Gabriele Giovannini gabriele.giovannini@unibo.it ggiovann@ira.inaf.it 051 6399415 c/o IRA – Area Ricerca CNR via Gobetti – autobus 87 051 2095716 DIFA via Ranzani 1 - IIp Ricevimento: appuntamento via mail Esami: orale - argomento a scelta appelli: regolari possibili accordi per date extra circa mensili dopo la sessione estiva

Outline del corso sulle Galassie Attive: Introduzione agli AGN Classificazione degli AGN SMBH paradigma Misura della massa del SMBH Richiamo meccanismi di emissione emissione in righe emissione nel continuo AGN Radio Loud Boosting relativistico Modelli Unificati Radiosorgenti giovani ed evoluzione

Outline del corso sulle Galassie Attive: continued Collegamento tra accrescimento e jets SED di AGN radio loud (beaming dominated) AGN ed emissione in Gamma ray band Collegamento radio-x-ottico e Gamma / variabilita’ AGN in ottico, spettri, profili e merger HEG e LEG Core galaxies Star Forming galaxies – starburst Collegamento radio-IR Survey e conteggi AGN e collegamento col fondo X (obscured AGN) Micro Quasars Gamma Ray Burst

Possibili testi Peterson: Active Galactic Nuclei Robson; Active Galactic Nuclei SAAS-FEE advanced course 20 – Blandford et al. Dispense di Radioastronomia – Fanti Melia: High Energy Astrophysics Frank, King, Raine: Accretion Power in Astrophysics - III edition Articoli vari a vostra scelta ASP Conf. Series 427 – Accretion and ejection in AGN Miller ARAA 2007 45, 441: Relativistic X-Ray Lines from the Inner Accretion Disks around BH http://www.hindawi.com/journals/aa/si/610485/ Seeking for the Leading Actor on the Cosmic Stage: Galaxies versus Supermassive Black Holes Space Sci Rev (2014) vol. 183

Basic Properties (quasi) ogni galassia (massiccia) ospita un SMBH al suo centro 99% sono non attivi 1% sono attivi 0.1% hanno getti radio Differenza in accretion rate e radiative efficiency not in the presence of a SMBH AGN: nucleo in Galassia la cui emissione e’ >> energia emessa per termonucleare (Corpo Nero) o non termica (sincrotrone, ecc.) da stelle esempio: emissione radio di bassa potenza P1.4 < 1021 W/Hz puo’ essere dovuta a Supernovae, Pulsar, RC etc.  non e’ necessario un AGN Radiogalassie hanno una emissione radio: P1.4 > 1025 W/Hz FR II > 1021 e < 1025 W/Hz FR I hanno un AGN e sono dette galassie attive

Reines et al. 2011Natur.470...66R The dwarf galaxy Henize 2-10, seen in visible light by the Hubble Space Telescope. The central, light-pink region shows an area of radio emission, seen with the Very Large Array. This area indicates the presence of a supermassive black hole drawing in material from its surroundings. This also is indicated by strong X-ray emission from this region detected by the Chandra X-Ray Observatory. The surprising discovery of a supermassive black hole in a small nearby galaxy has given astronomers a tantalizing look at how black holes and galaxies may have grown in the early history of the Universe. Finding a black hole a million times more massive than the Sun in a star-forming dwarf galaxy is a strong indication that supermassive black holes formed before the buildup of galaxies,

Esiste l’evidenza di galassie che emettono dalle regioni nucleari radiazione in diverse bande (soprattutto Radio ed X forse anche Gamma) con processi non termici, non legati alla formazione Stellare (tipo SNovae) ma ad una attivita’ tipo Disco di Accrescimento – SMBH – Jets(?) con potenza emessa confrontabile o anche inferiore di quella di eventi tipo starburst Sono da considerare galassie attive? Vedi Nuclear Activity in Nearby Galaxies by Luis C. Ho arXiv:0803.2268

