Microquasar: Sorgenti X galattiche associate a sistemi binari Poco piu’ di una decina Moti jets in alcuni casi superluminali Emissione X da accrescimento da cui mini quasar; tempi scala molto piu’ corti Relativistiche ma non superluminali: SS433 Superluminali: GRS1915+105 ======================================================== SS433 a circa 6 kpc – al centro del resto di Supernova W50 eta’ circa 40000 anni In ottico righe H ed He spostate 70 km/sec (stazionarie) da rotazione differenziale galassia

Righe H verso R e B con velocita’ dell’ordine di 0.2c mobili nel tempo con variazioni di v di circa 1000 km/sec da un giorno all’altro Trovato andamento periodico con periodo = 164 gg e <v> = 12000 km/s Modello: binaria X con jet relativistico + precessione I 2 getti producono i due sistemi di righe mobili con v = 0.26c con precessione con periodi di 164 gg angolo di 80 gradi tra asse cono precessione e linea di vista; semiangolo del cono di precessione di 20 gradi Getti pesanti di barioni non plasma di e+ ed e- per cui righe dal getto Torna con formule doppler boosting relativistico; le righe stazionarie NON dal getto ma dal disco di accrescimento! Binaria non visibile ma disco di accrescimento si, con variazione ciclica righe stazionarie da binaria con periodo 13gg Sembra che accretion sempre accompagnato da outflow!

Jets precessano angolo 20o T 164g

Precessione dovuta a precessione disco di accrescimento: Stella compagna per effetti mareali non sferica da cui momento torcente su disco e quindi precessione. Righe mobili molto strette da cui spessore jet deve essere piccolo Si ricava angolo di apertura di 4 – 5 gradi I getti responsabili deformazione supernova (figura) da cui massa e flusso ed energia cinetica nei getti Si ottengono valori M● = 3 x 10-6 M●/anno Flusso energia cinetica >> LE per BH di massa solare se ne deduce: Massa BH dell’ordine di 50 Masse solari e anche Accrescimento supercritico (quindi BH ruotante!)

Accretion in super E possibile con BH ruotante ed implica massa in eccesso espulsa (jets) Diffusione radiativa in presenza di forti contrasti di densita’ minimizza il gradiente della pressione di radiazione e porta al superamento del limite di Eddington Vedi ad es. Begelman 2006: astro-ph/0203030 + referenze

GRS 1915+105 Superluminal X-ray binaries – solo 3 note per ora Emissione fortemente variabile GRS 1915+105 BH – accretion disks - collimated jets X-ray luminosita’ >> limite di Edd Jets leggeri (plasma di e+ ed e- in campo magnetico) intermittenti -- misurato moto in entrambi i jets da cui……

Da studi assorbimento HI risulta D = 12.5 ± 1.5 kpc e diventa V = 0.92c con angolo = 70 gradi se ho D ricavo angolo!!!!! Accretion rate eccezionalmente alto Collegamento tra evoluzione accretion disk e formazione jet relativistico su tempi scali molto piu’ brevi di QSS Lo svuotamento e successivo riempimento di X-ray emitting disk coincide con emissione jet Con disco quasi vuoto emissione dovrebbe cessare

Importante e’ oscuramento AGN da dust e gas Esistono S1 ed S2, esistono Quasar di tipo 2? Quante? per gli oggetti radio loud posso dire che FR II sono la controparte delle QSS, ma per radio quiete? Tutte le galassie hanno un AGN dentro? Radio quieto? Ed alle altre bande? Una forte indicazione che la maggior parte dei fenomeni di accrescimento e’ oscurato viene dal fondo X. Lo spettro della radiazione di fondo in banda X e’ piu’ hard di quello previsto dalla somma degli AGN non oscurati che invece sono in accordo con il fondo X molle. Questo implica la presenza di un numero significativo di AGN la cui emissione X molle e’ assorbita, ma quella hard no.

Radiazione di fondo E’ presente in diverse bande: Millimetrico: radiazione di fondo di CN -- sicuramente cosmologica Radio ottica e vicino UV e’ risolta e dovuta a sorgenti discrete X-Ray e Gamma Ray Nella regione intermedia non si puo’ dire nulla causa assorbimento da H in nostra galassia

I nuclei attivi 1-10% delle galassie possiedono un nucleo attivo Tre semplici argomenti contro l’ipotesi di emissione stellare: 1) Variabilita’: tempi scala brevi regioni compatte 2) Spettro di emissione: completamente diverso dallo spettro delle varie popolazioni stellari e indicativo di processi non termici 3) Energia coinvolta

La spettro multifrequenza degli AGN Radio sub-mm Infrarosso ottico UV Banda X Nella banda X le frequenze generalmente si misurano in eV o keV: 1 keV = 2.4 1017 Hz = 12.4 Angstrom = 107 K

