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

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

Cos’è 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 dell’ordine 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 l’energia 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)

Quasar e stella a confronto visti al telescopio

Lo spettro visibile di un QSO, z<0,8 La luminosità del QSO è di ordine di grandezza 1045 erg/s ~ 1012 L

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 dell’O[III].

I 48 spettri analizzati 52885-1415-319 53084-1440-204 53431-2025-601 53501-1842-067 53765-2374-060 52814-1345-498 53091-1464-390 53431-2025-637 53533-1811-122 53786-2356-575 53051-1738-419 53112-1773-405. 53436-1950-406 53534-1653-515 53799-2016-216 52992-1594-605 53137-1726-566 53440-1959-066 53566-2202-592 53799-2230-566 52999-1307-494 53144-1401-638 53442-1997-059. 53682-2264-090 53816-2219-229 53052-1736-620 53144-1610-249 53446-2037-015 53708-2289-130 53819-2226-585 53055-1443-306 53147-1676-518 53462-1673-108 53714-2291-604 53820-2155-011 53063-1366-252 53357-1954-027 53472-2005-040 53726-2239-239 53820-2227-085 53082-1465-030 53385-1944-120 53491-2147-426 53762-2361-391 53083-1367-419 53386-1943-466 53494-1829-464 53765-1987-464 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

Spettro: determinazione distanza QSO redshift lHa osservato Laboratorio Ha [O III] 5007 Å Hb

Calcolo distanza Calcolato il redshift medio z dalle lunghezze d’onda osservate per Hβ e [O III], sono state ricavate le distanze per i 48 oggetti con l’equazione relativistica:

Le distanze ricavate Distanze in Mpc 726 588 563 984 896 981 681 632   Distanze in Mpc 726 588 563 984 896 981 681 632 843 778 746 1457 1164 849 1058 831 716 670 569 1055 620 1043 955 882 719 662 462 721 625 732 1013 811 961 1203 773 1158 648 1125 987 958 1179 657 1056 495 769 970

Spettro: determinazione flusso

Calcolo luminosità righe Hb, [O III] Luminosità = flusso osservato x superficie = 4πd² Φ (considerando l’emissione isotropa)

BLR e NLR Narrow Line Region: Broad Line Region: zona responsabile delle righe d’emissione strette Broad Line Region: zona responsabile delle righe d’emissione larghe

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

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

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

Determinazione del raggio della BLR L’estensione 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 l’estensione della BLR all’emissione del continuo.

Determinazione del raggio della BLR FLUSSO CONTINUO A 5100 Å

Calcolo raggio RBLR 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:

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

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

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

Masse SMBH in unità di massa solare SMBH: masse calcolate Masse SMBH in unità di massa solare 1,82E+07 2,99E+07 3,80E+07 1,08E+08 2,89E+07 1,51E+08 1,94E+07 6,05E+07 4,85E+07 7,73E+07 4,25E+07 2,74E+07 1,80E+08 1,56E+08 1,13E+08 1,25E+08 2,35E+08 1,09E+08 2,50E+07 4,13E+08 3,58E+07 1,93E+07 8,73E+07 7,31E+07 2,00E+08 1,32E+08 1,49E+08 9,44E+07 4,88E+08 5,21E+07 3,33E+07 2,56E+07 3,53E+07 2,58E+07 4,45E+08 6,86E+07 5,86E+07 2,53E+07 5,23E+07 2,28E+08 1,92E+08 1,03E+08 2,36E+07   1,44E+08 1,55E+08 5,76E+07 2,30E+08

Istogramma distribuzione delle masse

Rapporto massa e redshift

Rapporto continuo e Hβ

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……

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