What are Active Galaxies? Active galaxies have an energy source beyond what can be attributed to stars. The energy is believed to originate from accretion onto a supermassive blackhole. Active galaxies tend to have higher overall luminosities and very different spectra than “normal” galaxies. Some classes of active galaxies: Quasars Seyfert galaxies (Type I and Type II) Radio galaxies LINERs “non-stellar” radiation stellar, blackbody radiation

Classificazione degli AGN/Galassie Attive Radiogalassie: Galassie giganti E con proprieta’ ottiche simili a normali E + attivita’ nucleare di origine non termica in banda radio ed anche eventualmente ottico e X Possono avere emissione radio estesa (kpc scale) di diversa potenza (FR I o FR II) oppure solo su piccola scala (< 1 kpc) otticamente: Nucleo e righe in emissione non dominanti FRII si dividono in BLRG e NLRG FR I solo NLRG – righe emissione scarse e deboli potenza emessa da 1040 a oltre 1047 erg/s 1 erg = 0.1μJy 1 Jy = 10-26 W/Hz m2

FR II : High power: P1.4 GHz > 1024.5 W Hz-1 CLASSICAL DOUBLES Radio galaxies of high and low power have quite different morphologies on the large scale (Fanaroff & Riley 1974 MNRAS 167, 31) FR II : High power: P1.4 GHz > 1024.5 W Hz-1 CLASSICAL DOUBLES EDGE BRIGHTNED : Radio core, asymmetric collimated jets, hot-spots Cyg A 3C 109 3C 219

FR I : Low power: P1.4 GHz < 1024.5 W Hz-1 EDGE DARKENED : Radio core, symmetric jets with opening angles  10-15o, low brightness lobe 3C 296 3C 449 3C 31

Scoperta delle Quasar = QUASi-stellAR radio source (QSS QSO) -- sincrotrone continuo da cui necessita’ identificazione ottica -- In 1960 3C48 identificato con oggetto stellare – spettro ottico con linee non identificate ??? -- In 1963 3C 273 altro oggetto stellare – Marteen Schmidt v = 44000 km/s Quasar oggetti radio apparenza stellare alto z Colori peculiari: questo puo’ facilitare identificazione (Bologna) Da cui scoperta quasar radio quiete (maggioranza) Origine redshift – grande dibattito anni ’60

QUASAR Proprieta’: -- Starlike identificati a volte con sorgenti radio -- Continuo variabile -- eccesso UV -- Broad Lines -- Alto z -- Emissione X -- continuo  spettro non termico (da radio ad ottico ed X) Da colore metodo per identificare quasar  scoperta radio quieti Colore cambia con redshift (a causa delle righe molto brillanti)

Quasars First discovered in the 1960s. Detected radio sources with optical counterparts appearing as unresolved point sources. Unfamiliar optical emission lines. Maartin Schmidt was the first to recognize that these lines were normal Hydrogen lines seen at much higher redshifts than any previously observed galaxies. D = 685 Mpc (2.2 billion light years) for 3C273 1340 Mpc (4.4 billion light years) for 3C 48 L = 2 x 1013 Lsun for 3C273. Within ~2 years, quasars were discovered with: z > 2 and L  1014 Lsun Most distant QSO discovered today - z = 6.42