Spettro in energia e fotoni e unita’ di misura piu’ comuni Componente principale dello spettro X: legge di potenza Spettro in energia: F(E) = C E-a misurato in keV/cm2/s/keV Spettro in fotoni: N(E) = D E-G misurato in fotoni/cm2/s/keV F(E) = E x N(E) E-α = E x E-Γ = E-(Γ-1)  Γ = α+1 α= indice spettrale Γ= indice in fotoni (photon index)

Esempio di spettro X Quasar 3c273 Spettro in fotoni N(E) fotoni/cm2/s/keV Spettro in ExF(E) keV/cm2/s α=0.7  Γ=1.7

Spettro X medio: altre componenti oltre alla legge di potenza primaria Picco di riflessione Decrescita (cut off) esponenziale alle alte energie Riga di emissione del ferro Seyfert 1 Seyfert 2

Le regioni piu’ interne dell’AGN: il modello base e i meccanismi di emissione Rg=GM/c2=raggio gravitazionale MBH=106-109 masse solari Compton inverso Continuo di riflessione Compton Emissione termica Hot electrons T~108-9 K ~102 rg Accretion disk T~106 K Black hole T~108-109 K ~104 rg

Lo spettro in banda X F(E) = C E-a e(-E/Ec) [1+ A(E) ] + BB(E) + G(E) osservatore Black hole Accretion disk Hot electrons a ~ 0.9 Legge di potenza primaria Eccesso soft Continuo di riflessione Riga del ferro F(E) = C E-a e(-E/Ec) [1+ A(E) ] + BB(E) + G(E) Negli AGN radio loud una ulteriore componente dello spettro proviene dal jet

Il modello unificato: oscuramento Sy1 ottiche  non assorbite in banda X Sy2 ottiche  assorbite in banda X Il toro oscurante: gas+polvere, T<105 K, r~1-10 pc

AGN oscurati Fabs(E) ~ Funabs e-NHσE + Funabs Atoro(E) Componente riflessa osservatore T<105 K Componente trasmessa NH=1021-1025 cm-2 1-100 pc Fabs(E) ~ Funabs e-NHσE + Funabs Atoro(E)

Sezioni d’urto Iobs(E)/Iint(E) ≈e-τ τ=-NHσE σE = sezione d’urto per l’assorbimento fotoelettrico σT = sezione d’urto per lo scattering Thomson NH = densita’ di colonna di idrogeno equivalente; unita’ di misura : cm-2 Abbondanze cosmiche dei metalli σE ~ E-2.5 Iobs(E)/Iint(E) ≈e-τ τ=-NHσE σE ≈E-2.5  l’emissione nucleare e’ trasparente alle alte energie Edge del ferro a 7.1 keV σT Solo H + He σT>σE at E> 10 keV L’assorbimento dei fotoni X e’ essenzialmente dovuto ai metalli

Assorbimento fotoelettrico + scattering Iobs(E)/Iint(E) ≈e-t t = -NHs Linea tratteggiata = solo assorbimento fotoelettrico Linea continua = assorbimento + scattering Per NH>σT-1~1.5 1024 cm-2 un contributo significativo all’opacita’ e’ dato dallo scattering. Questi oggetti vengono chiamati Compton-thick. Gli oggetti con oscuramento al di sotto di questa soglia vengono detti Compton-thin

Esempi di AGN con diversi gradi di oscuramento logNH<24 Compton-thin logNH>24 Compton thick Il gas freddo presente nel toro contribuisce all’emissione di riga del ferro Kα. Al crescere della colonna di idrogeno equivalente NH lo spettro e’ assorbito fino ad energie sempre maggiori.

Esempi osservativi QSO Seyfert 2

Fabs(E) ~ Funabs e-NHσE + Funabs Atoro(E) Esempio di spettro Compton-thick con assorbimento logNH=24.5 Spettro non assorbito Spettro assorbito Componente trasmessa Componente riflessa Componente riflessa osservatore Componente trasmessa Fabs(E) ~ Funabs e-NHσE + Funabs Atoro(E)

Esempi osservativi di AGN Compton-thick Sorgente IRAS 09104+4109 logNH~24 Componente trasmessa logNH~24 Componente riflessa logNH>25 Seyfert 2 NGC4595 : logNH~24  riflessione + trasmissione Seyfert 2 NGC1068 : logNH>25  sola riflessione

La scoperta del fondo cosmico in banda X Osservazioni nella banda 2-6 keV I conteggi dei due rivelatori sono maggiori di zero lungo ogni linea di vista  fondo di radiazione diffuso Giacconi 1962. Il fondo in banda X e’ stato il primo fondo scoperto

Immagine della luna ottenuta col satellite ROSAT (0.5-2 keV) La luna proietta un’ombra sul fondo cosmico

