IL CIELO COME LABORATORIO Anno 2007/2008 Castellucci Mattia, Dal Bianco Nicola, Piccoli Elena, Siciliano Marco, Tronchin Luca Liceo Scientifico “Guglielmo Marconi” - Conegliano (TV)

Active Galactic Nuclei Misura della luminosità di continuo, Hß e [O III] Stima della massa del buco nero Relazioni fra luminosità di continuo e righe in emissione di 50 spettri di Seyfert 1 / QSO con z < 0.5

DISCO DI ACCRESCIMENTO e BUCO NERO TOROIDE OSCURO JET DISCO DI ACCRESCIMENTO e BUCO NERO

Disco di accrescimento Composto da materia di gas, polveri e stelle. Metà materia assorbita dal buco nero centrale viene trasformata direttamente in energia.

Emissione degli AGN Frizione delle particelle del disco di accrescimento Nucleo della galassia in cui si trova il buco nero Continui delle stelle della stessa galassia Continui delle stelle delle galassie circostanti

Dato il redshift molto elevato (finora il massimo confermato è z=6,4), questi corpi celesti si trovano molto lontano nel tempo e quindi nello spazio.

Rilevamento della presenza di un buco nero inattivo tramite l’osservazione della deviazione delle traiettorie delle stelle. Questo accade anche all’interno della Via Lattea, come si può notare dall’animazione.

AGN Seyfert 1 Radio Quiet (debole emissione radio) Seyfert 2 Quasar Radio Loud (forte emissione radio) Blasar

A seconda dell’inclinazione del toro rispetto all’osservatore, un AGN Radio Quiet prende la denominazione di Seyfert 1 o Seyfert 2

BLR (Broad Line Region) Forte turbolenza Righe di emissione larghe Variazione con periodo di qualche ora Grandezza approssimabile al Sistema Solare NLR (Narrow Line Region) Minore turbolenza Righe di emissione strette Variazione con periodo di qualche anno

Telescopio da 2,5 m di diametro dell’osservatorio di Apache Point nel New Mexico utilizzato nel progetto Sloan Digital Sky Survey. In questo progetto sono state osservate circa 100 milioni di stelle, 1 milione di galassie e 100000 quasar, tra cui gli spettri analizzati.

IRAF: Image Reduction and Analysis Facility Programma freeware nativo su piattaforma UNIX che permette l’analisi di immagini e spettri, in ambito astronomico. Programma utilizzato per ricavare i valori necessari all’elborazione dei dati: Flusso (Hβ, [O III]) Picco (Hβ, [O III]) FWHM (Hβ, [O III]) Redshift Luminosità del continuo a 5100Ǻ (avg)

AMBIENTE DI LAVORO: Sfruttate operazioni standard di IRAF con input manuale

CALCOLO DEL FLUSSO DI UNA LINEA:

INTERPOLAZIONE GAUSSIANA: Ci permette di calcolare: Picco FWHM

Luminosità del continuo a 5100Ǻ: avg

Per calcolare la massa e la Luminosità di un AGN, determinare… … il redshift … la distanza dalla Terra (formula relativistica) … il flusso di continuo … la luminosità … il raggio della BLR

… la velocità di turbolenza

Infine porre alla forza gravitazionale la caratteristica di esser centripeta. Poi ricavare la massa.

Il grafico evidenzia una dipendenza lineare tra la luminosità del continuo e quella di Hβ; infatti, dal momento che l’energia necessaria a ionizzare l’idrogeno e dunque a produrre tale riga di emissione viene emessa dal disco d’accrescimento, ci si aspetta che a un aumento della prima luminosità corrisponda un aumento anche della seconda.

Come è possibile notare dal grafico, esiste una proporzionalità diretta tra le due grandezze prese in esame: in modo analogo al grafico precedente, maggiore è l’energia irradiata dal disco d’accrescimento maggiore è anche il numero di elettroni liberi nella NLR che, urtando con gli atomi di ossigeno ionizzato, fanno saltare gli elettroni sul livello metastabile, emettendo in seguito questa riga proibita.

Anche questo grafico evidenzia una dipendenza tra le due grandezze prese in esame. La velocità degli atomi di idrogeno nella BLR (calcolata in base al redshift a metà picco di Hβ) deve essere tale che essi non cadano nel buco nero; infatti dalla legge di gravitazione di Newton si ricava che questa velocità orbitale è proporzionale alla massa del corpo centrale.

In questo caso non sembra esserci invece qualche dipendenza tra la massa delle AGN e la velocità degli atomi di [O III] (calcolata in base al redshift a metà picco d’emissione), i quali, trovandosi nella NLR a grande distanza dal buco nero, sono meno legati all’attrazione di quest’ultimo.

Dal grafico non sembra esservi una proporzionalità diretta tra la massa delle AGN e la luminosità del continuo. Ciò è dovuto al fatto che l’energia emessa dal disco d’accrescimento è proporzionale alla quantità di materia per unità di tempo che cade nel buco nero; essa dipende dunque anche dalla quantità di materia presente nel disco oltre che dalla massa dell’AGN.

Bibliografia: Dalle stelle all'universo, lezioni di astrofisica di Alessandro Braccesi - Zanichelli, 2000 Active galactic nucleus black hole masses and bolometric luminosities di Jong-Hak Woo e C. Megan Urry - The Astrophysical Journal, 2002 Central masses and broad-line region sizes of active galactic nuclei di A. Wandel, B. M. Peterson e M. A. Malkan - The Astrophysical Journal, 1999 The relationship between luminosity and broad-line region size in active galactic nuclei di Shai Kaspi, Dan Maoz et al. - The Astrophysical Journal, 2005