RADIOGALASSIE & AGN Cenni Storici - Struttura - Spettri Francesco Grossetti Astronomia...
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RADIOGALASSIERADIOGALASSIE amp amp
AGNAGNCenni Storici - Struttura - SpettriCenni Storici - Struttura - Spettri
Francesco GrossettiFrancesco Grossetti
Astronomia ExtragalatticaAstronomia ExtragalatticaAnno Accademico 2007-2008Anno Accademico 2007-2008
Che cosa sonoChe cosa sono
La radiazione proveniente dallrsquoAGN si pensa sia dovuta allrsquoaccrescimento di materia su un buco nero supermassivo conmassa compresa tra 106-109 Msun al centro della galassia ospite
Le RG fanno parte di una categoria di oggetti chiamatiAGN (Active Galactic Nuclei) che identificano galassie con
una tale luminositagrave nella regione nucleare da essere osservatain gran parte dello spettro em
In particolare le RG sono molto luminose nel radio (fino a 1038 W tra 10-100 GHz) per lrsquoemissione egrave dovuta a sincrotrone
euro
P(ω) =3
2π
q3Bsinα
mc 2F
ω
ωc
⎛
⎝ ⎜
⎞
⎠ ⎟
Le prime scoperteLe prime scoperte1946 Cygnus A --gt prima sorgente radio scoperta (Hey) e successivamente definita nellrsquoottico con risoluzione di 1 arcmin (Smith 1951 - Baade Minkowsky 1954) z=006
Caratterizzata da struttura a doppi lobi molto piugrave grandi dellacontroparte ottica
1960 3C295 (Minkowski) a z=045 NGC5128 (Centaurus A) doppi lobi su 4deg in cielo
1963 Schmidt propone il termine QUASi-stellAR-object identificando tre nuove sorgenti radio luminose
3C273 a z=0158 Hazard-Mackey-Shimmins3C48 a z=0373C147 a z=057
1967-71 prime tecniche interferometriche ad alta risoluzione con VLBI
1995 Padovani amp Urri presentano recensione dei modelli degli AGN
Cygnus AVLA
Cygnus A visto in otticoe a differenti in radio
NGC 4051NGC 4051
NGC 4151NGC 4151
StrutturaStruttura
Alcune RG presentano una o due strutture molto strette
note come jet
Le RG hanno vari tipi di strutture ma la piugrave comune egrave quella costituita da lobi Questi sono doppi tendenzialmente simmetrici e di forma pseudo ellissoidale
RG 3C98
StrutturaStruttura
Dal 1970 (Scheuer 1974 Blandford amp Rees 1974) il modellocomunemente piugrave 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 amp Riley nel 1974 che si differenziano principalmente per la differente luminositagrave e per la morfologia
su larga scala dellrsquoemissione radio
FR I FR II
Struttura FR I e FR IIStruttura FR I e FR II
bull Brillanti nella regione centrale
bull Poco luminosi
bull Jets luminosi al centro
bull Beams inefficienti irragiano quasi la totalitagrave della loro energia nel tragitto
FR IFR I
bull Brillanti lontani dal centro
bull Molto luminosi
bull Presenza di hotspot nelle regioni periferiche
bull Trasporto di energia efficiente fino alla fine dei lobi
FR IIFR II
Struttura FR I e FR IIStruttura FR I e FR II
Piugrave in dettaglio la divisione tra FR I e FR II dipende dal tipo di hostgalaxy (per esempio se piugrave o meno massiva) o con mezzo
interstellare piugrave o meno denso
Nelle FR I i jets passano a un regime sub-relativistico molto vicino al nucleo creando una struttura piugrave diffusa con
concentrazioni non ovvie agli estremi
Nelle FR II i jets rimangono relativistici durante tutto il tragitto(con velocitagrave intorno a 05 c) fino alla fine dei lobi Si creano i cosiddetti hotspothotspot dovuti a onde di shock causate dal rilascio
di energia repentino del jet supersonico
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)
Struttura FR I e FR IIStruttura FR I e FR II
In molte FR I lrsquoeffetto del gas circostante puograve distorcere i gettiNella galassia NGC 1265 si ha una curvatura dei getti a causa del moto relativo del nucleo galattico con il mezzo circostante e probabilmente per lrsquoinfluenza del plasma confinante
Nonostante una simmetria su larga scala nella regione nuclearedi una RG si hanno evidenze di asimmetrie Per rilevare ciograve egrave
necessaria una risoluzione inferiore a 1 arcmin (VLBI)
Un esempio egrave la RG tipo FR II 3C175
M87 M87
M87Optical
A 16 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 AampA 368 398) - MERLINVLBI
Struttura FR I e FR IIStruttura FR I e FR II
La natura ha regalato anche RG che non rientrano nelle
categorie precedenti
Un bellrsquoesempio egrave 3C273 dove si nota una struttura completamente asimmetrica a tutte le scale
Metodi drsquoindagine di una sorgente in astrofisicaMetodi drsquoindagine di una sorgente in astrofisica
Entrambe si estendono su quasi tutto lo spettro elettromagnetico con minori risoluzioni per le lunghezze drsquoonda minori (dovute alla difficoltagrave 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 DISTANZEDISTANZE di questi oggetti
Per analizzare le sorgenti con cui si ha a che fare in astrofisica gli strumenti drsquoindagine sono prevalentemente due
FOTOMETRIAFOTOMETRIA SPETTROMETRIASPETTROMETRIA
DISTANZADISTANZA
e
ez )( 0 minus=
Nel modello cosmologico ldquostandardrdquo il redshift z di una riga spettrale emessa ad una lunghezza drsquoonda λe e rivelata a λ0 egrave definito come
Il primo termine della serie si puograve interpretare come velocitagrave di recessione z=vc i termini successivi sono le correzioni relativistiche che diventano non
trascurabili per ~ z gt 03
⎥⎦
⎤⎢⎣
⎡ +minus+= minus )1(2
1 20
10 zqzcHdL
dove H0 egrave la costante di Hubble q0 il parametro di
decelerazione
ed egrave legato alla distanza della sorgente emettitrice dalla seguente relazione
ClassificazioneClassificazioneAl fine di comprendere meglio il contesto in cui si posizionano le
RG egrave utile fare una classificazione generale degli AGN
bull LINERs solo deboli linee di emissione nucleari
bull Seyfert continuo ottico nucleare con NLR e a volte BLR
Type 1 NLR+BLRType 2 NLR
Host Galaxy generalmente spirali
bull RQ QSOs simili alle Seyfert (tipo I) differenza in limite di opt mag forte continuo ottico X e NLR-BLR Host Galaxy spirali ellittiche
Radio Quiet AGN Radio Loud AGN
bull RL QSOs comportamento simile a RQ QSOs con presenza di jets quindi di un forte continuo ottico NLR amp BLR emissione X
bull Blazars rapidamente variabili opt em polarizzata radio e X em
bull Radio Galaxies emissione nucleare e radio estesa Possono essere divise low-excitation e high-excitation classes caratterizzate da BLR e NLR Host Galaxy ellittiche
Sombrero Galaxydebolmente ionizzata nel nucleo Emissione in radio e X da sincrotrone
LowIonizationNuclearEmissioneRegion
M10403-15 kev -gt orange15-70 kev -gt blue
Palomar Optical -gt nucleo
Palomar Optical -gt nucleo
Type 1 Seyfert
NGC 1566Spitzer MIR
Spitzer IR -gt nucleo
Oss GD Cassini Loiano
Type 2 Seyfert
NGC 2683
The Palomar sky survey image of Mkn 421 taken in blue light
Corona Borealis Observatory Győruacutejbaraacutet - Hungary
BL Lac
BL Lac
OpticalViolentVariable
Modello Unificato degli AGNModello Unificato degli AGN
Ciograve che puograve ben spiegare la produzione di cosigrave tanta
energia (fino a asymp 1061 erg) egrave la presenza di un buco nero
di 106-109 Msun entro un raggio di asymp 001 pc
o anche meno
Lrsquoenergia dellrsquoAGN deriva dallrsquoenergia potenziale gravitazionaledel materiale del disco di accrescimento circostante
il SMBH che cade su di essoPoicheacute il momento angolare egrave differenziale il materiale che accresce
sul SMBH passando da unrsquoorbita a una piugrave interna dovragrave emettereper principi di conservazione dellrsquoenergia e del momento angolare
BLACK HOLE e DISCO DI ACCRESCIMENTOBLACK 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 metagrave della sua massa a riposo
Questo egrave il meccanismo di conversione massa-energia
piugrave efficiente mai osservato nellrsquoUniverso
57 se BH non rotante41 se BH ruotante
(una tipica efficienza nucleare egrave di circa 07)
Toro di Toro di polveripolveri
Qualcosa di molto simile egrave stato visto dallrsquoHubble Space Telescope nella Seyfert galaxy NGC4261 Il toro egrave otticamente spesso se intercetta la linea di vista oscura le componenti piugrave interne e nello spettro emerge solo la sua emissione (prevalentemente in infrarosso) e quella delle regioni esterne
Oltre al disco di accrescimento vi egrave 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 puograve essere osservata solo da direzione polare
Lrsquoaltra componente sono la coppia di jets di materiale energetico espulso dal nucleo in direzione polare I jets sono incredibilmentecollimati e posso viaggiare per enormi distanze rispetto al toroide
I jet ultrarelativisticiI jet ultrarelativistici
Centaurus AOttico+Radio
Blazars
-BL Lac Objects
-OVVs
Type 1 objects -Seyfert 1s-Broad Line Radio Galaxies -Type 1 Quasars
Type 2 objects-Seyfert 2s-Narrow Line Radio Galaxies-Type 2 Quasars
dipendenza dipendenza dallrsquoangolo dallrsquoangolo di vistadi vista
MODELLO UNIFICATO(Antonucci 1993 Urry e Padovani 1995)
Nellrsquoanimazione 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 20000 stelle mentre in una galassia di questa taglia (una spirale gigante) ce ne sono in media 100 miliardi Qui il quasar egrave stato lsquospentorsquo in quanto in realtagrave la sua luminositagrave sopravanza di gran lunga quella dellrsquointera emissione stellare della galassia Nel centro del bulge si vedono delle nubi di gas blu (NLR) egrave la regione esterna al quasar appena fuori dal toro di polveri piugrave vicino al nucleo un sistema di nubi verdi e giallo-viola in rapido movimento (BLR)Oltre ciograve il disco di accrescimento che alimenta il BH da cui si diparte il getto relativistico Dallrsquoinizio alla fine dellrsquoanimazionesi percorrono 10 ordini di grandezza ilprimo frame dellrsquoanimazione egrave infatti grande 10 miliardi di volte lrsquoultimo
Modello Unificato degli AGNModello Unificato degli AGNAlla luce di quanto detto finrsquoora possiamo quindi dire che i nuclei galattici attivi nascondono al loro interno buchi neri supermassivi (M asymp 106-9 Msun) in accrescimento
SPETTRISPETTRI
Spettri tipici degli AGN occupano sostanzialmente lrsquointero dominio emSpettri di questo tipo prendono il nome di BROAD BANDBROAD BAND
SPETTRI
Spettro a larga banda del quasar 3C273
MECCANISMI DI EMISSIONEMECCANISMI DI EMISSIONE
Come si spiega uno spettro tipo broad band
Si possono raggruppare i meccanismi di emissione in due categorie principali
EMISSIONE TERMICAEMISSIONE TERMICAPROCESSI AD ALTA ENERGIAPROCESSI AD ALTA ENERGIA (emissione non termica)(emissione non termica)
MECCANISMI DI EMISSIONE TERMICI corpo MECCANISMI DI EMISSIONE TERMICI corpo neronero
Il profilo della curva egrave dato dalla legge di Planck
1
2)(
)(
23
minus= kThe
chTB νν
ν
1
2)(
)(
52
minus= kThce
hcTB
Un corpo nero egrave univocamente identificato mediante la TEMPERATURA Poicheacute il corpo nero per definizione assorbe tutta la radiazione che incide su di esso quella che vediamo emergere egrave quindi il risultato della sola emissione
MECCANISMI DI EMISSIONE TERMICI free-free MECCANISMI DI EMISSIONE TERMICI free-free emission (bremsstrahlung termica)emission (bremsstrahlung termica)
Lrsquoemissione free-free egrave tipica di un gas caldo ed egrave prodotta ovunque ci sia unrsquoadeguata densitagrave 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 egrave formata dalla fotoionizzazione dellrsquoidrogeno da parte di fotoni UV provenienti dalla stella Il continuo proveniente da una regione HII egrave dovuto allrsquoemissione free-free prodotta dagli elettroni liberi del gas Lo spettro si puograve estendere dal radio allrsquoottico ed egrave piatto in regime di mezzo otticamente sottile
free-free free-free emission ndash emission ndash continua continua
(2)(2)
Lo spettro si estende dal radio al visibile e dipende dalla densitagrave del gas
Il grafico ha un flesso in corrispondenza della lunghezza drsquoonda a cui il mezzo inizia a comportarsi come otticamente spesso a lunghezze drsquoonda maggiori la radiazione egrave riassorbita
Esiste quindi in dipendenza dalla densitagrave del gas una particolare frequenza detta di cut-off oltre la quale il mezzo emette come corpo nero
22
2 νν ckT
I = Nella regione a legge di potenza lrsquoindice spettrale egrave pari a 2 Nella parte dello spettro otticamente sottile lrsquointensitagrave egrave debolmente dipendente dalla frequenza con indice spettrale pari a ndash01
La parte dello spettro dove il mezzo egrave otticamente spesso egrave dato da
dove Iν egrave lrsquointensitagrave emessa in funzione della frequenza
Lrsquoemissione non termica egrave dovuta a processi di alta energia che coinvolgono sia fotoni che particelle e si dice non termica proprio percheacute la distribuzione sia dei fotoni che delle particelle non egrave MaxwellianaI processi fisici che danno luogo ad emissione di alta energia sono
RADIAZIONE DI SINCROTRONERADIAZIONE DI SINCROTRONE EFFETTO COMPTON (diretto e inverso)EFFETTO COMPTON (diretto e inverso) PRODUZIONE DI COPPIEPRODUZIONE DI COPPIE
EMISSIONE NON TERMICAEMISSIONE NON TERMICA
RADIAZIONE DI SINCROTRONERADIAZIONE DI SINCROTRONE
Indipendentemente nel 1950 prima e nel 1953 poi Alfveacuten amp Herlofson e Shklovsky proposero una legge di potenza al fine di spiegare diversi tipi di spettri in banda radio
con indice spettrale gt 2 egrave necessario ricorrere ad emissione di tipo non termico ed in particolare emissione di sincrotrone
ν minus=KT
Questa relazione egrave estremamente utile in quanto da una semplice misura dellrsquoindice spettrale si possono ricavare informazione sulla distribuzione di energia degli elettroni emettitori
2
1 sminus=
Esiste una semplice relazionetra lrsquoindice della distribuzione di energia degli elettroni (s) e lrsquoindice spettrale (α) dellospettro di emissione persincrotrone
Per gli AGN lrsquoemissione di sincrotrone riguarda solamente il getto relativisticoSappiamo che in regioni simili il campo magnetico egrave di ~10-4 T emissione X di 10 KeV da Blazars egrave dovuta ad elettroni di ~1012 eV
EFFETTO COMPTON (diretto e EFFETTO COMPTON (diretto e inverso)inverso)
)cos1(0
ϕ minus=minuscmh
is
Quando un fotone di alta energia interagisce con un elettrone a bassa energia si ha scattering Compton Lrsquoelettrone acquista energia a spese del fotone La relazione tra la lunghezza drsquoonda del fotone incidente λi e quella dopo lo scattering λs egrave
[1]
dove m0 egrave la massa a riposo
dellrsquoelettrone e lrsquoangolo di scattering
Possiamo riscrivere [1] in termini della lunghezza drsquoonda Compton λC
2sin2
ϕ Cis =minus
cm
hC
0
=dove λC egrave definita come
Un caso particolare egrave rappresentato dallo scattering di Thompson la coda a piugrave bassa energia il piugrave comune in astrofisicaLrsquoeffetto Compton egrave statisticamente rilevante in quelle regioni in cui vi sono degli elettroni immersi in un campo di fotoni ad alta energia
radT Ucdt
dE 2
3
4 γσ=
In astrofisica egrave 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 Lrsquoeffetto Compton inverso egrave lrsquoanalogo elettrico del sincrotrone La perdita di energia di un elettrone relativistico che interagisce con il campo generato da fotoni (con densitagrave di energia Urad) egrave dato da
dove σT egrave la
sezione drsquourtoThompson
PRODUZIONE DI COPPIEPRODUZIONE DI COPPIE
Quando un fotone di grandeenergia interagisce conil campo di un altro fotoneo di un nucleo dagrave origine alla formazione di una coppia elettrone-positrone
euro
γ+γ (o nucleo) = e+ + eminus
La produzione di coppie egrave un fenomeno poco importante in astrofisica Assume una notevole importanza solo in quelle regioni con una densitagrave di fotoni gamma elevata
202 cmhEE
eeγνγ =rArr= minus+
vmpee 02γ=minus+
cmc
hp 02γνγ ==
Dalla conservazione dellrsquoenergia si ha che
[1]
Per la coppia e+e- il momento egrave
[2]
Per il fotone il momento egrave da [1]
[3]
Uguagliando [2] e [3] si vede che poicheacute ν non puograve essere uguale a c momento ed energia non possono essere conservati simultaneamente nello spazio libero egrave 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 puograve avvenire anche sottoforma di annichilazione di una coppia e+e- con la produzione di un fotone di energia asymp 1 MeV (ad esempio ne sono stati osservati dalla regione del Centro Galattico)
La massa a riposo di e+ ed e- egrave 0511MeV il regime di questa interazione saragrave nella regione che va dagli X estremi ai gamma di bassa energia
Conclusioni amp ReferenzeConclusioni amp Referenze
- Cosrsquoegrave una radiogalassia
- Struttura
- AGN
- Classificazione
- Modello Unificato
- Spettri
- Meccanismi di emissione
bull BINNEY MERRIFIELD Galactic Astronomy 1998 Princeton Series in Astrophysicsbull KROLIK Active Galactic Nuclei 1999 Princeton Series in Astrophysicsbull RYBICKI LIGHTMAN Radiative Processes In Astrophysics 1979 Cambridge University Pressbull An Introduction to Radio AstronomyBURKE GRAHAM-SMITH
ldquoThis is the Endrdquo
3C 483C 48
The radio galaxy 3C293MERLIN 5GHz radio contours of the inner jet of 3C293 overlaid upon an HST R-H colour map
Modello Unificato degli AGNModello Unificato degli AGN
Numerose sono le categorie di oggetti che vanno sotto il nome di AGN
Necessario un modello unificato che Necessario un modello unificato che spiegasse gli oggetti visti in cielospiegasse gli oggetti visti in cielo
bull Non fu immediatamente chiaro che un Quasar fosse al centro di un nucleo galattico poicheacute troppo distanti per osservazioni esemplificative
bull Mentre le RG si identificano come ellittiche i Quasar si possono trovare anche in spirali
bull Con survey in ottico trovati altri nuclei attivi Seyfert con emissione radio notevole
Lrsquoemissione 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 inversamente proporzionale al fattore di Lorentz γ Elettroni di una data energia irraggiano ad una frequenza specifica dato il campo magnetico
2BEs propν
222
3
4EBUc
dt
dEmagT prop= γσ
Irraggiando gli elettroni perdono unrsquoenergia pari a
dove Umag egrave la densitagrave di energia nel
campo magnetico B2(810-7)
EB
cmth 214
220
10
)(minus=
dove th egrave il tempo (in secondi) in cui lrsquoelettrone perde metagrave della sue energia
Da cui si puograve ricavare una vita media per irraggiamento
RADIAZIONE DI SINCROTRONERADIAZIONE DI SINCROTRONE
02 arcsec res30 mas res
50 mas res
Jets della radio galassia 3C293 a differenti lunghezze drsquoonda e risoluzioni
- Slide 1
- Slide 2
- Slide 3
- Slide 4
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- Slide 6
- Slide 7
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- Slide 9
- Slide 10
- Slide 11
- Slide 12
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- Slide 16
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- Slide 20
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- Slide 32
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- Slide 41
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- Slide 45
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-
Che cosa sonoChe cosa sono
La radiazione proveniente dallrsquoAGN si pensa sia dovuta allrsquoaccrescimento di materia su un buco nero supermassivo conmassa compresa tra 106-109 Msun al centro della galassia ospite
Le RG fanno parte di una categoria di oggetti chiamatiAGN (Active Galactic Nuclei) che identificano galassie con
una tale luminositagrave nella regione nucleare da essere osservatain gran parte dello spettro em
In particolare le RG sono molto luminose nel radio (fino a 1038 W tra 10-100 GHz) per lrsquoemissione egrave dovuta a sincrotrone
euro
P(ω) =3
2π
q3Bsinα
mc 2F
ω
ωc
⎛
⎝ ⎜
⎞
⎠ ⎟
Le prime scoperteLe prime scoperte1946 Cygnus A --gt prima sorgente radio scoperta (Hey) e successivamente definita nellrsquoottico con risoluzione di 1 arcmin (Smith 1951 - Baade Minkowsky 1954) z=006
Caratterizzata da struttura a doppi lobi molto piugrave grandi dellacontroparte ottica
1960 3C295 (Minkowski) a z=045 NGC5128 (Centaurus A) doppi lobi su 4deg in cielo
1963 Schmidt propone il termine QUASi-stellAR-object identificando tre nuove sorgenti radio luminose
3C273 a z=0158 Hazard-Mackey-Shimmins3C48 a z=0373C147 a z=057
1967-71 prime tecniche interferometriche ad alta risoluzione con VLBI
1995 Padovani amp Urri presentano recensione dei modelli degli AGN
Cygnus AVLA
Cygnus A visto in otticoe a differenti in radio
NGC 4051NGC 4051
NGC 4151NGC 4151
StrutturaStruttura
Alcune RG presentano una o due strutture molto strette
note come jet
Le RG hanno vari tipi di strutture ma la piugrave comune egrave quella costituita da lobi Questi sono doppi tendenzialmente simmetrici e di forma pseudo ellissoidale
RG 3C98
StrutturaStruttura
Dal 1970 (Scheuer 1974 Blandford amp Rees 1974) il modellocomunemente piugrave 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 amp Riley nel 1974 che si differenziano principalmente per la differente luminositagrave e per la morfologia
su larga scala dellrsquoemissione radio
FR I FR II
Struttura FR I e FR IIStruttura FR I e FR II
bull Brillanti nella regione centrale
bull Poco luminosi
bull Jets luminosi al centro
bull Beams inefficienti irragiano quasi la totalitagrave della loro energia nel tragitto
FR IFR I
bull Brillanti lontani dal centro
bull Molto luminosi
bull Presenza di hotspot nelle regioni periferiche
bull Trasporto di energia efficiente fino alla fine dei lobi
FR IIFR II
Struttura FR I e FR IIStruttura FR I e FR II
Piugrave in dettaglio la divisione tra FR I e FR II dipende dal tipo di hostgalaxy (per esempio se piugrave o meno massiva) o con mezzo
interstellare piugrave o meno denso
Nelle FR I i jets passano a un regime sub-relativistico molto vicino al nucleo creando una struttura piugrave diffusa con
concentrazioni non ovvie agli estremi
Nelle FR II i jets rimangono relativistici durante tutto il tragitto(con velocitagrave intorno a 05 c) fino alla fine dei lobi Si creano i cosiddetti hotspothotspot dovuti a onde di shock causate dal rilascio
di energia repentino del jet supersonico
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)
Struttura FR I e FR IIStruttura FR I e FR II
In molte FR I lrsquoeffetto del gas circostante puograve distorcere i gettiNella galassia NGC 1265 si ha una curvatura dei getti a causa del moto relativo del nucleo galattico con il mezzo circostante e probabilmente per lrsquoinfluenza del plasma confinante
Nonostante una simmetria su larga scala nella regione nuclearedi una RG si hanno evidenze di asimmetrie Per rilevare ciograve egrave
necessaria una risoluzione inferiore a 1 arcmin (VLBI)
Un esempio egrave la RG tipo FR II 3C175
M87 M87
M87Optical
A 16 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 AampA 368 398) - MERLINVLBI
Struttura FR I e FR IIStruttura FR I e FR II
La natura ha regalato anche RG che non rientrano nelle
categorie precedenti
Un bellrsquoesempio egrave 3C273 dove si nota una struttura completamente asimmetrica a tutte le scale
Metodi drsquoindagine di una sorgente in astrofisicaMetodi drsquoindagine di una sorgente in astrofisica
Entrambe si estendono su quasi tutto lo spettro elettromagnetico con minori risoluzioni per le lunghezze drsquoonda minori (dovute alla difficoltagrave 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 DISTANZEDISTANZE di questi oggetti
Per analizzare le sorgenti con cui si ha a che fare in astrofisica gli strumenti drsquoindagine sono prevalentemente due
FOTOMETRIAFOTOMETRIA SPETTROMETRIASPETTROMETRIA
DISTANZADISTANZA
e
ez )( 0 minus=
Nel modello cosmologico ldquostandardrdquo il redshift z di una riga spettrale emessa ad una lunghezza drsquoonda λe e rivelata a λ0 egrave definito come
Il primo termine della serie si puograve interpretare come velocitagrave di recessione z=vc i termini successivi sono le correzioni relativistiche che diventano non
trascurabili per ~ z gt 03
⎥⎦
⎤⎢⎣
⎡ +minus+= minus )1(2
1 20
10 zqzcHdL
dove H0 egrave la costante di Hubble q0 il parametro di
decelerazione
ed egrave legato alla distanza della sorgente emettitrice dalla seguente relazione
ClassificazioneClassificazioneAl fine di comprendere meglio il contesto in cui si posizionano le
RG egrave utile fare una classificazione generale degli AGN
bull LINERs solo deboli linee di emissione nucleari
bull Seyfert continuo ottico nucleare con NLR e a volte BLR
Type 1 NLR+BLRType 2 NLR
Host Galaxy generalmente spirali
bull RQ QSOs simili alle Seyfert (tipo I) differenza in limite di opt mag forte continuo ottico X e NLR-BLR Host Galaxy spirali ellittiche
Radio Quiet AGN Radio Loud AGN
bull RL QSOs comportamento simile a RQ QSOs con presenza di jets quindi di un forte continuo ottico NLR amp BLR emissione X
