Università di Napoli “Federico II” Ciro Pinto matr. 358/27 Relatori Dr. Maurizio Paolillo Prof. Giuseppe Longo VARIABILITA' X NEI NUCLEI GALATTICI ATTIVI

VARIABILITA' NEL DOMINIO X DEI NUCLEI GALATTICI ATTIVI (AGN) ➢ Presentazione degli AGN ➢ Proprietà X e variabilità degli AGN ➢ Riduzione Dati ➢ Risultati e Conclusioni Centaurus A

I NUCLEI GALATTICI ATTIVI Il termine Nucleo Galattico Attivo (AGN) fa riferimento ad una vasta serie di fenomeni di origine non-stellare, associati ai nuclei di alcune galassie che mostrano un'attività peculiare tra i quali individuiamo: ➲ Intensa emissione di radiazione con luminosità fino a erg/s ( L sole = erg/s) ➲ Origine confinata in regioni ristrette minori di 200 U.A. ➲ Elevata variabilità soprattutto nella banda X: il flusso raddoppia in tempi-scala di ore ➲ Emissione multi-banda in particolare nella banda X: L X max ~ 50% L BOL ➲ Intensa emissione Radio (→ QUASAR) ➲ Getti di particelle e moti ultra-relativistici Cen- A

PRINCIPALI TIPOLOGIE DI AGN ➢ Galassie di Seyfert: Seyfert-1: righe di emissione “larghe” (Broad Line) con V~10 4 km/s righe di emissione “strette” (Narrow Line) con V~10 3 km/s variabilità su tempi-scala di ore-mesi intensa emissione X Seyfert-2: solo righe di emissione strette con V~ km/s variabilità più debole delle Sy-1 intensa emissione X radiazione fortemente polarizzata ➢ QUASAR: acronimo di Quasi Stellar Radio Source, forte emissione nel Radio, contro-parte ottica puntiforme elevato redshift -oggetti molto distanti- variabilità su tempi-scala di mesi ➢ BLAZAR: sono gli AGN più energetici, emissione fino ai raggi gamma massima variabilità (tempi-scala ~ minuti) forte emissione radio Sy-2 NGC 1068 (X+ottico) QUASA R 3C273 (ottico) Sy-1 NGC 4151 (ottico)

CARATTERISTICHE SPETTRALI DEGLI AGN NGC 1068 Sy-2 Sy-1 NGC 4151

AGN: IL MODELLO UNIFICATO - A ➲ Alta variabilità → piccole dimensioni: le dimensioni della regione emettitrice sono inferiori al cammino percorso da un raggio di luce nell'intervallo di tempo in cui la sorgente risulta variabile: minore di 1 parsec ➲ Alta luminosità → elevata produzione di energia: l'unico oggetto in grado di fare ciò è un buco nero super-massiccio che accresce materia ● Un energia pari a L = erg/s può essere prodotta da un buco nero di massa M = 10 8 M SOLE che accresce meno di 10 masse solari in un anno ● La massa centrale M BH si può ricavare dalla Luminosità di Eddington: η ~ 6-40 %

AGN: IL MODELLO UNIFICATO - B IL TIPO DI AGN OSSERVATO DIPENDE DALL'ANGOLO DI OSSERVAZIONE E DALLA ATTIVITA' RADIO: ➲ OSSERVANDO LUNGO IL RADIO OGGETTO, L'AGN MOSTRA LE CARATTERISTICHE DEI QUASAR ➲ SPOSTANDOSI DALL'ASSE SI VEDONO SPETTRI TIPICI DELLE Sy 1 ➲ SE IL PUNTO DI VISTA E' VICINO AL TORO DI POLVERE, SI OSSERVA UNA SEYFERT DI TIPO 2

PROPRIETA ' X DEGLI AGN ➲ Luminosità–X: L X ~ 5-40% L BOL ~ erg/s (per il sole: L X ~10 -6 L BOL ) ➲ Lo spettro energetico segue una legge di Potenza: Flusso = A E -Γ ph / cm 2 / s / keV, con indice spettrale Γ ~ ➲ La variabilità è una caratteristica di tutti gli AGN: variazioni nel flusso su tutti i tempi-scala e su tutte le lunghezze d'onda ➲ Nel Dominio X gli AGN mostrano i più brevi tempi-scala (ΔT BL Lac ~ 10 min) → la variabilità-X permette di arrivare alle regioni più vicine al BH centrale ➲ Lo spettro di potenze è rappresentato da una legge di potenza con un “break” ν BREAK P(ν) ~ ν -1.1 con ν < ν BREAK P(ν) ~ ν -1.9 con ν > ν BREAK