3C 48 e 3C 273 3C 48 La posizione di questa sorgente fu trovata (con un’accuratezza di ~5”) nel 1960 dagli astronomi del Caltech e la controparte ottica fu identificata su una lastra presa da A. Sandage al 5m di Mt. Palomar, dove appariva come una stella blu di 16^ m con la sorgente radio non perfettamente al centro. Dallo spettro emergevano delle righe di emissione allargate. Si apre una lunga e dibattuta controversia sulla natura galattica o extragalattica di questa sorgente, che si risolverà poi con l’attribuzione di un redshift pari a 0.37. 3C 273 I radioastronomi del Jodrell Bank utilizzarono il metodo dell’occultazione lunare per misurare la posizione di questa sorgente che sostenevano essere di natura extragalattica. Anche per questa individuazione della controparte ottica furono utilizzate lastre prese a Palomar (da Rudolph Minkowski) e si trovò che la sorgente sembrava essere una stella di 13^ m. Dallo spettro di 3C 273 emersero righe dell’idrogeno corrispondenti ad un redshift di 0.16 (che corrisponde ad una velocità di allontanamento di ~16% di c). Questa sorgente si trova quindi ad una distanza di ~685 Mpc per H0=70. La magnitudine apparente è 13, con la formula del modulo di distanza è possibile trovarne la magnitudine assoluta: Si ricava che MV=-26.9, che paragonata con una galassia luminosa (MV~-23, ~1011L☼) fa capire quanto peculiari siano gli oggetti a cui ci troviamo di fronte.

3C 48

3C 273

Quasar radio quieti, simili a QSS ma no o bassa potenza radio Distribuzione continua? Rapporto radio-ottico usando emissione radio a 5 GHz ed emissione ottica a 4400 Amstrong Rr-o = 10--100 radio loud = 0.1--1 radio quiet BAL = QSO con BLR in assorbimento Ma cosa sono le quasar? Modelli unificati

Radio Loud sources Extended, edge dimmed/brightened Optical ID galaxy/quasar

HST immagine di 3C273 – galassia attorno a QSS ben visibile con struttura ottica

QSO 1229+204

Optically Violent Variables – OVV BLAZAR BL Lac Objects Variabilita’ ottica su tempi di scala corti (0.1 mag in 1 giorno) Alta polarizzazione BLR deboli, ma fortemente variabili Forte attivita’ X Tipo QSS ma con attivita’ elevata BL Lac alta variabilita’ – aspetto stellare simili a QSS, MA Righe in emissione assenti o deboli Righe in assorbimento assenti o deboli Sempre radio sorgenti Si possono considerare BLAZAR di bassa potenza

Blazars Strongly variable, highly polarized non-thermal continuum, weak/absent emission lines Variability faster and higher amplitude than normal quasars and Seyferts BL Lac - high polarization, emission lines have low equivalent width OVVs (Optically Violent Variables) - lower polarization, emission line EW decreases as continuum brightens Light Curve Spectrum

Carl Seyfert Carl Seyfert scoprì che alcune galassie possedevano la peculiarità di avere nuclei straordinariamente brillanti e puntiformi. Nel 1943 selezionò dalla survey dell’osservatorio di Mt. Wilson sei galassie (NGC1068, NGC1275, NGC3516, NGC4051, NGC4151 e NGC7469) che avevano in comune righe di emissione allargate (broad line emission) e ne analizzò lo spettro. Cinque delle suddette galassie erano spirali, tranne NGC1275, un’irregolare peculiare. Da allora “galassia di tipo Seyfert” indica un’intera classe di galassie attive.

NGC 4151 NGC 1068 NGC 4051

NGC 7469 NGC 3565

Khachikian e Dan Weedman Nel 1974, grazie ai progressi delle tecniche spettrografiche, riclassificano le galassie di tipo Seyfert in due classi: Seyfert type I righe permesse: H, HeI, HeII e FeII; con [FWHM] corrispondenti a velocità comprese tra 1 e 104km/s – Broad Line Emission righe proibite: OIII hanno [FWHM] ~103km/s righe strette Seyfert type II righe permesse e proibite hanno circa le stesse [FWHM] pari a ~103km/s (strette)

Seyferts galaxies Seyferts 1s Seyferts 2s continuo non stellare righe di emissione di alta ionizzazione Seyferts 1s Seyferts 2s broad-lines emission --- variabilità su tempi scala di decine di giorni (componente broad-line e continuo UV) narrow-line emission intensità [OIII]/Hb particolarmente elevata Radiosorgente debole emissione X: nella banda 2-10 KeV (eccesso di X soft per ~50%) solo le più brillanti variabilità (fattore 2) su tempi scala di giorni (componente X)