bull Blazars rapidamente variabili opt em polarizzata radio e X em
bull Radio Galaxies emissione nucleare e radio estesa Possono essere divise low-excitation e high-excitation classes caratterizzate da BLR e NLR Host Galaxy ellittiche
Sombrero Galaxydebolmente ionizzata nel nucleo Emissione in radio e X da sincrotrone
LowIonizationNuclearEmissioneRegion
M10403-15 kev -gt orange15-70 kev -gt blue
Palomar Optical -gt nucleo
Palomar Optical -gt nucleo
Type 1 Seyfert
NGC 1566Spitzer MIR
Spitzer IR -gt nucleo
Oss GD Cassini Loiano
Type 2 Seyfert
NGC 2683
The Palomar sky survey image of Mkn 421 taken in blue light
Corona Borealis Observatory Győruacutejbaraacutet - Hungary
BL Lac
BL Lac
OpticalViolentVariable
Modello Unificato degli AGNModello Unificato degli AGN
Ciograve che puograve ben spiegare la produzione di cosigrave tanta
energia (fino a asymp 1061 erg) egrave la presenza di un buco nero
di 106-109 Msun entro un raggio di asymp 001 pc
o anche meno
Lrsquoenergia dellrsquoAGN deriva dallrsquoenergia potenziale gravitazionaledel materiale del disco di accrescimento circostante
il SMBH che cade su di essoPoicheacute il momento angolare egrave differenziale il materiale che accresce
sul SMBH passando da unrsquoorbita a una piugrave interna dovragrave emettereper principi di conservazione dellrsquoenergia e del momento angolare
BLACK HOLE e DISCO DI ACCRESCIMENTOBLACK 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 metagrave della sua massa a riposo
Questo egrave il meccanismo di conversione massa-energia
piugrave efficiente mai osservato nellrsquoUniverso
57 se BH non rotante41 se BH ruotante
(una tipica efficienza nucleare egrave di circa 07)
Toro di Toro di polveripolveri
Qualcosa di molto simile egrave stato visto dallrsquoHubble Space Telescope nella Seyfert galaxy NGC4261 Il toro egrave otticamente spesso se intercetta la linea di vista oscura le componenti piugrave interne e nello spettro emerge solo la sua emissione (prevalentemente in infrarosso) e quella delle regioni esterne
Oltre al disco di accrescimento vi egrave 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 puograve essere osservata solo da direzione polare
Lrsquoaltra componente sono la coppia di jets di materiale energetico espulso dal nucleo in direzione polare I jets sono incredibilmentecollimati e posso viaggiare per enormi distanze rispetto al toroide
I jet ultrarelativisticiI jet ultrarelativistici
Centaurus AOttico+Radio
Blazars
-BL Lac Objects
-OVVs
Type 1 objects -Seyfert 1s-Broad Line Radio Galaxies -Type 1 Quasars
Type 2 objects-Seyfert 2s-Narrow Line Radio Galaxies-Type 2 Quasars
dipendenza dipendenza dallrsquoangolo dallrsquoangolo di vistadi vista
MODELLO UNIFICATO(Antonucci 1993 Urry e Padovani 1995)
Nellrsquoanimazione 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 20000 stelle mentre in una galassia di questa taglia (una spirale gigante) ce ne sono in media 100 miliardi Qui il quasar egrave stato lsquospentorsquo in quanto in realtagrave la sua luminositagrave sopravanza di gran lunga quella dellrsquointera emissione stellare della galassia Nel centro del bulge si vedono delle nubi di gas blu (NLR) egrave la regione esterna al quasar appena fuori dal toro di polveri piugrave vicino al nucleo un sistema di nubi verdi e giallo-viola in rapido movimento (BLR)Oltre ciograve il disco di accrescimento che alimenta il BH da cui si diparte il getto relativistico Dallrsquoinizio alla fine dellrsquoanimazionesi percorrono 10 ordini di grandezza ilprimo frame dellrsquoanimazione egrave infatti grande 10 miliardi di volte lrsquoultimo
Modello Unificato degli AGNModello Unificato degli AGNAlla luce di quanto detto finrsquoora possiamo quindi dire che i nuclei galattici attivi nascondono al loro interno buchi neri supermassivi (M asymp 106-9 Msun) in accrescimento
SPETTRISPETTRI
Spettri tipici degli AGN occupano sostanzialmente lrsquointero dominio emSpettri di questo tipo prendono il nome di BROAD BANDBROAD BAND
SPETTRI
Spettro a larga banda del quasar 3C273
MECCANISMI DI EMISSIONEMECCANISMI DI EMISSIONE
Come si spiega uno spettro tipo broad band
Si possono raggruppare i meccanismi di emissione in due categorie principali
EMISSIONE TERMICAEMISSIONE TERMICAPROCESSI AD ALTA ENERGIAPROCESSI AD ALTA ENERGIA (emissione non termica)(emissione non termica)
MECCANISMI DI EMISSIONE TERMICI corpo MECCANISMI DI EMISSIONE TERMICI corpo neronero
Il profilo della curva egrave dato dalla legge di Planck
1
2)(
)(
23
minus= kThe
chTB νν
ν
1
2)(
)(
52
minus= kThce
hcTB
Un corpo nero egrave univocamente identificato mediante la TEMPERATURA Poicheacute il corpo nero per definizione assorbe tutta la radiazione che incide su di esso quella che vediamo emergere egrave quindi il risultato della sola emissione
MECCANISMI DI EMISSIONE TERMICI free-free MECCANISMI DI EMISSIONE TERMICI free-free emission (bremsstrahlung termica)emission (bremsstrahlung termica)
Lrsquoemissione free-free egrave tipica di un gas caldo ed egrave prodotta ovunque ci sia unrsquoadeguata densitagrave 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 egrave formata dalla fotoionizzazione dellrsquoidrogeno da parte di fotoni UV provenienti dalla stella Il continuo proveniente da una regione HII egrave dovuto allrsquoemissione free-free prodotta dagli elettroni liberi del gas Lo spettro si puograve estendere dal radio allrsquoottico ed egrave piatto in regime di mezzo otticamente sottile
free-free free-free emission ndash emission ndash continua continua
(2)(2)
Lo spettro si estende dal radio al visibile e dipende dalla densitagrave del gas
Il grafico ha un flesso in corrispondenza della lunghezza drsquoonda a cui il mezzo inizia a comportarsi come otticamente spesso a lunghezze drsquoonda maggiori la radiazione egrave riassorbita
Esiste quindi in dipendenza dalla densitagrave del gas una particolare frequenza detta di cut-off oltre la quale il mezzo emette come corpo nero
22
2 νν ckT
I = Nella regione a legge di potenza lrsquoindice spettrale egrave pari a 2 Nella parte dello spettro otticamente sottile lrsquointensitagrave egrave debolmente dipendente dalla frequenza con indice spettrale pari a ndash01
La parte dello spettro dove il mezzo egrave otticamente spesso egrave dato da
dove Iν egrave lrsquointensitagrave emessa in funzione della frequenza
Lrsquoemissione non termica egrave dovuta a processi di alta energia che coinvolgono sia fotoni che particelle e si dice non termica proprio percheacute la distribuzione sia dei fotoni che delle particelle non egrave MaxwellianaI processi fisici che danno luogo ad emissione di alta energia sono
RADIAZIONE DI SINCROTRONERADIAZIONE DI SINCROTRONE EFFETTO COMPTON (diretto e inverso)EFFETTO COMPTON (diretto e inverso) PRODUZIONE DI COPPIEPRODUZIONE DI COPPIE
EMISSIONE NON TERMICAEMISSIONE NON TERMICA
RADIAZIONE DI SINCROTRONERADIAZIONE DI SINCROTRONE
Indipendentemente nel 1950 prima e nel 1953 poi Alfveacuten amp Herlofson e Shklovsky proposero una legge di potenza al fine di spiegare diversi tipi di spettri in banda radio
con indice spettrale gt 2 egrave necessario ricorrere ad emissione di tipo non termico ed in particolare emissione di sincrotrone
ν minus=KT
Questa relazione egrave estremamente utile in quanto da una semplice misura dellrsquoindice spettrale si possono ricavare informazione sulla distribuzione di energia degli elettroni emettitori
2
1 sminus=
Esiste una semplice relazionetra lrsquoindice della distribuzione di energia degli elettroni (s) e lrsquoindice spettrale (α) dellospettro di emissione persincrotrone
Per gli AGN lrsquoemissione di sincrotrone riguarda solamente il getto relativisticoSappiamo che in regioni simili il campo magnetico egrave di ~10-4 T emissione X di 10 KeV da Blazars egrave dovuta ad elettroni di ~1012 eV
EFFETTO COMPTON (diretto e EFFETTO COMPTON (diretto e inverso)inverso)
)cos1(0
ϕ minus=minuscmh
is
Quando un fotone di alta energia interagisce con un elettrone a bassa energia si ha scattering Compton Lrsquoelettrone acquista energia a spese del fotone La relazione tra la lunghezza drsquoonda del fotone incidente λi e quella dopo lo scattering λs egrave
[1]
dove m0 egrave la massa a riposo
dellrsquoelettrone e lrsquoangolo di scattering
Possiamo riscrivere [1] in termini della lunghezza drsquoonda Compton λC
2sin2
ϕ Cis =minus
cm
hC
0
=dove λC egrave definita come
Un caso particolare egrave rappresentato dallo scattering di Thompson la coda a piugrave bassa energia il piugrave comune in astrofisicaLrsquoeffetto Compton egrave statisticamente rilevante in quelle regioni in cui vi sono degli elettroni immersi in un campo di fotoni ad alta energia
radT Ucdt
dE 2
3
4 γσ=
In astrofisica egrave 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 Lrsquoeffetto Compton inverso egrave lrsquoanalogo elettrico del sincrotrone La perdita di energia di un elettrone relativistico che interagisce con il campo generato da fotoni (con densitagrave di energia Urad) egrave dato da
dove σT egrave la
sezione drsquourtoThompson
PRODUZIONE DI COPPIEPRODUZIONE DI COPPIE
Quando un fotone di grandeenergia interagisce conil campo di un altro fotoneo di un nucleo dagrave origine alla formazione di una coppia elettrone-positrone
euro
γ+γ (o nucleo) = e+ + eminus
La produzione di coppie egrave un fenomeno poco importante in astrofisica Assume una notevole importanza solo in quelle regioni con una densitagrave di fotoni gamma elevata
202 cmhEE
eeγνγ =rArr= minus+
vmpee 02γ=minus+
cmc
hp 02γνγ ==
Dalla conservazione dellrsquoenergia si ha che
[1]
Per la coppia e+e- il momento egrave
[2]
Per il fotone il momento egrave da [1]
[3]
Uguagliando [2] e [3] si vede che poicheacute ν non puograve essere uguale a c momento ed energia non possono essere conservati simultaneamente nello spazio libero egrave 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 puograve avvenire anche sottoforma di annichilazione di una coppia e+e- con la produzione di un fotone di energia asymp 1 MeV (ad esempio ne sono stati osservati dalla regione del Centro Galattico)
La massa a riposo di e+ ed e- egrave 0511MeV il regime di questa interazione saragrave nella regione che va dagli X estremi ai gamma di bassa energia
Conclusioni amp ReferenzeConclusioni amp Referenze
- Cosrsquoegrave una radiogalassia
- Struttura
- AGN
- Classificazione
- Modello Unificato
- Spettri
- Meccanismi di emissione
bull BINNEY MERRIFIELD Galactic Astronomy 1998 Princeton Series in Astrophysicsbull KROLIK Active Galactic Nuclei 1999 Princeton Series in Astrophysicsbull RYBICKI LIGHTMAN Radiative Processes In Astrophysics 1979 Cambridge University Pressbull An Introduction to Radio AstronomyBURKE GRAHAM-SMITH
ldquoThis is the Endrdquo
3C 483C 48
The radio galaxy 3C293MERLIN 5GHz radio contours of the inner jet of 3C293 overlaid upon an HST R-H colour map
Modello Unificato degli AGNModello Unificato degli AGN
Numerose sono le categorie di oggetti che vanno sotto il nome di AGN
Necessario un modello unificato che Necessario un modello unificato che spiegasse gli oggetti visti in cielospiegasse gli oggetti visti in cielo
bull Non fu immediatamente chiaro che un Quasar fosse al centro di un nucleo galattico poicheacute troppo distanti per osservazioni esemplificative
bull Mentre le RG si identificano come ellittiche i Quasar si possono trovare anche in spirali
bull Con survey in ottico trovati altri nuclei attivi Seyfert con emissione radio notevole
Lrsquoemissione 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 inversamente proporzionale al fattore di Lorentz γ Elettroni di una data energia irraggiano ad una frequenza specifica dato il campo magnetico
2BEs propν
222
3
4EBUc
dt
dEmagT prop= γσ
Irraggiando gli elettroni perdono unrsquoenergia pari a
dove Umag egrave la densitagrave di energia nel
campo magnetico B2(810-7)
EB
cmth 214
220
10
)(minus=
dove th egrave il tempo (in secondi) in cui lrsquoelettrone perde metagrave della sue energia
Da cui si puograve ricavare una vita media per irraggiamento
RADIAZIONE DI SINCROTRONERADIAZIONE DI SINCROTRONE
02 arcsec res30 mas res
50 mas res
Jets della radio galassia 3C293 a differenti lunghezze drsquoonda e risoluzioni
- Slide 1
- Slide 2
- Slide 3
- Slide 4
- Slide 5
- Slide 6
- Slide 7
- Slide 8
- Slide 9
- Slide 10
- Slide 11
- Slide 12
- Slide 13
- Slide 14
- Slide 15
- Slide 16
- Slide 17
- Slide 18
- Slide 19
- Slide 20
- Slide 21
- Slide 22
- Slide 23
- Slide 24
- Slide 25
- Slide 26
- Slide 27
- Slide 28
- Slide 29
- Slide 30
- Slide 31
- Slide 32
- Slide 33
- Slide 34
- Slide 35
- Slide 36
- Slide 37
- Slide 38
- Slide 39
- Slide 40
- Slide 41
- Slide 42
- Slide 43
- Slide 44
- Slide 45
- Slide 46
- Slide 47
-
Le prime scoperteLe prime scoperte1946 Cygnus A --gt prima sorgente radio scoperta (Hey) e successivamente definita nellrsquoottico con risoluzione di 1 arcmin (Smith 1951 - Baade Minkowsky 1954) z=006
Caratterizzata da struttura a doppi lobi molto piugrave grandi dellacontroparte ottica
1960 3C295 (Minkowski) a z=045 NGC5128 (Centaurus A) doppi lobi su 4deg in cielo
1963 Schmidt propone il termine QUASi-stellAR-object identificando tre nuove sorgenti radio luminose
3C273 a z=0158 Hazard-Mackey-Shimmins3C48 a z=0373C147 a z=057
1967-71 prime tecniche interferometriche ad alta risoluzione con VLBI
1995 Padovani amp Urri presentano recensione dei modelli degli AGN
Cygnus AVLA
Cygnus A visto in otticoe a differenti in radio
NGC 4051NGC 4051
NGC 4151NGC 4151
StrutturaStruttura
Alcune RG presentano una o due strutture molto strette
note come jet
Le RG hanno vari tipi di strutture ma la piugrave comune egrave quella costituita da lobi Questi sono doppi tendenzialmente simmetrici e di forma pseudo ellissoidale
RG 3C98
StrutturaStruttura
Dal 1970 (Scheuer 1974 Blandford amp Rees 1974) il modellocomunemente piugrave 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 amp Riley nel 1974 che si differenziano principalmente per la differente luminositagrave e per la morfologia
su larga scala dellrsquoemissione radio
FR I FR II
Struttura FR I e FR IIStruttura FR I e FR II
bull Brillanti nella regione centrale
bull Poco luminosi
bull Jets luminosi al centro
bull Beams inefficienti irragiano quasi la totalitagrave della loro energia nel tragitto
FR IFR I
bull Brillanti lontani dal centro
bull Molto luminosi
bull Presenza di hotspot nelle regioni periferiche
bull Trasporto di energia efficiente fino alla fine dei lobi
FR IIFR II
Struttura FR I e FR IIStruttura FR I e FR II
Piugrave in dettaglio la divisione tra FR I e FR II dipende dal tipo di hostgalaxy (per esempio se piugrave o meno massiva) o con mezzo
interstellare piugrave o meno denso
Nelle FR I i jets passano a un regime sub-relativistico molto vicino al nucleo creando una struttura piugrave diffusa con
concentrazioni non ovvie agli estremi
Nelle FR II i jets rimangono relativistici durante tutto il tragitto(con velocitagrave intorno a 05 c) fino alla fine dei lobi Si creano i cosiddetti hotspothotspot dovuti a onde di shock causate dal rilascio
di energia repentino del jet supersonico
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)
Struttura FR I e FR IIStruttura FR I e FR II
In molte FR I lrsquoeffetto del gas circostante puograve distorcere i gettiNella galassia NGC 1265 si ha una curvatura dei getti a causa del moto relativo del nucleo galattico con il mezzo circostante e probabilmente per lrsquoinfluenza del plasma confinante
Nonostante una simmetria su larga scala nella regione nuclearedi una RG si hanno evidenze di asimmetrie Per rilevare ciograve egrave
necessaria una risoluzione inferiore a 1 arcmin (VLBI)
Un esempio egrave la RG tipo FR II 3C175
M87 M87
M87Optical
A 16 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 AampA 368 398) - MERLINVLBI
Struttura FR I e FR IIStruttura FR I e FR II
La natura ha regalato anche RG che non rientrano nelle
categorie precedenti
Un bellrsquoesempio egrave 3C273 dove si nota una struttura completamente asimmetrica a tutte le scale
Metodi drsquoindagine di una sorgente in astrofisicaMetodi drsquoindagine di una sorgente in astrofisica
Entrambe si estendono su quasi tutto lo spettro elettromagnetico con minori risoluzioni per le lunghezze drsquoonda minori (dovute alla difficoltagrave 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 DISTANZEDISTANZE di questi oggetti
Per analizzare le sorgenti con cui si ha a che fare in astrofisica gli strumenti drsquoindagine sono prevalentemente due
FOTOMETRIAFOTOMETRIA SPETTROMETRIASPETTROMETRIA
DISTANZADISTANZA
e
ez )( 0 minus=
Nel modello cosmologico ldquostandardrdquo il redshift z di una riga spettrale emessa ad una lunghezza drsquoonda λe e rivelata a λ0 egrave definito come
Il primo termine della serie si puograve interpretare come velocitagrave di recessione z=vc i termini successivi sono le correzioni relativistiche che diventano non
trascurabili per ~ z gt 03
⎥⎦
⎤⎢⎣
⎡ +minus+= minus )1(2
1 20
10 zqzcHdL
dove H0 egrave la costante di Hubble q0 il parametro di
decelerazione
ed egrave legato alla distanza della sorgente emettitrice dalla seguente relazione
ClassificazioneClassificazioneAl fine di comprendere meglio il contesto in cui si posizionano le
RG egrave utile fare una classificazione generale degli AGN
bull LINERs solo deboli linee di emissione nucleari
bull Seyfert continuo ottico nucleare con NLR e a volte BLR
Type 1 NLR+BLRType 2 NLR
Host Galaxy generalmente spirali
bull RQ QSOs simili alle Seyfert (tipo I) differenza in limite di opt mag forte continuo ottico X e NLR-BLR Host Galaxy spirali ellittiche
Radio Quiet AGN Radio Loud AGN
bull RL QSOs comportamento simile a RQ QSOs con presenza di jets quindi di un forte continuo ottico NLR amp BLR emissione X
bull Blazars rapidamente variabili opt em polarizzata radio e X em
bull Radio Galaxies emissione nucleare e radio estesa Possono essere divise low-excitation e high-excitation classes caratterizzate da BLR e NLR Host Galaxy ellittiche
Sombrero Galaxydebolmente ionizzata nel nucleo Emissione in radio e X da sincrotrone
LowIonizationNuclearEmissioneRegion
M10403-15 kev -gt orange15-70 kev -gt blue
Palomar Optical -gt nucleo
Palomar Optical -gt nucleo
Type 1 Seyfert
NGC 1566Spitzer MIR
Spitzer IR -gt nucleo
Oss GD Cassini Loiano
Type 2 Seyfert
NGC 2683
The Palomar sky survey image of Mkn 421 taken in blue light
Corona Borealis Observatory Győruacutejbaraacutet - Hungary
BL Lac
BL Lac
OpticalViolentVariable
Modello Unificato degli AGNModello Unificato degli AGN
Ciograve che puograve ben spiegare la produzione di cosigrave tanta
energia (fino a asymp 1061 erg) egrave la presenza di un buco nero
di 106-109 Msun entro un raggio di asymp 001 pc
o anche meno
Lrsquoenergia dellrsquoAGN deriva dallrsquoenergia potenziale gravitazionaledel materiale del disco di accrescimento circostante
il SMBH che cade su di essoPoicheacute il momento angolare egrave differenziale il materiale che accresce
sul SMBH passando da unrsquoorbita a una piugrave interna dovragrave emettereper principi di conservazione dellrsquoenergia e del momento angolare
BLACK HOLE e DISCO DI ACCRESCIMENTOBLACK 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 metagrave della sua massa a riposo
Questo egrave il meccanismo di conversione massa-energia
piugrave efficiente mai osservato nellrsquoUniverso
57 se BH non rotante41 se BH ruotante
(una tipica efficienza nucleare egrave di circa 07)
Toro di Toro di polveripolveri
Qualcosa di molto simile egrave stato visto dallrsquoHubble Space Telescope nella Seyfert galaxy NGC4261 Il toro egrave otticamente spesso se intercetta la linea di vista oscura le componenti piugrave interne e nello spettro emerge solo la sua emissione (prevalentemente in infrarosso) e quella delle regioni esterne
Oltre al disco di accrescimento vi egrave 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 puograve essere osservata solo da direzione polare
Lrsquoaltra componente sono la coppia di jets di materiale energetico espulso dal nucleo in direzione polare I jets sono incredibilmentecollimati e posso viaggiare per enormi distanze rispetto al toroide
I jet ultrarelativisticiI jet ultrarelativistici
Centaurus AOttico+Radio
Blazars
-BL Lac Objects
-OVVs
Type 1 objects -Seyfert 1s-Broad Line Radio Galaxies -Type 1 Quasars
Type 2 objects-Seyfert 2s-Narrow Line Radio Galaxies-Type 2 Quasars
dipendenza dipendenza dallrsquoangolo dallrsquoangolo di vistadi vista
MODELLO UNIFICATO(Antonucci 1993 Urry e Padovani 1995)
Nellrsquoanimazione 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 20000 stelle mentre in una galassia di questa taglia (una spirale gigante) ce ne sono in media 100 miliardi Qui il quasar egrave stato lsquospentorsquo in quanto in realtagrave la sua luminositagrave sopravanza di gran lunga quella dellrsquointera emissione stellare della galassia Nel centro del bulge si vedono delle nubi di gas blu (NLR) egrave la regione esterna al quasar appena fuori dal toro di polveri piugrave vicino al nucleo un sistema di nubi verdi e giallo-viola in rapido movimento (BLR)Oltre ciograve il disco di accrescimento che alimenta il BH da cui si diparte il getto relativistico Dallrsquoinizio alla fine dellrsquoanimazionesi percorrono 10 ordini di grandezza ilprimo frame dellrsquoanimazione egrave infatti grande 10 miliardi di volte lrsquoultimo
Modello Unificato degli AGNModello Unificato degli AGNAlla luce di quanto detto finrsquoora possiamo quindi dire che i nuclei galattici attivi nascondono al loro interno buchi neri supermassivi (M asymp 106-9 Msun) in accrescimento
SPETTRISPETTRI
Spettri tipici degli AGN occupano sostanzialmente lrsquointero dominio emSpettri di questo tipo prendono il nome di BROAD BANDBROAD BAND
SPETTRI
Spettro a larga banda del quasar 3C273
MECCANISMI DI EMISSIONEMECCANISMI DI EMISSIONE
Come si spiega uno spettro tipo broad band
Si possono raggruppare i meccanismi di emissione in due categorie principali
EMISSIONE TERMICAEMISSIONE TERMICAPROCESSI AD ALTA ENERGIAPROCESSI AD ALTA ENERGIA (emissione non termica)(emissione non termica)
MECCANISMI DI EMISSIONE TERMICI corpo MECCANISMI DI EMISSIONE TERMICI corpo neronero
Il profilo della curva egrave dato dalla legge di Planck
1
2)(
)(
23
minus= kThe
chTB νν
ν
1
2)(
)(
52
minus= kThce
hcTB
Un corpo nero egrave univocamente identificato mediante la TEMPERATURA Poicheacute il corpo nero per definizione assorbe tutta la radiazione che incide su di esso quella che vediamo emergere egrave quindi il risultato della sola emissione
MECCANISMI DI EMISSIONE TERMICI free-free MECCANISMI DI EMISSIONE TERMICI free-free emission (bremsstrahlung termica)emission (bremsstrahlung termica)
Lrsquoemissione free-free egrave tipica di un gas caldo ed egrave prodotta ovunque ci sia unrsquoadeguata densitagrave 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 egrave formata dalla fotoionizzazione dellrsquoidrogeno da parte di fotoni UV provenienti dalla stella Il continuo proveniente da una regione HII egrave dovuto allrsquoemissione free-free prodotta dagli elettroni liberi del gas Lo spettro si puograve estendere dal radio allrsquoottico ed egrave piatto in regime di mezzo otticamente sottile
free-free free-free emission ndash emission ndash continua continua
(2)(2)
Lo spettro si estende dal radio al visibile e dipende dalla densitagrave del gas
Il grafico ha un flesso in corrispondenza della lunghezza drsquoonda a cui il mezzo inizia a comportarsi come otticamente spesso a lunghezze drsquoonda maggiori la radiazione egrave riassorbita
Esiste quindi in dipendenza dalla densitagrave del gas una particolare frequenza detta di cut-off oltre la quale il mezzo emette come corpo nero
22
2 νν ckT
I = Nella regione a legge di potenza lrsquoindice spettrale egrave pari a 2 Nella parte dello spettro otticamente sottile lrsquointensitagrave egrave debolmente dipendente dalla frequenza con indice spettrale pari a ndash01
La parte dello spettro dove il mezzo egrave otticamente spesso egrave dato da
dove Iν egrave lrsquointensitagrave emessa in funzione della frequenza
Lrsquoemissione non termica egrave dovuta a processi di alta energia che coinvolgono sia fotoni che particelle e si dice non termica proprio percheacute la distribuzione sia dei fotoni che delle particelle non egrave MaxwellianaI processi fisici che danno luogo ad emissione di alta energia sono
