RADIOGALASSIE & AGN Cenni Storici - Struttura - Spettri

Presentazione sul tema: "RADIOGALASSIE & AGN Cenni Storici - Struttura - Spettri"— Transcript della presentazione:

1 RADIOGALASSIE & AGN Cenni Storici - Struttura - Spettri
Astronomia Extragalattica Anno Accademico Francesco Grossetti

2 Che cosa sono? Le RG fanno parte di una categoria di oggetti chiamati
AGN (Active Galactic Nuclei) che identificano galassie con una tale luminosità, nella regione nucleare, da essere osservata in gran parte dello spettro e.m. In particolare le RG sono molto luminose nel radio (fino a 1038 W tra GHz) per l’emissione è dovuta a sincrotrone La radiazione proveniente dall’AGN si pensa sia dovuta all’accrescimento di materia su un buco nero supermassivo con massa compresa tra Msun al centro della galassia ospite

3 Le prime scoperte 1946: Cygnus A --> prima sorgente radio scoperta (Hey) e successivamente definita nell’ottico con risoluzione di 1 arcmin (Smith Baade, Minkowsky 1954). z=0.06 Caratterizzata da struttura a doppi lobi molto più grandi della controparte ottica 1960: 3C295 (Minkowski) a z=0.45 NGC5128 (Centaurus A): doppi lobi su 4° in cielo 1963: Schmidt propone il termine QUASi-stellAR-object identificando tre nuove sorgenti radio luminose: 3C273 a z=0.158, Hazard-Mackey-Shimmins 3C48 a z=0.37 3C147 a z=0.57 : prime tecniche interferometriche ad alta risoluzione con VLBI 1995: Padovani & Urri presentano recensione dei modelli degli AGN

4 Cygnus A VLA Cygnus A visto in ottico e a differenti in radio

5

6 NGC 4051 NGC 4151

7 Alcune RG presentano una o due strutture molto strette note come jet
Struttura Le RG hanno vari tipi di strutture, ma la più comune è quella costituita da lobi. Questi sono doppi, tendenzialmente simmetrici e di forma pseudo ellissoidale RG 3C98 Alcune RG presentano una o due strutture molto strette note come jet

8 Struttura Dal 1970 (Scheuer 1974, Blandford & Rees 1974) il modello comunemente più accettato consiste in lobi sostentati da beams relativistici di particelle ad alta energia e da campi magnetici provenienti dal nucleo attivo Ci sono due schemi generali per quanto riguarda jets e lobi, introdotti da Franaroff & Riley nel 1974, che si differenziano principalmente per la differente luminosità e per la morfologia su larga scala dell’emissione radio FR I FR II

9 Struttura: FR I e FR II FR I FR II Brillanti nella regione centrale
Poco luminosi Jets luminosi al centro Beams inefficienti: irragiano quasi la totalità della loro energia nel tragitto FR I Brillanti lontani dal centro Molto luminosi Presenza di hotspot nelle regioni periferiche Trasporto di energia efficiente fino alla fine dei lobi FR II

10 Struttura: FR I e FR II Nelle FR I, i jets passano a un regime sub-relativistico molto vicino al nucleo creando una struttura più diffusa con concentrazioni non ovvie agli estremi Nelle FR II, i jets rimangono relativistici durante tutto il tragitto (con velocità intorno a 0.5 c) fino alla fine dei lobi. Si creano i cosiddetti hotspot dovuti a onde di shock causate dal rilascio di energia repentino del jet supersonico Più in dettaglio, la divisione tra FR I e FR II dipende dal tipo di host galaxy (per esempio se più o meno massiva) o con mezzo interstellare più o meno denso

11 EVN+MERLIN 6-cm and Comparison HST Observations of 3C264
EVN+MERLIN 6-cm and Comparison HST Observations of 3C264. These observations reveal a change in the jet morphology that is coincident with an optical "ring" that has been imaged with the Hubble Space Telescope (HST). (1997)

