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Presentazione per lesame di astrofisica delle alte energie di Riccardo Gualtieri Docente: prof. Fabrizio Fiore.

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1 Presentazione per lesame di astrofisica delle alte energie di Riccardo Gualtieri Docente: prof. Fabrizio Fiore

2 SMBHs di massa M sol sono il motore di AGN e Quasars. Molte, forse tutte le galassie ospitano un SMBH. QSO SDSS (Fan et al.2003) z qso =6.43 il quasar più lontano. Il primo SMBH deve essersi formato entro 0.9 Gyr dal Big-Bang.

3 Merging Buchi neri si fondono tra loro collidendo. Accrescimento di gas Il buco nero si alimenta da un disco di accrescimento.

4 Per distinguere un processo dallaltro si valuta il rapporto R tra la densità di luminosità di AGN e QSO sulla densità locale di massa di SMBHs. Dove M è lefficienza radiativa media di accrescimento sul BH,

5 Si ricorre inoltre al rapporto: L =L bol /L edd =1 (McLure & Dunlop 2004) Valutato per i quasar della SDSS nellintervallo di redshift: 0.1

6 Possibilità di avere SMBH a z>6.43 Tempi brevi per diventare SMBH Semi iniziali molto massivi

7 Stelle supermassive (SMS): M>10 3 M sol Si possono formare se la pressione di radiazione è sufficiente ad inibire la normale formazione stellare. Evolvono in maniera quasi stazionaria fino allinnesco di una instabilità radiale dovuta alla relatività generale che porta al collasso in BH con massa di circa il 90% della SMS e parametro di spin a/M=0.75. (Shibata & Shapiro 2002)

8 Ancora non osservate. Non ci sono prove certe che si possano formare nelluniverso primordiale. Sarebbero stelle di seconda generazione formatesi a 10

9 Stelle di Popolazione III: M= M sol Formate da nubi a metallicità zero Stelle con massa M= M sol e M>260M sol collassano direttamente in BH. Stelle con massa M= M sol si disintegrano esplodendo. (Heger et al. 2003) (Valori ottenuti dalle simulazioni)

10 Formatesi in aloni di materia oscura con M halo >5x10 5 M sol Gli aloni condensano nei picchi primordiali di densità a redshift z= Le simulazioni mostrano la formazione di addensamenti, clumps, di circa 100 M sol. La lenta contrazione subsonica regolata dallidrogeno molecolare impedisce una frammentazione ulteriore. A metallicità zero la perdità di massa prima del collasso è trascurabile. (Madau 2004)

11 L Ansatz : I buchi neri, semi dei SMBH, hanno origine dal collasso di stelle di popolazione III a z<40. (Madau & Rees 2001) La massa di questi BH è 100

12 Equazioni che regolano laccrescimento del BH. Scenario cosmologico in cui avviene laccrescimento fino a SMBH.

13 Efficienza di conversione tra massa a riposo ed energia luminosa: con dM 0 /dt tasso di accrescimento di massa a riposo:

14 Rapporto di Eddington: con

15 Accresce solo materia barionica ordinaria.Il gas è un plasma ionizzato. Lopacità del disco è dovuta solo allo scattering Thomson.

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17 Equazione dellevoluzione dello spin del BH.

18 Disco sottile Kepleriano, senza condizioni di torsione sulla ISCO. (Pringle & Rees 1973) Disco di accrescimento MHD Campo magnetico congelato in un plasma con conducibilità infinita.(de Villiers et al.)

19 Il gas perde momento angolare a causa della turbolenza magnetica instaurata da instabilità magneto-rotazionale. È il modello di disco più realistico nella descrizione dellaccrecimento su BH di plasma magnetizzato.

20 Il disco si presenta come un toro con raggio interno r/M=6. Si considera in equilibrio in assenza di campi magnetici. La sorgente della viscosità è la turbolenza MHD. Non ci sono brusche transizioni sullultima orbita stabile. (Gammie et al.)

21 Parametro di evoluzione dello spin in MHD: I parametri che descrivono laccrescimento stazionario su dischi MHD dipendono poco dalle condizioni iniziali. (Gammie et al.)