Mappe del cielo in banda X ROSAT E~0.25 keV P i a n o g a l a t t i c o HEAO-1 E~10 keV: A queste energie la Galassia e’ trasparente Grado di isotropia dello XRB: ~3% su scale del grado quadrato L’isotropia suggerisce un’origine extragalattica P i a n o g a l a t t i c o

La radiazione cosmica di fondo nelle varie bande Radiazione di fondo a 3K CMB (cosmic microwave background) ottico=stelle nIn X-ray Background = AGN Infrarosso= stelle(+AGN?) soft hard 2 keV

Lo spettro del fondo cosmico di raggi X I primi dati (1980) ottenuti nel range 3-60 keV si potevano ben riprodurre tramite uno spettro termico prodotto da un plasma caldo otticamente sottile: F(E)~ E-0.29e-E/41keV (bremsstrahlung)

Emissione del fondo X dovuta a un gas caldo diffuso che pervade l’Universo? No per due motivi: 1) Sottraendo dallo spettro del fondo il contributo degli AGN noti a quel tempo si perdeva la forma di bremsstrahlung 2) Lo spettro della CMB e’ un black body quasi perfetto: un gas caldo (T~40 keV ~ 4 108 K) avrebbe prodotto distorsioni sullo spettro della CMB che invece non si osservano Altra ipotesi: il fondo X risulta dalla somma dell’emissione di sorgenti puntiformi. Quali sorgenti? AGN: sono le sorgenti extragalattiche piu’ brillanti e hanno una forte evoluzione cosmologica. Le lievi fluttuazioni del fondo, inferiori al 3% su scale del grado quadrato, indicano che le sorgenti puntiformi responsabili dell’emissione di fondo devono essere molto numerose (> 1000 per grado quadrato).

Il paradosso spettrale: lo spettro in banda X degli AGN brillanti non oscurati (α~0.9) e’ troppo ripido per produrre lo spettro del fondo (α~0.4)  contributo fondamentale da parte degli AGN oscurati Spettro del fondo: α=0.4 Spettro degli AGN non oscurati: α=0.9

Il Modello Unificato

Il modello unificato: oscuramento Sy1 ottiche  non assorbite in banda X Sy2 ottiche  assorbite in banda X Il toro oscurante: gas+polvere, T<105 K, r~1-10 pc

Nota In banda X si osservano spesso “Edge” piuttosto che righe di assorbimento: cio’ e’ dovuto al fatto che i livelli sovrastanti a quello in cui si trova l’elettrone che interagisce con il fotone X sono tutti occupati da altri elettroni e dunque una ionizzazione e’ piu’ probabile di una transizione

Esempi osservativi di AGN Compton-thick Sorgente IRAS 09104+4109 logNH~24 Componente trasmessa logNH~24 Componente riflessa logNH>25 Seyfert 2 NGC4945 : logNH~24  riflessione + trasmissione Seyfert 2 NGC1068 : logNH>25  sola riflessione

Il numero degli AGN oscurati e la distribuzione dei loro assorbimenti e’ nota solo per le galassie di Seyfert nell’Universo locale: l’evoluzione cosmologica della distribuzione di NH e del rapporto fra AGN oscurati e non e’ ancora poco conosciuta.. 22 23 24 25 logNH frazione Nonostante gli AGN oscurati, in particolare gli oggetti Compton-thick (NH>1024 cm-2), siano piu’ difficili da osservare, si stima che nell’Universo locale siano almeno 4-5 volte piu’ numerosi degli AGN non oscurati. Dunque circa l’80-90% della popolazione di AGN locali e’ oscurata. La meta’ di essi sono Compton-thick.

Nel caso di un Universo euclideo N(>S)~S-1.5 [cgs] = erg/cm2/s Gli effetti dell’oscuramento sui conteggi di AGN La relazione logN-logS: conteggi di sorgenti al di sopra di un certo flusso S. A flussi molto brillanti dominano gli AGN non oscurati, a flussi deboli dominano gli AGN oscurati Nel caso di un Universo euclideo N(>S)~S-1.5 [cgs] = erg/cm2/s

L’integrazione del fondo cosmico Spettro in banda X Funzione di luminosita’ In banda X I(E)=intensita’ del fondo cosmico . Solitamente si misura in keV/cm2/s/sr/keV

Rappresentazione schematica della funzione di luminosita’ ed evoluzione cosmologica degli AGN Evoluzione in luminosita’: agn in media piu’ luminosi in passato Evoluzione in densita’: agn in media piu’ numerosi in passato Log L Log ρ z=0 z=1 Log L Log ρ z=0 z=1 ρ~L-γ1 L<LB ρ~L-γ2 L>LB γ1~1.4 γ2~3.4 logLB(z=0)~44 L(z)=L(0)(1+z)β β~2.6 (z = redshift)

