Galassie "Attive" Galassie Seyfert

Galassie "Attive" Galassie Seyfert
- Nucleo centrale molto luminoso che brilla quanto il resto della galassia a spirale ospite - Variabilita' su tempi scala < 1 anno - Emissione di luce diversa da quella tipica di una galassia Carl Seyfert at the 24 inch telescope at Vanderbilt University. (Credit: U. Vanderbilt)

Galassie "Attive" Galassie Seyfert: nucleo
- Esposizioni brevi rivelavano solo un punto intenso di emissione - Esposizioni lunghe hanno evidenziato la presenza della galassia a spirale ospite - In molte Seyfert il nucleo ha una luminosita' pari o superiore a quella di tutta la luce della galassia

Galassie "Attive" Galassie Seyfert: variabilita'
Il nucleo puo' variare in L di un fattore 2 in ~ 1 anno L'oggetto emittente ha una dimensione < ct = 1 LY Stiamo osservando un oggetto (nucleo) che ha dimensioni simili alla distanza media fra due stelle, ma produce in ogni secondo piu' luce di quella dell'intero sistema di 1011 stelle

Galassie "Attive" Galassie Seyfert: emissione
La luce che proviene dal nucleo di una Seyfert e' diversa da quella proveniente da una galassia tipica La luce stellare e' data da: righe di assorbimento continuo termico L'emissione da nuclei di Seyfert ha: forti righe di emissione (spettri di ricombinazione; regioni HII e nebulose planetarie) continuo APPARENTEMENTE non-termico (la densita' di flusso decresce al crescere della frequenza)

Galassie "Attive" Galassie Seyfert: emissione
La luce che proviene dal nucleo di una Seyfert e' diversa da quella proveniente da una galassia tipica Anche la forte emissione radio, Infrarossa (polveri, "toro") e X supporta l'origine non-stellare Il nucleo e' piu' piccolo di 1 LY

Galassie "Attive" Oggetti BL Lac
Gli oggetti BL Lac (il prototipo e' nella costellazione Lacerta e ha un nome di tipo stellare perche' si pensava che fosse una stella variabile; Hoffmeister, 1929) sono galassie ellittiche con un nucleo centrale brillante Macleod & Andrew indicarono come controparte una sorgente radio intensa e fortemente polarizzata (rotazione di Faraday -> origine extragalattica) Esposizioni lunghe mostrarono emissione estesa (galassia ospite?) Spettri ottici non rivelarono ne' righe in emissione che in assorbimento...emissione continua senza righe ("featureless") No stella....No galassia...e allora: cos'e' un BL Lac?

Galassie "Attive" Oggetti BL Lac
Solo nei tardi 70s si e' rivelato uno spettro dalla parte estesa con caratteristiche simile a M32 (una piccola ellittica vicino a M31) La differenza era dovuta fondamentalmente alla dimensione (potenza) e distanza di M31 vs BLLac BL Lac e' un'ellittica ad una distanza di ~ 109 LYs Il continuo viene da un nucleo eccezionalmente brillante che, a causa della sua variazione giornaliera in polarizzazione, ha dimensioni < 1 giorno luce Il minore oscuramento del nucleo -> meno gas e polveri (ellittica)

Quando nasce la radioastronomia
5 maggio 1933 Karl Jansky è il primo negli anni ’30 a rivelare onde radio dallo spazio La nascita della radioastronomia si fa risalire a quando Jansky scopri’ casualmente l’emissione radio proveniente dal centro della Via Lattea. Egli stava in realta’ tracciando una strana interferenza che disturbava i ponti radio con le colonie del Pacifico. Questa interferenza si muoveva in cielo come il Sole e quindi non poteva essere di origine terrestre. RADIOASTRONOMY

Galassie "Attive" Galassie Radio
La prima sorgente radio discreta e' stata Cygnus A (Hey, Parson, & Philips) Solo l'interferometria ha permesso di localizzare con accuratezza l'emissione radio e permetterne l'identificazione ottica Dalla distanza (ricavata dal redshift) e potenza radio e' stata ricavata la luminosita' radio (Baade & Minkowski) milioni di volte > di quella delle galassie ordinarie

Cygnus A; Credit: Image courtesy of NRAO/AUI

Molte radio-galassie sono state successivamente scoperte in surveys (es. "The third Cambridge catalog", 3C) L'emissione delle Seyfert ha struttura estesa nell'ottico, ma quasi-puntiforme nel radio (oggi questo e' meno vero) Le radio-galassie "classiche" hanno strutture radio estese: Due lobi radio (con o senza hot-spots) un nucleo radio (e ottico) piu' o meno brillante La distanza fra lobi puo' raggiungere anche milioni di LYs La controparte ottica e' una galassia ellittica, MAI una spirale

L'emissione nei lobi delle radio-galassie e' radiazione di sincrotrone L'energie associata ai raggi cosmici e al campo magnetico B per produrre la radiazione di sincrotrone osservata dipendono dall'intensita di B Una stima MINIMA dell'energia totale viene ricavata quando le due energie sono comparabili (Burbridge)

B Campo magnetico (gauss) Etot Energia (erg) 10-6 10-5 10-4 10-3 Emagnetica Eparticelle Etot > 1061 erg ma ESNe > 1051÷53 erg ~ 1010÷8 SNe!!! ???