12 Struttura: FR I e FR II In molte FR I, l’effetto del gas circostante può distorcere i getti. Nella galassia NGC 1265 si ha una curvatura dei getti a causa del moto relativo del nucleo galattico con il mezzo circostante e, probabilmente, per l’influenza del plasma confinante

13 Nonostante una simmetria su larga scala, nella regione nucleare
di una RG si hanno evidenze di asimmetrie. Per rilevare ciò è necessaria una risoluzione inferiore a 1 arcmin (VLBI) Un esempio è la RG tipo FR II 3C175

14 M87 M87 Optical

15 A 1. 6 GHz image of the giant radio galaxy 3C 236
A 1.6 GHz image of the giant radio galaxy 3C 236. With a linear extent of ~4 Mpc, this is the largest known raio source in the universe, although this image shows only in the inner part (~2 kpc) of the source. (Schilizzi et al., 2001, A&A, 368, 398) - MERLIN/VLBI

16 Struttura: FR I e FR II La natura ha regalato anche RG che non rientrano nelle categorie precedenti. Un bell’esempio è 3C273, dove si nota una struttura completamente asimmetrica a tutte le scale

17 Metodi d’indagine di una sorgente in astrofisica
Per analizzare le sorgenti con cui si ha a che fare in astrofisica gli strumenti d’indagine sono prevalentemente due: FOTOMETRIA SPETTROMETRIA Entrambe si estendono su quasi tutto lo spettro elettromagnetico, con minori risoluzioni per le lunghezze d’onda minori (dovute alla difficoltà tecnica di collimare un raggio di fotoni ad altissima energia). Dalla spettrometria in particolare si ricavano indicazioni preziosissime riguardo allo spettro di emissione delle sorgenti (righe atomiche), strumento insostituibile per stimare le DISTANZE di questi oggetti.

18 dove H0 è la costante di Hubble, q0 il parametro di decelerazione
DISTANZA Nel modello cosmologico “standard” il redshift z di una riga spettrale emessa ad una lunghezza d’onda λe e rivelata a λ0 è definito come: Il primo termine della serie si può interpretare come velocità di recessione z=v/c, i termini successivi sono le correzioni relativistiche che diventano non trascurabili per ~ z > 0.3 dove H0 è la costante di Hubble, q0 il parametro di decelerazione ed è legato alla distanza della sorgente emettitrice dalla seguente relazione:

19 Classificazione Radio Quiet AGN Radio Loud AGN
Al fine di comprendere meglio il contesto in cui si posizionano le RG, è utile fare una classificazione generale degli AGN Radio Quiet AGN Radio Loud AGN LINERs: solo deboli linee di emissione nucleari Seyfert: continuo ottico nucleare con NLR e a volte BLR Type 1: NLR+BLR Type 2: NLR Host Galaxy: generalmente spirali RQ QSOs: simili alle Seyfert (tipo I) differenza in limite di opt. mag. forte continuo ottico, X e NLR-BLR Host Galaxy: spirali, ellittiche RL QSOs: comportamento simile a RQ QSOs con presenza di jets quindi di un forte continuo ottico, NLR & BLR, emissione X Blazars: rapidamente variabili, opt. em. polarizzata, radio e X em. Radio Galaxies: emissione nucleare e radio estesa. Possono essere divise low-excitation e high-excitation classes caratterizzate da BLR e NLR. Host Galaxy: ellittiche

20 Palomar: Optical -> nucleo
Sombrero Galaxy: debolmente ionizzata nel nucleo. Emissione in radio e X da sincrotrone Low Ionization Nuclear Emissione Region M104 kev -> orange kev -> blue Palomar: Optical -> nucleo

21 Palomar: Optical -> nucleo
Oss. G.D. Cassini, Loiano NGC 2683 Palomar: Optical -> nucleo Type 2 Seyfert Spitzer: IR -> nucleo Type 1 Seyfert Spitzer: MIR NGC 1566

22 The Palomar sky survey image of Mkn 421 taken in blue light
BL Lac Optical Violent Variable BL Lac Corona Borealis Observatory Győrújbarát - Hungary