RADIAZIONE DI SINCROTRONERADIAZIONE DI SINCROTRONE EFFETTO COMPTON (diretto e inverso)EFFETTO COMPTON (diretto e inverso) PRODUZIONE DI COPPIEPRODUZIONE DI COPPIE
EMISSIONE NON TERMICAEMISSIONE NON TERMICA
RADIAZIONE DI SINCROTRONERADIAZIONE DI SINCROTRONE
Indipendentemente nel 1950 prima e nel 1953 poi Alfveacuten amp Herlofson e Shklovsky proposero una legge di potenza al fine di spiegare diversi tipi di spettri in banda radio
con indice spettrale gt 2 egrave necessario ricorrere ad emissione di tipo non termico ed in particolare emissione di sincrotrone
ν minus=KT
Questa relazione egrave estremamente utile in quanto da una semplice misura dellrsquoindice spettrale si possono ricavare informazione sulla distribuzione di energia degli elettroni emettitori
2
1 sminus=
Esiste una semplice relazionetra lrsquoindice della distribuzione di energia degli elettroni (s) e lrsquoindice spettrale (α) dellospettro di emissione persincrotrone
Per gli AGN lrsquoemissione di sincrotrone riguarda solamente il getto relativisticoSappiamo che in regioni simili il campo magnetico egrave di ~10-4 T emissione X di 10 KeV da Blazars egrave dovuta ad elettroni di ~1012 eV
EFFETTO COMPTON (diretto e EFFETTO COMPTON (diretto e inverso)inverso)
)cos1(0
ϕ minus=minuscmh
is
Quando un fotone di alta energia interagisce con un elettrone a bassa energia si ha scattering Compton Lrsquoelettrone acquista energia a spese del fotone La relazione tra la lunghezza drsquoonda del fotone incidente λi e quella dopo lo scattering λs egrave
[1]
dove m0 egrave la massa a riposo
dellrsquoelettrone e lrsquoangolo di scattering
Possiamo riscrivere [1] in termini della lunghezza drsquoonda Compton λC
2sin2
ϕ Cis =minus
cm
hC
0
=dove λC egrave definita come
Un caso particolare egrave rappresentato dallo scattering di Thompson la coda a piugrave bassa energia il piugrave comune in astrofisicaLrsquoeffetto Compton egrave statisticamente rilevante in quelle regioni in cui vi sono degli elettroni immersi in un campo di fotoni ad alta energia
radT Ucdt
dE 2
3
4 γσ=
In astrofisica egrave 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 Lrsquoeffetto Compton inverso egrave lrsquoanalogo elettrico del sincrotrone La perdita di energia di un elettrone relativistico che interagisce con il campo generato da fotoni (con densitagrave di energia Urad) egrave dato da
dove σT egrave la
sezione drsquourtoThompson
PRODUZIONE DI COPPIEPRODUZIONE DI COPPIE
Quando un fotone di grandeenergia interagisce conil campo di un altro fotoneo di un nucleo dagrave origine alla formazione di una coppia elettrone-positrone
euro
γ+γ (o nucleo) = e+ + eminus
La produzione di coppie egrave un fenomeno poco importante in astrofisica Assume una notevole importanza solo in quelle regioni con una densitagrave di fotoni gamma elevata
202 cmhEE
eeγνγ =rArr= minus+
vmpee 02γ=minus+
cmc
hp 02γνγ ==
Dalla conservazione dellrsquoenergia si ha che
[1]
Per la coppia e+e- il momento egrave
[2]
Per il fotone il momento egrave da [1]
[3]
Uguagliando [2] e [3] si vede che poicheacute ν non puograve essere uguale a c momento ed energia non possono essere conservati simultaneamente nello spazio libero egrave 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 puograve avvenire anche sottoforma di annichilazione di una coppia e+e- con la produzione di un fotone di energia asymp 1 MeV (ad esempio ne sono stati osservati dalla regione del Centro Galattico)
La massa a riposo di e+ ed e- egrave 0511MeV il regime di questa interazione saragrave nella regione che va dagli X estremi ai gamma di bassa energia
Conclusioni amp ReferenzeConclusioni amp Referenze
- Cosrsquoegrave una radiogalassia
- Struttura
- AGN
- Classificazione
- Modello Unificato
- Spettri
- Meccanismi di emissione
bull BINNEY MERRIFIELD Galactic Astronomy 1998 Princeton Series in Astrophysicsbull KROLIK Active Galactic Nuclei 1999 Princeton Series in Astrophysicsbull RYBICKI LIGHTMAN Radiative Processes In Astrophysics 1979 Cambridge University Pressbull An Introduction to Radio AstronomyBURKE GRAHAM-SMITH
ldquoThis is the Endrdquo
3C 483C 48
The radio galaxy 3C293MERLIN 5GHz radio contours of the inner jet of 3C293 overlaid upon an HST R-H colour map
Modello Unificato degli AGNModello Unificato degli AGN
Numerose sono le categorie di oggetti che vanno sotto il nome di AGN
Necessario un modello unificato che Necessario un modello unificato che spiegasse gli oggetti visti in cielospiegasse gli oggetti visti in cielo
bull Non fu immediatamente chiaro che un Quasar fosse al centro di un nucleo galattico poicheacute troppo distanti per osservazioni esemplificative
bull Mentre le RG si identificano come ellittiche i Quasar si possono trovare anche in spirali
bull Con survey in ottico trovati altri nuclei attivi Seyfert con emissione radio notevole
Lrsquoemissione 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 inversamente proporzionale al fattore di Lorentz γ Elettroni di una data energia irraggiano ad una frequenza specifica dato il campo magnetico
2BEs propν
222
3
4EBUc
dt
dEmagT prop= γσ
Irraggiando gli elettroni perdono unrsquoenergia pari a
dove Umag egrave la densitagrave di energia nel
campo magnetico B2(810-7)
EB
cmth 214
220
10
)(minus=
dove th egrave il tempo (in secondi) in cui lrsquoelettrone perde metagrave della sue energia
Da cui si puograve ricavare una vita media per irraggiamento
RADIAZIONE DI SINCROTRONERADIAZIONE DI SINCROTRONE
02 arcsec res30 mas res
50 mas res
Jets della radio galassia 3C293 a differenti lunghezze drsquoonda e risoluzioni
- Slide 1
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- Slide 30
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- Slide 47
-
Cygnus AVLA
Cygnus A visto in otticoe a differenti in radio
NGC 4051NGC 4051
NGC 4151NGC 4151
StrutturaStruttura
Alcune RG presentano una o due strutture molto strette
note come jet
Le RG hanno vari tipi di strutture ma la piugrave comune egrave quella costituita da lobi Questi sono doppi tendenzialmente simmetrici e di forma pseudo ellissoidale
RG 3C98
StrutturaStruttura
Dal 1970 (Scheuer 1974 Blandford amp Rees 1974) il modellocomunemente piugrave 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 amp Riley nel 1974 che si differenziano principalmente per la differente luminositagrave e per la morfologia
su larga scala dellrsquoemissione radio
FR I FR II
Struttura FR I e FR IIStruttura FR I e FR II
bull Brillanti nella regione centrale
bull Poco luminosi
bull Jets luminosi al centro
bull Beams inefficienti irragiano quasi la totalitagrave della loro energia nel tragitto
FR IFR I
bull Brillanti lontani dal centro
bull Molto luminosi
bull Presenza di hotspot nelle regioni periferiche
bull Trasporto di energia efficiente fino alla fine dei lobi
FR IIFR II
Struttura FR I e FR IIStruttura FR I e FR II
Piugrave in dettaglio la divisione tra FR I e FR II dipende dal tipo di hostgalaxy (per esempio se piugrave o meno massiva) o con mezzo
interstellare piugrave o meno denso
Nelle FR I i jets passano a un regime sub-relativistico molto vicino al nucleo creando una struttura piugrave diffusa con
concentrazioni non ovvie agli estremi
Nelle FR II i jets rimangono relativistici durante tutto il tragitto(con velocitagrave intorno a 05 c) fino alla fine dei lobi Si creano i cosiddetti hotspothotspot dovuti a onde di shock causate dal rilascio
di energia repentino del jet supersonico
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)
Struttura FR I e FR IIStruttura FR I e FR II
In molte FR I lrsquoeffetto del gas circostante puograve distorcere i gettiNella galassia NGC 1265 si ha una curvatura dei getti a causa del moto relativo del nucleo galattico con il mezzo circostante e probabilmente per lrsquoinfluenza del plasma confinante
Nonostante una simmetria su larga scala nella regione nuclearedi una RG si hanno evidenze di asimmetrie Per rilevare ciograve egrave
necessaria una risoluzione inferiore a 1 arcmin (VLBI)
Un esempio egrave la RG tipo FR II 3C175
M87 M87
M87Optical
A 16 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 AampA 368 398) - MERLINVLBI
Struttura FR I e FR IIStruttura FR I e FR II
La natura ha regalato anche RG che non rientrano nelle
categorie precedenti
Un bellrsquoesempio egrave 3C273 dove si nota una struttura completamente asimmetrica a tutte le scale
Metodi drsquoindagine di una sorgente in astrofisicaMetodi drsquoindagine di una sorgente in astrofisica
Entrambe si estendono su quasi tutto lo spettro elettromagnetico con minori risoluzioni per le lunghezze drsquoonda minori (dovute alla difficoltagrave 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 DISTANZEDISTANZE di questi oggetti
Per analizzare le sorgenti con cui si ha a che fare in astrofisica gli strumenti drsquoindagine sono prevalentemente due
FOTOMETRIAFOTOMETRIA SPETTROMETRIASPETTROMETRIA
DISTANZADISTANZA
e
ez )( 0 minus=
Nel modello cosmologico ldquostandardrdquo il redshift z di una riga spettrale emessa ad una lunghezza drsquoonda λe e rivelata a λ0 egrave definito come
Il primo termine della serie si puograve interpretare come velocitagrave di recessione z=vc i termini successivi sono le correzioni relativistiche che diventano non
trascurabili per ~ z gt 03
⎥⎦
⎤⎢⎣
⎡ +minus+= minus )1(2
1 20
10 zqzcHdL
dove H0 egrave la costante di Hubble q0 il parametro di
decelerazione
ed egrave legato alla distanza della sorgente emettitrice dalla seguente relazione
ClassificazioneClassificazioneAl fine di comprendere meglio il contesto in cui si posizionano le
RG egrave utile fare una classificazione generale degli AGN
bull LINERs solo deboli linee di emissione nucleari
bull Seyfert continuo ottico nucleare con NLR e a volte BLR
Type 1 NLR+BLRType 2 NLR
Host Galaxy generalmente spirali
bull RQ QSOs simili alle Seyfert (tipo I) differenza in limite di opt mag forte continuo ottico X e NLR-BLR Host Galaxy spirali ellittiche
Radio Quiet AGN Radio Loud AGN
bull RL QSOs comportamento simile a RQ QSOs con presenza di jets quindi di un forte continuo ottico NLR amp BLR emissione X
bull Blazars rapidamente variabili opt em polarizzata radio e X em
bull Radio Galaxies emissione nucleare e radio estesa Possono essere divise low-excitation e high-excitation classes caratterizzate da BLR e NLR Host Galaxy ellittiche
Sombrero Galaxydebolmente ionizzata nel nucleo Emissione in radio e X da sincrotrone
LowIonizationNuclearEmissioneRegion
M10403-15 kev -gt orange15-70 kev -gt blue
Palomar Optical -gt nucleo
Palomar Optical -gt nucleo
Type 1 Seyfert
NGC 1566Spitzer MIR
Spitzer IR -gt nucleo
Oss GD Cassini Loiano
Type 2 Seyfert
NGC 2683
The Palomar sky survey image of Mkn 421 taken in blue light
Corona Borealis Observatory Győruacutejbaraacutet - Hungary
BL Lac
BL Lac
OpticalViolentVariable
Modello Unificato degli AGNModello Unificato degli AGN
Ciograve che puograve ben spiegare la produzione di cosigrave tanta
energia (fino a asymp 1061 erg) egrave la presenza di un buco nero
di 106-109 Msun entro un raggio di asymp 001 pc
o anche meno
Lrsquoenergia dellrsquoAGN deriva dallrsquoenergia potenziale gravitazionaledel materiale del disco di accrescimento circostante
il SMBH che cade su di essoPoicheacute il momento angolare egrave differenziale il materiale che accresce
sul SMBH passando da unrsquoorbita a una piugrave interna dovragrave emettereper principi di conservazione dellrsquoenergia e del momento angolare
BLACK HOLE e DISCO DI ACCRESCIMENTOBLACK 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 metagrave della sua massa a riposo
Questo egrave il meccanismo di conversione massa-energia
piugrave efficiente mai osservato nellrsquoUniverso
57 se BH non rotante41 se BH ruotante
(una tipica efficienza nucleare egrave di circa 07)
Toro di Toro di polveripolveri
Qualcosa di molto simile egrave stato visto dallrsquoHubble Space Telescope nella Seyfert galaxy NGC4261 Il toro egrave otticamente spesso se intercetta la linea di vista oscura le componenti piugrave interne e nello spettro emerge solo la sua emissione (prevalentemente in infrarosso) e quella delle regioni esterne
Oltre al disco di accrescimento vi egrave 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 puograve essere osservata solo da direzione polare
Lrsquoaltra componente sono la coppia di jets di materiale energetico espulso dal nucleo in direzione polare I jets sono incredibilmentecollimati e posso viaggiare per enormi distanze rispetto al toroide
I jet ultrarelativisticiI jet ultrarelativistici
Centaurus AOttico+Radio
Blazars
-BL Lac Objects
-OVVs
Type 1 objects -Seyfert 1s-Broad Line Radio Galaxies -Type 1 Quasars
Type 2 objects-Seyfert 2s-Narrow Line Radio Galaxies-Type 2 Quasars
dipendenza dipendenza dallrsquoangolo dallrsquoangolo di vistadi vista
MODELLO UNIFICATO(Antonucci 1993 Urry e Padovani 1995)
Nellrsquoanimazione 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 20000 stelle mentre in una galassia di questa taglia (una spirale gigante) ce ne sono in media 100 miliardi Qui il quasar egrave stato lsquospentorsquo in quanto in realtagrave la sua luminositagrave sopravanza di gran lunga quella dellrsquointera emissione stellare della galassia Nel centro del bulge si vedono delle nubi di gas blu (NLR) egrave la regione esterna al quasar appena fuori dal toro di polveri piugrave vicino al nucleo un sistema di nubi verdi e giallo-viola in rapido movimento (BLR)Oltre ciograve il disco di accrescimento che alimenta il BH da cui si diparte il getto relativistico Dallrsquoinizio alla fine dellrsquoanimazionesi percorrono 10 ordini di grandezza ilprimo frame dellrsquoanimazione egrave infatti grande 10 miliardi di volte lrsquoultimo
Modello Unificato degli AGNModello Unificato degli AGNAlla luce di quanto detto finrsquoora possiamo quindi dire che i nuclei galattici attivi nascondono al loro interno buchi neri supermassivi (M asymp 106-9 Msun) in accrescimento
SPETTRISPETTRI
Spettri tipici degli AGN occupano sostanzialmente lrsquointero dominio emSpettri di questo tipo prendono il nome di BROAD BANDBROAD BAND
SPETTRI
Spettro a larga banda del quasar 3C273
MECCANISMI DI EMISSIONEMECCANISMI DI EMISSIONE
Come si spiega uno spettro tipo broad band
Si possono raggruppare i meccanismi di emissione in due categorie principali
EMISSIONE TERMICAEMISSIONE TERMICAPROCESSI AD ALTA ENERGIAPROCESSI AD ALTA ENERGIA (emissione non termica)(emissione non termica)
MECCANISMI DI EMISSIONE TERMICI corpo MECCANISMI DI EMISSIONE TERMICI corpo neronero
Il profilo della curva egrave dato dalla legge di Planck
1
2)(
)(
23
minus= kThe
chTB νν
ν
1
2)(
)(
52
minus= kThce
hcTB
Un corpo nero egrave univocamente identificato mediante la TEMPERATURA Poicheacute il corpo nero per definizione assorbe tutta la radiazione che incide su di esso quella che vediamo emergere egrave quindi il risultato della sola emissione
MECCANISMI DI EMISSIONE TERMICI free-free MECCANISMI DI EMISSIONE TERMICI free-free emission (bremsstrahlung termica)emission (bremsstrahlung termica)
Lrsquoemissione free-free egrave tipica di un gas caldo ed egrave prodotta ovunque ci sia unrsquoadeguata densitagrave 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 egrave formata dalla fotoionizzazione dellrsquoidrogeno da parte di fotoni UV provenienti dalla stella Il continuo proveniente da una regione HII egrave dovuto allrsquoemissione free-free prodotta dagli elettroni liberi del gas Lo spettro si puograve estendere dal radio allrsquoottico ed egrave piatto in regime di mezzo otticamente sottile
free-free free-free emission ndash emission ndash continua continua
(2)(2)
Lo spettro si estende dal radio al visibile e dipende dalla densitagrave del gas
Il grafico ha un flesso in corrispondenza della lunghezza drsquoonda a cui il mezzo inizia a comportarsi come otticamente spesso a lunghezze drsquoonda maggiori la radiazione egrave riassorbita
Esiste quindi in dipendenza dalla densitagrave del gas una particolare frequenza detta di cut-off oltre la quale il mezzo emette come corpo nero
22
2 νν ckT
I = Nella regione a legge di potenza lrsquoindice spettrale egrave pari a 2 Nella parte dello spettro otticamente sottile lrsquointensitagrave egrave debolmente dipendente dalla frequenza con indice spettrale pari a ndash01
La parte dello spettro dove il mezzo egrave otticamente spesso egrave dato da
dove Iν egrave lrsquointensitagrave emessa in funzione della frequenza
Lrsquoemissione non termica egrave dovuta a processi di alta energia che coinvolgono sia fotoni che particelle e si dice non termica proprio percheacute la distribuzione sia dei fotoni che delle particelle non egrave MaxwellianaI processi fisici che danno luogo ad emissione di alta energia sono
RADIAZIONE DI SINCROTRONERADIAZIONE DI SINCROTRONE EFFETTO COMPTON (diretto e inverso)EFFETTO COMPTON (diretto e inverso) PRODUZIONE DI COPPIEPRODUZIONE DI COPPIE
EMISSIONE NON TERMICAEMISSIONE NON TERMICA
RADIAZIONE DI SINCROTRONERADIAZIONE DI SINCROTRONE
Indipendentemente nel 1950 prima e nel 1953 poi Alfveacuten amp Herlofson e Shklovsky proposero una legge di potenza al fine di spiegare diversi tipi di spettri in banda radio
con indice spettrale gt 2 egrave necessario ricorrere ad emissione di tipo non termico ed in particolare emissione di sincrotrone
ν minus=KT
Questa relazione egrave estremamente utile in quanto da una semplice misura dellrsquoindice spettrale si possono ricavare informazione sulla distribuzione di energia degli elettroni emettitori
2
1 sminus=
Esiste una semplice relazionetra lrsquoindice della distribuzione di energia degli elettroni (s) e lrsquoindice spettrale (α) dellospettro di emissione persincrotrone
Per gli AGN lrsquoemissione di sincrotrone riguarda solamente il getto relativisticoSappiamo che in regioni simili il campo magnetico egrave di ~10-4 T emissione X di 10 KeV da Blazars egrave dovuta ad elettroni di ~1012 eV
EFFETTO COMPTON (diretto e EFFETTO COMPTON (diretto e inverso)inverso)
)cos1(0
ϕ minus=minuscmh
is
Quando un fotone di alta energia interagisce con un elettrone a bassa energia si ha scattering Compton Lrsquoelettrone acquista energia a spese del fotone La relazione tra la lunghezza drsquoonda del fotone incidente λi e quella dopo lo scattering λs egrave
[1]
dove m0 egrave la massa a riposo
dellrsquoelettrone e lrsquoangolo di scattering
Possiamo riscrivere [1] in termini della lunghezza drsquoonda Compton λC
2sin2
ϕ Cis =minus
cm
hC
0
=dove λC egrave definita come
Un caso particolare egrave rappresentato dallo scattering di Thompson la coda a piugrave bassa energia il piugrave comune in astrofisicaLrsquoeffetto Compton egrave statisticamente rilevante in quelle regioni in cui vi sono degli elettroni immersi in un campo di fotoni ad alta energia
radT Ucdt
dE 2
3
4 γσ=
In astrofisica egrave 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 Lrsquoeffetto Compton inverso egrave lrsquoanalogo elettrico del sincrotrone La perdita di energia di un elettrone relativistico che interagisce con il campo generato da fotoni (con densitagrave di energia Urad) egrave dato da
dove σT egrave la
sezione drsquourtoThompson
PRODUZIONE DI COPPIEPRODUZIONE DI COPPIE
Quando un fotone di grandeenergia interagisce conil campo di un altro fotoneo di un nucleo dagrave origine alla formazione di una coppia elettrone-positrone
euro
γ+γ (o nucleo) = e+ + eminus
La produzione di coppie egrave un fenomeno poco importante in astrofisica Assume una notevole importanza solo in quelle regioni con una densitagrave di fotoni gamma elevata
202 cmhEE
eeγνγ =rArr= minus+
vmpee 02γ=minus+
cmc
hp 02γνγ ==
Dalla conservazione dellrsquoenergia si ha che
[1]
Per la coppia e+e- il momento egrave
[2]
Per il fotone il momento egrave da [1]
[3]
Uguagliando [2] e [3] si vede che poicheacute ν non puograve essere uguale a c momento ed energia non possono essere conservati simultaneamente nello spazio libero egrave 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 puograve avvenire anche sottoforma di annichilazione di una coppia e+e- con la produzione di un fotone di energia asymp 1 MeV (ad esempio ne sono stati osservati dalla regione del Centro Galattico)
La massa a riposo di e+ ed e- egrave 0511MeV il regime di questa interazione saragrave nella regione che va dagli X estremi ai gamma di bassa energia
Conclusioni amp ReferenzeConclusioni amp Referenze
- Cosrsquoegrave una radiogalassia
- Struttura
- AGN
- Classificazione
- Modello Unificato
- Spettri
- Meccanismi di emissione
bull BINNEY MERRIFIELD Galactic Astronomy 1998 Princeton Series in Astrophysicsbull KROLIK Active Galactic Nuclei 1999 Princeton Series in Astrophysicsbull RYBICKI LIGHTMAN Radiative Processes In Astrophysics 1979 Cambridge University Pressbull An Introduction to Radio AstronomyBURKE GRAHAM-SMITH
ldquoThis is the Endrdquo
3C 483C 48
The radio galaxy 3C293MERLIN 5GHz radio contours of the inner jet of 3C293 overlaid upon an HST R-H colour map
Modello Unificato degli AGNModello Unificato degli AGN
Numerose sono le categorie di oggetti che vanno sotto il nome di AGN
Necessario un modello unificato che Necessario un modello unificato che spiegasse gli oggetti visti in cielospiegasse gli oggetti visti in cielo
bull Non fu immediatamente chiaro che un Quasar fosse al centro di un nucleo galattico poicheacute troppo distanti per osservazioni esemplificative
bull Mentre le RG si identificano come ellittiche i Quasar si possono trovare anche in spirali
bull Con survey in ottico trovati altri nuclei attivi Seyfert con emissione radio notevole
Lrsquoemissione 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 inversamente proporzionale al fattore di Lorentz γ Elettroni di una data energia irraggiano ad una frequenza specifica dato il campo magnetico
2BEs propν
222
3
4EBUc
dt
dEmagT prop= γσ
Irraggiando gli elettroni perdono unrsquoenergia pari a
dove Umag egrave la densitagrave di energia nel
campo magnetico B2(810-7)
EB
cmth 214
220
10
)(minus=
dove th egrave il tempo (in secondi) in cui lrsquoelettrone perde metagrave della sue energia
Da cui si puograve ricavare una vita media per irraggiamento
RADIAZIONE DI SINCROTRONERADIAZIONE DI SINCROTRONE
02 arcsec res30 mas res
50 mas res
Jets della radio galassia 3C293 a differenti lunghezze drsquoonda e risoluzioni
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NGC 4051NGC 4051
NGC 4151NGC 4151
StrutturaStruttura
Alcune RG presentano una o due strutture molto strette
note come jet
Le RG hanno vari tipi di strutture ma la piugrave comune egrave quella costituita da lobi Questi sono doppi tendenzialmente simmetrici e di forma pseudo ellissoidale
RG 3C98
StrutturaStruttura
Dal 1970 (Scheuer 1974 Blandford amp Rees 1974) il modellocomunemente piugrave 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 amp Riley nel 1974 che si differenziano principalmente per la differente luminositagrave e per la morfologia
su larga scala dellrsquoemissione radio
FR I FR II
Struttura FR I e FR IIStruttura FR I e FR II
bull Brillanti nella regione centrale
bull Poco luminosi
bull Jets luminosi al centro
bull Beams inefficienti irragiano quasi la totalitagrave della loro energia nel tragitto
FR IFR I
bull Brillanti lontani dal centro
bull Molto luminosi
bull Presenza di hotspot nelle regioni periferiche
bull Trasporto di energia efficiente fino alla fine dei lobi
FR IIFR II
Struttura FR I e FR IIStruttura FR I e FR II
Piugrave in dettaglio la divisione tra FR I e FR II dipende dal tipo di hostgalaxy (per esempio se piugrave o meno massiva) o con mezzo
interstellare piugrave o meno denso
Nelle FR I i jets passano a un regime sub-relativistico molto vicino al nucleo creando una struttura piugrave diffusa con
concentrazioni non ovvie agli estremi
Nelle FR II i jets rimangono relativistici durante tutto il tragitto(con velocitagrave intorno a 05 c) fino alla fine dei lobi Si creano i cosiddetti hotspothotspot dovuti a onde di shock causate dal rilascio
di energia repentino del jet supersonico
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)
Struttura FR I e FR IIStruttura FR I e FR II
In molte FR I lrsquoeffetto del gas circostante puograve distorcere i gettiNella galassia NGC 1265 si ha una curvatura dei getti a causa del moto relativo del nucleo galattico con il mezzo circostante e probabilmente per lrsquoinfluenza del plasma confinante
Nonostante una simmetria su larga scala nella regione nuclearedi una RG si hanno evidenze di asimmetrie Per rilevare ciograve egrave
necessaria una risoluzione inferiore a 1 arcmin (VLBI)