"Authors who use minimum energy will go to hell, admittedly there is no evidence for this, but then, there is no evidence for minimum energy either" P. Leahy 1990, in proceedings 'Parsec scale radio jets'

Il nucleo delle radio galassie ha dimensioni < 1 LY Un oggetto con: dimensione d = 1 LY a distanza D = LYs ha dimensione angolare θ ~1 mas A 5 GHz (= 6 cm) una risoluzione < 1 mas si ottiene per B(aseline) = 1.22 · (λkm / θrad) > 1.22 · (6 · 10-5/ 5 · 10-9) ~ km VeryLongBaselineInterferometry

Alle risoluzioni della VLBI la sorgente centrale e' "risolta" in una serie di blobs (spesso) allineati lungo la congiungente dei lobi Getto Radio (emissione "beamata" di particelle relativistiche) Il nucleo radio e' la base del Getto Radio

Credit: Image courtesy of NRAO/AUI

M87 Credit: Image courtesy of NRAO/AUI and F. Owen, J. Biretta & J. Eilek

I moti di alcuni di questi blob sono stati studiati Il loro allontanamento, monitorato su alcuni anni, indicava Moti superluminali (v > c) ???? Spiegazione geometrica ("the beam model") (Blandford & Rees; Esercizio dello Shu) - I blobs di plasma sono espulsi con v minore o ~ uguale c in direzioni opposte - Se l'osservatore e' ~ lungo l'asse del getto la velocita' di separazione apparente risultera' superluminale

Galassie "Attive" Quasars
Quasar = quasistellar radio object (H.Y. Chiu) Oggetti non risolti nelle surveys di Cambridge e apparenza stellare anche con esposizioni lunghe La differenza principale fra Quasars e radio galassie classiche e' che i primi non mostrano, nell'ottico, una chiara galassia ospite Lo spettro ottico ricorda piu' una Seyfert che quello stellare Oggi si sa che esistono anche molte galassie radio-quite con caratteristiche ottiche simili a quelle dei Quasars (i "quasistellar objects"; QSO)

Galassie "Attive" Quasars
Ma cosa sono i Quasars? Sono galassie ad alto/altissimo z (M. Schmidt 1963) Hanno distanze cosmologiche (>109 LYs) che fanno sembrare questi oggetti, che hanno brillanze intrinseche enormi, delle deboli stelle Dai dati X del satellite Einstein tale potenza (~1047 erg/sec) e' stata confermata, risultando circa 10 trilioni maggiore di quella emessa dal Sole per un diametro dell'oggetto pari a quello del Sistema Solare Incredibile, ma vero!!!

Galassie "Attive" Riassunto
Seyferts: Galassie a spirale con nuclei brillanti. La luce nucleare presenta righe di emissione e emissione radio non-termica. N Galaxies: Galassie ellittiche con nuclei brillanti. Alcune sono anche sorgenti radio ("radio-loud"). BL Lacertae: Galassie ellittiche con nuclei molto brillanti. La luce nucleare presenta un continuo senza righe ("featureless") con polarizzazione fortemente variabile. Radio Galaxies: Generalmente ellittiche giganti con struttura radio a due lobi. Presenza di getti radio (talvolta con moti superluminali). Quasars: Sorgenti radio quasi-stellari talvolta con strutture radio a due lobi. Spettri ottici vagamente simili a quelli delle Seyfert. Forte emissione nell"IR e X. Ad alti redshifts. QSOs: Simili ai Quasars, ma con emissione radio debole o nulla ("radio quiet"). Ad alti redshifts.

