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RADIOGALASSIE & AGN Cenni Storici - Struttura - Spettri Francesco Grossetti Astronomia Extragalattica Anno Accademico 2007-2008.

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1 RADIOGALASSIE & AGN Cenni Storici - Struttura - Spettri Francesco Grossetti Astronomia Extragalattica Anno Accademico

2 Che cosa sono? La radiazione proveniente dallAGN si pensa sia dovuta allaccrescimento di materia su un buco nero supermassivo con massa compresa tra M sun al centro della galassia ospite Le RG fanno parte di una categoria di oggetti chiamati AGN (Active Galactic Nuclei) che identificano galassie con una tale luminosità, nella regione nucleare, da essere osservata in gran parte dello spettro e.m. In particolare le RG sono molto luminose nel radio (fino a W tra GHz) per lemissione è dovuta a sincrotrone

3 Le prime scoperte 1946: Cygnus A --> prima sorgente radio scoperta (Hey) e successivamente definita nellottico con risoluzione di 1 arcmin (Smith Baade, Minkowsky 1954). z=0.06 Caratterizzata da struttura a doppi lobi molto più grandi della controparte ottica 1960: 3C295 (Minkowski) a z=0.45 NGC5128 (Centaurus A): doppi lobi su 4° in cielo 1963: Schmidt propone il termine QUASi-stellAR-object identificando tre nuove sorgenti radio luminose: 3C273 a z=0.158, Hazard-Mackey-Shimmins 3C48 a z=0.37 3C147 a z= : prime tecniche interferometriche ad alta risoluzione con VLBI 1995: Padovani & Urri presentano recensione dei modelli degli AGN

4 Cygnus A VLA Cygnus A visto in ottico e a differenti in radio

5

6 NGC 4051 NGC 4151

7 Struttura Alcune RG presentano una o due strutture molto strette note come jet Le RG hanno vari tipi di strutture, ma la più comune è quella costituita da lobi. Questi sono doppi, tendenzialmente simmetrici e di forma pseudo ellissoidale RG 3C98

8 Struttura Dal 1970 (Scheuer 1974, Blandford & Rees 1974) il modello comunemente più accettato consiste in lobi sostentati da beams relativistici di particelle ad alta energia e da campi magnetici provenienti dal nucleo attivo Ci sono due schemi generali per quanto riguarda jets e lobi, introdotti da Franaroff & Riley nel 1974, che si differenziano principalmente per la differente luminosità e per la morfologia su larga scala dellemissione radio FR I FR II

9 Struttura: FR I e FR II Brillanti nella regione centrale Poco luminosi Jets luminosi al centro Beams inefficienti: irragiano quasi la totalità della loro energia nel tragitto FR I Brillanti lontani dal centro Molto luminosi Presenza di hotspot nelle regioni periferiche Trasporto di energia efficiente fino alla fine dei lobi FR II

10 Struttura: FR I e FR II Più in dettaglio, la divisione tra FR I e FR II dipende dal tipo di host galaxy (per esempio se più o meno massiva) o con mezzo interstellare più o meno denso Nelle FR I, i jets passano a un regime sub-relativistico molto vicino al nucleo creando una struttura più diffusa con concentrazioni non ovvie agli estremi Nelle FR II, i jets rimangono relativistici durante tutto il tragitto (con velocità intorno a 0.5 c) fino alla fine dei lobi. Si creano i hotspot cosiddetti hotspot dovuti a onde di shock causate dal rilascio di energia repentino del jet supersonico

11 EVN+MERLIN 6-cm and Comparison HST Observations of 3C264. These observations reveal a change in the jet morphology that is coincident with an optical "ring" that has been imaged with the Hubble Space Telescope (HST). (1997)

12 Struttura: FR I e FR II In molte FR I, leffetto del gas circostante può distorcere i getti. Nella galassia NGC 1265 si ha una curvatura dei getti a causa del moto relativo del nucleo galattico con il mezzo circostante e, probabilmente, per linfluenza del plasma confinante

13 Nonostante una simmetria su larga scala, nella regione nucleare di una RG si hanno evidenze di asimmetrie. Per rilevare ciò è necessaria una risoluzione inferiore a 1 arcmin (VLBI) Un esempio è la RG tipo FR II 3C175

14 M87M87M87M87 M87 Optical

15 A 1.6 GHz image of the giant radio galaxy 3C 236. With a linear extent of ~4 Mpc, this is the largest known raio source in the universe, although this image shows only in the inner part (~2 kpc) of the source. (Schilizzi et al., 2001, A&A, 368, 398) - MERLIN/VLBI

16 Struttura: FR I e FR II La natura ha regalato anche RG che non rientrano nelle categorie precedenti. Un bellesempio è 3C273, dove si nota una struttura completamente asimmetrica a tutte le scale