Galassie di Seyfert S1 ed S2 Low luminosity AGN – galassie a S ma anche E con nuclei stellari in generale come QSS di bassa potenza nucleare in tutte le bande – emissione in banda radio bassa o assente; radio quieti o comunque non radio galassie, non hanno lobi radio; non chiara la presenza di getti relativistici Seyfert tipo 1: simili a QSO; criterio di separazione MB > -21.5 +5 log h100 per il nucleo Righe larghe in emissione e forti NL Radio debole: 1020 – 1023 W/Hz Seyfert tipo 2: simili a S1 ma no righe allargate obscured S1 Esistono tipi intermedi

Seyfert galaxies were first identified by Carl Seyfert in 1943. He defined this class based on observational characteristics: Almost all the luminosity comes from a small (unresolved) region at the center of the galaxy – the galactic nucleus. Nuclei have MB > -23 (arbitrary dividing line between quasars/seyferts) short exposure long exposure NGC 4151 10000 times brighter than our galactic nucleus!

Seyfert galaxy spectra fall into two classes: broad emission line spectra (like quasars) and narrow emission line spectra. Seyfert 1s: Broad and narrow lines Seyfert 2s: Only narrow lines

LINERs e ULIRGs LINERs ULIRGs narrow-low excitation lines --- Sono una classe di AGN piuttosto dibattuta in quanto si ritiene che le loro caratteristiche possano essere dovute a eventi di starbust (shocks e venti) e di SN (da cui l’emissione radio). I primi abitano quasi esclusivamente in galassie a spirale, mentre i secondi in ellittiche o spirali dominate da bulge (si pensa possano essere il prodotto di merging o interazione). LINERs (Low Ionization Nuclear Emission Region) ULIRGs (Ultra-Luminous Infra-Red GalaxieS) narrow-low excitation lines --- debole continuo di emissione non termica sorgenti non risolte in UV (alcuni) sorgenti radio (alcuni) rapporto IR/ottico estremamente alto

LINERs Low-Ionization Nuclear Emission Region Narrow low-excitation emission lines Weak nonthermal continuum Spiral host galaxies Observed emission could be due to AGN or shocks/winds from a starburst Some appear as unresolved compact sources in the UV Some have radio sources: AGN or supernovae remnant?

ULIRG’s - Ultra Luminous IR Galaxies First detected in IRAS all-sky survey Galaxies that emit most of their light in IR - LIR > 1012 Lsun Few in local universe; most beyond z > 1 Nearly all are undergoing mergers - forming E’s IR light is likely a combination of dust reprocessed AGN emission and starbursts. Some AGN may manifest as ULIRGs during different stages of evolution. Nicmos Near-IR image of IRAS selected ULIRG

Table 1.2: The AGN Bestiary da KROLIK Beast Point like Broad-band Broad lines Narrow lines Radio Variable Polarized Radio-loud quasars YES SOME Radio-quiet quasars WEAK Broad line radio galaxies (FR 2 only) Narrow line radio galaxies (FR1 and FR2) NO OVV quasars BL Lac objects Seyferts type 1 Seyferts type 2 LINERs

Black Holes A Black Hole (or, better, the space-time around it) is fully described by three quantities: The mass M The angular momentum J The electric charge Q If Q=0 (as usually assumed), the space-time is described by the Kerr metric If also J=0 (i.e. spherical symmetry), the (much simpler) Schwarzschild metric can be used

Definitions rg=GM/c2 is the gravitational radius. In the following, all distances will be given in units of rg a=Jc/GM2 is the adimensional angular momentum per unit mass, often called spin

Event Horizon The radius of the Event Horizon is given by: (in unita’ di rg) R+= 1 + (1 – a2)1/2 (note that this implies 0 < a < 1) cioe’ uso il modulo di a If a=0 (static BH) => R+= 2 (i.e. the Schwarzschild radius). If a=1 (maximally rotating BH) => R+= 1 (<<)

Black holes Black holes – the ultimate triumph of gravity Completely determined by mass and spin in Einstein GR (any charge is quickly neutralised) Space so warped that not even light escapes from below the event horizon The thing about black holes, is their black. And the thing about space, your basic space colour is…its black. So how are you meant to see them?