Un esempio egrave la RG tipo FR II 3C175
M87 M87
M87Optical
A 16 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 AampA 368 398) - MERLINVLBI
Struttura FR I e FR IIStruttura FR I e FR II
La natura ha regalato anche RG che non rientrano nelle
categorie precedenti
Un bellrsquoesempio egrave 3C273 dove si nota una struttura completamente asimmetrica a tutte le scale
Metodi drsquoindagine di una sorgente in astrofisicaMetodi drsquoindagine di una sorgente in astrofisica
Entrambe si estendono su quasi tutto lo spettro elettromagnetico con minori risoluzioni per le lunghezze drsquoonda minori (dovute alla difficoltagrave 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 DISTANZEDISTANZE di questi oggetti
Per analizzare le sorgenti con cui si ha a che fare in astrofisica gli strumenti drsquoindagine sono prevalentemente due
FOTOMETRIAFOTOMETRIA SPETTROMETRIASPETTROMETRIA
DISTANZADISTANZA
e
ez )( 0 minus=
Nel modello cosmologico ldquostandardrdquo il redshift z di una riga spettrale emessa ad una lunghezza drsquoonda λe e rivelata a λ0 egrave definito come
Il primo termine della serie si puograve interpretare come velocitagrave di recessione z=vc i termini successivi sono le correzioni relativistiche che diventano non
trascurabili per ~ z gt 03
⎥⎦
⎤⎢⎣
⎡ +minus+= minus )1(2
1 20
10 zqzcHdL
dove H0 egrave la costante di Hubble q0 il parametro di
decelerazione
ed egrave legato alla distanza della sorgente emettitrice dalla seguente relazione
ClassificazioneClassificazioneAl fine di comprendere meglio il contesto in cui si posizionano le
RG egrave utile fare una classificazione generale degli AGN
bull LINERs solo deboli linee di emissione nucleari
bull Seyfert continuo ottico nucleare con NLR e a volte BLR
Type 1 NLR+BLRType 2 NLR
Host Galaxy generalmente spirali
bull RQ QSOs simili alle Seyfert (tipo I) differenza in limite di opt mag forte continuo ottico X e NLR-BLR Host Galaxy spirali ellittiche
Radio Quiet AGN Radio Loud AGN
bull RL QSOs comportamento simile a RQ QSOs con presenza di jets quindi di un forte continuo ottico NLR amp BLR emissione X
bull Blazars rapidamente variabili opt em polarizzata radio e X em
bull Radio Galaxies emissione nucleare e radio estesa Possono essere divise low-excitation e high-excitation classes caratterizzate da BLR e NLR Host Galaxy ellittiche
Sombrero Galaxydebolmente ionizzata nel nucleo Emissione in radio e X da sincrotrone
LowIonizationNuclearEmissioneRegion
M10403-15 kev -gt orange15-70 kev -gt blue
Palomar Optical -gt nucleo
Palomar Optical -gt nucleo
Type 1 Seyfert
NGC 1566Spitzer MIR
Spitzer IR -gt nucleo
Oss GD Cassini Loiano
Type 2 Seyfert
NGC 2683
The Palomar sky survey image of Mkn 421 taken in blue light
Corona Borealis Observatory Győruacutejbaraacutet - Hungary
BL Lac
BL Lac
OpticalViolentVariable
Modello Unificato degli AGNModello Unificato degli AGN
Ciograve che puograve ben spiegare la produzione di cosigrave tanta
energia (fino a asymp 1061 erg) egrave la presenza di un buco nero
di 106-109 Msun entro un raggio di asymp 001 pc
o anche meno
Lrsquoenergia dellrsquoAGN deriva dallrsquoenergia potenziale gravitazionaledel materiale del disco di accrescimento circostante
il SMBH che cade su di essoPoicheacute il momento angolare egrave differenziale il materiale che accresce
sul SMBH passando da unrsquoorbita a una piugrave interna dovragrave emettereper principi di conservazione dellrsquoenergia e del momento angolare
BLACK HOLE e DISCO DI ACCRESCIMENTOBLACK 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 metagrave della sua massa a riposo
Questo egrave il meccanismo di conversione massa-energia
piugrave efficiente mai osservato nellrsquoUniverso
57 se BH non rotante41 se BH ruotante
(una tipica efficienza nucleare egrave di circa 07)
Toro di Toro di polveripolveri
Qualcosa di molto simile egrave stato visto dallrsquoHubble Space Telescope nella Seyfert galaxy NGC4261 Il toro egrave otticamente spesso se intercetta la linea di vista oscura le componenti piugrave interne e nello spettro emerge solo la sua emissione (prevalentemente in infrarosso) e quella delle regioni esterne
Oltre al disco di accrescimento vi egrave 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 puograve essere osservata solo da direzione polare
Lrsquoaltra componente sono la coppia di jets di materiale energetico espulso dal nucleo in direzione polare I jets sono incredibilmentecollimati e posso viaggiare per enormi distanze rispetto al toroide
I jet ultrarelativisticiI jet ultrarelativistici
Centaurus AOttico+Radio
Blazars
-BL Lac Objects
-OVVs
Type 1 objects -Seyfert 1s-Broad Line Radio Galaxies -Type 1 Quasars
Type 2 objects-Seyfert 2s-Narrow Line Radio Galaxies-Type 2 Quasars
dipendenza dipendenza dallrsquoangolo dallrsquoangolo di vistadi vista
MODELLO UNIFICATO(Antonucci 1993 Urry e Padovani 1995)
Nellrsquoanimazione 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 20000 stelle mentre in una galassia di questa taglia (una spirale gigante) ce ne sono in media 100 miliardi Qui il quasar egrave stato lsquospentorsquo in quanto in realtagrave la sua luminositagrave sopravanza di gran lunga quella dellrsquointera emissione stellare della galassia Nel centro del bulge si vedono delle nubi di gas blu (NLR) egrave la regione esterna al quasar appena fuori dal toro di polveri piugrave vicino al nucleo un sistema di nubi verdi e giallo-viola in rapido movimento (BLR)Oltre ciograve il disco di accrescimento che alimenta il BH da cui si diparte il getto relativistico Dallrsquoinizio alla fine dellrsquoanimazionesi percorrono 10 ordini di grandezza ilprimo frame dellrsquoanimazione egrave infatti grande 10 miliardi di volte lrsquoultimo
Modello Unificato degli AGNModello Unificato degli AGNAlla luce di quanto detto finrsquoora possiamo quindi dire che i nuclei galattici attivi nascondono al loro interno buchi neri supermassivi (M asymp 106-9 Msun) in accrescimento
SPETTRISPETTRI
Spettri tipici degli AGN occupano sostanzialmente lrsquointero dominio emSpettri di questo tipo prendono il nome di BROAD BANDBROAD BAND
SPETTRI
Spettro a larga banda del quasar 3C273
MECCANISMI DI EMISSIONEMECCANISMI DI EMISSIONE
Come si spiega uno spettro tipo broad band
Si possono raggruppare i meccanismi di emissione in due categorie principali
EMISSIONE TERMICAEMISSIONE TERMICAPROCESSI AD ALTA ENERGIAPROCESSI AD ALTA ENERGIA (emissione non termica)(emissione non termica)
MECCANISMI DI EMISSIONE TERMICI corpo MECCANISMI DI EMISSIONE TERMICI corpo neronero
Il profilo della curva egrave dato dalla legge di Planck
1
2)(
)(
23
minus= kThe
chTB νν
ν
1
2)(
)(
52
minus= kThce
hcTB
Un corpo nero egrave univocamente identificato mediante la TEMPERATURA Poicheacute il corpo nero per definizione assorbe tutta la radiazione che incide su di esso quella che vediamo emergere egrave quindi il risultato della sola emissione
MECCANISMI DI EMISSIONE TERMICI free-free MECCANISMI DI EMISSIONE TERMICI free-free emission (bremsstrahlung termica)emission (bremsstrahlung termica)
Lrsquoemissione free-free egrave tipica di un gas caldo ed egrave prodotta ovunque ci sia unrsquoadeguata densitagrave 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 egrave formata dalla fotoionizzazione dellrsquoidrogeno da parte di fotoni UV provenienti dalla stella Il continuo proveniente da una regione HII egrave dovuto allrsquoemissione free-free prodotta dagli elettroni liberi del gas Lo spettro si puograve estendere dal radio allrsquoottico ed egrave piatto in regime di mezzo otticamente sottile
free-free free-free emission ndash emission ndash continua continua
(2)(2)
Lo spettro si estende dal radio al visibile e dipende dalla densitagrave del gas
Il grafico ha un flesso in corrispondenza della lunghezza drsquoonda a cui il mezzo inizia a comportarsi come otticamente spesso a lunghezze drsquoonda maggiori la radiazione egrave riassorbita
Esiste quindi in dipendenza dalla densitagrave del gas una particolare frequenza detta di cut-off oltre la quale il mezzo emette come corpo nero
22
2 νν ckT
I = Nella regione a legge di potenza lrsquoindice spettrale egrave pari a 2 Nella parte dello spettro otticamente sottile lrsquointensitagrave egrave debolmente dipendente dalla frequenza con indice spettrale pari a ndash01
La parte dello spettro dove il mezzo egrave otticamente spesso egrave dato da
dove Iν egrave lrsquointensitagrave emessa in funzione della frequenza
Lrsquoemissione non termica egrave dovuta a processi di alta energia che coinvolgono sia fotoni che particelle e si dice non termica proprio percheacute la distribuzione sia dei fotoni che delle particelle non egrave MaxwellianaI processi fisici che danno luogo ad emissione di alta energia sono
RADIAZIONE DI SINCROTRONERADIAZIONE DI SINCROTRONE EFFETTO COMPTON (diretto e inverso)EFFETTO COMPTON (diretto e inverso) PRODUZIONE DI COPPIEPRODUZIONE DI COPPIE
EMISSIONE NON TERMICAEMISSIONE NON TERMICA
RADIAZIONE DI SINCROTRONERADIAZIONE DI SINCROTRONE
Indipendentemente nel 1950 prima e nel 1953 poi Alfveacuten amp Herlofson e Shklovsky proposero una legge di potenza al fine di spiegare diversi tipi di spettri in banda radio
con indice spettrale gt 2 egrave necessario ricorrere ad emissione di tipo non termico ed in particolare emissione di sincrotrone
ν minus=KT
Questa relazione egrave estremamente utile in quanto da una semplice misura dellrsquoindice spettrale si possono ricavare informazione sulla distribuzione di energia degli elettroni emettitori
2
1 sminus=
Esiste una semplice relazionetra lrsquoindice della distribuzione di energia degli elettroni (s) e lrsquoindice spettrale (α) dellospettro di emissione persincrotrone
Per gli AGN lrsquoemissione di sincrotrone riguarda solamente il getto relativisticoSappiamo che in regioni simili il campo magnetico egrave di ~10-4 T emissione X di 10 KeV da Blazars egrave dovuta ad elettroni di ~1012 eV
EFFETTO COMPTON (diretto e EFFETTO COMPTON (diretto e inverso)inverso)
)cos1(0
ϕ minus=minuscmh
is
Quando un fotone di alta energia interagisce con un elettrone a bassa energia si ha scattering Compton Lrsquoelettrone acquista energia a spese del fotone La relazione tra la lunghezza drsquoonda del fotone incidente λi e quella dopo lo scattering λs egrave
[1]
dove m0 egrave la massa a riposo
dellrsquoelettrone e lrsquoangolo di scattering
Possiamo riscrivere [1] in termini della lunghezza drsquoonda Compton λC
2sin2
ϕ Cis =minus
cm
hC
0
=dove λC egrave definita come
Un caso particolare egrave rappresentato dallo scattering di Thompson la coda a piugrave bassa energia il piugrave comune in astrofisicaLrsquoeffetto Compton egrave statisticamente rilevante in quelle regioni in cui vi sono degli elettroni immersi in un campo di fotoni ad alta energia
radT Ucdt
dE 2
3
4 γσ=
In astrofisica egrave 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 Lrsquoeffetto Compton inverso egrave lrsquoanalogo elettrico del sincrotrone La perdita di energia di un elettrone relativistico che interagisce con il campo generato da fotoni (con densitagrave di energia Urad) egrave dato da
dove σT egrave la
sezione drsquourtoThompson
PRODUZIONE DI COPPIEPRODUZIONE DI COPPIE
Quando un fotone di grandeenergia interagisce conil campo di un altro fotoneo di un nucleo dagrave origine alla formazione di una coppia elettrone-positrone
euro
γ+γ (o nucleo) = e+ + eminus
La produzione di coppie egrave un fenomeno poco importante in astrofisica Assume una notevole importanza solo in quelle regioni con una densitagrave di fotoni gamma elevata
202 cmhEE
eeγνγ =rArr= minus+
vmpee 02γ=minus+
cmc
hp 02γνγ ==
Dalla conservazione dellrsquoenergia si ha che
[1]
Per la coppia e+e- il momento egrave
[2]
Per il fotone il momento egrave da [1]
[3]
Uguagliando [2] e [3] si vede che poicheacute ν non puograve essere uguale a c momento ed energia non possono essere conservati simultaneamente nello spazio libero egrave 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 puograve avvenire anche sottoforma di annichilazione di una coppia e+e- con la produzione di un fotone di energia asymp 1 MeV (ad esempio ne sono stati osservati dalla regione del Centro Galattico)
La massa a riposo di e+ ed e- egrave 0511MeV il regime di questa interazione saragrave nella regione che va dagli X estremi ai gamma di bassa energia
Conclusioni amp ReferenzeConclusioni amp Referenze
- Cosrsquoegrave una radiogalassia
- Struttura
- AGN
- Classificazione
- Modello Unificato
- Spettri
- Meccanismi di emissione
bull BINNEY MERRIFIELD Galactic Astronomy 1998 Princeton Series in Astrophysicsbull KROLIK Active Galactic Nuclei 1999 Princeton Series in Astrophysicsbull RYBICKI LIGHTMAN Radiative Processes In Astrophysics 1979 Cambridge University Pressbull An Introduction to Radio AstronomyBURKE GRAHAM-SMITH
ldquoThis is the Endrdquo
3C 483C 48
The radio galaxy 3C293MERLIN 5GHz radio contours of the inner jet of 3C293 overlaid upon an HST R-H colour map
Modello Unificato degli AGNModello Unificato degli AGN
Numerose sono le categorie di oggetti che vanno sotto il nome di AGN
Necessario un modello unificato che Necessario un modello unificato che spiegasse gli oggetti visti in cielospiegasse gli oggetti visti in cielo
bull Non fu immediatamente chiaro che un Quasar fosse al centro di un nucleo galattico poicheacute troppo distanti per osservazioni esemplificative
bull Mentre le RG si identificano come ellittiche i Quasar si possono trovare anche in spirali
bull Con survey in ottico trovati altri nuclei attivi Seyfert con emissione radio notevole
Lrsquoemissione 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 inversamente proporzionale al fattore di Lorentz γ Elettroni di una data energia irraggiano ad una frequenza specifica dato il campo magnetico
2BEs propν
222
3
4EBUc
dt
dEmagT prop= γσ
Irraggiando gli elettroni perdono unrsquoenergia pari a
dove Umag egrave la densitagrave di energia nel
campo magnetico B2(810-7)
EB
cmth 214
220
10
)(minus=
dove th egrave il tempo (in secondi) in cui lrsquoelettrone perde metagrave della sue energia
Da cui si puograve ricavare una vita media per irraggiamento
RADIAZIONE DI SINCROTRONERADIAZIONE DI SINCROTRONE
02 arcsec res30 mas res
50 mas res
Jets della radio galassia 3C293 a differenti lunghezze drsquoonda e risoluzioni
- Slide 1
- Slide 2
- Slide 3
- Slide 4
- Slide 5
- Slide 6
- Slide 7
- Slide 8
- Slide 9
- Slide 10
- Slide 11
- Slide 12
- Slide 13
- Slide 14
- Slide 15
- Slide 16
- Slide 17
- Slide 18
- Slide 19
- Slide 20
- Slide 21
- Slide 22
- Slide 23
- Slide 24
- Slide 25
- Slide 26
- Slide 27
- Slide 28
- Slide 29
- Slide 30
- Slide 31
- Slide 32
- Slide 33
- Slide 34
- Slide 35
- Slide 36
- Slide 37
- Slide 38
- Slide 39
- Slide 40
- Slide 41
- Slide 42
- Slide 43
- Slide 44
- Slide 45
- Slide 46
- Slide 47
-
StrutturaStruttura
Alcune RG presentano una o due strutture molto strette
note come jet
Le RG hanno vari tipi di strutture ma la piugrave comune egrave quella costituita da lobi Questi sono doppi tendenzialmente simmetrici e di forma pseudo ellissoidale
RG 3C98
StrutturaStruttura
Dal 1970 (Scheuer 1974 Blandford amp Rees 1974) il modellocomunemente piugrave 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 amp Riley nel 1974 che si differenziano principalmente per la differente luminositagrave e per la morfologia
su larga scala dellrsquoemissione radio
FR I FR II
Struttura FR I e FR IIStruttura FR I e FR II
bull Brillanti nella regione centrale
bull Poco luminosi
bull Jets luminosi al centro
bull Beams inefficienti irragiano quasi la totalitagrave della loro energia nel tragitto
FR IFR I
bull Brillanti lontani dal centro
bull Molto luminosi
bull Presenza di hotspot nelle regioni periferiche
bull Trasporto di energia efficiente fino alla fine dei lobi
FR IIFR II
Struttura FR I e FR IIStruttura FR I e FR II
Piugrave in dettaglio la divisione tra FR I e FR II dipende dal tipo di hostgalaxy (per esempio se piugrave o meno massiva) o con mezzo
interstellare piugrave o meno denso
Nelle FR I i jets passano a un regime sub-relativistico molto vicino al nucleo creando una struttura piugrave diffusa con
concentrazioni non ovvie agli estremi
Nelle FR II i jets rimangono relativistici durante tutto il tragitto(con velocitagrave intorno a 05 c) fino alla fine dei lobi Si creano i cosiddetti hotspothotspot dovuti a onde di shock causate dal rilascio
di energia repentino del jet supersonico
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)
Struttura FR I e FR IIStruttura FR I e FR II
In molte FR I lrsquoeffetto del gas circostante puograve distorcere i gettiNella galassia NGC 1265 si ha una curvatura dei getti a causa del moto relativo del nucleo galattico con il mezzo circostante e probabilmente per lrsquoinfluenza del plasma confinante
Nonostante una simmetria su larga scala nella regione nuclearedi una RG si hanno evidenze di asimmetrie Per rilevare ciograve egrave
necessaria una risoluzione inferiore a 1 arcmin (VLBI)
Un esempio egrave la RG tipo FR II 3C175
M87 M87
M87Optical
A 16 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 AampA 368 398) - MERLINVLBI
Struttura FR I e FR IIStruttura FR I e FR II
La natura ha regalato anche RG che non rientrano nelle
categorie precedenti
Un bellrsquoesempio egrave 3C273 dove si nota una struttura completamente asimmetrica a tutte le scale
Metodi drsquoindagine di una sorgente in astrofisicaMetodi drsquoindagine di una sorgente in astrofisica
Entrambe si estendono su quasi tutto lo spettro elettromagnetico con minori risoluzioni per le lunghezze drsquoonda minori (dovute alla difficoltagrave 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 DISTANZEDISTANZE di questi oggetti
Per analizzare le sorgenti con cui si ha a che fare in astrofisica gli strumenti drsquoindagine sono prevalentemente due
FOTOMETRIAFOTOMETRIA SPETTROMETRIASPETTROMETRIA
DISTANZADISTANZA
e
ez )( 0 minus=
Nel modello cosmologico ldquostandardrdquo il redshift z di una riga spettrale emessa ad una lunghezza drsquoonda λe e rivelata a λ0 egrave definito come
Il primo termine della serie si puograve interpretare come velocitagrave di recessione z=vc i termini successivi sono le correzioni relativistiche che diventano non
trascurabili per ~ z gt 03
⎥⎦
⎤⎢⎣
⎡ +minus+= minus )1(2
1 20
10 zqzcHdL
dove H0 egrave la costante di Hubble q0 il parametro di
decelerazione
ed egrave legato alla distanza della sorgente emettitrice dalla seguente relazione
ClassificazioneClassificazioneAl fine di comprendere meglio il contesto in cui si posizionano le
RG egrave utile fare una classificazione generale degli AGN
bull LINERs solo deboli linee di emissione nucleari
bull Seyfert continuo ottico nucleare con NLR e a volte BLR
Type 1 NLR+BLRType 2 NLR
Host Galaxy generalmente spirali
bull RQ QSOs simili alle Seyfert (tipo I) differenza in limite di opt mag forte continuo ottico X e NLR-BLR Host Galaxy spirali ellittiche
Radio Quiet AGN Radio Loud AGN
bull RL QSOs comportamento simile a RQ QSOs con presenza di jets quindi di un forte continuo ottico NLR amp BLR emissione X
bull Blazars rapidamente variabili opt em polarizzata radio e X em
bull Radio Galaxies emissione nucleare e radio estesa Possono essere divise low-excitation e high-excitation classes caratterizzate da BLR e NLR Host Galaxy ellittiche
Sombrero Galaxydebolmente ionizzata nel nucleo Emissione in radio e X da sincrotrone
LowIonizationNuclearEmissioneRegion
M10403-15 kev -gt orange15-70 kev -gt blue
Palomar Optical -gt nucleo
Palomar Optical -gt nucleo
Type 1 Seyfert
NGC 1566Spitzer MIR
Spitzer IR -gt nucleo
Oss GD Cassini Loiano
Type 2 Seyfert
NGC 2683
The Palomar sky survey image of Mkn 421 taken in blue light
Corona Borealis Observatory Győruacutejbaraacutet - Hungary
BL Lac
BL Lac
OpticalViolentVariable
Modello Unificato degli AGNModello Unificato degli AGN
Ciograve che puograve ben spiegare la produzione di cosigrave tanta
energia (fino a asymp 1061 erg) egrave la presenza di un buco nero
di 106-109 Msun entro un raggio di asymp 001 pc
o anche meno
Lrsquoenergia dellrsquoAGN deriva dallrsquoenergia potenziale gravitazionaledel materiale del disco di accrescimento circostante
il SMBH che cade su di essoPoicheacute il momento angolare egrave differenziale il materiale che accresce
sul SMBH passando da unrsquoorbita a una piugrave interna dovragrave emettereper principi di conservazione dellrsquoenergia e del momento angolare
BLACK HOLE e DISCO DI ACCRESCIMENTOBLACK 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 metagrave della sua massa a riposo
Questo egrave il meccanismo di conversione massa-energia
piugrave efficiente mai osservato nellrsquoUniverso
57 se BH non rotante41 se BH ruotante
(una tipica efficienza nucleare egrave di circa 07)
Toro di Toro di polveripolveri
Qualcosa di molto simile egrave stato visto dallrsquoHubble Space Telescope nella Seyfert galaxy NGC4261 Il toro egrave otticamente spesso se intercetta la linea di vista oscura le componenti piugrave interne e nello spettro emerge solo la sua emissione (prevalentemente in infrarosso) e quella delle regioni esterne
Oltre al disco di accrescimento vi egrave 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 puograve essere osservata solo da direzione polare
Lrsquoaltra componente sono la coppia di jets di materiale energetico espulso dal nucleo in direzione polare I jets sono incredibilmentecollimati e posso viaggiare per enormi distanze rispetto al toroide
I jet ultrarelativisticiI jet ultrarelativistici
Centaurus AOttico+Radio
Blazars
-BL Lac Objects
-OVVs
Type 1 objects -Seyfert 1s-Broad Line Radio Galaxies -Type 1 Quasars
Type 2 objects-Seyfert 2s-Narrow Line Radio Galaxies-Type 2 Quasars
dipendenza dipendenza dallrsquoangolo dallrsquoangolo di vistadi vista
MODELLO UNIFICATO(Antonucci 1993 Urry e Padovani 1995)
Nellrsquoanimazione 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 20000 stelle mentre in una galassia di questa taglia (una spirale gigante) ce ne sono in media 100 miliardi Qui il quasar egrave stato lsquospentorsquo in quanto in realtagrave la sua luminositagrave sopravanza di gran lunga quella dellrsquointera emissione stellare della galassia Nel centro del bulge si vedono delle nubi di gas blu (NLR) egrave la regione esterna al quasar appena fuori dal toro di polveri piugrave vicino al nucleo un sistema di nubi verdi e giallo-viola in rapido movimento (BLR)Oltre ciograve il disco di accrescimento che alimenta il BH da cui si diparte il getto relativistico Dallrsquoinizio alla fine dellrsquoanimazionesi percorrono 10 ordini di grandezza ilprimo frame dellrsquoanimazione egrave infatti grande 10 miliardi di volte lrsquoultimo
Modello Unificato degli AGNModello Unificato degli AGNAlla luce di quanto detto finrsquoora possiamo quindi dire che i nuclei galattici attivi nascondono al loro interno buchi neri supermassivi (M asymp 106-9 Msun) in accrescimento
SPETTRISPETTRI
Spettri tipici degli AGN occupano sostanzialmente lrsquointero dominio emSpettri di questo tipo prendono il nome di BROAD BANDBROAD BAND
SPETTRI
Spettro a larga banda del quasar 3C273
MECCANISMI DI EMISSIONEMECCANISMI DI EMISSIONE
Come si spiega uno spettro tipo broad band
Si possono raggruppare i meccanismi di emissione in due categorie principali
EMISSIONE TERMICAEMISSIONE TERMICAPROCESSI AD ALTA ENERGIAPROCESSI AD ALTA ENERGIA (emissione non termica)(emissione non termica)
MECCANISMI DI EMISSIONE TERMICI corpo MECCANISMI DI EMISSIONE TERMICI corpo neronero
Il profilo della curva egrave dato dalla legge di Planck
1
2)(
)(
23
minus= kThe
chTB νν
ν
1
2)(
)(
52
minus= kThce
hcTB
Un corpo nero egrave univocamente identificato mediante la TEMPERATURA Poicheacute il corpo nero per definizione assorbe tutta la radiazione che incide su di esso quella che vediamo emergere egrave quindi il risultato della sola emissione
MECCANISMI DI EMISSIONE TERMICI free-free MECCANISMI DI EMISSIONE TERMICI free-free emission (bremsstrahlung termica)emission (bremsstrahlung termica)
Lrsquoemissione free-free egrave tipica di un gas caldo ed egrave prodotta ovunque ci sia unrsquoadeguata densitagrave 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 egrave formata dalla fotoionizzazione dellrsquoidrogeno da parte di fotoni UV provenienti dalla stella Il continuo proveniente da una regione HII egrave dovuto allrsquoemissione free-free prodotta dagli elettroni liberi del gas Lo spettro si puograve estendere dal radio allrsquoottico ed egrave piatto in regime di mezzo otticamente sottile