17 Metodi dindagine di una sorgente in astrofisica Entrambe si estendono su quasi tutto lo spettro elettromagnetico, con minori risoluzioni per le lunghezze donda minori (dovute alla difficoltà tecnica di collimare un raggio di fotoni ad altissima energia). DISTANZE Dalla spettrometria in particolare si ricavano indicazioni preziosissime riguardo allo spettro di emissione delle sorgenti (righe atomiche), strumento insostituibile per stimare le DISTANZE di questi oggetti. Per analizzare le sorgenti con cui si ha a che fare in astrofisica gli strumenti dindagine sono prevalentemente due:FOTOMETRIA SPETTROMETRIA SPETTROMETRIA

18 DISTANZA Nel modello cosmologico standard il redshift z di una riga spettrale emessa ad una lunghezza donda λ e e rivelata a λ 0 è definito come: Il primo termine della serie si può interpretare come velocità di recessione z=v/c, i termini successivi sono le correzioni relativistiche che diventano non trascurabili per ~ z > 0.3 dove H 0 è la costante di Hubble, q 0 il parametro di decelerazione ed è legato alla distanza della sorgente emettitrice dalla seguente relazione:

19 Classificazione Al fine di comprendere meglio il contesto in cui si posizionano le RG, è utile fare una classificazione generale degli AGN LINERs: solo deboli linee di emissione nucleari Seyfert: continuo ottico nucleare con NLR e a volte BLR Type 1: NLR+BLR Type 2: NLR Host Galaxy: generalmente spirali RQ QSOs: simili alle Seyfert (tipo I) differenza in limite di opt. mag. forte continuo ottico, X e NLR-BLR Host Galaxy: spirali, ellittiche Radio Quiet AGNRadio Loud AGN RL QSOs: comportamento simile a RQ QSOs con presenza di jets quindi di un forte continuo ottico, NLR & BLR, emissione X Blazars: rapidamente variabili, opt. em. polarizzata, radio e X em. Radio Galaxies: emissione nucleare e radio estesa. Possono essere divise low-excitation e high-excitation classes caratterizzate da BLR e NLR. Host Galaxy: ellittiche

20 Sombrero Galaxy: debolmente ionizzata nel nucleo. Emissione in radio e X da sincrotrone Low Ionization Nuclear Emissione Region M kev -> orange kev -> blue Palomar: Optical -> nucleo

21 Type 1 Seyfert NGC 1566 Spitzer: MIR Spitzer: IR -> nucleo Oss. G.D. Cassini, Loiano Type 2 Seyfert NGC 2683

22 The Palomar sky survey image of Mkn 421 taken in blue light Corona Borealis Observatory Győrújbarát - Hungary BL Lac Optical Violent Variable

23 Modello Unificato degli AGN Ciò che può ben spiegare la produzione di così tanta energia (fino a erg) è la presenza di un buco nero di M sun entro un raggio di 0.01 pc o anche meno Lenergia dellAGN deriva dallenergia potenziale gravitazionale del materiale del disco di accrescimento circostante il SMBH che cade su di esso Poiché il momento angolare è differenziale, il materiale che accresce sul SMBH passando da unorbita a una più interna dovrà emettere per principi di conservazione dellenergia e del momento angolare.

24 BLACK HOLE e DISCO DI ACCRESCIMENTO Il gas che forma il disco di accrescimento spiraleggia verso il centro fino ad essere inghiottito dal buco nero, liberando in energia radiativa fino a quasi metà della sua massa a riposo. Questo è il meccanismo di conversione massa-energia più efficiente mai osservato nellUniverso 5.7% se BH non rotante 41% se BH ruotante (una tipica efficienza nucleare è di circa 0.7%)

25 Toro di polveri Qualcosa di molto simile è stato visto dallHubble Space Telescope nella Seyfert galaxy NGC4261. Il toro è otticamente spesso: se intercetta la linea di vista oscura le componenti più interne e nello spettro emerge solo la sua emissione (prevalentemente in infrarosso) e quella delle regioni esterne. Oltre al disco di accrescimento vi è un toroide spesso di materiale in accrescimento freddo e sufficientemente opaco da rendere invisibile il disco sottile se si osserva edge-on. La regione centrale può essere osservata solo da direzione polare

26 Laltra componente sono la coppia di jets di materiale energetico espulso dal nucleo in direzione polare. I jets sono incredibilmente collimati e posso viaggiare per enormi distanze rispetto al toroide I jet ultrarelativistici Centaurus A Ottico+Radio

27 Blazars: -BL Lac Objects -OVVs Type 1 objects: -Seyfert 1s -Broad Line Radio Galaxies -Type 1 Quasars Type 2 objects: -Seyfert 2s -Narrow Line Radio Galaxies -Type 2 Quasars dipendenza dallangolo di vista MODELLO UNIFICATO (Antonucci 1993, Urry e Padovani 1995)