MODELLO AGN Black Hole paradigm: Origine energia da disco di accrescimento caldo attorno a Buco Nero massiccio  Energia gravitazionale di materia in caduta e riscaldata in un accretion disk dissipativo Output: emissione dal disco + getti

Evidenza della presenza di un Buco Nero: Origine energia solo gravitazionale Bilancio radiazione – gravita’ flusso di energia uscente a r dal centro e’: F = L/4πr2 L = luminosita in erg/s La pressione di questa radiazione e’: P rad-fotone = F/c = L/4πR2c Assumiamo simmetria sferica

La forza della radiazione su un singolo elettrone e’ Frad = σeL/(4πr2c) ř dove ř e’ il vettore di modulo unitario e direzione radiale (esterna) σe sezione d’urto Fgrav = - GM(mp+me) ř/r2  - GMmp ř/r2 su gas in caduta Se la sorgente non ‘evapora’ e rimane elettricamente neutra Frad ≤ Fgrav σeL/(4πr2c) ≤ GMmp/r2 L ≤ 4πGcmpM/σe L = 6.31 x 104 M erg/s = 1.26 x 1038 M/M●erg/s Questo definisce il limite di Eddington Me e’ la massa minima per avere bilancio tra pressione gravitazionale e radiazione. Se la massa e’ minore non abbiamo accretion

L ≈ 6.31 104 M erg/s 1.26 1038 (M/M●) erg/s σe = 8/3 π ( e2/mec2)2 = 6.65 10-25 cm2 Me = 8 105 L44 M● L44 e’ L in unita’ 1044 erg/s tipica di una Seyfert QSO ha L ≈ 1046 erg/s per cui deve avere massa almeno M ≈ 108 M● Le = 4πGcmpM/σe Luminosita’ di Eddington Alte luminosita’ implicano masse elevate Massa elevata in piccola regione  SMBH (efficienza anche)

Direct evidence of the black hole/accretion disk hypothesis: HST image of the core of the lobe radio galaxy NGC 4261 radio lobes galaxy nucleus

Evidenza presenza BH Rs di un BH di M = 108 M● e’ 3 108 km o 2 AU ed anche con accretion disk 50 volte maggiore e’ 0.1 mas a 10 Mpc Mappe con attuale VLBI non sufficienti 30Rs M87 Virgo A

measure the jet dynamics (starting velocity and acceleration) Better images to: find the core position measure the jet dynamics (starting velocity and acceleration) M87 at 86 GHz Krichbaum et al. 2006 at 43 GHz (VLBA) Ly et al. 1987 MKN501 at 86GHz 0.08 pc

CORE LOCATION: approaching the SMBH Hada et al. 2012, observed M87 at different frequencies with VLBA. They estimated the core shift because of different optical depths. The SMBH is at 14-23 Rs from the 43GHz core

New observations with VLBA and the GBT have been obtained but not yet scheduled to observe at 86 GHz and to obtain images in the accretion region Large scale jet direction

INNER JET PROPERTIES: jet launching region parabolic Conical shape Non spinning Max spinning

26 Dec 2005 in astro-ph/0512515 VLBI a 3.5 mm hanno mostrato che il diametro di Sgr A* e’ <= 1 AU. Con questo raggio e limite massa si trova un limite alla densita’ 6.5 1021 M0 /pc3 che fornisce la piu’ evidente prova che Sgr A* e’ un SMBH Risoluzione angolare non sufficiente a vedere deformazione disco di accrescimento da BH (BH shadow) ma lo sara’ possibile con ALMA