Funzione di luminosita’ degli AGN non assorbiti nella banda soft (0 Funzione di luminosita’ degli AGN non assorbiti nella banda soft (0.5-2 keV) L’evoluzione osservata e’ piu’ complicata rispetto ad una semplice evoluzione in luminosita’ (Pure Luminosity Evolution, PLE) o in densita’ Cio’ che si e’ osservato di recente e’ una evoluzione in densita’ dipendente dalla luminosita’ (Luminosity Depedent Density Evolution, LDDE) in cui il tasso di evoluzione e’ piu’elevato ad alte luminosita’

L’evoluzione cosmologica degli AGN nella banda 0.5-2 keV Densita’ numerica Densita’ di luminosita’ Gli oggetti di alta luminosita’ hanno un picco di densita’ a redshift piu’ alti rispetto agli oggetti di bassa luminosita’

La funzione di luminosita’ nella banda hard X (2-10 keV) Il numero di AGN contenuti nella funzione di luminosita’ 2-10 keV e’ maggiore del numero di AGN contenuti nella funzione di luminosita’ 0.5-2 keV questo perche’ nella banda 2-10 keV si riescono ad osservare efficacemente anche gli AGN oscurati AGN non oscurati Totale AGN (con rapporto oscurati/non oscurati che cala con la luminosita’) Totale AGN (con rapporto costante)

Dipendenze della frazione di AGN oscurati con la luminosita’ e il redshift Le osservazioni piu’ recenti suggeriscono che il numero di AGN oscurati decresce ad alte luminosita’ intrinseche. Un’interpretazione plausibile e’ che ad alte luminosita’ la pressione di radiazione spazzi via il materiale oscurante.

Il fit allo spettro del fondo cosmico di raggi X Descrizione delle curve: AGN non assorbiti AGN assorbiti Compton-thin AGN assorbiti Compton-thick Totale AGN AGN Compton-thick necessari per riprodurre il fondo a 30 keV

I campi piu` profondi in banda X e la frazione di fondo risolto Immagine X del campo Chandra Deep Field North rosso = 0.3 -1 keV verde = 1 - 2 keV blu = 2 -7 keV 20 arcmin Osservazioni del satellite Chandra, tempo di integrazione = 20 giorni!

Il fondo risolto in sorgenti singole Fondo risolto = somma delle sorgenti nei Chandra Deep Fields La maggior parte della radiazione di fondo cosmico nella banda 1-10 keV e’ stata gia’ risolta in sorgenti singole nei Chandra Deep Fields. Le successive osservazioni di spettroscopia ottica hanno in effetti dimostrato che tali sorgenti sono in larga maggioranza AGN, in particolare AGN oscurati.

XRB isotropo per cui EG – lieve anisotropia in banda 2-10 keV dovuto a nostra galassia Anisotropia dipolo dovuto a moto galassia A energie < 0.5 keV emissione galattica ed assorbimento Fotoelettrico da ISM annullano fondo X Quindi fondo X da 0.5 keV a MeV: 4 decadi Maggior parte fondo X tra 20-40 keV Satelliti X principalmente sui 3-5 keV

In banda soft 1 – 5 keV ROSAT ed ora CHANDRA hanno risolto 80 – 100% di emissione di fondo essenzialmente dovuta ad AGN con BLR Quindi flusso totale visto nel fondo X e’ in accordo con somma dei Flussi aspettati da AGN in banda soft. Ma spettro AGN e XRB diventano diversi a 10-30 keV. In questa banda il contributo degli AGN noti cala a 10% Modelli con elevata componente di Compton reflection (X duri) non tornano ne’ come numero ne’ come spettro (Setti + Comastri) Soluzione accettata e’ AGN oscurati visibili quindi solo in regione hard (Comastri et al. 1995, AA 296, 1). Se abbiamo un alto numero di AGN oscurati questi pesano poco – niente in regione soft ma diventano importanti in regioni hard. Da fondo X possiamo dedurre numero e proprieta’ integrate di AGN oscurati e stimare quindi la densita’ di massa dei BH

Con maggiore dettaglio: Tra 0.1 e 0.5 keV origine galattica, una bolla di gas a 106 K Tra 0.5 e 2.0 keV legge di potenza con  = 1.0 – 0.7 Steeper rispetto a estrapolazione di hard X Tra 3—20 keV flat power law con  ≈ 0.4 La conoscenza dello spettro di emissione termico esclude che XRB venga da gas diffuso caldo intergalattico che in caso contrario mi avrebbe influenzato la radiazione cosmica di fondo a 3 K

News: Moretti et al A&A 2012: Osservato deep field di CHANDRA con XRT (minore risoluzione angolare, sensibilita’ inferiore per sorgenti singole, ma livello di fondo inferiore) Sottratte tutte le sorgenti di CHANDRA Rimane una componente di fondo non risolta molto piu’ dura del fondo X totale oscurati e lontani??