28 Nellanimazione qui sotto si parte da una distanza di centinaia di megaparsec dalla galassia attiva. Avvicinandosi si possono vedere le diverse popolazioni stellari che formano la galassia: le stelle giovani, blu, nelle braccia a spirale e le stelle vecchie, rosse, che formano il bulge. In questo modellino sono state disegnate solo stelle, mentre in una galassia di questa taglia (una spirale gigante) ce ne sono in media 100 miliardi. Qui il quasar è stato spento in quanto in realtà la sua luminosità sopravanza di gran lunga quella dellintera emissione stellare della galassia. Nel centro del bulge si vedono delle nubi di gas blu (NLR): è la regione esterna al quasar, appena fuori dal toro di polveri; più vicino al nucleo un sistema di nubi verdi e giallo-viola, in rapido movimento (BLR). Oltre ciò il disco di accrescimento che alimenta il BH da cui si diparte il getto relativistico. Dallinizio alla fine dellanimazione si percorrono 10 ordini di grandezza: il primo frame dellanimazione è infatti grande 10 miliardi di volte lultimo. Modello Unificato degli AGN Alla luce di quanto detto finora possiamo quindi dire che i nuclei galattici attivi nascondono al loro interno buchi neri supermassivi (M M sun ) in accrescimento.

29 SPETTRI Spettri tipici degli AGN occupano sostanzialme nte lintero dominio e.m. BROAD BAND Spettri di questo tipo prendono il nome di BROAD BAND

30 SPETTRI Spettro a larga banda del quasar 3C273

31 MECCANISMI DI EMISSIONE Come si spiega uno spettro tipo broad band? Si possono raggruppare i meccanismi di emissione in due categorie principali: EMISSIONE TERMICA PROCESSI AD ALTA ENERGIA (emissione non termica)

32 MECCANISMI DI EMISSIONE TERMICI: corpo nero Il profilo della curva è dato dalla legge di Planck: Un corpo nero è univocamente identificato mediante la TEMPERATURA. Poiché il corpo nero, per definizione, assorbe tutta la radiazione che incide su di esso, quella che vediamo emergere è quindi il risultato della sola emissione

33 MECCANISMI DI EMISSIONE TERMICI: free- free emission (bremsstrahlung termica) Lemissione free-free è tipica di un gas caldo ed è prodotta ovunque ci sia unadeguata densità di elettroni liberi, ad esempio: atmosfere stellari plasmi caldi e densi regioni HII toro di gas ionizzato attorno ad Io La regione HII attorno ad una stella calda è formata dalla fotoionizzazione dellidrogeno da parte di fotoni UV provenienti dalla stella. Il continuo proveniente da una regione HII è dovuto allemissione free-free prodotta dagli elettroni liberi del gas. Lo spettro si può estendere dal radio allottico ed è piatto in regime di mezzo otticamente sottile.

34 free-free emission – continua (2)free-free emission – continua (2)free-free emission – continua (2)free-free emission – continua (2) Lo spettro si estende dal radio al visibile e dipende dalla densità del gas. Il grafico ha un flesso in corrispondenza della lunghezza donda a cui il mezzo inizia a comportarsi come otticamente spesso: a lunghezze donda maggiori la radiazione è riassorbita. Esiste quindi, in dipendenza dalla densità del gas, una particolare frequenza, detta di cut-off, oltre la quale il mezzo emette come corpo nero. Nella regione a legge di potenza lindice spettrale è pari a 2. Nella parte dello spettro otticamente sottile lintensità è debolmente dipendente dalla frequenza, con indice spettrale pari a –0.1. La parte dello spettro dove il mezzo è otticamente spesso è dato da: dove I è lintensità emessa in funzione della frequenza

35 Lemissione non termica è dovuta a processi di alta energia che coinvolgono sia fotoni che particelle e si dice non termica proprio perché la distribuzione, sia dei fotoni che delle particelle, non è Maxwelliana. I processi fisici che danno luogo ad emissione di alta energia sono: RADIAZIONE DI SINCROTRONE EFFETTO COMPTON (diretto e inverso) EFFETTO COMPTON (diretto e inverso) PRODUZIONE DI COPPIE PRODUZIONE DI COPPIE EMISSIONE NON TERMICA

36 RADIAZIONE DI SINCROTRONE Indipendentemente nel 1950 prima e nel 1953 poi, Alfvén & Herlofson e Shklovsky proposero una legge di potenza al fine di spiegare diversi tipi di spettri in banda radio: con indice spettrale > 2 è necessario ricorrere ad emissione di tipo non termico ed in particolare emissione di sincrotrone.