22 a/M=0.95 M =0.19 Disco MHD a/M=1 M =0.42 Disco sottile ordinario

23 Determina il tasso di crescita massimo di un BH con laccrescimento, dallanalisi fatta sui quasars a 0.1

24 Per separare il contributo dei due processi si integra lequazione: Con M ed L costanti, ottenendo:

25 Il disaccoppiamento è possibile perché i tempi scala del merging sono brevi rispetto allaccrescimento. Laccrescimento non si interrompe durante il merging. Il disallineamento tra lasse del disco e quello del BH, vengono rapidamente riassorbiti dal sistema che torna rapidamente allequilibrio. Il valore di M torna ad essere quello iniziale. (Bardeen & Peterson 1975)

26 CDM, spazialmente piatto. Metrica di Friedmann-Robertson-Walker

27 Tempo scala dellaccrescimento: Tempo scala di crescita esponenziale:

28 Il fatto che il tempo di crescita esponenziale sia molto più piccolo del tempo di accrescimento, rende possibile laccrescimento da BH seme a SMBH, motore di quasars ed AGN.

29 Disco sottile standard Disco MHD (Shapiro 2005) Linea tratteggiata per BH spinnante con a/M=0.75. Linea continua per BH non ruotante con a/M=0.

30 Disco sottile standard Disco MHD (Shapiro 2005) Linea tratteggiata per BH spinnante con a/M=0.75. Linea continua per BH non ruotante con a/M=0.

31 Dischi standard portano i BH a massimo spin ed efficienza: a/M=1, M =0.42 Dischi MHD portano allequilibrio di spin a valori inferiori: a/M=0.95, M =0.19 Una M più piccola si riflette in una maggiore crescita del BH. Lamplificazione non dipende dalle condizioni iniziali di spin.

32 Integrando lequazione: Si ottiene, considerando costante M :

33 Il tempo scala di spin trovato spiega: La rapidità della crescita dello spin. La scarsa dipendenza dallo stato iniziale di spin. Levoluzione del BH dipende solo dallequilibrio di spin raggiunto nellaccrescimento.

34 Utilizzando lefficienza M allequilibrio possiamo valutare la massa del buco nero dallequazione:

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37 Rapporto di amplificazione del BH: M f /M i in funzione del redshift iniziale z i. Al variare dellefficienza di radiazione M. Banda punteggiata: delimita la regione permessa alla crescita di BH in cui il merging porta ad una amplificazione di Banda tratteggiata: delimita la regione in cui BH residui di stelle di pop.III con massa di circa 10 2 M sol possono raggiungere 10 9 M sol.

38 Laccrescimento da dischi MHD è facilmente ottenuto I dischi standard a meno della ricattura fotonica (a/M=0.998), non sono in grado di accrescere il seme fino alla massa di SMBH. Qualora il seme avesse massa iniziale M BH <600M sol i dischi standard non potrebbero essere efficaci nellaccrescimento.

39 In assenza di merging, affinchè nel tempo previsto un BH possa raggiungere la massa desiderata deve avere unefficienza M <0.13 Ne deriva un equilibrio di spin per un disco di accrescimento con a/M=0.83 Questo valore è minore sia del modello di disco con a/M=1, sia del modello a disco MHD per cui a/M=0.95 Il merging è necessario quindi per aiutare la crescita dei BH entro z=6.43

40 I risultati ottenuti da Yu & Tremaine per cui: M >R= , 0.70

41 La crescita di SMBH dipende dallefficienza radiativa M. Lefficienza media è determinata dallequilibrio di spin del BH. I semi sono residui di stelle di Pop.III collassate a z<40. Il merging porta ad una amplificazione <10 4. Beaming e lensing gravitazionale potrebbero falsare i valori della massa osservata dei quasars.

42 Shapiro 2004 Fan et al.2003 Soltan 1982 Yu & Tremaine 2002 McLure & Dunlop 2004 Shibata & Shapiro 2002 Norman 2004 Heger et al Madau 2004 Madau & Rees 2001 Pringle & Rees 1973 de Villiers et al. Gammie et al. Bardeen & Peterson 1975 Shapiro 2005


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