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Interpretazione della variabilità dei Blazar attraverso modelli di emissione SSC ed EC A.Tramacere dip. Fisica Univ. Perugia Udine 31/01/2003.

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1 Interpretazione della variabilità dei Blazar attraverso modelli di emissione SSC ed EC A.Tramacere dip. Fisica Univ. Perugia Udine 31/01/2003

2 AGN la classificazione AGN la lum. dellintera galassia Radio quieti90% Seyfert ecc.. Radio forti10% 2000 Blazar BL Lac+FSQR Lum. nucleo erg/s Variab. rapida (sino a 10 4 s) Getto Emissione su tutto lo spettro e.m. Moti superluminali BLR NLR

3 Moti super-luminali Evidenze di moti superluminali da osservazioni VLBI Scala Kpc Ripresa Chandra delloggetto galattico XTE J C273

4 Caratteristiche generali della SED Stato alto Stato quiescente Picco di bassa energia Picco di alta energia

5 La variabilità temporale Vincolo sulle dimensioni della sorgente emittente: Limite sup. MRK 421

6 Modello Standarddegli AGN Modelli leptonici Modelli adronici

7 Input SSC Evoluzione Temporale ERC Curva di luce del disco dagli AC Curve di luceSED SSC/ERC parametri del modello(stimati dalle osservazioni) Legge delliniez. elettronica(a legge di potenza, parabolica, gaussiana, ecc..) BLAZAR SED Tempi di attr.

8 Interfaccia grafica

9 Simulazione dellemissione SSC Varia max Varia B

10 Simulazione dellemissione ERC Simulazione ERC =0.05 T anello_in =10 5 K FSQR LBL HBL La radiazione del disco

11 Densità critica: valanga diffusione graduale AUTOMA CELLLULARE Il disco instabile: il modello AC Sistemi SCO PSD f -

12 Il disco instabile: la simulazione Istogramma ampiezza flare Log(eventi)

13 Pounds et al osservazioni RXTE di Arakelian 564 (Seyf. 1) =1.12±0.04 T var ~giorno( s) Il disco instabile: osservazioni

14 Evoluzione temporale Regione accel. Regione radiativa Soluz. Analit. ( )

15 Iniezione continua limiteTH SSC ERC Parametri simulazione SSC Parametri simulazione ERC

16 Tempi di attraversamento La geometria Num fetta Losservatore vede la somma di fette che emettono ad istanti diversi ed in stati diversi R =10 (15-17) cm t blob =10 (5-7) s

17 T iniez. =T attr. Tempi di attraversamento Time lag circa 1700 s Profilo quasi simmetrico (oss.) Bilancio cooling-fuga PKS ASCA (Kataoka 2000) Fit gaussiano t~ 4000s Alta energia precede

18 T iniez. >> T attr. Tempi di attraversamento Presenza del plateau MRK 421 XMM-NEWTON SEMBAY et al. 2002

19 ERC + disco variabile Si può osservare variabilità nelle curve di luce dovuta al riprocessamento dellemissione variabile del disco, da parte della blob

20 Iniezione Random R=10 15 cm

21 MRK 421

22 PKS

23 BL Lacertae

24 Cosa si potrebbe fare con GLAST Analisi degli indici spettrali Analisi dei flussi Correlazione flussi-indici spettrali Correlazione flussi multi-banda Analisi dei picchi di emissione Discriminare tra i vari modelli

25 Analisi spettrale Andamento delle freq. di picco

26 Analisi spettrale Correlazione dei flussi

27 Analisi spettrale Evoluzione dellindice spettrale di sincrotrone

28 Analisi spettrale Evoluzione dellindice spettrale compton

29 Potenzialità attuali Risultati raggiunti: 1.Riproduzione dellemissione stazionaria del disco e del getto 2.Riproduzione dellemissione transiente del disco (AC) 3.Riproduzione della variabilità del getto sia per SSC che ERC in regime TH e KN 4.Riproduzione di curve di luce con e senza i tempi di attraversamento, tempi caratteristici e profili congruenti con le osservazioni 5.Connessione disco getto : scoperta della possibilità di avere variabilità gamma data dal riprocessamento della variabilità del disco (simulazione mai apparsa in letteratura). 6.Utilizzo del simulatore per analizzare i modelli 7.Realizzazione di una libreria di software per processi astrofisici di alta energia

30 Da fare Sviluppi futuri: Modello self-consistent a 2-stadi : quiescente/flare, BH+Disco generano plasma 1.Accelerazione di e +/- /p/ N +/- ( MHD turbolence LF (B+ B) ALFVEN) generano il plasma accelerato 2.Efficace per laccelerazione dei protoni (C.R.) gli e- perdono per IC 3.Sopra la sogila di foto-dissociazione plasma + campo fotonico disco(X/UV): produzione di particelle secondarie 4.In funzione della luminosità del disco posso accumulare più o meno plasma 5.Superata una certa sogli espulsione blob con campo magnetico congelato ed elettroni (già) relativistici, accelerati ulteriormente dallo shock (FERMI) 6.Alfeven Waves perpendicolari al disco (ADAF) spiegherebbero leiezione della blob 7.Tenere conto dellespansione 8.Interpretare la seq. FSQR LBL HBL in questottica : 9.Shell solo in HBL ? 10.La luminosità del disco influenza lo spettro energetico iniziale de plasma ? 11.Ecc…

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32 Meccanismi di accelerazione Pistone supersonico Fermi 1° ord. Shock Spettro energetico a legge di potenza

33 Emissione di Sincrotrone Coeff. emiss. ed Ass. Spettro emiss. < Distr. elettronica Spettro emiss. fissato Potenza totale emessa per Sincrotrone Equazione del trasporto radiativo

34 Emissione Compton Regime Thomson Sez. durto in regime KN Densità fotoni Emissività Compton, Campo fotonico isotropo Jones 1968

35 Simulazione in regime KN Parametri simulazione

36 Curve di luce sinc. ed IC La curva di sinc. a Hz e quella di IC a Hz hanno profili simili Le curve di luce di sincrotrone e Compton generate dagli stessi elettroni devono avere profili simili

37 Parametri ed osservabili I 7 parametri del modello: q e, max, t esc, s, R,B Le 7 osservabili: s_break, s_picco, s_max, c_picco, L s_tot, L c_tot,

38 Analisi spettrale Curve di luce di sincrotrone convoluta

39 Analisi spettrale Curve di luce compton convoluta

40 Analisi spettrale Spettro di sincrotrone convoluto

41 Analisi spettrale Spettro di sincrotrone convoluto

42 Analisi spettrale Spettro compton convoluto

43 Analisi spettrale Spettro compton convoluto

44 Analisi spettrale:osservazioni

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46 Il disco sottile: modello staz. Potenziale grav. Rel. Rot. Diff. + visc. Dissipazione Corpo nero diluito


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