MKN 501 VSOP observations The best resolution @1.6 GHz is provided by Space VLBI (obs. 4 Apr 1998) The image reveals an evident limb-brightened structure in the very inner jet and visible for several parsecs: evidence of a velocity structure starting near to the core (inner fast spine, slower external layer) visible also in ground VLBI @22 GHz No proper motion found comparing 9 different epochs (cfr. Piner&Edwards) VLBA+GO+RO+HALCA 10 hrs @1.6 GHz 10 mas

GMVA results The resolution is 0.16 x 0.08 mas, i.e. ~560 RS for MKN501 . At this resolution: Compact core: OK!! Diffuse emission: difficult to clean/model; tentative jet P.A. ~170˚, OK with 22 GHz images, still different w.r.t. >2 and >20 mas encouraging result for current mm-VLBI and promising about upgrades Preliminary scientific applications: core spectrum; flux density at 86 GHz follows the lower frequency optically thin part TB > 109 K 1 RS = 10-3 pc (MBH = 109 M⊙). 0.5 mas 0.5 mas

Misura della Massa di un BH Massa Buco nero tramite metodi diretti: dinamica stelle o gas Indiretti: correlazioni Variabilita’ D Curve di rotazione – cinematica D Relazioni I Reverberation mapping D/I Ferrarese et al. ApJ 555 L79 2001 ApJ 539 L9 2000 Miyoshi et al. 1995 Nature 373, 127 Tremaine et al. 2002 pJ 574, 740 Peterson Space Sci Rev 2014 183,253

1 - Variabilita’ AGN mostrano variabilita’ in tutte le bande; X ottica e radio -- Il tempo di variabilita’ deve essere ≤ light crossing time ct -- Da relazione M/L ho una stima della Massa Grande Massa in piccolo raggio  BH

VARIABILITÀ Per postulare la presenza di un oggetto estremamente compatto all’interno delle galassie attive utilizziamo l’argomento della variabilità degli spettri di queste sorgenti. Variazioni in luminosità non possono accadere in tempi minori del tempo di attraversamento della regione dalla quale provengono: per tempi di variabilità dell’ordine della decina di giorni (105s) si ottiene che la regione emettitrice avrà un diametro non superiore ai ~10-3 pc. Da notare che questo limite si riferisce alle regioni responsabili della variabilità. Il record di variabilità è da attribuirsi ad un BL Lac (Dt~11min) per cui la regione emettitrice causa della variabilità risulta essere < 2·1013 cm.

VARIABILITÀ (2) Non basta avere un limite superiore alle dimensioni della regione emettitrice per postularne la compattezza: occorre stimarne anche la massa. Se una sorgente, a cui è associata un’efficienza di conversione materia-energia h, di luminosità L ha emette su tempi scala pari a Dt, la sua massa M si può calcolare da: Per gli AGN, conoscendo Δt e stimando come limite un η pari al 10%, ricaviamo la massa della regione emettitrice, in media pari a 108-10M☼. Stimato grossolanamente le dimensioni della regione emettitrice dell’ordine di ~1015cm e utilizzando una massa di 108M☼, si ottiene: e si può quindi ipotizzare la presenza di un BH.

2 – Curve di rotazione - cinematica NGC 4258 curve di rotazione water maser L’emissione Maser si estende da 0.16 a 0.28 pc Mbh = 3.6 107 M● (Myoshi et al. 1995 Nature 373, 127) Moto delle stelle al centro della nostra galassia (near IR) La stella con orbita piu’ stretta si avvicina a 130 AU Posizione BH coincide con radio ed X-ray sorgente, variabile Mbh ≈ 3 x 106 M●

Like a laser, the emission from a maser is stimulated (or seeded) and monochromatic, having the frequency corresponding to the energy difference between two quantum-mechanical energy levels of the species in the gain medium which have been pumped into a non-thermal population distribution.