23 Modello Unificato degli AGN
Ciò che può ben spiegare la produzione di così tanta energia (fino a ≈ 1061 erg) è la presenza di un buco nero di Msun entro un raggio di ≈ 0.01 pc o anche meno L’energia dell’AGN deriva dall’energia potenziale gravitazionale del materiale del disco di accrescimento circostante il SMBH che cade su di esso Poiché il momento angolare è differenziale, il materiale che accresce sul SMBH passando da un’orbita a una più interna dovrà emettere per principi di conservazione dell’energia e del momento angolare.

24 BLACK HOLE e DISCO DI ACCRESCIMENTO
Il gas che forma il disco di accrescimento spiraleggia verso il centro fino ad essere inghiottito dal buco nero, liberando in energia radiativa fino a quasi metà della sua massa a riposo. Questo è il meccanismo di conversione massa-energia più efficiente mai osservato nell’Universo 5.7% se BH non rotante 41% se BH ruotante (una tipica efficienza nucleare è di circa 0.7%)

25 Toro di polveri Oltre al disco di accrescimento vi è un toroide spesso di materiale in accrescimento freddo e sufficientemente opaco da rendere invisibile il disco sottile se si osserva edge-on. La regione centrale può essere osservata solo da direzione polare Qualcosa di molto simile è stato visto dall’Hubble Space Telescope nella Seyfert galaxy NGC4261. Il toro è otticamente spesso: se intercetta la linea di vista oscura le componenti più interne e nello spettro emerge solo la sua emissione (prevalentemente in infrarosso) e quella delle regioni esterne.

26 I jet ultrarelativistici
L’altra componente sono la coppia di jets di materiale energetico espulso dal nucleo in direzione polare. I jets sono incredibilmente collimati e posso viaggiare per enormi distanze rispetto al toroide Centaurus A Ottico+Radio

27 MODELLO UNIFICATO dipendenza dall’angolo di vista Blazars:
(Antonucci 1993, Urry e Padovani 1995) Blazars: BL Lac Objects OVVs Type 2 objects: Seyfert 2s Narrow Line Radio Galaxies Type 2 Quasars Type 1 objects: Seyfert 1s Broad Line Radio Galaxies Type 1 Quasars

28 Modello Unificato degli AGN
Alla luce di quanto detto fin’ora possiamo quindi dire che i nuclei galattici attivi nascondono al loro interno buchi neri supermassivi (M ≈ Msun) in accrescimento. Nell’animazione qui sotto si parte da una distanza di centinaia di megaparsec dalla galassia attiva. Avvicinandosi si possono vedere le diverse popolazioni stellari che formano la galassia: le stelle giovani, blu, nelle braccia a spirale e le stelle vecchie, rosse, che formano il bulge. In questo modellino sono state disegnate solo stelle, mentre in una galassia di questa taglia (una spirale gigante) ce ne sono in media 100 miliardi. Qui il quasar è stato ‘spento’ in quanto in realtà la sua luminosità sopravanza di gran lunga quella dell’intera emissione stellare della galassia. Nel centro del bulge si vedono delle nubi di gas blu (NLR): è la regione esterna al quasar, appena fuori dal toro di polveri; più vicino al nucleo un sistema di nubi verdi e giallo-viola, in rapido movimento (BLR). Oltre ciò il disco di accrescimento che alimenta il BH da cui si diparte il getto relativistico. Dall’inizio alla fine dell’animazione si percorrono 10 ordini di grandezza: il primo frame dell’animazione è infatti grande 10 miliardi di volte l’ultimo.