Buchi neri "supermassivi" negli AGN (modelli teorici)
Il candidato piu' accreditato per essere il responsabile della struttura delle galassie attive in generale e dei jets in particolare e' un buco nero supermassivo (SMBH) che accresce materia ed e' situato al centro (nucleo) della galassia (es. Salpeter & Lynden-Bell per la binaria X Galattica Cygnus X-1) Perche' Supermassivo ??? Per vincere la pressione di radiazione che si oppone all'accrescimento Per una luminosita' di 1047 erg/sec, il BH deve avere massa > di 109 Msol per vincere la pressione di radiazione e "ingoiarsi" piu' di 10 Msol per anno (Esercizio dello Shu)

Buchi neri "supermassivi" negli AGN (evidenze osservative)
Cos'e' il nucleo della nostra Galassia e perche' studiarlo? Vantaggi Svantaggi - E' il nucleo piu' vicino a noi - Si puo' raggiungere una ottimale risoluzione spaziale - Forte estinzione (problemi con visibile, UV, soft-X) - Puo' essere osservato solo in radio, IR, hard-X e γ

Cos'e' il nucleo della nostra Galassia e perche' studiarlo? Al centro della Galassia vi e' una sorgente discreta di continuo radio non-termico (Sagittario A; Sgr A) Osservazioni VLBI di Sagittario A (West) hanno rilevato una sorgente di dimensioni ~ 1 ora luce Nonostante sia emissione di sincrotrone, l'indice spettrale e' piatto (come in altri nuclei di galassie) Questo fatto NON e' perche' e' emissione di free-free, ma e' causato dall'AUTOASSORBIMENTO DI SINCROTRONE Un altro meccanismo e' il Compton inverso (non lo facciamo)

Brevissime su meccanismi di emissione
Emissione di Sincrotrone (non-termica) Prodotta da elettroni altamente relativistici in un campo magnetico Emissivita' specifica (assumendo per gli elettroni una distribuzione di energia a legge di potenza): ν -α ν 5/2 Log Iν dove Ott. spessa Ott. sottile Caratteristiche rilevanti: collimata e fortemente polarizzata Log ν

Cos'e' il nucleo della nostra Galassia e perche' studiarlo? Al centro della Galassia c'e' anche intensa emissione termica Vicino a Sgr A si trova una nube molecolare gigante, Sgr B2 In questa nube si ha la piu' ricca varieta' di molecole interstellari Questo e la alta densita' produce un'intensa attivita' di SF Al centro della Galassia abbiamo molte sorgenti discrete di raggi-X - principalmente binarie X (trovate anche in M31 e altre)

Cos'e' il nucleo della nostra Galassia e perche' studiarlo? Nella regione attorno a Sgr A West, abbiamo molte sorgenti discrete di IR - a 10/20 μm, sono nubi di polveri scaldate da stelle vecchie e giovani stelle O e B - nella riga del NII, abbiamo nubi di gas ionizzato Da moti statistici di queste nubi si puo' determinare la massa approx del nucleo della Galassia... ... e' un BH con massa > 106 Msol ... (forse le nubi sono in un disco di accrescimento)

Centro della Galassia VLA 20cm VLA 1.3cm VLA 3.6cm
Credits: Lang, Morris, Roberts, Yusef-Zadef, Goss, Zhao & Hibbard

Buchi neri "supermassivi" negli AGN (evidenze osservative) Il nucleo di M87
M87 e' la terza galassia piu' brillante del cluster di galassie piu' vicino e ricco Ha un getto ottico che esce dal nucleo (Curtis 1918) Un getto simile e' stato trovato anche in 3C273 Anche le osservazioni X (Einstein allora, Chandra oggi) hanno rivelato il getto Ovviamente questi sono le controparti dei getti radio

Buchi neri "supermassivi" negli AGN (evidenze osservative) Il nucleo di M87
Per dovere di correttezza: M87 non e' una classica galassia radio, ma e' il prototipo delle sorgenti "core-halo" (un piccolo nucleo circondato da un alone esteso di emissione radio piu' debole), ma cio' non cambia il seguito Il core di M87 coincideva in allineamento con il getto ottico (Hogg et al. 1969) Il nucleo aveva dimensioni < 6 mesi-luce (Cohen et al.) Qual'e' la reazione delle stelle all'attrazione di un punto massivo al centro della galassia?

Buchi neri "supermassivi" negli AGN (evidenze osservative) Qual'e' la reazione delle stelle all'attrazione di un punto massivo al centro della galassia? Un BH massivo puo' far crescere la brillanza superficiale centrale oltre a quella predetta dalla legge di de Vaucouleur per le galassie ellittiche e i bulges centrali di spirali Una "cusp" nella distribuzione della brillanza al centro della Galassia

- Ha una "cusp" centrale (fotometria) - La dispersione delle velocita' cresce enormemente (spettroscopia) Modelli teorici di questi due comportamenti BH di massa ~ 5 · 109 Msol Distanza dal centro galattico Brillanza superficiale

Molto e' stato fatto da questo studio di M87: Studi di getti con la VLBI nel continuo radio, osservazioni ottiche e NIR con HST, osservazioni Chandra nell'X, osservazioni in riga di maser H2O e OH

Conclusioni (!?!) Rappresentazione artistica di un AGN e delle diverse categorie nell'interpretazione del modello unificato (Barthel 1989)

Galassie "Attive" Galassie Seyfert

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