Se misuriamo velocita’ stelle vicino a sfera di infuenza BH ci aspettiamo che la loro velocita’ aumenti a causa del BH Se Mbh = 108 M● la sfera di influenza e’ 11pc = 0.14” per Virgo

Centaurus a – NGC 5128

Velocities derived from Doppler shifted lines on either side of nucleus require ~3 billion solar masses.  a blackhole!

SMBH e non gruppo di stelle massicce infatti: se mettiamo 3 x 106 M● in un raggio < 130 AU abbiamo un tempo di collisione tra stelle di circa 10 anni per cui non puo’ essere stabile

e dispersione di velocita’ 3) Relazioni relazione tra Massa e dispersione di velocita’

The AGN Mass–Luminosity Relationship

Correlazione tra Mbh luminosita’ del bulge dispersione velocita’ nel bulge Troviamo Mbh = Cб4 essendo (Faber-Jackson) L  б4  Mbh proporzionale a Luminosita’ del bulge Kormendy and Richstone (1995 ARAA 33, 581) e Magorrian et al. (1998 AJ 115, 2285) trovano che Mbh scala linearmente con M assoluta in B del bulge (galassie E) ma large scatter non giustificato da incertezze dati Correlazione migliora con dispersione di velocita’ delle stelle del bulge log Mbh = 4.8 (±0.5) log бc - 2.9(±1.3) in M● Legato a formazione BH – possibilita’ collegamento tra Mbh e massa bulge (б) Oppure e’ una misura indiretta del potenziale in cui BH si e’ formato

Shields et al. 2003 (ApJ 583, 124) mostra che la relazione б –Mbh si puo’ estendere alle quasar usando la luminosita’ del continuo e l’ampiezza della broad Hβ per stimare la massa mentre la dispersione di v delle stelle la deriva dalla ampiezza della narrow [OIII] Risultato: debole o assenza correlazione della massa del BH e della dispersione di velocita’ delle stelle con z (fino a z=3) Da cui idea che crescita BH e bulges e’ simultanea Problemi: misuriamo massa a distanza del BH di circa 100 pc moti possono essere complessi e influenzati da pressione

4) Reverberation mapping Vedi Peterson & Horne astro-ph/0407538 26/07/2004 Osservativamente difficile – richiede osservazioni per lungo tempo Osservando differenza di tempo tra variabilita’ nel continuo nucleare e variabilita’ delle righe (BLR) trova distanza emission line region dal nucleo abbiamo quindi r da ampiezza delle righe ne consegue che conosciamo la velocita’ Mbh = V2r/G

Punti fondamentali per reverberation mapping: Il continuo ha origine in una sorgente centrale singola in una Seyfert circa 1013 – 1014 cm cioe’ circa 100 volte piu’ piccola della BLR Il light travel-time dato da r/c e’ dell’ordine di alcuni giorni luce Il tempo di ricombinazione cioe’ il tempo di riequilibrio del gas in seguito alla variazione del continuo e’ circa 0.1 hr cioe’ istantaneo rispetto al travel time Il tempo dinamico per variazioni nella BLR e’ di alcuni anni questo e’ un limite superiore alle osservazioni di reverberation onde evitare problemi con la misura del travel time Esiste correlazione tra variazioni continuo e luce ionizzante

Un buon esempio ben discusso lo trovate in Bradley et al. Astro-ph/0506665 (27-06-05)

Ferrarese et al. astro-ph/0603840 ha dimostrato che 50 – 80 % delle galassie di bassa o intermedia Lum. hanno al centro un nucleo stellare compatto che seguono le stesse correlazioni dei SMBH in massive galassie. Da questi risultati si puo’ dedurre che un prodotto legato alla formazione delle galassie e’ la creazione di un central massive object (CMO) che puo’ essere a seconda dei casi un SMBH o un nucleo stellare che contiene circa 0.2 % della massa della G Reines et al. arXiv:1308.0328 studiando galassie di bassa massa, trovano 151 dwarf G. con evidenza della presenza di un SMBH di 105 – 106 masse solari.