free-free free-free emission ndash emission ndash continua continua
(2)(2)
Lo spettro si estende dal radio al visibile e dipende dalla densitagrave del gas
Il grafico ha un flesso in corrispondenza della lunghezza drsquoonda a cui il mezzo inizia a comportarsi come otticamente spesso a lunghezze drsquoonda maggiori la radiazione egrave riassorbita
Esiste quindi in dipendenza dalla densitagrave del gas una particolare frequenza detta di cut-off oltre la quale il mezzo emette come corpo nero
22
2 νν ckT
I = Nella regione a legge di potenza lrsquoindice spettrale egrave pari a 2 Nella parte dello spettro otticamente sottile lrsquointensitagrave egrave debolmente dipendente dalla frequenza con indice spettrale pari a ndash01
La parte dello spettro dove il mezzo egrave otticamente spesso egrave dato da
dove Iν egrave lrsquointensitagrave emessa in funzione della frequenza
Lrsquoemissione non termica egrave dovuta a processi di alta energia che coinvolgono sia fotoni che particelle e si dice non termica proprio percheacute la distribuzione sia dei fotoni che delle particelle non egrave MaxwellianaI processi fisici che danno luogo ad emissione di alta energia sono
RADIAZIONE DI SINCROTRONERADIAZIONE DI SINCROTRONE EFFETTO COMPTON (diretto e inverso)EFFETTO COMPTON (diretto e inverso) PRODUZIONE DI COPPIEPRODUZIONE DI COPPIE
EMISSIONE NON TERMICAEMISSIONE NON TERMICA
RADIAZIONE DI SINCROTRONERADIAZIONE DI SINCROTRONE
Indipendentemente nel 1950 prima e nel 1953 poi Alfveacuten amp Herlofson e Shklovsky proposero una legge di potenza al fine di spiegare diversi tipi di spettri in banda radio
con indice spettrale gt 2 egrave necessario ricorrere ad emissione di tipo non termico ed in particolare emissione di sincrotrone
ν minus=KT
Questa relazione egrave estremamente utile in quanto da una semplice misura dellrsquoindice spettrale si possono ricavare informazione sulla distribuzione di energia degli elettroni emettitori
2
1 sminus=
Esiste una semplice relazionetra lrsquoindice della distribuzione di energia degli elettroni (s) e lrsquoindice spettrale (α) dellospettro di emissione persincrotrone
Per gli AGN lrsquoemissione di sincrotrone riguarda solamente il getto relativisticoSappiamo che in regioni simili il campo magnetico egrave di ~10-4 T emissione X di 10 KeV da Blazars egrave dovuta ad elettroni di ~1012 eV
EFFETTO COMPTON (diretto e EFFETTO COMPTON (diretto e inverso)inverso)
)cos1(0
ϕ minus=minuscmh
is
Quando un fotone di alta energia interagisce con un elettrone a bassa energia si ha scattering Compton Lrsquoelettrone acquista energia a spese del fotone La relazione tra la lunghezza drsquoonda del fotone incidente λi e quella dopo lo scattering λs egrave
[1]
dove m0 egrave la massa a riposo
dellrsquoelettrone e lrsquoangolo di scattering
Possiamo riscrivere [1] in termini della lunghezza drsquoonda Compton λC
2sin2
ϕ Cis =minus
cm
hC
0
=dove λC egrave definita come
Un caso particolare egrave rappresentato dallo scattering di Thompson la coda a piugrave bassa energia il piugrave comune in astrofisicaLrsquoeffetto Compton egrave statisticamente rilevante in quelle regioni in cui vi sono degli elettroni immersi in un campo di fotoni ad alta energia
radT Ucdt
dE 2
3
4 γσ=
In astrofisica egrave 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 Lrsquoeffetto Compton inverso egrave lrsquoanalogo elettrico del sincrotrone La perdita di energia di un elettrone relativistico che interagisce con il campo generato da fotoni (con densitagrave di energia Urad) egrave dato da
dove σT egrave la
sezione drsquourtoThompson
PRODUZIONE DI COPPIEPRODUZIONE DI COPPIE
Quando un fotone di grandeenergia interagisce conil campo di un altro fotoneo di un nucleo dagrave origine alla formazione di una coppia elettrone-positrone
euro
γ+γ (o nucleo) = e+ + eminus
La produzione di coppie egrave un fenomeno poco importante in astrofisica Assume una notevole importanza solo in quelle regioni con una densitagrave di fotoni gamma elevata
202 cmhEE
eeγνγ =rArr= minus+
vmpee 02γ=minus+
cmc
hp 02γνγ ==
Dalla conservazione dellrsquoenergia si ha che
[1]
Per la coppia e+e- il momento egrave
[2]
Per il fotone il momento egrave da [1]
[3]
Uguagliando [2] e [3] si vede che poicheacute ν non puograve essere uguale a c momento ed energia non possono essere conservati simultaneamente nello spazio libero egrave 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 puograve avvenire anche sottoforma di annichilazione di una coppia e+e- con la produzione di un fotone di energia asymp 1 MeV (ad esempio ne sono stati osservati dalla regione del Centro Galattico)
La massa a riposo di e+ ed e- egrave 0511MeV il regime di questa interazione saragrave nella regione che va dagli X estremi ai gamma di bassa energia
Conclusioni amp ReferenzeConclusioni amp Referenze
- Cosrsquoegrave una radiogalassia
- Struttura
- AGN
- Classificazione
- Modello Unificato
- Spettri
- Meccanismi di emissione
bull BINNEY MERRIFIELD Galactic Astronomy 1998 Princeton Series in Astrophysicsbull KROLIK Active Galactic Nuclei 1999 Princeton Series in Astrophysicsbull RYBICKI LIGHTMAN Radiative Processes In Astrophysics 1979 Cambridge University Pressbull An Introduction to Radio AstronomyBURKE GRAHAM-SMITH
ldquoThis is the Endrdquo
3C 483C 48
The radio galaxy 3C293MERLIN 5GHz radio contours of the inner jet of 3C293 overlaid upon an HST R-H colour map
Modello Unificato degli AGNModello Unificato degli AGN
Numerose sono le categorie di oggetti che vanno sotto il nome di AGN
Necessario un modello unificato che Necessario un modello unificato che spiegasse gli oggetti visti in cielospiegasse gli oggetti visti in cielo
bull Non fu immediatamente chiaro che un Quasar fosse al centro di un nucleo galattico poicheacute troppo distanti per osservazioni esemplificative
bull Mentre le RG si identificano come ellittiche i Quasar si possono trovare anche in spirali
bull Con survey in ottico trovati altri nuclei attivi Seyfert con emissione radio notevole
Lrsquoemissione 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 inversamente proporzionale al fattore di Lorentz γ Elettroni di una data energia irraggiano ad una frequenza specifica dato il campo magnetico
2BEs propν
222
3
4EBUc
dt
dEmagT prop= γσ
Irraggiando gli elettroni perdono unrsquoenergia pari a
dove Umag egrave la densitagrave di energia nel
campo magnetico B2(810-7)
EB
cmth 214
220
10
)(minus=
dove th egrave il tempo (in secondi) in cui lrsquoelettrone perde metagrave della sue energia
Da cui si puograve ricavare una vita media per irraggiamento
RADIAZIONE DI SINCROTRONERADIAZIONE DI SINCROTRONE
02 arcsec res30 mas res
50 mas res
Jets della radio galassia 3C293 a differenti lunghezze drsquoonda e risoluzioni
- Slide 1
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- Slide 45
- Slide 46
- Slide 47
-
StrutturaStruttura
Dal 1970 (Scheuer 1974 Blandford amp Rees 1974) il modellocomunemente piugrave 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 amp Riley nel 1974 che si differenziano principalmente per la differente luminositagrave e per la morfologia
su larga scala dellrsquoemissione radio
FR I FR II
Struttura FR I e FR IIStruttura FR I e FR II
bull Brillanti nella regione centrale
bull Poco luminosi
bull Jets luminosi al centro
bull Beams inefficienti irragiano quasi la totalitagrave della loro energia nel tragitto
FR IFR I
bull Brillanti lontani dal centro
bull Molto luminosi
bull Presenza di hotspot nelle regioni periferiche
bull Trasporto di energia efficiente fino alla fine dei lobi
FR IIFR II
Struttura FR I e FR IIStruttura FR I e FR II
Piugrave in dettaglio la divisione tra FR I e FR II dipende dal tipo di hostgalaxy (per esempio se piugrave o meno massiva) o con mezzo
interstellare piugrave o meno denso
Nelle FR I i jets passano a un regime sub-relativistico molto vicino al nucleo creando una struttura piugrave diffusa con
concentrazioni non ovvie agli estremi
Nelle FR II i jets rimangono relativistici durante tutto il tragitto(con velocitagrave intorno a 05 c) fino alla fine dei lobi Si creano i cosiddetti hotspothotspot dovuti a onde di shock causate dal rilascio
di energia repentino del jet supersonico
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)
Struttura FR I e FR IIStruttura FR I e FR II
In molte FR I lrsquoeffetto del gas circostante puograve distorcere i gettiNella galassia NGC 1265 si ha una curvatura dei getti a causa del moto relativo del nucleo galattico con il mezzo circostante e probabilmente per lrsquoinfluenza del plasma confinante
Nonostante una simmetria su larga scala nella regione nuclearedi una RG si hanno evidenze di asimmetrie Per rilevare ciograve egrave
necessaria una risoluzione inferiore a 1 arcmin (VLBI)
Un esempio egrave la RG tipo FR II 3C175
M87 M87
M87Optical
A 16 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 AampA 368 398) - MERLINVLBI
Struttura FR I e FR IIStruttura FR I e FR II
La natura ha regalato anche RG che non rientrano nelle
categorie precedenti
Un bellrsquoesempio egrave 3C273 dove si nota una struttura completamente asimmetrica a tutte le scale
Metodi drsquoindagine di una sorgente in astrofisicaMetodi drsquoindagine di una sorgente in astrofisica
Entrambe si estendono su quasi tutto lo spettro elettromagnetico con minori risoluzioni per le lunghezze drsquoonda minori (dovute alla difficoltagrave 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 DISTANZEDISTANZE di questi oggetti
Per analizzare le sorgenti con cui si ha a che fare in astrofisica gli strumenti drsquoindagine sono prevalentemente due
FOTOMETRIAFOTOMETRIA SPETTROMETRIASPETTROMETRIA
DISTANZADISTANZA
e
ez )( 0 minus=
Nel modello cosmologico ldquostandardrdquo il redshift z di una riga spettrale emessa ad una lunghezza drsquoonda λe e rivelata a λ0 egrave definito come
Il primo termine della serie si puograve interpretare come velocitagrave di recessione z=vc i termini successivi sono le correzioni relativistiche che diventano non
trascurabili per ~ z gt 03
⎥⎦
⎤⎢⎣
⎡ +minus+= minus )1(2
1 20
10 zqzcHdL
dove H0 egrave la costante di Hubble q0 il parametro di
decelerazione
ed egrave legato alla distanza della sorgente emettitrice dalla seguente relazione
ClassificazioneClassificazioneAl fine di comprendere meglio il contesto in cui si posizionano le
RG egrave utile fare una classificazione generale degli AGN
bull LINERs solo deboli linee di emissione nucleari
bull Seyfert continuo ottico nucleare con NLR e a volte BLR
Type 1 NLR+BLRType 2 NLR
Host Galaxy generalmente spirali
bull RQ QSOs simili alle Seyfert (tipo I) differenza in limite di opt mag forte continuo ottico X e NLR-BLR Host Galaxy spirali ellittiche
Radio Quiet AGN Radio Loud AGN
bull RL QSOs comportamento simile a RQ QSOs con presenza di jets quindi di un forte continuo ottico NLR amp BLR emissione X
bull Blazars rapidamente variabili opt em polarizzata radio e X em
bull Radio Galaxies emissione nucleare e radio estesa Possono essere divise low-excitation e high-excitation classes caratterizzate da BLR e NLR Host Galaxy ellittiche
Sombrero Galaxydebolmente ionizzata nel nucleo Emissione in radio e X da sincrotrone
LowIonizationNuclearEmissioneRegion
M10403-15 kev -gt orange15-70 kev -gt blue
Palomar Optical -gt nucleo
Palomar Optical -gt nucleo
Type 1 Seyfert
NGC 1566Spitzer MIR
Spitzer IR -gt nucleo
Oss GD Cassini Loiano
Type 2 Seyfert
NGC 2683
The Palomar sky survey image of Mkn 421 taken in blue light
Corona Borealis Observatory Győruacutejbaraacutet - Hungary
BL Lac
BL Lac
OpticalViolentVariable
Modello Unificato degli AGNModello Unificato degli AGN
Ciograve che puograve ben spiegare la produzione di cosigrave tanta
energia (fino a asymp 1061 erg) egrave la presenza di un buco nero
di 106-109 Msun entro un raggio di asymp 001 pc
o anche meno
Lrsquoenergia dellrsquoAGN deriva dallrsquoenergia potenziale gravitazionaledel materiale del disco di accrescimento circostante
il SMBH che cade su di essoPoicheacute il momento angolare egrave differenziale il materiale che accresce
sul SMBH passando da unrsquoorbita a una piugrave interna dovragrave emettereper principi di conservazione dellrsquoenergia e del momento angolare
BLACK HOLE e DISCO DI ACCRESCIMENTOBLACK 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 metagrave della sua massa a riposo
Questo egrave il meccanismo di conversione massa-energia
piugrave efficiente mai osservato nellrsquoUniverso
57 se BH non rotante41 se BH ruotante
(una tipica efficienza nucleare egrave di circa 07)
Toro di Toro di polveripolveri
Qualcosa di molto simile egrave stato visto dallrsquoHubble Space Telescope nella Seyfert galaxy NGC4261 Il toro egrave otticamente spesso se intercetta la linea di vista oscura le componenti piugrave interne e nello spettro emerge solo la sua emissione (prevalentemente in infrarosso) e quella delle regioni esterne
Oltre al disco di accrescimento vi egrave 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 puograve essere osservata solo da direzione polare
Lrsquoaltra componente sono la coppia di jets di materiale energetico espulso dal nucleo in direzione polare I jets sono incredibilmentecollimati e posso viaggiare per enormi distanze rispetto al toroide
I jet ultrarelativisticiI jet ultrarelativistici
Centaurus AOttico+Radio
Blazars
-BL Lac Objects
-OVVs
Type 1 objects -Seyfert 1s-Broad Line Radio Galaxies -Type 1 Quasars
Type 2 objects-Seyfert 2s-Narrow Line Radio Galaxies-Type 2 Quasars
dipendenza dipendenza dallrsquoangolo dallrsquoangolo di vistadi vista
MODELLO UNIFICATO(Antonucci 1993 Urry e Padovani 1995)
Nellrsquoanimazione 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 20000 stelle mentre in una galassia di questa taglia (una spirale gigante) ce ne sono in media 100 miliardi Qui il quasar egrave stato lsquospentorsquo in quanto in realtagrave la sua luminositagrave sopravanza di gran lunga quella dellrsquointera emissione stellare della galassia Nel centro del bulge si vedono delle nubi di gas blu (NLR) egrave la regione esterna al quasar appena fuori dal toro di polveri piugrave vicino al nucleo un sistema di nubi verdi e giallo-viola in rapido movimento (BLR)Oltre ciograve il disco di accrescimento che alimenta il BH da cui si diparte il getto relativistico Dallrsquoinizio alla fine dellrsquoanimazionesi percorrono 10 ordini di grandezza ilprimo frame dellrsquoanimazione egrave infatti grande 10 miliardi di volte lrsquoultimo
Modello Unificato degli AGNModello Unificato degli AGNAlla luce di quanto detto finrsquoora possiamo quindi dire che i nuclei galattici attivi nascondono al loro interno buchi neri supermassivi (M asymp 106-9 Msun) in accrescimento
SPETTRISPETTRI
Spettri tipici degli AGN occupano sostanzialmente lrsquointero dominio emSpettri di questo tipo prendono il nome di BROAD BANDBROAD BAND
SPETTRI
Spettro a larga banda del quasar 3C273
MECCANISMI DI EMISSIONEMECCANISMI DI EMISSIONE
Come si spiega uno spettro tipo broad band
Si possono raggruppare i meccanismi di emissione in due categorie principali
EMISSIONE TERMICAEMISSIONE TERMICAPROCESSI AD ALTA ENERGIAPROCESSI AD ALTA ENERGIA (emissione non termica)(emissione non termica)
MECCANISMI DI EMISSIONE TERMICI corpo MECCANISMI DI EMISSIONE TERMICI corpo neronero
Il profilo della curva egrave dato dalla legge di Planck
1
2)(
)(
23
minus= kThe
chTB νν
ν
1
2)(
)(
52
minus= kThce
hcTB
Un corpo nero egrave univocamente identificato mediante la TEMPERATURA Poicheacute il corpo nero per definizione assorbe tutta la radiazione che incide su di esso quella che vediamo emergere egrave quindi il risultato della sola emissione
MECCANISMI DI EMISSIONE TERMICI free-free MECCANISMI DI EMISSIONE TERMICI free-free emission (bremsstrahlung termica)emission (bremsstrahlung termica)
Lrsquoemissione free-free egrave tipica di un gas caldo ed egrave prodotta ovunque ci sia unrsquoadeguata densitagrave 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 egrave formata dalla fotoionizzazione dellrsquoidrogeno da parte di fotoni UV provenienti dalla stella Il continuo proveniente da una regione HII egrave dovuto allrsquoemissione free-free prodotta dagli elettroni liberi del gas Lo spettro si puograve estendere dal radio allrsquoottico ed egrave piatto in regime di mezzo otticamente sottile
free-free free-free emission ndash emission ndash continua continua
(2)(2)
Lo spettro si estende dal radio al visibile e dipende dalla densitagrave del gas
Il grafico ha un flesso in corrispondenza della lunghezza drsquoonda a cui il mezzo inizia a comportarsi come otticamente spesso a lunghezze drsquoonda maggiori la radiazione egrave riassorbita
Esiste quindi in dipendenza dalla densitagrave del gas una particolare frequenza detta di cut-off oltre la quale il mezzo emette come corpo nero
22
2 νν ckT
I = Nella regione a legge di potenza lrsquoindice spettrale egrave pari a 2 Nella parte dello spettro otticamente sottile lrsquointensitagrave egrave debolmente dipendente dalla frequenza con indice spettrale pari a ndash01
La parte dello spettro dove il mezzo egrave otticamente spesso egrave dato da
dove Iν egrave lrsquointensitagrave emessa in funzione della frequenza
Lrsquoemissione non termica egrave dovuta a processi di alta energia che coinvolgono sia fotoni che particelle e si dice non termica proprio percheacute la distribuzione sia dei fotoni che delle particelle non egrave MaxwellianaI processi fisici che danno luogo ad emissione di alta energia sono
RADIAZIONE DI SINCROTRONERADIAZIONE DI SINCROTRONE EFFETTO COMPTON (diretto e inverso)EFFETTO COMPTON (diretto e inverso) PRODUZIONE DI COPPIEPRODUZIONE DI COPPIE
EMISSIONE NON TERMICAEMISSIONE NON TERMICA
RADIAZIONE DI SINCROTRONERADIAZIONE DI SINCROTRONE
Indipendentemente nel 1950 prima e nel 1953 poi Alfveacuten amp Herlofson e Shklovsky proposero una legge di potenza al fine di spiegare diversi tipi di spettri in banda radio
con indice spettrale gt 2 egrave necessario ricorrere ad emissione di tipo non termico ed in particolare emissione di sincrotrone
ν minus=KT
Questa relazione egrave estremamente utile in quanto da una semplice misura dellrsquoindice spettrale si possono ricavare informazione sulla distribuzione di energia degli elettroni emettitori
2
1 sminus=
Esiste una semplice relazionetra lrsquoindice della distribuzione di energia degli elettroni (s) e lrsquoindice spettrale (α) dellospettro di emissione persincrotrone
Per gli AGN lrsquoemissione di sincrotrone riguarda solamente il getto relativisticoSappiamo che in regioni simili il campo magnetico egrave di ~10-4 T emissione X di 10 KeV da Blazars egrave dovuta ad elettroni di ~1012 eV
EFFETTO COMPTON (diretto e EFFETTO COMPTON (diretto e inverso)inverso)
)cos1(0
ϕ minus=minuscmh
is
Quando un fotone di alta energia interagisce con un elettrone a bassa energia si ha scattering Compton Lrsquoelettrone acquista energia a spese del fotone La relazione tra la lunghezza drsquoonda del fotone incidente λi e quella dopo lo scattering λs egrave
[1]
dove m0 egrave la massa a riposo
dellrsquoelettrone e lrsquoangolo di scattering
Possiamo riscrivere [1] in termini della lunghezza drsquoonda Compton λC
2sin2
ϕ Cis =minus
cm
hC
0
=dove λC egrave definita come
Un caso particolare egrave rappresentato dallo scattering di Thompson la coda a piugrave bassa energia il piugrave comune in astrofisicaLrsquoeffetto Compton egrave statisticamente rilevante in quelle regioni in cui vi sono degli elettroni immersi in un campo di fotoni ad alta energia
radT Ucdt
dE 2
3
4 γσ=
In astrofisica egrave 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 Lrsquoeffetto Compton inverso egrave lrsquoanalogo elettrico del sincrotrone La perdita di energia di un elettrone relativistico che interagisce con il campo generato da fotoni (con densitagrave di energia Urad) egrave dato da
dove σT egrave la
sezione drsquourtoThompson
PRODUZIONE DI COPPIEPRODUZIONE DI COPPIE
Quando un fotone di grandeenergia interagisce conil campo di un altro fotoneo di un nucleo dagrave origine alla formazione di una coppia elettrone-positrone
euro
γ+γ (o nucleo) = e+ + eminus
La produzione di coppie egrave un fenomeno poco importante in astrofisica Assume una notevole importanza solo in quelle regioni con una densitagrave di fotoni gamma elevata
202 cmhEE
eeγνγ =rArr= minus+
vmpee 02γ=minus+
cmc
hp 02γνγ ==
Dalla conservazione dellrsquoenergia si ha che
[1]
Per la coppia e+e- il momento egrave
[2]
Per il fotone il momento egrave da [1]
[3]
Uguagliando [2] e [3] si vede che poicheacute ν non puograve essere uguale a c momento ed energia non possono essere conservati simultaneamente nello spazio libero egrave 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 puograve avvenire anche sottoforma di annichilazione di una coppia e+e- con la produzione di un fotone di energia asymp 1 MeV (ad esempio ne sono stati osservati dalla regione del Centro Galattico)
La massa a riposo di e+ ed e- egrave 0511MeV il regime di questa interazione saragrave nella regione che va dagli X estremi ai gamma di bassa energia
Conclusioni amp ReferenzeConclusioni amp Referenze
- Cosrsquoegrave una radiogalassia
- Struttura
- AGN
- Classificazione
- Modello Unificato
- Spettri
- Meccanismi di emissione
bull BINNEY MERRIFIELD Galactic Astronomy 1998 Princeton Series in Astrophysicsbull KROLIK Active Galactic Nuclei 1999 Princeton Series in Astrophysicsbull RYBICKI LIGHTMAN Radiative Processes In Astrophysics 1979 Cambridge University Pressbull An Introduction to Radio AstronomyBURKE GRAHAM-SMITH
ldquoThis is the Endrdquo
3C 483C 48
The radio galaxy 3C293MERLIN 5GHz radio contours of the inner jet of 3C293 overlaid upon an HST R-H colour map
Modello Unificato degli AGNModello Unificato degli AGN
Numerose sono le categorie di oggetti che vanno sotto il nome di AGN
Necessario un modello unificato che Necessario un modello unificato che spiegasse gli oggetti visti in cielospiegasse gli oggetti visti in cielo
bull Non fu immediatamente chiaro che un Quasar fosse al centro di un nucleo galattico poicheacute troppo distanti per osservazioni esemplificative
bull Mentre le RG si identificano come ellittiche i Quasar si possono trovare anche in spirali
bull Con survey in ottico trovati altri nuclei attivi Seyfert con emissione radio notevole
Lrsquoemissione 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 inversamente proporzionale al fattore di Lorentz γ Elettroni di una data energia irraggiano ad una frequenza specifica dato il campo magnetico
2BEs propν
222
3
4EBUc
dt
dEmagT prop= γσ
Irraggiando gli elettroni perdono unrsquoenergia pari a
dove Umag egrave la densitagrave di energia nel
campo magnetico B2(810-7)
EB
cmth 214
220
10
)(minus=
dove th egrave il tempo (in secondi) in cui lrsquoelettrone perde metagrave della sue energia
Da cui si puograve ricavare una vita media per irraggiamento
RADIAZIONE DI SINCROTRONERADIAZIONE DI SINCROTRONE
02 arcsec res30 mas res
50 mas res
Jets della radio galassia 3C293 a differenti lunghezze drsquoonda e risoluzioni
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Struttura FR I e FR IIStruttura FR I e FR II
bull Brillanti nella regione centrale
bull Poco luminosi
bull Jets luminosi al centro
bull Beams inefficienti irragiano quasi la totalitagrave della loro energia nel tragitto
FR IFR I
bull Brillanti lontani dal centro
bull Molto luminosi
bull Presenza di hotspot nelle regioni periferiche
bull Trasporto di energia efficiente fino alla fine dei lobi
FR IIFR II
Struttura FR I e FR IIStruttura FR I e FR II
Piugrave in dettaglio la divisione tra FR I e FR II dipende dal tipo di hostgalaxy (per esempio se piugrave o meno massiva) o con mezzo
interstellare piugrave o meno denso
Nelle FR I i jets passano a un regime sub-relativistico molto vicino al nucleo creando una struttura piugrave diffusa con
concentrazioni non ovvie agli estremi
Nelle FR II i jets rimangono relativistici durante tutto il tragitto(con velocitagrave intorno a 05 c) fino alla fine dei lobi Si creano i cosiddetti hotspothotspot dovuti a onde di shock causate dal rilascio
di energia repentino del jet supersonico
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)
Struttura FR I e FR IIStruttura FR I e FR II
In molte FR I lrsquoeffetto del gas circostante puograve distorcere i gettiNella galassia NGC 1265 si ha una curvatura dei getti a causa del moto relativo del nucleo galattico con il mezzo circostante e probabilmente per lrsquoinfluenza del plasma confinante