29 SPETTRI Spettri tipici degli AGN occupano sostanzialmente l’intero dominio e.m. Spettri di questo tipo prendono il nome di BROAD BAND

30 SPETTRI Spettro a larga banda del quasar 3C273

31 MECCANISMI DI EMISSIONE
Come si spiega uno spettro tipo broad band? Si possono raggruppare i meccanismi di emissione in due categorie principali: EMISSIONE TERMICA PROCESSI AD ALTA ENERGIA (emissione non termica)

32 MECCANISMI DI EMISSIONE TERMICI: corpo nero
Il profilo della curva è dato dalla legge di Planck: Un corpo nero è univocamente identificato mediante la TEMPERATURA. Poiché il corpo nero, per definizione, assorbe tutta la radiazione che incide su di esso, quella che vediamo emergere è quindi il risultato della sola emissione

33 MECCANISMI DI EMISSIONE TERMICI: free-free emission (bremsstrahlung termica)
L’emissione free-free è tipica di un gas caldo ed è prodotta ovunque ci sia un’adeguata densità di elettroni liberi, ad esempio: atmosfere stellari plasmi caldi e densi regioni HII toro di gas ionizzato attorno ad Io La regione HII attorno ad una stella calda è formata dalla fotoionizzazione dell’idrogeno da parte di fotoni UV provenienti dalla stella. Il continuo proveniente da una regione HII è dovuto all’emissione free-free prodotta dagli elettroni liberi del gas. Lo spettro si può estendere dal radio all’ottico ed è piatto in regime di mezzo otticamente sottile.

34 free-free emission – continua (2)
Lo spettro si estende dal radio al visibile e dipende dalla densità del gas. Il grafico ha un flesso in corrispondenza della lunghezza d’onda a cui il mezzo inizia a comportarsi come otticamente spesso: a lunghezze d’onda maggiori la radiazione è riassorbita. Esiste quindi, in dipendenza dalla densità del gas, una particolare frequenza, detta di cut-off, oltre la quale il mezzo emette come corpo nero. Nella regione a legge di potenza l’indice spettrale a è pari a 2. Nella parte dello spettro otticamente sottile l’intensità è debolmente dipendente dalla frequenza, con indice spettrale pari a –0.1. La parte dello spettro dove il mezzo è otticamente spesso è dato da: dove In è l’intensità emessa in funzione della frequenza free-free emission – continua (2)

35 EMISSIONE NON TERMICA RADIAZIONE DI SINCROTRONE
L’emissione non termica è dovuta a processi di alta energia che coinvolgono sia fotoni che particelle e si dice non termica proprio perché la distribuzione, sia dei fotoni che delle particelle, non è Maxwelliana. I processi fisici che danno luogo ad emissione di alta energia sono: RADIAZIONE DI SINCROTRONE EFFETTO COMPTON (diretto e inverso) PRODUZIONE DI COPPIE

36 RADIAZIONE DI SINCROTRONE
Indipendentemente nel 1950 prima e nel 1953 poi, Alfvén & Herlofson e Shklovsky proposero una legge di potenza al fine di spiegare diversi tipi di spettri in banda radio: con indice spettrale  > 2 è necessario ricorrere ad emissione di tipo non termico ed in particolare emissione di sincrotrone.

37 Questa relazione è estremamente utile in quanto da una semplice misura dell’indice spettrale si possono ricavare informazione sulla distribuzione di energia degli elettroni emettitori. Esiste una semplice relazione tra l’indice della distribuzione di energia degli elettroni (s) e l’indice spettrale (α) dello spettro di emissione per sincrotrone Per gli AGN l’emissione di sincrotrone riguarda solamente il getto relativistico. Sappiamo che in regioni simili il campo magnetico è di ~10-4 T  emissione X di 10 KeV da Blazars è dovuta ad elettroni di ~1012 eV

38 EFFETTO COMPTON (diretto e inverso)
Quando un fotone di alta energia interagisce con un elettrone a bassa energia si ha scattering Compton. L’elettrone acquista energia a spese del fotone. La relazione tra la lunghezza d’onda del fotone incidente, λi, e quella dopo lo scattering, λs è: [1] dove m0 è la massa a riposo dell’elettrone e  l’angolo di scattering. Possiamo riscrivere [1] in termini della lunghezza d’onda Compton λC: dove λC è definita come:

39 Un caso particolare è rappresentato dallo scattering di Thompson, la coda a più bassa energia, il più comune in astrofisica. L’effetto Compton è statisticamente rilevante in quelle regioni in cui vi sono degli elettroni immersi in un campo di fotoni ad alta energia. In astrofisica è possibile anche trovare situazioni in cui avviene il processo inverso (IC), ovvero quando elettroni di alta energia interagiscono con dei fotoni cedendo parte della loro energia e accelerandoli. L’effetto Compton inverso è l’analogo elettrico del sincrotrone. La perdita di energia di un elettrone relativistico che interagisce con il campo generato da fotoni (con densità di energia Urad) è dato da: dove σT è la sezione d’urto Thompson

40 PRODUZIONE DI COPPIE La produzione di coppie è un fenomeno poco importante in astrofisica. Assume una notevole importanza solo in quelle regioni con una densità di fotoni gamma elevata. Quando un fotone di grande energia interagisce con il campo di un altro fotone o di un nucleo, dà origine alla formazione di una coppia elettrone-positrone:

41 Dalla conservazione dell’energia si ha che:
[1] Per la coppia e+e- il momento è: [2] Per il fotone il momento è, da [1]: [3] Uguagliando [2] e [3] si vede che, poiché ν non può essere uguale a c, momento ed energia non possono essere conservati simultaneamente nello spazio libero: è necessaria la presenza di un terzo oggetto (il campo di un nucleo o di un altro fotone) che assorba parte del momento di rinculo. Questa interazione può avvenire anche sottoforma di annichilazione di una coppia e+e- con la produzione di un fotone di energia ≈ 1 MeV (ad esempio, ne sono stati osservati dalla regione del Centro Galattico). La massa a riposo di e+ ed e- è 0.511MeV  il regime di questa interazione sarà nella regione che va dagli X estremi ai gamma di bassa energia.

42 Conclusioni & Referenze
- Cos’è una radiogalassia? - Struttura - AGN - Classificazione - Modello Unificato - Spettri - Meccanismi di emissione BINNEY, MERRIFIELD, Galactic Astronomy, 1998, Princeton Series in Astrophysics KROLIK, Active Galactic Nuclei, 1999, Princeton Series in Astrophysics RYBICKI, LIGHTMAN, Radiative Processes In Astrophysics, 1979, Cambridge University Press An Introduction to Radio Astronomy, BURKE, GRAHAM-SMITH “This is the End”

43 3C 48

44 The radio galaxy 3C293: MERLIN 5GHz radio contours of the inner jet of 3C293 overlaid upon an HST R-H colour map.

45 Modello Unificato degli AGN
Numerose sono le categorie di oggetti che vanno sotto il nome di AGN Non fu immediatamente chiaro che un Quasar fosse al centro di un nucleo galattico poiché troppo distanti per osservazioni esemplificative Mentre le RG si identificano come ellittiche, i Quasar si possono trovare anche in spirali Con survey in ottico trovati altri nuclei attivi, Seyfert, con emissione radio notevole Necessario un modello unificato che spiegasse gli oggetti visti in cielo

46 RADIAZIONE DI SINCROTRONE
L’emissione di sincrotrone denota la presenza di un campo magnetico: gli elettroni relativistici che attraversano una zona di spazio permeata da questo vengono deflessi e quindi irraggiano in un cono di apertura ainversamente proporzionale al fattore di Lorentz g. Elettroni di una data energia irraggiano ad una frequenza specifica, dato il campo magnetico: Irraggiando gli elettroni perdono un’energia pari a: dove Umag è la densità di energia nel campo magnetico: B2/(8p·10-7) dove th è il tempo (in secondi) in cui l’elettrone perde metà della sue energia. Da cui si può ricavare una vita media per irraggiamento:

47 Jets della radio galassia 3C293 a differenti
0.2 arcsec res. 30 mas res. 50 mas res. Jets della radio galassia 3C293 a differenti lunghezze d’onda e risoluzioni