A.Tramacere dip. Fisica Univ. Perugia

Presentazione sul tema: "A.Tramacere dip. Fisica Univ. Perugia"— Transcript della presentazione:

1 A.Tramacere dip. Fisica Univ. Perugia
Interpretazione della variabilità dei Blazar attraverso modelli di emissione SSC ed EC A.Tramacere dip. Fisica Univ. Perugia Udine 31/01/2003

2 AGN la classificazione
AGN≈ la lum. dell’intera galassia Radio quieti≈90% Seyfert ecc.. Radio forti≈10% ≈2000 Blazar BL Lac+FSQR Lum. nucleo erg/s Variab. rapida (sino a 104 s) Getto Emissione su tutto lo spettro e.m. Moti superluminali BLR NLR

3 Moti super-luminali Evidenze di moti superluminali da osservazioni VLBI 3C273 Scala Kpc Ripresa Chandra dell’oggetto galattico XTE J

4 Caratteristiche generali della SED
Picco di bassa energia Picco di alta energia Stato alto Stato quiescente

5 La variabilità temporale
Vincolo sulle dimensioni della sorgente emittente: Limite sup. MRK 421

6 Modello “Standard”degli AGN
Modelli leptonici Modelli adronici

7 BLAZAR SED Input SSC Curva di luce del disco dagli AC ERC
SSC/ERC parametri del modello(stimati dalle osservazioni) Legge dell’iniez. elettronica(a legge di potenza, parabolica, gaussiana, ecc..) Input SSC Curva di luce del disco dagli AC ERC Evoluzione Temporale Curve di luce SED Tempi di attr.

8 Interfaccia grafica

9 Simulazione dell’emissione SSC
Varia gmax Varia B

10 Simulazione dell’emissione ERC
La radiazione del disco Simulazione ERC h=0.05 Tanello_in=105K FSQR LBL HBL

11 Il disco instabile: il modello AC
Sistemi SCO PSD f-a AUTOMA CELLLULARE Densità critica: valanga diffusione graduale

12 Il disco instabile: la simulazione
Istogramma ampiezza flare Log(eventi)

13 Il disco instabile: osservazioni
Pounds et al osservazioni RXTE di Arakelian 564 (Seyf. 1) a=1.12±0.04 Tvar~giorno(104-5s)

14 Evoluzione temporale Regione accel. Regione radiativa Soluz. Analit.
( )

15 Iniezione continua limiteTH
Parametri simulazione SSC SSC ERC Parametri simulazione ERC

16 Tempi di attraversamento
La geometria Num fetta R =10(15-17) cm tblob=10(5-7) s L’osservatore vede la somma di fette che emettono ad istanti diversi ed in stati diversi

17 Tempi di attraversamento
Tiniez.=Tattr. PKS ASCA (Kataoka 2000) Fit gaussiano Dt~ 4000s Alta energia precede Time lag circa 1700 s Profilo quasi simmetrico (oss.) Bilancio cooling-fuga

18 Tempi di attraversamento
Presenza del “plateau” Tiniez. >> Tattr. MRK 421 XMM-NEWTON SEMBAY et al. 2002

19 ERC + disco variabile Si può osservare variabilità nelle curve di luce g, dovuta al riprocessamento dell’emissione variabile del disco, da parte della blob

20 Iniezione Random R=1015cm

21 MRK 421

22 PKS

23 BL Lacertae

24 Cosa si potrebbe fare con GLAST
Analisi degli indici spettrali Analisi dei flussi Correlazione flussi-indici spettrali Correlazione flussi multi-banda Analisi dei picchi di emissione Discriminare tra i vari modelli

25 Analisi spettrale Andamento delle freq. di picco

26 Analisi spettrale Correlazione dei flussi

27 Analisi spettrale Evoluzione dell’indice spettrale di sincrotrone

28 Analisi spettrale Evoluzione dell’indice spettrale compton

29 Potenzialità attuali Risultati raggiunti:
Riproduzione dell’emissione stazionaria del disco e del getto Riproduzione dell’emissione transiente del disco (AC) Riproduzione della variabilità del getto sia per SSC che ERC in regime TH e KN Riproduzione di curve di luce con e senza i tempi di attraversamento , tempi caratteristici e profili congruenti con le osservazioni Connessione disco getto : scoperta della possibilità di avere variabilità gamma data dal riprocessamento della variabilità del disco (simulazione mai apparsa in letteratura). Utilizzo del simulatore per analizzare i modelli Realizzazione di una libreria di software per processi astrofisici di alta energia

30 Da fare Sviluppi futuri:
Modello self-consistent a 2-stadi : quiescente/flare , BH+Disco generano plasma Accelerazione di e+/-/p/ N+/- ( MHD turbolence LF (B+dB) “ALFVEN”) generano il plasma accelerato Efficace per l’accelerazione dei protoni (C.R.) gli e- perdono per IC Sopra la sogila di foto-dissociazione plasma + campo fotonico disco(X/UV): produzione di particelle secondarie In funzione della luminosità del disco posso accumulare più o meno plasma Superata una certa sogli espulsione blob con campo magnetico congelato ed elettroni (già) relativistici, accelerati ulteriormente dallo shock (FERMI) Alfeven Waves perpendicolari al disco (ADAF) spiegherebbero l’eiezione della blob Tenere conto dell’espansione Interpretare la seq. FSQR LBL HBL in quest’ottica : Shell solo in HBL ? La luminosità del disco influenza lo spettro energetico iniziale de plasma ? Ecc…

31

32 Meccanismi di accelerazione
Pistone supersonico Shock Fermi 1° ord. Spettro energetico a legge di potenza

33 Emissione di Sincrotrone
Potenza totale emessa per Sincrotrone Spettro emiss. fissato a Spettro emiss. <a> Distr. elettronica Coeff. emiss. ed Ass. Equazione del trasporto radiativo

34 Emissione Compton Regime Thomson Sez. d’urto in regime KN
, Regime Thomson Sez. d’urto in regime KN Campo fotonico isotropo Jones 1968 Densità fotoni Emissività Compton

35 Simulazione in regime KN
Parametri simulazione

36 Curve di luce sinc. ed IC Le curve di luce di sincrotrone e Compton generate dagli stessi elettroni devono avere profili simili La curva di sinc. a 1015 Hz e quella di IC a Hz hanno profili simili

37 Parametri ed osservabili
I 7 parametri del modello: qe, gmax,tesc,s,d,R,B Le 7 osservabili: ns_break, ns_picco, ns_max, nc_picco,Ls_tot, Lc_tot, a

38 Analisi spettrale Curve di luce di sincrotrone convoluta

39 Analisi spettrale Curve di luce compton convoluta

40 Analisi spettrale Spettro di sincrotrone convoluto

41 Analisi spettrale Spettro di sincrotrone convoluto

42 Analisi spettrale Spettro compton convoluto

43 Analisi spettrale Spettro compton convoluto

44 Analisi spettrale:osservazioni

45 Analisi spettrale:osservazioni

46 Il disco sottile: modello staz.
Potenziale grav. Rel. Rot. Diff. + visc. e=10%>>0.7% Dissipazione Corpo nero “diluito”