Nonostante una simmetria su larga scala nella regione nuclearedi una RG si hanno evidenze di asimmetrie Per rilevare ciograve egrave
necessaria una risoluzione inferiore a 1 arcmin (VLBI)
Un esempio egrave la RG tipo FR II 3C175
M87 M87
M87Optical
A 16 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 AampA 368 398) - MERLINVLBI
Struttura FR I e FR IIStruttura FR I e FR II
La natura ha regalato anche RG che non rientrano nelle
categorie precedenti
Un bellrsquoesempio egrave 3C273 dove si nota una struttura completamente asimmetrica a tutte le scale
Metodi drsquoindagine di una sorgente in astrofisicaMetodi drsquoindagine di una sorgente in astrofisica
Entrambe si estendono su quasi tutto lo spettro elettromagnetico con minori risoluzioni per le lunghezze drsquoonda minori (dovute alla difficoltagrave 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 DISTANZEDISTANZE di questi oggetti
Per analizzare le sorgenti con cui si ha a che fare in astrofisica gli strumenti drsquoindagine sono prevalentemente due
FOTOMETRIAFOTOMETRIA SPETTROMETRIASPETTROMETRIA
DISTANZADISTANZA
e
ez )( 0 minus=
Nel modello cosmologico ldquostandardrdquo il redshift z di una riga spettrale emessa ad una lunghezza drsquoonda λe e rivelata a λ0 egrave definito come
Il primo termine della serie si puograve interpretare come velocitagrave di recessione z=vc i termini successivi sono le correzioni relativistiche che diventano non
trascurabili per ~ z gt 03
⎥⎦
⎤⎢⎣
⎡ +minus+= minus )1(2
1 20
10 zqzcHdL
dove H0 egrave la costante di Hubble q0 il parametro di
decelerazione
ed egrave legato alla distanza della sorgente emettitrice dalla seguente relazione
ClassificazioneClassificazioneAl fine di comprendere meglio il contesto in cui si posizionano le
RG egrave utile fare una classificazione generale degli AGN
bull LINERs solo deboli linee di emissione nucleari
bull Seyfert continuo ottico nucleare con NLR e a volte BLR
Type 1 NLR+BLRType 2 NLR
Host Galaxy generalmente spirali
bull RQ QSOs simili alle Seyfert (tipo I) differenza in limite di opt mag forte continuo ottico X e NLR-BLR Host Galaxy spirali ellittiche
Radio Quiet AGN Radio Loud AGN
bull RL QSOs comportamento simile a RQ QSOs con presenza di jets quindi di un forte continuo ottico NLR amp BLR emissione X
bull Blazars rapidamente variabili opt em polarizzata radio e X em
bull Radio Galaxies emissione nucleare e radio estesa Possono essere divise low-excitation e high-excitation classes caratterizzate da BLR e NLR Host Galaxy ellittiche
Sombrero Galaxydebolmente ionizzata nel nucleo Emissione in radio e X da sincrotrone
LowIonizationNuclearEmissioneRegion
M10403-15 kev -gt orange15-70 kev -gt blue
Palomar Optical -gt nucleo
Palomar Optical -gt nucleo
Type 1 Seyfert
NGC 1566Spitzer MIR
Spitzer IR -gt nucleo
Oss GD Cassini Loiano
Type 2 Seyfert
NGC 2683
The Palomar sky survey image of Mkn 421 taken in blue light
Corona Borealis Observatory Győruacutejbaraacutet - Hungary
BL Lac
BL Lac
OpticalViolentVariable
Modello Unificato degli AGNModello Unificato degli AGN
Ciograve che puograve ben spiegare la produzione di cosigrave tanta
energia (fino a asymp 1061 erg) egrave la presenza di un buco nero
di 106-109 Msun entro un raggio di asymp 001 pc
o anche meno
Lrsquoenergia dellrsquoAGN deriva dallrsquoenergia potenziale gravitazionaledel materiale del disco di accrescimento circostante
il SMBH che cade su di essoPoicheacute il momento angolare egrave differenziale il materiale che accresce
sul SMBH passando da unrsquoorbita a una piugrave interna dovragrave emettereper principi di conservazione dellrsquoenergia e del momento angolare
BLACK HOLE e DISCO DI ACCRESCIMENTOBLACK 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 metagrave della sua massa a riposo
Questo egrave il meccanismo di conversione massa-energia
piugrave efficiente mai osservato nellrsquoUniverso
57 se BH non rotante41 se BH ruotante
(una tipica efficienza nucleare egrave di circa 07)
Toro di Toro di polveripolveri
Qualcosa di molto simile egrave stato visto dallrsquoHubble Space Telescope nella Seyfert galaxy NGC4261 Il toro egrave otticamente spesso se intercetta la linea di vista oscura le componenti piugrave interne e nello spettro emerge solo la sua emissione (prevalentemente in infrarosso) e quella delle regioni esterne
Oltre al disco di accrescimento vi egrave 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 puograve essere osservata solo da direzione polare
Lrsquoaltra componente sono la coppia di jets di materiale energetico espulso dal nucleo in direzione polare I jets sono incredibilmentecollimati e posso viaggiare per enormi distanze rispetto al toroide
I jet ultrarelativisticiI jet ultrarelativistici
Centaurus AOttico+Radio
Blazars
-BL Lac Objects
-OVVs
Type 1 objects -Seyfert 1s-Broad Line Radio Galaxies -Type 1 Quasars
Type 2 objects-Seyfert 2s-Narrow Line Radio Galaxies-Type 2 Quasars
dipendenza dipendenza dallrsquoangolo dallrsquoangolo di vistadi vista
MODELLO UNIFICATO(Antonucci 1993 Urry e Padovani 1995)
Nellrsquoanimazione 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 20000 stelle mentre in una galassia di questa taglia (una spirale gigante) ce ne sono in media 100 miliardi Qui il quasar egrave stato lsquospentorsquo in quanto in realtagrave la sua luminositagrave sopravanza di gran lunga quella dellrsquointera emissione stellare della galassia Nel centro del bulge si vedono delle nubi di gas blu (NLR) egrave la regione esterna al quasar appena fuori dal toro di polveri piugrave vicino al nucleo un sistema di nubi verdi e giallo-viola in rapido movimento (BLR)Oltre ciograve il disco di accrescimento che alimenta il BH da cui si diparte il getto relativistico Dallrsquoinizio alla fine dellrsquoanimazionesi percorrono 10 ordini di grandezza ilprimo frame dellrsquoanimazione egrave infatti grande 10 miliardi di volte lrsquoultimo
Modello Unificato degli AGNModello Unificato degli AGNAlla luce di quanto detto finrsquoora possiamo quindi dire che i nuclei galattici attivi nascondono al loro interno buchi neri supermassivi (M asymp 106-9 Msun) in accrescimento
SPETTRISPETTRI
Spettri tipici degli AGN occupano sostanzialmente lrsquointero dominio emSpettri di questo tipo prendono il nome di BROAD BANDBROAD BAND
SPETTRI
Spettro a larga banda del quasar 3C273
MECCANISMI DI EMISSIONEMECCANISMI DI EMISSIONE
Come si spiega uno spettro tipo broad band
Si possono raggruppare i meccanismi di emissione in due categorie principali
EMISSIONE TERMICAEMISSIONE TERMICAPROCESSI AD ALTA ENERGIAPROCESSI AD ALTA ENERGIA (emissione non termica)(emissione non termica)
MECCANISMI DI EMISSIONE TERMICI corpo MECCANISMI DI EMISSIONE TERMICI corpo neronero
Il profilo della curva egrave dato dalla legge di Planck
1
2)(
)(
23
minus= kThe
chTB νν
ν
1
2)(
)(
52
minus= kThce
hcTB
Un corpo nero egrave univocamente identificato mediante la TEMPERATURA Poicheacute il corpo nero per definizione assorbe tutta la radiazione che incide su di esso quella che vediamo emergere egrave quindi il risultato della sola emissione
MECCANISMI DI EMISSIONE TERMICI free-free MECCANISMI DI EMISSIONE TERMICI free-free emission (bremsstrahlung termica)emission (bremsstrahlung termica)
Lrsquoemissione free-free egrave tipica di un gas caldo ed egrave prodotta ovunque ci sia unrsquoadeguata densitagrave 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 egrave formata dalla fotoionizzazione dellrsquoidrogeno da parte di fotoni UV provenienti dalla stella Il continuo proveniente da una regione HII egrave dovuto allrsquoemissione free-free prodotta dagli elettroni liberi del gas Lo spettro si puograve estendere dal radio allrsquoottico ed egrave piatto in regime di mezzo otticamente sottile
free-free free-free emission ndash emission ndash continua continua
(2)(2)
Lo spettro si estende dal radio al visibile e dipende dalla densitagrave del gas
Il grafico ha un flesso in corrispondenza della lunghezza drsquoonda a cui il mezzo inizia a comportarsi come otticamente spesso a lunghezze drsquoonda maggiori la radiazione egrave riassorbita
Esiste quindi in dipendenza dalla densitagrave del gas una particolare frequenza detta di cut-off oltre la quale il mezzo emette come corpo nero
22
2 νν ckT
I = Nella regione a legge di potenza lrsquoindice spettrale egrave pari a 2 Nella parte dello spettro otticamente sottile lrsquointensitagrave egrave debolmente dipendente dalla frequenza con indice spettrale pari a ndash01
La parte dello spettro dove il mezzo egrave otticamente spesso egrave dato da
dove Iν egrave lrsquointensitagrave emessa in funzione della frequenza
Lrsquoemissione non termica egrave dovuta a processi di alta energia che coinvolgono sia fotoni che particelle e si dice non termica proprio percheacute la distribuzione sia dei fotoni che delle particelle non egrave MaxwellianaI processi fisici che danno luogo ad emissione di alta energia sono
RADIAZIONE DI SINCROTRONERADIAZIONE DI SINCROTRONE EFFETTO COMPTON (diretto e inverso)EFFETTO COMPTON (diretto e inverso) PRODUZIONE DI COPPIEPRODUZIONE DI COPPIE
EMISSIONE NON TERMICAEMISSIONE NON TERMICA
RADIAZIONE DI SINCROTRONERADIAZIONE DI SINCROTRONE
Indipendentemente nel 1950 prima e nel 1953 poi Alfveacuten amp Herlofson e Shklovsky proposero una legge di potenza al fine di spiegare diversi tipi di spettri in banda radio
con indice spettrale gt 2 egrave necessario ricorrere ad emissione di tipo non termico ed in particolare emissione di sincrotrone
ν minus=KT
Questa relazione egrave estremamente utile in quanto da una semplice misura dellrsquoindice spettrale si possono ricavare informazione sulla distribuzione di energia degli elettroni emettitori
2
1 sminus=
Esiste una semplice relazionetra lrsquoindice della distribuzione di energia degli elettroni (s) e lrsquoindice spettrale (α) dellospettro di emissione persincrotrone
Per gli AGN lrsquoemissione di sincrotrone riguarda solamente il getto relativisticoSappiamo che in regioni simili il campo magnetico egrave di ~10-4 T emissione X di 10 KeV da Blazars egrave dovuta ad elettroni di ~1012 eV
EFFETTO COMPTON (diretto e EFFETTO COMPTON (diretto e inverso)inverso)
)cos1(0
ϕ minus=minuscmh
is
Quando un fotone di alta energia interagisce con un elettrone a bassa energia si ha scattering Compton Lrsquoelettrone acquista energia a spese del fotone La relazione tra la lunghezza drsquoonda del fotone incidente λi e quella dopo lo scattering λs egrave
[1]
dove m0 egrave la massa a riposo
dellrsquoelettrone e lrsquoangolo di scattering
Possiamo riscrivere [1] in termini della lunghezza drsquoonda Compton λC
2sin2
ϕ Cis =minus
cm
hC
0
=dove λC egrave definita come
Un caso particolare egrave rappresentato dallo scattering di Thompson la coda a piugrave bassa energia il piugrave comune in astrofisicaLrsquoeffetto Compton egrave statisticamente rilevante in quelle regioni in cui vi sono degli elettroni immersi in un campo di fotoni ad alta energia
radT Ucdt
dE 2
3
4 γσ=
In astrofisica egrave 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 Lrsquoeffetto Compton inverso egrave lrsquoanalogo elettrico del sincrotrone La perdita di energia di un elettrone relativistico che interagisce con il campo generato da fotoni (con densitagrave di energia Urad) egrave dato da
dove σT egrave la
sezione drsquourtoThompson
PRODUZIONE DI COPPIEPRODUZIONE DI COPPIE
Quando un fotone di grandeenergia interagisce conil campo di un altro fotoneo di un nucleo dagrave origine alla formazione di una coppia elettrone-positrone
euro
γ+γ (o nucleo) = e+ + eminus
La produzione di coppie egrave un fenomeno poco importante in astrofisica Assume una notevole importanza solo in quelle regioni con una densitagrave di fotoni gamma elevata
202 cmhEE
eeγνγ =rArr= minus+
vmpee 02γ=minus+
cmc
hp 02γνγ ==
Dalla conservazione dellrsquoenergia si ha che
[1]
Per la coppia e+e- il momento egrave
[2]
Per il fotone il momento egrave da [1]
[3]
Uguagliando [2] e [3] si vede che poicheacute ν non puograve essere uguale a c momento ed energia non possono essere conservati simultaneamente nello spazio libero egrave 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 puograve avvenire anche sottoforma di annichilazione di una coppia e+e- con la produzione di un fotone di energia asymp 1 MeV (ad esempio ne sono stati osservati dalla regione del Centro Galattico)
La massa a riposo di e+ ed e- egrave 0511MeV il regime di questa interazione saragrave nella regione che va dagli X estremi ai gamma di bassa energia
Conclusioni amp ReferenzeConclusioni amp Referenze
- Cosrsquoegrave una radiogalassia
- Struttura
- AGN
- Classificazione
- Modello Unificato
- Spettri
- Meccanismi di emissione
bull BINNEY MERRIFIELD Galactic Astronomy 1998 Princeton Series in Astrophysicsbull KROLIK Active Galactic Nuclei 1999 Princeton Series in Astrophysicsbull RYBICKI LIGHTMAN Radiative Processes In Astrophysics 1979 Cambridge University Pressbull An Introduction to Radio AstronomyBURKE GRAHAM-SMITH
ldquoThis is the Endrdquo
3C 483C 48
The radio galaxy 3C293MERLIN 5GHz radio contours of the inner jet of 3C293 overlaid upon an HST R-H colour map
Modello Unificato degli AGNModello Unificato degli AGN
Numerose sono le categorie di oggetti che vanno sotto il nome di AGN
Necessario un modello unificato che Necessario un modello unificato che spiegasse gli oggetti visti in cielospiegasse gli oggetti visti in cielo
bull Non fu immediatamente chiaro che un Quasar fosse al centro di un nucleo galattico poicheacute troppo distanti per osservazioni esemplificative
bull Mentre le RG si identificano come ellittiche i Quasar si possono trovare anche in spirali
bull Con survey in ottico trovati altri nuclei attivi Seyfert con emissione radio notevole
Lrsquoemissione 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 inversamente proporzionale al fattore di Lorentz γ Elettroni di una data energia irraggiano ad una frequenza specifica dato il campo magnetico
2BEs propν
222
3
4EBUc
dt
dEmagT prop= γσ
Irraggiando gli elettroni perdono unrsquoenergia pari a
dove Umag egrave la densitagrave di energia nel
campo magnetico B2(810-7)
EB
cmth 214
220
10
)(minus=
dove th egrave il tempo (in secondi) in cui lrsquoelettrone perde metagrave della sue energia
Da cui si puograve ricavare una vita media per irraggiamento
RADIAZIONE DI SINCROTRONERADIAZIONE DI SINCROTRONE
02 arcsec res30 mas res
50 mas res
Jets della radio galassia 3C293 a differenti lunghezze drsquoonda e risoluzioni
- Slide 1
- Slide 2
- Slide 3
- Slide 4
- Slide 5
- Slide 6
- Slide 7
- Slide 8
- Slide 9
- Slide 10
- Slide 11
- Slide 12
- Slide 13
- Slide 14
- Slide 15
- Slide 16
- Slide 17
- Slide 18
- Slide 19
- Slide 20
- Slide 21
- Slide 22
- Slide 23
- Slide 24
- Slide 25
- Slide 26
- Slide 27
- Slide 28
- Slide 29
- Slide 30
- Slide 31
- Slide 32
- Slide 33
- Slide 34
- Slide 35
- Slide 36
- Slide 37
- Slide 38
- Slide 39
- Slide 40
- Slide 41
- Slide 42
- Slide 43
- Slide 44
- Slide 45
- Slide 46
- Slide 47
-
Struttura FR I e FR IIStruttura FR I e FR II
Piugrave in dettaglio la divisione tra FR I e FR II dipende dal tipo di hostgalaxy (per esempio se piugrave o meno massiva) o con mezzo
interstellare piugrave o meno denso
Nelle FR I i jets passano a un regime sub-relativistico molto vicino al nucleo creando una struttura piugrave diffusa con
concentrazioni non ovvie agli estremi
Nelle FR II i jets rimangono relativistici durante tutto il tragitto(con velocitagrave intorno a 05 c) fino alla fine dei lobi Si creano i cosiddetti hotspothotspot dovuti a onde di shock causate dal rilascio
di energia repentino del jet supersonico
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)
Struttura FR I e FR IIStruttura FR I e FR II
In molte FR I lrsquoeffetto del gas circostante puograve distorcere i gettiNella galassia NGC 1265 si ha una curvatura dei getti a causa del moto relativo del nucleo galattico con il mezzo circostante e probabilmente per lrsquoinfluenza del plasma confinante
Nonostante una simmetria su larga scala nella regione nuclearedi una RG si hanno evidenze di asimmetrie Per rilevare ciograve egrave
necessaria una risoluzione inferiore a 1 arcmin (VLBI)
Un esempio egrave la RG tipo FR II 3C175
M87 M87
M87Optical
A 16 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 AampA 368 398) - MERLINVLBI
Struttura FR I e FR IIStruttura FR I e FR II
La natura ha regalato anche RG che non rientrano nelle
categorie precedenti
Un bellrsquoesempio egrave 3C273 dove si nota una struttura completamente asimmetrica a tutte le scale
Metodi drsquoindagine di una sorgente in astrofisicaMetodi drsquoindagine di una sorgente in astrofisica
Entrambe si estendono su quasi tutto lo spettro elettromagnetico con minori risoluzioni per le lunghezze drsquoonda minori (dovute alla difficoltagrave 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 DISTANZEDISTANZE di questi oggetti
Per analizzare le sorgenti con cui si ha a che fare in astrofisica gli strumenti drsquoindagine sono prevalentemente due
FOTOMETRIAFOTOMETRIA SPETTROMETRIASPETTROMETRIA
DISTANZADISTANZA
e
ez )( 0 minus=
Nel modello cosmologico ldquostandardrdquo il redshift z di una riga spettrale emessa ad una lunghezza drsquoonda λe e rivelata a λ0 egrave definito come
Il primo termine della serie si puograve interpretare come velocitagrave di recessione z=vc i termini successivi sono le correzioni relativistiche che diventano non
trascurabili per ~ z gt 03
⎥⎦
⎤⎢⎣
⎡ +minus+= minus )1(2
1 20
10 zqzcHdL
dove H0 egrave la costante di Hubble q0 il parametro di
decelerazione
ed egrave legato alla distanza della sorgente emettitrice dalla seguente relazione
ClassificazioneClassificazioneAl fine di comprendere meglio il contesto in cui si posizionano le
RG egrave utile fare una classificazione generale degli AGN
bull LINERs solo deboli linee di emissione nucleari
bull Seyfert continuo ottico nucleare con NLR e a volte BLR
Type 1 NLR+BLRType 2 NLR
Host Galaxy generalmente spirali
bull RQ QSOs simili alle Seyfert (tipo I) differenza in limite di opt mag forte continuo ottico X e NLR-BLR Host Galaxy spirali ellittiche
Radio Quiet AGN Radio Loud AGN
bull RL QSOs comportamento simile a RQ QSOs con presenza di jets quindi di un forte continuo ottico NLR amp BLR emissione X
bull Blazars rapidamente variabili opt em polarizzata radio e X em
bull Radio Galaxies emissione nucleare e radio estesa Possono essere divise low-excitation e high-excitation classes caratterizzate da BLR e NLR Host Galaxy ellittiche
Sombrero Galaxydebolmente ionizzata nel nucleo Emissione in radio e X da sincrotrone
LowIonizationNuclearEmissioneRegion
M10403-15 kev -gt orange15-70 kev -gt blue
Palomar Optical -gt nucleo
Palomar Optical -gt nucleo
Type 1 Seyfert
NGC 1566Spitzer MIR
Spitzer IR -gt nucleo
Oss GD Cassini Loiano
Type 2 Seyfert
NGC 2683
The Palomar sky survey image of Mkn 421 taken in blue light
Corona Borealis Observatory Győruacutejbaraacutet - Hungary
BL Lac
BL Lac
OpticalViolentVariable
Modello Unificato degli AGNModello Unificato degli AGN
Ciograve che puograve ben spiegare la produzione di cosigrave tanta
energia (fino a asymp 1061 erg) egrave la presenza di un buco nero
di 106-109 Msun entro un raggio di asymp 001 pc
o anche meno
Lrsquoenergia dellrsquoAGN deriva dallrsquoenergia potenziale gravitazionaledel materiale del disco di accrescimento circostante
il SMBH che cade su di essoPoicheacute il momento angolare egrave differenziale il materiale che accresce
sul SMBH passando da unrsquoorbita a una piugrave interna dovragrave emettereper principi di conservazione dellrsquoenergia e del momento angolare
BLACK HOLE e DISCO DI ACCRESCIMENTOBLACK 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 metagrave della sua massa a riposo
Questo egrave il meccanismo di conversione massa-energia
piugrave efficiente mai osservato nellrsquoUniverso
57 se BH non rotante41 se BH ruotante
(una tipica efficienza nucleare egrave di circa 07)
Toro di Toro di polveripolveri
Qualcosa di molto simile egrave stato visto dallrsquoHubble Space Telescope nella Seyfert galaxy NGC4261 Il toro egrave otticamente spesso se intercetta la linea di vista oscura le componenti piugrave interne e nello spettro emerge solo la sua emissione (prevalentemente in infrarosso) e quella delle regioni esterne
Oltre al disco di accrescimento vi egrave 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 puograve essere osservata solo da direzione polare
Lrsquoaltra componente sono la coppia di jets di materiale energetico espulso dal nucleo in direzione polare I jets sono incredibilmentecollimati e posso viaggiare per enormi distanze rispetto al toroide
I jet ultrarelativisticiI jet ultrarelativistici
Centaurus AOttico+Radio
Blazars
-BL Lac Objects
-OVVs
Type 1 objects -Seyfert 1s-Broad Line Radio Galaxies -Type 1 Quasars
Type 2 objects-Seyfert 2s-Narrow Line Radio Galaxies-Type 2 Quasars
dipendenza dipendenza dallrsquoangolo dallrsquoangolo di vistadi vista
MODELLO UNIFICATO(Antonucci 1993 Urry e Padovani 1995)
Nellrsquoanimazione 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 20000 stelle mentre in una galassia di questa taglia (una spirale gigante) ce ne sono in media 100 miliardi Qui il quasar egrave stato lsquospentorsquo in quanto in realtagrave la sua luminositagrave sopravanza di gran lunga quella dellrsquointera emissione stellare della galassia Nel centro del bulge si vedono delle nubi di gas blu (NLR) egrave la regione esterna al quasar appena fuori dal toro di polveri piugrave vicino al nucleo un sistema di nubi verdi e giallo-viola in rapido movimento (BLR)Oltre ciograve il disco di accrescimento che alimenta il BH da cui si diparte il getto relativistico Dallrsquoinizio alla fine dellrsquoanimazionesi percorrono 10 ordini di grandezza ilprimo frame dellrsquoanimazione egrave infatti grande 10 miliardi di volte lrsquoultimo
Modello Unificato degli AGNModello Unificato degli AGNAlla luce di quanto detto finrsquoora possiamo quindi dire che i nuclei galattici attivi nascondono al loro interno buchi neri supermassivi (M asymp 106-9 Msun) in accrescimento
SPETTRISPETTRI
Spettri tipici degli AGN occupano sostanzialmente lrsquointero dominio emSpettri di questo tipo prendono il nome di BROAD BANDBROAD BAND
SPETTRI
Spettro a larga banda del quasar 3C273
MECCANISMI DI EMISSIONEMECCANISMI DI EMISSIONE
Come si spiega uno spettro tipo broad band
Si possono raggruppare i meccanismi di emissione in due categorie principali
EMISSIONE TERMICAEMISSIONE TERMICAPROCESSI AD ALTA ENERGIAPROCESSI AD ALTA ENERGIA (emissione non termica)(emissione non termica)
MECCANISMI DI EMISSIONE TERMICI corpo MECCANISMI DI EMISSIONE TERMICI corpo neronero
Il profilo della curva egrave dato dalla legge di Planck
1
2)(
)(
23
minus= kThe
chTB νν
ν
1
2)(
)(
52
minus= kThce
hcTB
Un corpo nero egrave univocamente identificato mediante la TEMPERATURA Poicheacute il corpo nero per definizione assorbe tutta la radiazione che incide su di esso quella che vediamo emergere egrave quindi il risultato della sola emissione
MECCANISMI DI EMISSIONE TERMICI free-free MECCANISMI DI EMISSIONE TERMICI free-free emission (bremsstrahlung termica)emission (bremsstrahlung termica)
Lrsquoemissione free-free egrave tipica di un gas caldo ed egrave prodotta ovunque ci sia unrsquoadeguata densitagrave 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 egrave formata dalla fotoionizzazione dellrsquoidrogeno da parte di fotoni UV provenienti dalla stella Il continuo proveniente da una regione HII egrave dovuto allrsquoemissione free-free prodotta dagli elettroni liberi del gas Lo spettro si puograve estendere dal radio allrsquoottico ed egrave piatto in regime di mezzo otticamente sottile
free-free free-free emission ndash emission ndash continua continua
(2)(2)
Lo spettro si estende dal radio al visibile e dipende dalla densitagrave del gas
Il grafico ha un flesso in corrispondenza della lunghezza drsquoonda a cui il mezzo inizia a comportarsi come otticamente spesso a lunghezze drsquoonda maggiori la radiazione egrave riassorbita
Esiste quindi in dipendenza dalla densitagrave del gas una particolare frequenza detta di cut-off oltre la quale il mezzo emette come corpo nero
22
2 νν ckT
