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

AGN la classificazione AGN≈100-1000 la lum. dell’intera galassia Radio quieti≈90% Seyfert ecc.. Radio forti≈10% ≈2000 Blazar BL Lac+FSQR Lum. nucleo 1042-48erg/s Variab. rapida (sino a 104 s) Getto Emissione su tutto lo spettro e.m. Moti superluminali BLR NLR

Moti super-luminali Evidenze di moti superluminali da osservazioni VLBI 3C273 Scala Kpc Ripresa Chandra dell’oggetto galattico XTE J1550-564

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

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

Modello “Standard”degli AGN Modelli leptonici Modelli adronici

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

Interfaccia grafica

Simulazione dell’emissione SSC Varia gmax Varia B

Simulazione dell’emissione ERC La radiazione del disco Simulazione ERC h=0.05 Tanello_in=105K FSQR LBL HBL

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

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

Il disco instabile: osservazioni Pounds et al. 20001 osservazioni RXTE di Arakelian 564 (Seyf. 1) a=1.12±0.04 Tvar~giorno(104-5s)

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

Iniezione continua limiteTH Parametri simulazione SSC SSC ERC Parametri simulazione ERC

Tempi di attraversamento La geometria Num fetta R =10(15-17) cm tblob=10(5-7) s L’osservatore vede la somma di fette che emettono ad istanti diversi ed in stati diversi

Tempi di attraversamento Tiniez.=Tattr. PKS 2155-304 ASCA (Kataoka 2000) Fit gaussiano Dt~ 4000s Alta energia precede Time lag circa 1700 s Profilo quasi simmetrico (oss.) Bilancio cooling-fuga

Tempi di attraversamento Presenza del “plateau” Tiniez. >> Tattr. MRK 421 XMM-NEWTON SEMBAY et al. 2002

ERC + disco variabile Si può osservare variabilità nelle curve di luce g, dovuta al riprocessamento dell’emissione variabile del disco, da parte della blob

Iniezione Random R=1015cm

MRK 421

PKS 2155-304

BL Lacertae

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

Analisi spettrale Andamento delle freq. di picco

Analisi spettrale Correlazione dei flussi

Analisi spettrale Evoluzione dell’indice spettrale di sincrotrone

Analisi spettrale Evoluzione dell’indice spettrale compton

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

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

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

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

Emissione Compton Regime Thomson Sez. d’urto in regime KN , Regime Thomson Sez. d’urto in regime KN Campo fotonico isotropo Jones 1968 Densità fotoni Emissività Compton

Simulazione in regime KN Parametri simulazione

Curve di luce sinc. ed IC Le curve di luce di sincrotrone e Compton generate dagli stessi elettroni devono avere profili simili La curva di sinc. a 1015 Hz e quella di IC a 1024 Hz hanno profili simili

Parametri ed osservabili I 7 parametri del modello: qe, gmax,tesc,s,d,R,B Le 7 osservabili: ns_break, ns_picco, ns_max, nc_picco,Ls_tot, Lc_tot, a

Analisi spettrale Curve di luce di sincrotrone convoluta

Analisi spettrale Curve di luce compton convoluta

Analisi spettrale Spettro di sincrotrone convoluto

Analisi spettrale Spettro di sincrotrone convoluto

Analisi spettrale Spettro compton convoluto

Analisi spettrale Spettro compton convoluto

Analisi spettrale:osservazioni

Analisi spettrale:osservazioni

Il disco sottile: modello staz. Potenziale grav. Rel. Rot. Diff. + visc. e=10%>>0.7% Dissipazione Corpo nero “diluito”