VARIABILITA' X DEGLI AGN: Stato dell'arte - A A parità di luminosità, AGN a più alti redshift risultano più variabili, Paolillo et al 2004 → tassi di accrescimento superiori ANTI-CORRELAZIONE: VARIABILITA' vs. LUMINOSITA' Nandra et al. 1996

VARIABILITA' X DEGLI AGN: Potenzialità della Variabilità LA VARIABILITA' ANTI-CORRELA CON LA MASSA DEL BUCO NERO, O'Neill et al 2005 La massa del buco nero si può stimare a partire dalla variabilità ( Nikolajuk et al 2004 ) Valutare la massa del BH è difficile con altri metodi ed è possibile solo per oggetti vicini

I DATI: Osservazioni del Satellite XMM-Newton sul Chandra Deep Field-South (CDFS) Durata: circa 6 mesi Esposizione totale 500 ks, 400 ks di esposizione (effettivi) Flusso limite ∼ 5 ٠ erg cm -2 s -1 (nella banda keV) Chandra Deep Field-South: N H ∼ cm -2 densità colonna H CDFS è una nelle regioni celesti più osservate nella banda X I redshift spettroscopici e fotometrici sono stati forniti da osservazioni di Hubble Space Telescope sul CDFS X-ray Multi Mirror Mission - Newton XMM-Newton

EPIC CAMERA European Photo Imaging Camera Immagine del CDFS: rivelatore PN (somma delle 8 esposizioni) Efficienza Quantica dei CCD MOS: Banda energetica utilizzata: keV Immagine del CDFS: rivelatore MOS1 (somma delle 8 esposizioni)

SORGENTI X Immagine MOS1: PSF delle sorgenti, con raggi tipici: R SRC ~ 20 arcsec Sorgenti campione: Sono state rivelate 338 sorgenti di cui 170 hanno redshift identificato da contro-parte ottica (HST) Procedura di riduzione dati: A causa della “debolezza” delle sorgenti è necessario operare un'accurata pulizia di eventi spurii dovuti a: ● Raggi cosmici ● Fluorescenze strumentali ● Rumore elettronico ● Protoni X-soffici ● Galassie ed AGN non-risolti Curva di luce del CDFS

CURVE DI LUCE FINALI ➲ Le curve di luce per sorgenti e background sono state estratte con CIAO (Chandra) ➲ Le mappe di esposizione estratte in keV correggono per variazioni nella Q.E. ➲ Le curve di luce delle sorgenti sono state sottratte del background e corrette per la mappa di esposizione (efficienza quantica e “bad pixel”) Mappa di esposizione di MOS1 - prima esposizione Curva di luce Sorgente N°28 corretta ΔT = 10 ksec e durata 6 mesi m.c.r è il tasso di conteggio medio

VARIABILITA' X DEGLI AGN ➲ CHI-QUADRO χ 2 : TEST PER LA PREVALENZA DI VARIABILITA' Variazione del flusso rispetto all'errore ➲ EXCESS VARIANCE σ 2 NXS : STIMATORE DI VARIABILITA' Frazione di flusso variabile dopo aver sottratto il rumore (errore casuale) ➲ HARDNESS RATIO HR : COLORE-X La componente X-soffice keV viene assorbita maggiormente rispetto alla X-hard keV (dal toro) Quindi HR è anche indice di assorbimento La Ex. Variance è l'integrale dello spettro di potenze

RISULTATI & DISCUSSIONE - A: Prevalenza di Variabilità ➲ TEST χ 2 PER LA VARIABILITA' LUMINOSITA' X vs REDSHIFT Effetto di selezione: ad alti redshift si vedono solo le sorgenti più brillanti P ( χ 2 TH 95% Ipotesi: Sono variabili le sorgenti con probabilità ● maggiore del 95% di avere un χ 2 minore di quello ● stimato dalla curva di luce della sorgente ● nell'ipotesi di count rate costante La percentuale di sorgenti variabili aumenta col flusso, più si osserva una sorgente e più facilmente si può constatare la sua variabilità Anche nel plot Luminosità-X vs Redshift si vede tale effetto di selezione: a parità di redshift sorgenti più luminose sono più variabili