37 Questa relazione è estremamente utile in quanto da una semplice misura dellindice spettrale si possono ricavare informazione sulla distribuzione di energia degli elettroni emettitori. Esiste una semplice relazione tra lindice della distribuzione di energia degli elettroni (s) e lindice spettrale (α) dello spettro di emissione per sincrotrone Per gli AGN lemissione di sincrotrone riguarda solamente il getto relativistico. Sappiamo che in regioni simili il campo magnetico è di ~10 -4 T emissione X di 10 KeV da Blazars è dovuta ad elettroni di ~10 12 eV

38 EFFETTO COMPTON (diretto e inverso) Quando un fotone di alta energia interagisce con un elettrone a bassa energia si ha scattering Compton. Lelettrone acquista energia a spese del fotone. La relazione tra la lunghezza donda del fotone incidente, λ i, e quella dopo lo scattering, λ s è: [1] dove m 0 è la massa a riposo dellelettrone e langolo di scattering. Possiamo riscrivere [1] in termini della lunghezza donda Compton λ C : dove λ C è definita come:

39 Un caso particolare è rappresentato dallo scattering di Thompson, la coda a più bassa energia, il più comune in astrofisica. Leffetto Compton è statisticamente rilevante in quelle regioni in cui vi sono degli elettroni immersi in un campo di fotoni ad alta energia. In astrofisica è possibile anche trovare situazioni in cui avviene il processo inverso (IC), ovvero quando elettroni di alta energia interagiscono con dei fotoni cedendo parte della loro energia e accelerandoli. Leffetto Compton inverso è lanalogo elettrico del sincrotrone. La perdita di energia di un elettrone relativistico che interagisce con il campo generato da fotoni (con densità di energia U rad ) è dato da: dove σ T è la sezione durto Thompson

40 PRODUZIONE DI COPPIE Quando un fotone di grande energia interagisce con il campo di un altro fotone o di un nucleo, dà origine alla formazione di una coppia elettrone- positrone: La produzione di coppie è un fenomeno poco importante in astrofisica. Assume una notevole importanza solo in quelle regioni con una densità di fotoni gamma elevata.

41 Dalla conservazione dellenergia si ha che: [1] Per la coppia e + e - il momento è: [2] Per il fotone il momento è, da [1]: [3] Uguagliando [2] e [3] si vede che, poiché ν non può essere uguale a c, momento ed energia non possono essere conservati simultaneamente nello spazio libero: è necessaria la presenza di un terzo oggetto (il campo di un nucleo o di un altro fotone) che assorba parte del momento di rinculo. Questa interazione può avvenire anche sottoforma di annichilazione di una coppia e + e - con la produzione di un fotone di energia 1 MeV (ad esempio, ne sono stati osservati dalla regione del Centro Galattico). La massa a riposo di e + ed e - è 0.511MeV il regime di questa interazione sarà nella regione che va dagli X estremi ai gamma di bassa energia.

42 Conclusioni & Referenze - Cosè una radiogalassia? - Struttura - AGN - Classificazione - Modello Unificato - Spettri - Meccanismi di emissione BINNEY, MERRIFIELD, Galactic Astronomy, 1998, Princeton Series in Astrophysics KROLIK, Active Galactic Nuclei, 1999, Princeton Series in Astrophysics RYBICKI, LIGHTMAN, Radiative Processes In Astrophysics, 1979, Cambridge University Press An Introduction to Radio Astronomy, BURKE, GRAHAM-SMITH This is the End

43 3C 48

44 The radio galaxy 3C293: MERLIN 5GHz radio contours of the inner jet of 3C293 overlaid upon an HST R-H colour map.

45 Modello Unificato degli AGN Numerose sono le categorie di oggetti che vanno sotto il nome di AGN Necessario un modello unificato che spiegasse gli oggetti visti in cielo Non fu immediatamente chiaro che un Quasar fosse al centro di un nucleo galattico poiché troppo distanti per osservazioni esemplificative Mentre le RG si identificano come ellittiche, i Quasar si possono trovare anche in spirali Con survey in ottico trovati altri nuclei attivi, Seyfert, con emissione radio notevole

46 Lemissione di sincrotrone denota la presenza di un campo magnetico: gli elettroni relativistici che attraversano una zona di spazio permeata da questo vengono deflessi e quindi irraggiano in un cono di apertura inversamente proporzionale al fattore di Lorentz. Elettroni di una data energia irraggiano ad una frequenza specifica, dato il campo magnetico: Irraggiando gli elettroni perdono unenergia pari a: dove U mag è la densità di energia nel campo magnetico: B 2 /(8 ·10 -7 ) dove t h è il tempo (in secondi) in cui lelettrone perde metà della sue energia. Da cui si può ricavare una vita media per irraggiamento: RADIAZIONE DI SINCROTRONE

47 0.2 arcsec res. 30 mas res. 50 mas res. Jets della radio galassia 3C293 a differenti lunghezze donda e risoluzioni


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