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Determinazione della massa di SMBH in 48 QSO a basso redshift S. Busatto I. Cavasin E. Grigoletto Liceo G. Berto Mogliano Veneto.

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Presentazione sul tema: "Determinazione della massa di SMBH in 48 QSO a basso redshift S. Busatto I. Cavasin E. Grigoletto Liceo G. Berto Mogliano Veneto."— Transcript della presentazione:

1 Determinazione della massa di SMBH in 48 QSO a basso redshift S. Busatto I. Cavasin E. Grigoletto Liceo G. Berto Mogliano Veneto

2 Sommario Cos è un QSO? Analisi dello spettro dei QSO Analisi dati calcolo massa quasar Conclusioni

3 Cosè un QSO? Oggetti che al telescopio (quindi nel visibile) appaiono simili a stelle ma hanno un alto redshift. Oggetto la cui luminosità è molto più grande di quella di una normale galassia e le cui dimensioni sono anche dellordine di pochi ld. Sono situati al centro di galassie attive, sono quindi parte degli AGN La loro luminosità (a tutte le frequenze) deriva sostanzialmente dalla materia che, da un disco di accrescimento, cade in un buco nero super massivo cosicché lenergia potenziale gravitazionale viene convertita in altre forme con una efficienza molto alta. sono quasar radio quiet (i quasar sono stati scoperti come la controparte ottica di intensissime sorgenti radio)

4 Quasar e stella a confronto visti al telescopio quasar stella

5 Lo spettro visibile di un QSO, z<0,8 La luminosità del QSO è di ordine di grandezza erg/s ~ L

6 Il nostro lavoro Abbiamo analizzato lo spettro di 48 QSO per calcolare la massa del SMBH e per ricercare la relazione tra la luminosità del continuo e la luminosità della linea H e dellO[III].

7 I 48 spettri analizzati In formato FITS, già ridotti, tratti da catalogo SDSS DR6 (www.sdss.org/dr6) Sono spettri di QSO con redshift z compreso tra 0,1 e 0,5

8 Spettro: determinazione distanza QSO H H [O III] 5007 Å Laboratorio redshift H osservato

9 Calcolo distanza Calcolato il redshift medio z dalle lunghezze donda osservate per Hβ e [O III], sono state ricavate le distanze per i 48 oggetti con lequazione relativistica:

10 Le distanze ricavate Distanze in Mpc

11 Spettro: determinazione flusso Flusso

12 Calcolo luminosità righe H, [O III] Luminosità = flusso osservato x superficie = 4πd² Φ (considerando lemissione isotropa)

13 BLR e NLR Broad Line Region: zona responsabile delle righe demissione larghe Narrow Line Region: zona responsabile delle righe demissione strette

14 BLR e NLR Allargamento Doppler Maggior velocità Minor velocità Il profilo doppler di una riga è un profilo gaussiano

15 BLR e NLR Righe permesse Righe proibite Righe permesse=diseccitazione spontanea, alta densità Righe proibite=diseccitazione collisionale, bassa densità

16 BLR e NLR QUINDI: le righe permesse e proibite indicano che la genesi delle righe avviene in regioni con diversa densità Lallargamento nettamente diverso, in molti casi, indica una ben diversa velocità di movimento delle nuvole di gas da cui proviene lemissione, pertanto si sono individuate le BLR e NLR come strutture caratteristiche dei QSO (degli AGN) responsabili dei fenomeni osservati

17 Determinazione del raggio della BLR Lestensione tipica del raggio della BLR, considerata costituita soprattutto da nuvole di Idrogeno, si calcola con tecniche di reverberation mapping e fotoionizzazione. In letteratura sono presenti alcune relazioni sperimentali che collegano lestensione della BLR allemissione del continuo.

18 Determinazione del raggio della BLR FLUSSO CONTINUO A 5100 Å

19 Calcolo raggio R BLR Abbiamo utilizzato la formula sperimentale di Kaspi, che stabilisce una relazione tra il raggio della BLR e la luminosità del continuo a 5100Å da noi precedentemente determinata:

20 Calcolo massa Abbiamo calcolato la massa del SMBH con lespressione per la massa viriale: dopo aver determinato la velocità tipica di movimento delle nuvole di gas costituenti la BLR…………

21 La FWHM delle righe H e [OIII] 5007 Å H [O III] 5007 Å FWHM fitting gaussiano

22 Calcolo velocità Abbiamo calcolato la dispersione delle velocità nellipotesi di moto kepleriano delle nubi di gas della BLR, misurando la FWHM della riga di emissione Hβ ed assumendola come dispersione delle velocità:

23 SMBH: masse calcolate Masse SMBH in unità di massa solare 1,82E+072,99E+073,80E+071,08E+082,89E+07 1,51E+081,94E+076,05E+074,85E+077,73E+07 4,25E+072,74E+071,80E+081,56E+081,13E+08 1,25E+082,35E+081,09E+082,50E+074,13E+08 3,58E+071,93E+078,73E+077,31E+072,00E+08 1,32E+081,49E+089,44E+074,88E+085,21E+07 3,33E+072,56E+073,53E+072,58E+074,45E+08 1,13E+086,86E+075,86E+072,53E+075,23E+07 2,28E+081,92E+081,03E+082,36E+07 1,44E+081,55E+085,76E+072,30E+08

24 Istogramma distribuzione delle masse

25 Rapporto massa e redshift

26 Rapporto continuo e Hβ

27 Rapporto continuo e [OIII] Dati completamente scorrelati Abbiamo analizzato gli spettri dei dati evidenziati e abbiamo rielaborato i diagrammi dei rimanenti QSO senza di essi……

28 Separando i dati…… Separando i dati precedentemente individuati e rianalizzando i due insiemi di dati che così si ottengono abbiamo ottenuto i seguenti grafici:

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