RISULTATI & DISCUSSIONE - B: Variabilità X ed Assorbimento HR diminuisce col flusso, → La luminosità è anti-correlata con l'assorbimento Le sorgenti variabili aumentano con HR, → La variabilità è anti-correlata con l'assorbimento Il modello unificato prevede una possibile componente di riflessione compton polarizzata: L ' assorbimento indebolisce la componente variabile La riflessione aggiunge una componente meno variabile, → Sy-1 meno variabili delle Sy-2 La forbice non cambia con la statistica Sy-2 Sy-1 HR vs COUNTS

RISULTATI & DISCUSSIONE - C: Stime di variabilità X Tutti e soli gli AGN nel campione variabile (24%) hanno σ 2 NXS positiva La distribuzione della σ 2 NXS è identica alla distribuzione della probabilità del χ 2 L'excess variance è un buon stimatore della variabilità σ 2 NXS vs Conteggi Lo scarto attorno allo zero aumenta a bassi conteggi (previsto al peggiorare della statistica) Il plot conferma l'aumento di sorgenti variabili col flusso, più si osserva una sorgente e più si è sensibili alla variabilità Si sottostima la variabilità → la variabilità deve essere molto più frequente → gli AGN sono sorgenti variabili nel dominio X

RISULTATI & DISCUSSIONE - D: Anti-correlazione σ 2 NXS – L X e Modello Teorico La relazione σ 2 NXS – L X presenta uno scarto: - Bassa statistica - Tasso di accrescimento Ipotizzando M BH = M sole si ricavano σ 2 NXS - L X teoriche per diversi ṁ Edd (Papadakis) La σ 2 NXS diminuisce al crescere della L X a causa di una variazione nella M BH Al crescere del redshift si richiedono tassi di accrescimento maggiori → Evoluzione nell'accrescimento AGN DISTANTI SI COMPORTANO COME QUELLI LOCALI, MA ACCRESCONO PIU' MATERIA - ARGOMENTO TUTT'OGGI DIBATTUTO - E LA VARIABILITA' HA PERMESSO DI CONSTATARLO... M accr = 50% ṁ Edd M accr = 25% ṁ Edd M accr = 5% ṁ Edd σ 2 NXS vs L X

RISULTATI & DISCUSSIONE - D: Anti-correlazione σ 2 NXS – L X e Modello Teorico La relazione σ 2 NXS – L X presenta uno scarto: - Bassa statistica - Tasso di accrescimento Ipotizzando M BH = M sole si ricavano σ 2 NXS - L X teoriche per diversi ṁ Edd (Papadakis) La σ 2 NXS diminuisce al crescere della L X a causa di una variazione nella M BH Al crescere del redshift si richiedono tassi di accrescimento maggiori → Evoluzione nell'accrescimento AGN DISTANTI SI COMPORTANO COME QUELLI LOCALI, MA ACCRESCONO PIU' MATERIA - ARGOMENTO TUTT'OGGI DIBATTUTO - E LA VARIABILITA' HA PERMESSO DI CONSTATARLO... M accr = 50% ṁ Edd M accr = 25% ṁ Edd M accr = 5% ṁ Edd σ 2 NXS vs L X

CONCLUSIONI & PROSPETTIVE I risultati sono in accordo col modello unificato degli AGN Gli AGN sono sorgenti variabili soprattutto nel dominio X La variabilità è anti-correlata con il flusso e l'assorbimento L' anti-correlazione variabilità–luminosità è una conseguenza della variazione della massa del buco nero centrale e lo scarto è dovuto ad un diverso tasso di accrescimento in epoche diverse La variabilità ha permesso di verificare che AGN più distanti accrescono più materia → evoluzione nell'accrescimento Calibrando ed invertendo la relazione σ 2 NXS – L X si può stimare la massa M BH assumendo un tasso di accrescimento dal redshift Con altre osservazioni si può migliorare la statistica ed ottenere quindi risultati più accurati per tutte le osservazioni di AGN nel dominio X Si può così studiare l'evoluzione degli AGN nel tempo e quindi in epoche diverse del nostro universo

Fine

XMM-Newton SAS -Science Analysis System- ➲ Calibrazione, sottrazione del background, etc. fatto con XMM- SAS version software, ottenibile al website: ➲ The XMM−Newton Observation Data Files (ODF) can be retrieved via ftp at the XMM−Newton Science archive: ➲ Current calibration files (CCF), are available on ➲ All the data products generated by the Pipeline Processing Subsystem (PPS) are available on