I = Nella regione a legge di potenza lrsquoindice spettrale egrave pari a 2 Nella parte dello spettro otticamente sottile lrsquointensitagrave egrave debolmente dipendente dalla frequenza con indice spettrale pari a ndash01
La parte dello spettro dove il mezzo egrave otticamente spesso egrave dato da
dove Iν egrave lrsquointensitagrave emessa in funzione della frequenza
Lrsquoemissione non termica egrave dovuta a processi di alta energia che coinvolgono sia fotoni che particelle e si dice non termica proprio percheacute la distribuzione sia dei fotoni che delle particelle non egrave MaxwellianaI processi fisici che danno luogo ad emissione di alta energia sono
RADIAZIONE DI SINCROTRONERADIAZIONE DI SINCROTRONE EFFETTO COMPTON (diretto e inverso)EFFETTO COMPTON (diretto e inverso) PRODUZIONE DI COPPIEPRODUZIONE DI COPPIE
EMISSIONE NON TERMICAEMISSIONE NON TERMICA
RADIAZIONE DI SINCROTRONERADIAZIONE DI SINCROTRONE
Indipendentemente nel 1950 prima e nel 1953 poi Alfveacuten amp Herlofson e Shklovsky proposero una legge di potenza al fine di spiegare diversi tipi di spettri in banda radio
con indice spettrale gt 2 egrave necessario ricorrere ad emissione di tipo non termico ed in particolare emissione di sincrotrone
ν minus=KT
Questa relazione egrave estremamente utile in quanto da una semplice misura dellrsquoindice spettrale si possono ricavare informazione sulla distribuzione di energia degli elettroni emettitori
2
1 sminus=
Esiste una semplice relazionetra lrsquoindice della distribuzione di energia degli elettroni (s) e lrsquoindice spettrale (α) dellospettro di emissione persincrotrone
Per gli AGN lrsquoemissione di sincrotrone riguarda solamente il getto relativisticoSappiamo che in regioni simili il campo magnetico egrave di ~10-4 T emissione X di 10 KeV da Blazars egrave dovuta ad elettroni di ~1012 eV
EFFETTO COMPTON (diretto e EFFETTO COMPTON (diretto e inverso)inverso)
)cos1(0
ϕ minus=minuscmh
is
Quando un fotone di alta energia interagisce con un elettrone a bassa energia si ha scattering Compton Lrsquoelettrone acquista energia a spese del fotone La relazione tra la lunghezza drsquoonda del fotone incidente λi e quella dopo lo scattering λs egrave
[1]
dove m0 egrave la massa a riposo
dellrsquoelettrone e lrsquoangolo di scattering
Possiamo riscrivere [1] in termini della lunghezza drsquoonda Compton λC
2sin2
ϕ Cis =minus
cm
hC
0
=dove λC egrave definita come
Un caso particolare egrave rappresentato dallo scattering di Thompson la coda a piugrave bassa energia il piugrave comune in astrofisicaLrsquoeffetto Compton egrave statisticamente rilevante in quelle regioni in cui vi sono degli elettroni immersi in un campo di fotoni ad alta energia
radT Ucdt
dE 2
3
4 γσ=
In astrofisica egrave 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 Lrsquoeffetto Compton inverso egrave lrsquoanalogo elettrico del sincrotrone La perdita di energia di un elettrone relativistico che interagisce con il campo generato da fotoni (con densitagrave di energia Urad) egrave dato da
dove σT egrave la
sezione drsquourtoThompson
PRODUZIONE DI COPPIEPRODUZIONE DI COPPIE
Quando un fotone di grandeenergia interagisce conil campo di un altro fotoneo di un nucleo dagrave origine alla formazione di una coppia elettrone-positrone
euro
γ+γ (o nucleo) = e+ + eminus
La produzione di coppie egrave un fenomeno poco importante in astrofisica Assume una notevole importanza solo in quelle regioni con una densitagrave di fotoni gamma elevata
202 cmhEE
eeγνγ =rArr= minus+
vmpee 02γ=minus+
cmc
hp 02γνγ ==
Dalla conservazione dellrsquoenergia si ha che
[1]
Per la coppia e+e- il momento egrave
[2]
Per il fotone il momento egrave da [1]
[3]
Uguagliando [2] e [3] si vede che poicheacute ν non puograve essere uguale a c momento ed energia non possono essere conservati simultaneamente nello spazio libero egrave 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 puograve avvenire anche sottoforma di annichilazione di una coppia e+e- con la produzione di un fotone di energia asymp 1 MeV (ad esempio ne sono stati osservati dalla regione del Centro Galattico)
La massa a riposo di e+ ed e- egrave 0511MeV il regime di questa interazione saragrave nella regione che va dagli X estremi ai gamma di bassa energia
Conclusioni amp ReferenzeConclusioni amp Referenze
- Cosrsquoegrave una radiogalassia
- Struttura
- AGN
- Classificazione
- Modello Unificato
- Spettri
- Meccanismi di emissione
bull BINNEY MERRIFIELD Galactic Astronomy 1998 Princeton Series in Astrophysicsbull KROLIK Active Galactic Nuclei 1999 Princeton Series in Astrophysicsbull RYBICKI LIGHTMAN Radiative Processes In Astrophysics 1979 Cambridge University Pressbull An Introduction to Radio AstronomyBURKE GRAHAM-SMITH
ldquoThis is the Endrdquo
3C 483C 48
The radio galaxy 3C293MERLIN 5GHz radio contours of the inner jet of 3C293 overlaid upon an HST R-H colour map
Modello Unificato degli AGNModello Unificato degli AGN
Numerose sono le categorie di oggetti che vanno sotto il nome di AGN
Necessario un modello unificato che Necessario un modello unificato che spiegasse gli oggetti visti in cielospiegasse gli oggetti visti in cielo
bull Non fu immediatamente chiaro che un Quasar fosse al centro di un nucleo galattico poicheacute troppo distanti per osservazioni esemplificative
bull Mentre le RG si identificano come ellittiche i Quasar si possono trovare anche in spirali
bull Con survey in ottico trovati altri nuclei attivi Seyfert con emissione radio notevole
Lrsquoemissione 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 inversamente proporzionale al fattore di Lorentz γ Elettroni di una data energia irraggiano ad una frequenza specifica dato il campo magnetico
2BEs propν
222
3
4EBUc
dt
dEmagT prop= γσ
Irraggiando gli elettroni perdono unrsquoenergia pari a
dove Umag egrave la densitagrave di energia nel
campo magnetico B2(810-7)
EB
cmth 214
220
10
)(minus=
dove th egrave il tempo (in secondi) in cui lrsquoelettrone perde metagrave della sue energia
Da cui si puograve ricavare una vita media per irraggiamento
RADIAZIONE DI SINCROTRONERADIAZIONE DI SINCROTRONE
02 arcsec res30 mas res
50 mas res
Jets della radio galassia 3C293 a differenti lunghezze drsquoonda e risoluzioni
- Slide 1
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-
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)
Struttura FR I e FR IIStruttura FR I e FR II
In molte FR I lrsquoeffetto del gas circostante puograve distorcere i gettiNella galassia NGC 1265 si ha una curvatura dei getti a causa del moto relativo del nucleo galattico con il mezzo circostante e probabilmente per lrsquoinfluenza del plasma confinante
Nonostante una simmetria su larga scala nella regione nuclearedi una RG si hanno evidenze di asimmetrie Per rilevare ciograve egrave
necessaria una risoluzione inferiore a 1 arcmin (VLBI)
Un esempio egrave la RG tipo FR II 3C175
M87 M87
M87Optical
A 16 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 AampA 368 398) - MERLINVLBI
Struttura FR I e FR IIStruttura FR I e FR II
La natura ha regalato anche RG che non rientrano nelle
categorie precedenti
Un bellrsquoesempio egrave 3C273 dove si nota una struttura completamente asimmetrica a tutte le scale
Metodi drsquoindagine di una sorgente in astrofisicaMetodi drsquoindagine di una sorgente in astrofisica
Entrambe si estendono su quasi tutto lo spettro elettromagnetico con minori risoluzioni per le lunghezze drsquoonda minori (dovute alla difficoltagrave 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 DISTANZEDISTANZE di questi oggetti
Per analizzare le sorgenti con cui si ha a che fare in astrofisica gli strumenti drsquoindagine sono prevalentemente due
FOTOMETRIAFOTOMETRIA SPETTROMETRIASPETTROMETRIA
DISTANZADISTANZA
e
ez )( 0 minus=
Nel modello cosmologico ldquostandardrdquo il redshift z di una riga spettrale emessa ad una lunghezza drsquoonda λe e rivelata a λ0 egrave definito come
Il primo termine della serie si puograve interpretare come velocitagrave di recessione z=vc i termini successivi sono le correzioni relativistiche che diventano non
trascurabili per ~ z gt 03
⎥⎦
⎤⎢⎣
⎡ +minus+= minus )1(2
1 20
10 zqzcHdL
dove H0 egrave la costante di Hubble q0 il parametro di
decelerazione
ed egrave legato alla distanza della sorgente emettitrice dalla seguente relazione
ClassificazioneClassificazioneAl fine di comprendere meglio il contesto in cui si posizionano le
RG egrave utile fare una classificazione generale degli AGN
bull LINERs solo deboli linee di emissione nucleari
bull Seyfert continuo ottico nucleare con NLR e a volte BLR
Type 1 NLR+BLRType 2 NLR
Host Galaxy generalmente spirali
bull RQ QSOs simili alle Seyfert (tipo I) differenza in limite di opt mag forte continuo ottico X e NLR-BLR Host Galaxy spirali ellittiche
Radio Quiet AGN Radio Loud AGN
bull RL QSOs comportamento simile a RQ QSOs con presenza di jets quindi di un forte continuo ottico NLR amp BLR emissione X
bull Blazars rapidamente variabili opt em polarizzata radio e X em
bull Radio Galaxies emissione nucleare e radio estesa Possono essere divise low-excitation e high-excitation classes caratterizzate da BLR e NLR Host Galaxy ellittiche
Sombrero Galaxydebolmente ionizzata nel nucleo Emissione in radio e X da sincrotrone
LowIonizationNuclearEmissioneRegion
M10403-15 kev -gt orange15-70 kev -gt blue
Palomar Optical -gt nucleo
Palomar Optical -gt nucleo
Type 1 Seyfert
NGC 1566Spitzer MIR
Spitzer IR -gt nucleo
Oss GD Cassini Loiano
Type 2 Seyfert
NGC 2683
The Palomar sky survey image of Mkn 421 taken in blue light
Corona Borealis Observatory Győruacutejbaraacutet - Hungary
BL Lac
BL Lac
OpticalViolentVariable
Modello Unificato degli AGNModello Unificato degli AGN
Ciograve che puograve ben spiegare la produzione di cosigrave tanta
energia (fino a asymp 1061 erg) egrave la presenza di un buco nero
di 106-109 Msun entro un raggio di asymp 001 pc
o anche meno
Lrsquoenergia dellrsquoAGN deriva dallrsquoenergia potenziale gravitazionaledel materiale del disco di accrescimento circostante
il SMBH che cade su di essoPoicheacute il momento angolare egrave differenziale il materiale che accresce
sul SMBH passando da unrsquoorbita a una piugrave interna dovragrave emettereper principi di conservazione dellrsquoenergia e del momento angolare
BLACK HOLE e DISCO DI ACCRESCIMENTOBLACK 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 metagrave della sua massa a riposo
Questo egrave il meccanismo di conversione massa-energia
piugrave efficiente mai osservato nellrsquoUniverso
57 se BH non rotante41 se BH ruotante
(una tipica efficienza nucleare egrave di circa 07)
Toro di Toro di polveripolveri
Qualcosa di molto simile egrave stato visto dallrsquoHubble Space Telescope nella Seyfert galaxy NGC4261 Il toro egrave otticamente spesso se intercetta la linea di vista oscura le componenti piugrave interne e nello spettro emerge solo la sua emissione (prevalentemente in infrarosso) e quella delle regioni esterne
Oltre al disco di accrescimento vi egrave 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 puograve essere osservata solo da direzione polare
Lrsquoaltra componente sono la coppia di jets di materiale energetico espulso dal nucleo in direzione polare I jets sono incredibilmentecollimati e posso viaggiare per enormi distanze rispetto al toroide
I jet ultrarelativisticiI jet ultrarelativistici
Centaurus AOttico+Radio
Blazars
-BL Lac Objects
-OVVs
Type 1 objects -Seyfert 1s-Broad Line Radio Galaxies -Type 1 Quasars
Type 2 objects-Seyfert 2s-Narrow Line Radio Galaxies-Type 2 Quasars
dipendenza dipendenza dallrsquoangolo dallrsquoangolo di vistadi vista
MODELLO UNIFICATO(Antonucci 1993 Urry e Padovani 1995)
Nellrsquoanimazione 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 20000 stelle mentre in una galassia di questa taglia (una spirale gigante) ce ne sono in media 100 miliardi Qui il quasar egrave stato lsquospentorsquo in quanto in realtagrave la sua luminositagrave sopravanza di gran lunga quella dellrsquointera emissione stellare della galassia Nel centro del bulge si vedono delle nubi di gas blu (NLR) egrave la regione esterna al quasar appena fuori dal toro di polveri piugrave vicino al nucleo un sistema di nubi verdi e giallo-viola in rapido movimento (BLR)Oltre ciograve il disco di accrescimento che alimenta il BH da cui si diparte il getto relativistico Dallrsquoinizio alla fine dellrsquoanimazionesi percorrono 10 ordini di grandezza ilprimo frame dellrsquoanimazione egrave infatti grande 10 miliardi di volte lrsquoultimo
Modello Unificato degli AGNModello Unificato degli AGNAlla luce di quanto detto finrsquoora possiamo quindi dire che i nuclei galattici attivi nascondono al loro interno buchi neri supermassivi (M asymp 106-9 Msun) in accrescimento
SPETTRISPETTRI
Spettri tipici degli AGN occupano sostanzialmente lrsquointero dominio emSpettri di questo tipo prendono il nome di BROAD BANDBROAD BAND
SPETTRI
Spettro a larga banda del quasar 3C273
MECCANISMI DI EMISSIONEMECCANISMI DI EMISSIONE
Come si spiega uno spettro tipo broad band
Si possono raggruppare i meccanismi di emissione in due categorie principali
EMISSIONE TERMICAEMISSIONE TERMICAPROCESSI AD ALTA ENERGIAPROCESSI AD ALTA ENERGIA (emissione non termica)(emissione non termica)
MECCANISMI DI EMISSIONE TERMICI corpo MECCANISMI DI EMISSIONE TERMICI corpo neronero
Il profilo della curva egrave dato dalla legge di Planck
1
2)(
)(
23
minus= kThe
chTB νν
ν
1
2)(
)(
52
minus= kThce
hcTB
Un corpo nero egrave univocamente identificato mediante la TEMPERATURA Poicheacute il corpo nero per definizione assorbe tutta la radiazione che incide su di esso quella che vediamo emergere egrave quindi il risultato della sola emissione
MECCANISMI DI EMISSIONE TERMICI free-free MECCANISMI DI EMISSIONE TERMICI free-free emission (bremsstrahlung termica)emission (bremsstrahlung termica)
Lrsquoemissione free-free egrave tipica di un gas caldo ed egrave prodotta ovunque ci sia unrsquoadeguata densitagrave 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 egrave formata dalla fotoionizzazione dellrsquoidrogeno da parte di fotoni UV provenienti dalla stella Il continuo proveniente da una regione HII egrave dovuto allrsquoemissione free-free prodotta dagli elettroni liberi del gas Lo spettro si puograve estendere dal radio allrsquoottico ed egrave piatto in regime di mezzo otticamente sottile
free-free free-free emission ndash emission ndash continua continua
(2)(2)
Lo spettro si estende dal radio al visibile e dipende dalla densitagrave del gas
Il grafico ha un flesso in corrispondenza della lunghezza drsquoonda a cui il mezzo inizia a comportarsi come otticamente spesso a lunghezze drsquoonda maggiori la radiazione egrave riassorbita
Esiste quindi in dipendenza dalla densitagrave del gas una particolare frequenza detta di cut-off oltre la quale il mezzo emette come corpo nero
22
2 νν ckT
I = Nella regione a legge di potenza lrsquoindice spettrale egrave pari a 2 Nella parte dello spettro otticamente sottile lrsquointensitagrave egrave debolmente dipendente dalla frequenza con indice spettrale pari a ndash01
La parte dello spettro dove il mezzo egrave otticamente spesso egrave dato da
dove Iν egrave lrsquointensitagrave emessa in funzione della frequenza
Lrsquoemissione non termica egrave dovuta a processi di alta energia che coinvolgono sia fotoni che particelle e si dice non termica proprio percheacute la distribuzione sia dei fotoni che delle particelle non egrave MaxwellianaI processi fisici che danno luogo ad emissione di alta energia sono
RADIAZIONE DI SINCROTRONERADIAZIONE DI SINCROTRONE EFFETTO COMPTON (diretto e inverso)EFFETTO COMPTON (diretto e inverso) PRODUZIONE DI COPPIEPRODUZIONE DI COPPIE
EMISSIONE NON TERMICAEMISSIONE NON TERMICA
RADIAZIONE DI SINCROTRONERADIAZIONE DI SINCROTRONE
Indipendentemente nel 1950 prima e nel 1953 poi Alfveacuten amp Herlofson e Shklovsky proposero una legge di potenza al fine di spiegare diversi tipi di spettri in banda radio
con indice spettrale gt 2 egrave necessario ricorrere ad emissione di tipo non termico ed in particolare emissione di sincrotrone
ν minus=KT
Questa relazione egrave estremamente utile in quanto da una semplice misura dellrsquoindice spettrale si possono ricavare informazione sulla distribuzione di energia degli elettroni emettitori
2
1 sminus=
Esiste una semplice relazionetra lrsquoindice della distribuzione di energia degli elettroni (s) e lrsquoindice spettrale (α) dellospettro di emissione persincrotrone
Per gli AGN lrsquoemissione di sincrotrone riguarda solamente il getto relativisticoSappiamo che in regioni simili il campo magnetico egrave di ~10-4 T emissione X di 10 KeV da Blazars egrave dovuta ad elettroni di ~1012 eV
EFFETTO COMPTON (diretto e EFFETTO COMPTON (diretto e inverso)inverso)
)cos1(0
ϕ minus=minuscmh
is
Quando un fotone di alta energia interagisce con un elettrone a bassa energia si ha scattering Compton Lrsquoelettrone acquista energia a spese del fotone La relazione tra la lunghezza drsquoonda del fotone incidente λi e quella dopo lo scattering λs egrave
[1]
dove m0 egrave la massa a riposo
dellrsquoelettrone e lrsquoangolo di scattering
Possiamo riscrivere [1] in termini della lunghezza drsquoonda Compton λC
2sin2
ϕ Cis =minus
cm
hC
0
=dove λC egrave definita come
Un caso particolare egrave rappresentato dallo scattering di Thompson la coda a piugrave bassa energia il piugrave comune in astrofisicaLrsquoeffetto Compton egrave statisticamente rilevante in quelle regioni in cui vi sono degli elettroni immersi in un campo di fotoni ad alta energia
radT Ucdt
dE 2
3
4 γσ=
In astrofisica egrave 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 Lrsquoeffetto Compton inverso egrave lrsquoanalogo elettrico del sincrotrone La perdita di energia di un elettrone relativistico che interagisce con il campo generato da fotoni (con densitagrave di energia Urad) egrave dato da
dove σT egrave la
sezione drsquourtoThompson
PRODUZIONE DI COPPIEPRODUZIONE DI COPPIE
Quando un fotone di grandeenergia interagisce conil campo di un altro fotoneo di un nucleo dagrave origine alla formazione di una coppia elettrone-positrone
euro
γ+γ (o nucleo) = e+ + eminus
La produzione di coppie egrave un fenomeno poco importante in astrofisica Assume una notevole importanza solo in quelle regioni con una densitagrave di fotoni gamma elevata
202 cmhEE
eeγνγ =rArr= minus+
vmpee 02γ=minus+
cmc
hp 02γνγ ==
Dalla conservazione dellrsquoenergia si ha che
[1]
Per la coppia e+e- il momento egrave
[2]
Per il fotone il momento egrave da [1]
[3]
Uguagliando [2] e [3] si vede che poicheacute ν non puograve essere uguale a c momento ed energia non possono essere conservati simultaneamente nello spazio libero egrave 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 puograve avvenire anche sottoforma di annichilazione di una coppia e+e- con la produzione di un fotone di energia asymp 1 MeV (ad esempio ne sono stati osservati dalla regione del Centro Galattico)
La massa a riposo di e+ ed e- egrave 0511MeV il regime di questa interazione saragrave nella regione che va dagli X estremi ai gamma di bassa energia
Conclusioni amp ReferenzeConclusioni amp Referenze
- Cosrsquoegrave una radiogalassia
- Struttura
- AGN
- Classificazione
- Modello Unificato
- Spettri
- Meccanismi di emissione
bull BINNEY MERRIFIELD Galactic Astronomy 1998 Princeton Series in Astrophysicsbull KROLIK Active Galactic Nuclei 1999 Princeton Series in Astrophysicsbull RYBICKI LIGHTMAN Radiative Processes In Astrophysics 1979 Cambridge University Pressbull An Introduction to Radio AstronomyBURKE GRAHAM-SMITH
ldquoThis is the Endrdquo
3C 483C 48
The radio galaxy 3C293MERLIN 5GHz radio contours of the inner jet of 3C293 overlaid upon an HST R-H colour map
Modello Unificato degli AGNModello Unificato degli AGN
Numerose sono le categorie di oggetti che vanno sotto il nome di AGN
Necessario un modello unificato che Necessario un modello unificato che spiegasse gli oggetti visti in cielospiegasse gli oggetti visti in cielo
bull Non fu immediatamente chiaro che un Quasar fosse al centro di un nucleo galattico poicheacute troppo distanti per osservazioni esemplificative
bull Mentre le RG si identificano come ellittiche i Quasar si possono trovare anche in spirali
bull Con survey in ottico trovati altri nuclei attivi Seyfert con emissione radio notevole
Lrsquoemissione 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 inversamente proporzionale al fattore di Lorentz γ Elettroni di una data energia irraggiano ad una frequenza specifica dato il campo magnetico
2BEs propν
222
3
4EBUc
dt
dEmagT prop= γσ
Irraggiando gli elettroni perdono unrsquoenergia pari a
dove Umag egrave la densitagrave di energia nel
campo magnetico B2(810-7)
EB
cmth 214
220
10
)(minus=
dove th egrave il tempo (in secondi) in cui lrsquoelettrone perde metagrave della sue energia
Da cui si puograve ricavare una vita media per irraggiamento
RADIAZIONE DI SINCROTRONERADIAZIONE DI SINCROTRONE
02 arcsec res30 mas res
50 mas res
Jets della radio galassia 3C293 a differenti lunghezze drsquoonda e risoluzioni
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Struttura FR I e FR IIStruttura FR I e FR II
In molte FR I lrsquoeffetto del gas circostante puograve distorcere i gettiNella galassia NGC 1265 si ha una curvatura dei getti a causa del moto relativo del nucleo galattico con il mezzo circostante e probabilmente per lrsquoinfluenza del plasma confinante
Nonostante una simmetria su larga scala nella regione nuclearedi una RG si hanno evidenze di asimmetrie Per rilevare ciograve egrave
necessaria una risoluzione inferiore a 1 arcmin (VLBI)
Un esempio egrave la RG tipo FR II 3C175
M87 M87
M87Optical
A 16 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 AampA 368 398) - MERLINVLBI
Struttura FR I e FR IIStruttura FR I e FR II
La natura ha regalato anche RG che non rientrano nelle
categorie precedenti
Un bellrsquoesempio egrave 3C273 dove si nota una struttura completamente asimmetrica a tutte le scale
Metodi drsquoindagine di una sorgente in astrofisicaMetodi drsquoindagine di una sorgente in astrofisica
Entrambe si estendono su quasi tutto lo spettro elettromagnetico con minori risoluzioni per le lunghezze drsquoonda minori (dovute alla difficoltagrave 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 DISTANZEDISTANZE di questi oggetti
Per analizzare le sorgenti con cui si ha a che fare in astrofisica gli strumenti drsquoindagine sono prevalentemente due
FOTOMETRIAFOTOMETRIA SPETTROMETRIASPETTROMETRIA
DISTANZADISTANZA
e
ez )( 0 minus=
Nel modello cosmologico ldquostandardrdquo il redshift z di una riga spettrale emessa ad una lunghezza drsquoonda λe e rivelata a λ0 egrave definito come
Il primo termine della serie si puograve interpretare come velocitagrave di recessione z=vc i termini successivi sono le correzioni relativistiche che diventano non
trascurabili per ~ z gt 03
⎥⎦
⎤⎢⎣
⎡ +minus+= minus )1(2
1 20
10 zqzcHdL
dove H0 egrave la costante di Hubble q0 il parametro di
decelerazione
ed egrave legato alla distanza della sorgente emettitrice dalla seguente relazione
ClassificazioneClassificazioneAl fine di comprendere meglio il contesto in cui si posizionano le
RG egrave utile fare una classificazione generale degli AGN
bull LINERs solo deboli linee di emissione nucleari
bull Seyfert continuo ottico nucleare con NLR e a volte BLR
Type 1 NLR+BLRType 2 NLR
Host Galaxy generalmente spirali
bull RQ QSOs simili alle Seyfert (tipo I) differenza in limite di opt mag forte continuo ottico X e NLR-BLR Host Galaxy spirali ellittiche
Radio Quiet AGN Radio Loud AGN
bull RL QSOs comportamento simile a RQ QSOs con presenza di jets quindi di un forte continuo ottico NLR amp BLR emissione X
bull Blazars rapidamente variabili opt em polarizzata radio e X em
bull Radio Galaxies emissione nucleare e radio estesa Possono essere divise low-excitation e high-excitation classes caratterizzate da BLR e NLR Host Galaxy ellittiche
Sombrero Galaxydebolmente ionizzata nel nucleo Emissione in radio e X da sincrotrone
LowIonizationNuclearEmissioneRegion
M10403-15 kev -gt orange15-70 kev -gt blue
Palomar Optical -gt nucleo
Palomar Optical -gt nucleo
Type 1 Seyfert
NGC 1566Spitzer MIR
Spitzer IR -gt nucleo
Oss GD Cassini Loiano
Type 2 Seyfert
NGC 2683
The Palomar sky survey image of Mkn 421 taken in blue light
Corona Borealis Observatory Győruacutejbaraacutet - Hungary
BL Lac
BL Lac
OpticalViolentVariable
Modello Unificato degli AGNModello Unificato degli AGN
Ciograve che puograve ben spiegare la produzione di cosigrave tanta
energia (fino a asymp 1061 erg) egrave la presenza di un buco nero
di 106-109 Msun entro un raggio di asymp 001 pc
o anche meno
Lrsquoenergia dellrsquoAGN deriva dallrsquoenergia potenziale gravitazionaledel materiale del disco di accrescimento circostante
il SMBH che cade su di essoPoicheacute il momento angolare egrave differenziale il materiale che accresce
sul SMBH passando da unrsquoorbita a una piugrave interna dovragrave emettereper principi di conservazione dellrsquoenergia e del momento angolare
BLACK HOLE e DISCO DI ACCRESCIMENTOBLACK 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 metagrave della sua massa a riposo
Questo egrave il meccanismo di conversione massa-energia
piugrave efficiente mai osservato nellrsquoUniverso
57 se BH non rotante41 se BH ruotante
(una tipica efficienza nucleare egrave di circa 07)
Toro di Toro di polveripolveri
Qualcosa di molto simile egrave stato visto dallrsquoHubble Space Telescope nella Seyfert galaxy NGC4261 Il toro egrave otticamente spesso se intercetta la linea di vista oscura le componenti piugrave interne e nello spettro emerge solo la sua emissione (prevalentemente in infrarosso) e quella delle regioni esterne
Oltre al disco di accrescimento vi egrave 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 puograve essere osservata solo da direzione polare
Lrsquoaltra componente sono la coppia di jets di materiale energetico espulso dal nucleo in direzione polare I jets sono incredibilmentecollimati e posso viaggiare per enormi distanze rispetto al toroide
I jet ultrarelativisticiI jet ultrarelativistici
Centaurus AOttico+Radio
Blazars
-BL Lac Objects
-OVVs
Type 1 objects -Seyfert 1s-Broad Line Radio Galaxies -Type 1 Quasars
Type 2 objects-Seyfert 2s-Narrow Line Radio Galaxies-Type 2 Quasars
dipendenza dipendenza dallrsquoangolo dallrsquoangolo di vistadi vista
MODELLO UNIFICATO(Antonucci 1993 Urry e Padovani 1995)
Nellrsquoanimazione 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 20000 stelle mentre in una galassia di questa taglia (una spirale gigante) ce ne sono in media 100 miliardi Qui il quasar egrave stato lsquospentorsquo in quanto in realtagrave la sua luminositagrave sopravanza di gran lunga quella dellrsquointera emissione stellare della galassia Nel centro del bulge si vedono delle nubi di gas blu (NLR) egrave la regione esterna al quasar appena fuori dal toro di polveri piugrave vicino al nucleo un sistema di nubi verdi e giallo-viola in rapido movimento (BLR)Oltre ciograve il disco di accrescimento che alimenta il BH da cui si diparte il getto relativistico Dallrsquoinizio alla fine dellrsquoanimazionesi percorrono 10 ordini di grandezza ilprimo frame dellrsquoanimazione egrave infatti grande 10 miliardi di volte lrsquoultimo
Modello Unificato degli AGNModello Unificato degli AGNAlla luce di quanto detto finrsquoora possiamo quindi dire che i nuclei galattici attivi nascondono al loro interno buchi neri supermassivi (M asymp 106-9 Msun) in accrescimento
SPETTRISPETTRI
Spettri tipici degli AGN occupano sostanzialmente lrsquointero dominio emSpettri di questo tipo prendono il nome di BROAD BANDBROAD BAND
SPETTRI
Spettro a larga banda del quasar 3C273
MECCANISMI DI EMISSIONEMECCANISMI DI EMISSIONE
Come si spiega uno spettro tipo broad band
Si possono raggruppare i meccanismi di emissione in due categorie principali
EMISSIONE TERMICAEMISSIONE TERMICAPROCESSI AD ALTA ENERGIAPROCESSI AD ALTA ENERGIA (emissione non termica)(emissione non termica)
MECCANISMI DI EMISSIONE TERMICI corpo MECCANISMI DI EMISSIONE TERMICI corpo neronero
Il profilo della curva egrave dato dalla legge di Planck
1
2)(
)(
23
minus= kThe
chTB νν
ν
1
2)(
)(
52
minus= kThce
hcTB
Un corpo nero egrave univocamente identificato mediante la TEMPERATURA Poicheacute il corpo nero per definizione assorbe tutta la radiazione che incide su di esso quella che vediamo emergere egrave quindi il risultato della sola emissione
MECCANISMI DI EMISSIONE TERMICI free-free MECCANISMI DI EMISSIONE TERMICI free-free emission (bremsstrahlung termica)emission (bremsstrahlung termica)
Lrsquoemissione free-free egrave tipica di un gas caldo ed egrave prodotta ovunque ci sia unrsquoadeguata densitagrave 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 egrave formata dalla fotoionizzazione dellrsquoidrogeno da parte di fotoni UV provenienti dalla stella Il continuo proveniente da una regione HII egrave dovuto allrsquoemissione free-free prodotta dagli elettroni liberi del gas Lo spettro si puograve estendere dal radio allrsquoottico ed egrave piatto in regime di mezzo otticamente sottile
free-free free-free emission ndash emission ndash continua continua
(2)(2)
Lo spettro si estende dal radio al visibile e dipende dalla densitagrave del gas
Il grafico ha un flesso in corrispondenza della lunghezza drsquoonda a cui il mezzo inizia a comportarsi come otticamente spesso a lunghezze drsquoonda maggiori la radiazione egrave riassorbita
Esiste quindi in dipendenza dalla densitagrave del gas una particolare frequenza detta di cut-off oltre la quale il mezzo emette come corpo nero
22
2 νν ckT
I = Nella regione a legge di potenza lrsquoindice spettrale egrave pari a 2 Nella parte dello spettro otticamente sottile lrsquointensitagrave egrave debolmente dipendente dalla frequenza con indice spettrale pari a ndash01
La parte dello spettro dove il mezzo egrave otticamente spesso egrave dato da
dove Iν egrave lrsquointensitagrave emessa in funzione della frequenza
Lrsquoemissione non termica egrave dovuta a processi di alta energia che coinvolgono sia fotoni che particelle e si dice non termica proprio percheacute la distribuzione sia dei fotoni che delle particelle non egrave MaxwellianaI processi fisici che danno luogo ad emissione di alta energia sono
RADIAZIONE DI SINCROTRONERADIAZIONE DI SINCROTRONE EFFETTO COMPTON (diretto e inverso)EFFETTO COMPTON (diretto e inverso) PRODUZIONE DI COPPIEPRODUZIONE DI COPPIE
EMISSIONE NON TERMICAEMISSIONE NON TERMICA
RADIAZIONE DI SINCROTRONERADIAZIONE DI SINCROTRONE
Indipendentemente nel 1950 prima e nel 1953 poi Alfveacuten amp Herlofson e Shklovsky proposero una legge di potenza al fine di spiegare diversi tipi di spettri in banda radio
con indice spettrale gt 2 egrave necessario ricorrere ad emissione di tipo non termico ed in particolare emissione di sincrotrone
ν minus=KT
Questa relazione egrave estremamente utile in quanto da una semplice misura dellrsquoindice spettrale si possono ricavare informazione sulla distribuzione di energia degli elettroni emettitori
2
1 sminus=
Esiste una semplice relazionetra lrsquoindice della distribuzione di energia degli elettroni (s) e lrsquoindice spettrale (α) dellospettro di emissione persincrotrone
Per gli AGN lrsquoemissione di sincrotrone riguarda solamente il getto relativisticoSappiamo che in regioni simili il campo magnetico egrave di ~10-4 T emissione X di 10 KeV da Blazars egrave dovuta ad elettroni di ~1012 eV
EFFETTO COMPTON (diretto e EFFETTO COMPTON (diretto e inverso)inverso)
)cos1(0
ϕ minus=minuscmh
is
Quando un fotone di alta energia interagisce con un elettrone a bassa energia si ha scattering Compton Lrsquoelettrone acquista energia a spese del fotone La relazione tra la lunghezza drsquoonda del fotone incidente λi e quella dopo lo scattering λs egrave
[1]
dove m0 egrave la massa a riposo
dellrsquoelettrone e lrsquoangolo di scattering
Possiamo riscrivere [1] in termini della lunghezza drsquoonda Compton λC
2sin2
ϕ Cis =minus
cm
hC
0
=dove λC egrave definita come
Un caso particolare egrave rappresentato dallo scattering di Thompson la coda a piugrave bassa energia il piugrave comune in astrofisicaLrsquoeffetto Compton egrave statisticamente rilevante in quelle regioni in cui vi sono degli elettroni immersi in un campo di fotoni ad alta energia
radT Ucdt
dE 2
3
4 γσ=
In astrofisica egrave 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 Lrsquoeffetto Compton inverso egrave lrsquoanalogo elettrico del sincrotrone La perdita di energia di un elettrone relativistico che interagisce con il campo generato da fotoni (con densitagrave di energia Urad) egrave dato da
dove σT egrave la
sezione drsquourtoThompson
PRODUZIONE DI COPPIEPRODUZIONE DI COPPIE
Quando un fotone di grandeenergia interagisce conil campo di un altro fotoneo di un nucleo dagrave origine alla formazione di una coppia elettrone-positrone
euro
γ+γ (o nucleo) = e+ + eminus
La produzione di coppie egrave un fenomeno poco importante in astrofisica Assume una notevole importanza solo in quelle regioni con una densitagrave di fotoni gamma elevata
202 cmhEE
eeγνγ =rArr= minus+
vmpee 02γ=minus+
cmc
hp 02γνγ ==
Dalla conservazione dellrsquoenergia si ha che
[1]
Per la coppia e+e- il momento egrave
[2]
Per il fotone il momento egrave da [1]
[3]
Uguagliando [2] e [3] si vede che poicheacute ν non puograve essere uguale a c momento ed energia non possono essere conservati simultaneamente nello spazio libero egrave 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 puograve avvenire anche sottoforma di annichilazione di una coppia e+e- con la produzione di un fotone di energia asymp 1 MeV (ad esempio ne sono stati osservati dalla regione del Centro Galattico)
La massa a riposo di e+ ed e- egrave 0511MeV il regime di questa interazione saragrave nella regione che va dagli X estremi ai gamma di bassa energia
Conclusioni amp ReferenzeConclusioni amp Referenze
- Cosrsquoegrave una radiogalassia
- Struttura
- AGN
- Classificazione
- Modello Unificato
- Spettri
- Meccanismi di emissione
bull BINNEY MERRIFIELD Galactic Astronomy 1998 Princeton Series in Astrophysicsbull KROLIK Active Galactic Nuclei 1999 Princeton Series in Astrophysicsbull RYBICKI LIGHTMAN Radiative Processes In Astrophysics 1979 Cambridge University Pressbull An Introduction to Radio AstronomyBURKE GRAHAM-SMITH
ldquoThis is the Endrdquo
3C 483C 48
The radio galaxy 3C293MERLIN 5GHz radio contours of the inner jet of 3C293 overlaid upon an HST R-H colour map
Modello Unificato degli AGNModello Unificato degli AGN
Numerose sono le categorie di oggetti che vanno sotto il nome di AGN
Necessario un modello unificato che Necessario un modello unificato che spiegasse gli oggetti visti in cielospiegasse gli oggetti visti in cielo
bull Non fu immediatamente chiaro che un Quasar fosse al centro di un nucleo galattico poicheacute troppo distanti per osservazioni esemplificative
bull Mentre le RG si identificano come ellittiche i Quasar si possono trovare anche in spirali
bull Con survey in ottico trovati altri nuclei attivi Seyfert con emissione radio notevole
Lrsquoemissione 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 inversamente proporzionale al fattore di Lorentz γ Elettroni di una data energia irraggiano ad una frequenza specifica dato il campo magnetico
2BEs propν
222
3
4EBUc
dt
dEmagT prop= γσ
Irraggiando gli elettroni perdono unrsquoenergia pari a
dove Umag egrave la densitagrave di energia nel
campo magnetico B2(810-7)
EB
cmth 214
220
10
)(minus=
dove th egrave il tempo (in secondi) in cui lrsquoelettrone perde metagrave della sue energia
Da cui si puograve ricavare una vita media per irraggiamento
RADIAZIONE DI SINCROTRONERADIAZIONE DI SINCROTRONE
02 arcsec res30 mas res
50 mas res
Jets della radio galassia 3C293 a differenti lunghezze drsquoonda e risoluzioni
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-
Nonostante una simmetria su larga scala nella regione nuclearedi una RG si hanno evidenze di asimmetrie Per rilevare ciograve egrave
necessaria una risoluzione inferiore a 1 arcmin (VLBI)
Un esempio egrave la RG tipo FR II 3C175
M87 M87
M87Optical
A 16 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 AampA 368 398) - MERLINVLBI
Struttura FR I e FR IIStruttura FR I e FR II
La natura ha regalato anche RG che non rientrano nelle
categorie precedenti
Un bellrsquoesempio egrave 3C273 dove si nota una struttura completamente asimmetrica a tutte le scale
Metodi drsquoindagine di una sorgente in astrofisicaMetodi drsquoindagine di una sorgente in astrofisica
Entrambe si estendono su quasi tutto lo spettro elettromagnetico con minori risoluzioni per le lunghezze drsquoonda minori (dovute alla difficoltagrave 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 DISTANZEDISTANZE di questi oggetti
Per analizzare le sorgenti con cui si ha a che fare in astrofisica gli strumenti drsquoindagine sono prevalentemente due
FOTOMETRIAFOTOMETRIA SPETTROMETRIASPETTROMETRIA
DISTANZADISTANZA
e
ez )( 0 minus=
Nel modello cosmologico ldquostandardrdquo il redshift z di una riga spettrale emessa ad una lunghezza drsquoonda λe e rivelata a λ0 egrave definito come
Il primo termine della serie si puograve interpretare come velocitagrave di recessione z=vc i termini successivi sono le correzioni relativistiche che diventano non
trascurabili per ~ z gt 03
⎥⎦
⎤⎢⎣
⎡ +minus+= minus )1(2
1 20
10 zqzcHdL
dove H0 egrave la costante di Hubble q0 il parametro di
decelerazione
ed egrave legato alla distanza della sorgente emettitrice dalla seguente relazione
ClassificazioneClassificazioneAl fine di comprendere meglio il contesto in cui si posizionano le
RG egrave utile fare una classificazione generale degli AGN
bull LINERs solo deboli linee di emissione nucleari
bull Seyfert continuo ottico nucleare con NLR e a volte BLR
Type 1 NLR+BLRType 2 NLR
Host Galaxy generalmente spirali
bull RQ QSOs simili alle Seyfert (tipo I) differenza in limite di opt mag forte continuo ottico X e NLR-BLR Host Galaxy spirali ellittiche
Radio Quiet AGN Radio Loud AGN
bull RL QSOs comportamento simile a RQ QSOs con presenza di jets quindi di un forte continuo ottico NLR amp BLR emissione X
bull Blazars rapidamente variabili opt em polarizzata radio e X em
bull Radio Galaxies emissione nucleare e radio estesa Possono essere divise low-excitation e high-excitation classes caratterizzate da BLR e NLR Host Galaxy ellittiche
Sombrero Galaxydebolmente ionizzata nel nucleo Emissione in radio e X da sincrotrone
LowIonizationNuclearEmissioneRegion
M10403-15 kev -gt orange15-70 kev -gt blue
Palomar Optical -gt nucleo
Palomar Optical -gt nucleo
Type 1 Seyfert
NGC 1566Spitzer MIR
Spitzer IR -gt nucleo
Oss GD Cassini Loiano
Type 2 Seyfert
NGC 2683
The Palomar sky survey image of Mkn 421 taken in blue light
Corona Borealis Observatory Győruacutejbaraacutet - Hungary
BL Lac
BL Lac
OpticalViolentVariable
Modello Unificato degli AGNModello Unificato degli AGN
Ciograve che puograve ben spiegare la produzione di cosigrave tanta
energia (fino a asymp 1061 erg) egrave la presenza di un buco nero
di 106-109 Msun entro un raggio di asymp 001 pc
o anche meno
Lrsquoenergia dellrsquoAGN deriva dallrsquoenergia potenziale gravitazionaledel materiale del disco di accrescimento circostante
il SMBH che cade su di essoPoicheacute il momento angolare egrave differenziale il materiale che accresce
sul SMBH passando da unrsquoorbita a una piugrave interna dovragrave emettereper principi di conservazione dellrsquoenergia e del momento angolare
BLACK HOLE e DISCO DI ACCRESCIMENTOBLACK 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 metagrave della sua massa a riposo
Questo egrave il meccanismo di conversione massa-energia
piugrave efficiente mai osservato nellrsquoUniverso
57 se BH non rotante41 se BH ruotante
(una tipica efficienza nucleare egrave di circa 07)
Toro di Toro di polveripolveri
Qualcosa di molto simile egrave stato visto dallrsquoHubble Space Telescope nella Seyfert galaxy NGC4261 Il toro egrave otticamente spesso se intercetta la linea di vista oscura le componenti piugrave interne e nello spettro emerge solo la sua emissione (prevalentemente in infrarosso) e quella delle regioni esterne
Oltre al disco di accrescimento vi egrave 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 puograve essere osservata solo da direzione polare
Lrsquoaltra componente sono la coppia di jets di materiale energetico espulso dal nucleo in direzione polare I jets sono incredibilmentecollimati e posso viaggiare per enormi distanze rispetto al toroide
I jet ultrarelativisticiI jet ultrarelativistici
Centaurus AOttico+Radio
Blazars
-BL Lac Objects
-OVVs
Type 1 objects -Seyfert 1s-Broad Line Radio Galaxies -Type 1 Quasars
Type 2 objects-Seyfert 2s-Narrow Line Radio Galaxies-Type 2 Quasars
dipendenza dipendenza dallrsquoangolo dallrsquoangolo di vistadi vista
MODELLO UNIFICATO(Antonucci 1993 Urry e Padovani 1995)
Nellrsquoanimazione 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 20000 stelle mentre in una galassia di questa taglia (una spirale gigante) ce ne sono in media 100 miliardi Qui il quasar egrave stato lsquospentorsquo in quanto in realtagrave la sua luminositagrave sopravanza di gran lunga quella dellrsquointera emissione stellare della galassia Nel centro del bulge si vedono delle nubi di gas blu (NLR) egrave la regione esterna al quasar appena fuori dal toro di polveri piugrave vicino al nucleo un sistema di nubi verdi e giallo-viola in rapido movimento (BLR)Oltre ciograve il disco di accrescimento che alimenta il BH da cui si diparte il getto relativistico Dallrsquoinizio alla fine dellrsquoanimazionesi percorrono 10 ordini di grandezza ilprimo frame dellrsquoanimazione egrave infatti grande 10 miliardi di volte lrsquoultimo
Modello Unificato degli AGNModello Unificato degli AGNAlla luce di quanto detto finrsquoora possiamo quindi dire che i nuclei galattici attivi nascondono al loro interno buchi neri supermassivi (M asymp 106-9 Msun) in accrescimento
SPETTRISPETTRI
Spettri tipici degli AGN occupano sostanzialmente lrsquointero dominio emSpettri di questo tipo prendono il nome di BROAD BANDBROAD BAND
SPETTRI
Spettro a larga banda del quasar 3C273
MECCANISMI DI EMISSIONEMECCANISMI DI EMISSIONE
Come si spiega uno spettro tipo broad band
Si possono raggruppare i meccanismi di emissione in due categorie principali
EMISSIONE TERMICAEMISSIONE TERMICAPROCESSI AD ALTA ENERGIAPROCESSI AD ALTA ENERGIA (emissione non termica)(emissione non termica)
MECCANISMI DI EMISSIONE TERMICI corpo MECCANISMI DI EMISSIONE TERMICI corpo neronero
Il profilo della curva egrave dato dalla legge di Planck
1
2)(
)(
23
minus= kThe
chTB νν
ν
1
2)(
)(
52
minus= kThce
hcTB
Un corpo nero egrave univocamente identificato mediante la TEMPERATURA Poicheacute il corpo nero per definizione assorbe tutta la radiazione che incide su di esso quella che vediamo emergere egrave quindi il risultato della sola emissione
MECCANISMI DI EMISSIONE TERMICI free-free MECCANISMI DI EMISSIONE TERMICI free-free emission (bremsstrahlung termica)emission (bremsstrahlung termica)
Lrsquoemissione free-free egrave tipica di un gas caldo ed egrave prodotta ovunque ci sia unrsquoadeguata densitagrave 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 egrave formata dalla fotoionizzazione dellrsquoidrogeno da parte di fotoni UV provenienti dalla stella Il continuo proveniente da una regione HII egrave dovuto allrsquoemissione free-free prodotta dagli elettroni liberi del gas Lo spettro si puograve estendere dal radio allrsquoottico ed egrave piatto in regime di mezzo otticamente sottile
free-free free-free emission ndash emission ndash continua continua
(2)(2)
Lo spettro si estende dal radio al visibile e dipende dalla densitagrave del gas
Il grafico ha un flesso in corrispondenza della lunghezza drsquoonda a cui il mezzo inizia a comportarsi come otticamente spesso a lunghezze drsquoonda maggiori la radiazione egrave riassorbita
Esiste quindi in dipendenza dalla densitagrave del gas una particolare frequenza detta di cut-off oltre la quale il mezzo emette come corpo nero
22
2 νν ckT
I = Nella regione a legge di potenza lrsquoindice spettrale egrave pari a 2 Nella parte dello spettro otticamente sottile lrsquointensitagrave egrave debolmente dipendente dalla frequenza con indice spettrale pari a ndash01
La parte dello spettro dove il mezzo egrave otticamente spesso egrave dato da
dove Iν egrave lrsquointensitagrave emessa in funzione della frequenza
Lrsquoemissione non termica egrave dovuta a processi di alta energia che coinvolgono sia fotoni che particelle e si dice non termica proprio percheacute la distribuzione sia dei fotoni che delle particelle non egrave MaxwellianaI processi fisici che danno luogo ad emissione di alta energia sono
RADIAZIONE DI SINCROTRONERADIAZIONE DI SINCROTRONE EFFETTO COMPTON (diretto e inverso)EFFETTO COMPTON (diretto e inverso) PRODUZIONE DI COPPIEPRODUZIONE DI COPPIE
EMISSIONE NON TERMICAEMISSIONE NON TERMICA
RADIAZIONE DI SINCROTRONERADIAZIONE DI SINCROTRONE
Indipendentemente nel 1950 prima e nel 1953 poi Alfveacuten amp Herlofson e Shklovsky proposero una legge di potenza al fine di spiegare diversi tipi di spettri in banda radio
con indice spettrale gt 2 egrave necessario ricorrere ad emissione di tipo non termico ed in particolare emissione di sincrotrone
ν minus=KT
Questa relazione egrave estremamente utile in quanto da una semplice misura dellrsquoindice spettrale si possono ricavare informazione sulla distribuzione di energia degli elettroni emettitori
2
1 sminus=
Esiste una semplice relazionetra lrsquoindice della distribuzione di energia degli elettroni (s) e lrsquoindice spettrale (α) dellospettro di emissione persincrotrone
Per gli AGN lrsquoemissione di sincrotrone riguarda solamente il getto relativisticoSappiamo che in regioni simili il campo magnetico egrave di ~10-4 T emissione X di 10 KeV da Blazars egrave dovuta ad elettroni di ~1012 eV
EFFETTO COMPTON (diretto e EFFETTO COMPTON (diretto e inverso)inverso)
)cos1(0
ϕ minus=minuscmh
is
Quando un fotone di alta energia interagisce con un elettrone a bassa energia si ha scattering Compton Lrsquoelettrone acquista energia a spese del fotone La relazione tra la lunghezza drsquoonda del fotone incidente λi e quella dopo lo scattering λs egrave
[1]
dove m0 egrave la massa a riposo
dellrsquoelettrone e lrsquoangolo di scattering
Possiamo riscrivere [1] in termini della lunghezza drsquoonda Compton λC
2sin2
ϕ Cis =minus
cm
hC
0
=dove λC egrave definita come
Un caso particolare egrave rappresentato dallo scattering di Thompson la coda a piugrave bassa energia il piugrave comune in astrofisicaLrsquoeffetto Compton egrave statisticamente rilevante in quelle regioni in cui vi sono degli elettroni immersi in un campo di fotoni ad alta energia
radT Ucdt
dE 2
3
4 γσ=
In astrofisica egrave 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 Lrsquoeffetto Compton inverso egrave lrsquoanalogo elettrico del sincrotrone La perdita di energia di un elettrone relativistico che interagisce con il campo generato da fotoni (con densitagrave di energia Urad) egrave dato da
dove σT egrave la
sezione drsquourtoThompson
PRODUZIONE DI COPPIEPRODUZIONE DI COPPIE
Quando un fotone di grandeenergia interagisce conil campo di un altro fotoneo di un nucleo dagrave origine alla formazione di una coppia elettrone-positrone
euro
γ+γ (o nucleo) = e+ + eminus
La produzione di coppie egrave un fenomeno poco importante in astrofisica Assume una notevole importanza solo in quelle regioni con una densitagrave di fotoni gamma elevata
202 cmhEE
eeγνγ =rArr= minus+
vmpee 02γ=minus+
cmc
hp 02γνγ ==
Dalla conservazione dellrsquoenergia si ha che
[1]
Per la coppia e+e- il momento egrave
[2]
Per il fotone il momento egrave da [1]
[3]
Uguagliando [2] e [3] si vede che poicheacute ν non puograve essere uguale a c momento ed energia non possono essere conservati simultaneamente nello spazio libero egrave 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 puograve avvenire anche sottoforma di annichilazione di una coppia e+e- con la produzione di un fotone di energia asymp 1 MeV (ad esempio ne sono stati osservati dalla regione del Centro Galattico)
La massa a riposo di e+ ed e- egrave 0511MeV il regime di questa interazione saragrave nella regione che va dagli X estremi ai gamma di bassa energia
Conclusioni amp ReferenzeConclusioni amp Referenze
- Cosrsquoegrave una radiogalassia
- Struttura
- AGN
- Classificazione
- Modello Unificato
- Spettri
- Meccanismi di emissione
bull BINNEY MERRIFIELD Galactic Astronomy 1998 Princeton Series in Astrophysicsbull KROLIK Active Galactic Nuclei 1999 Princeton Series in Astrophysicsbull RYBICKI LIGHTMAN Radiative Processes In Astrophysics 1979 Cambridge University Pressbull An Introduction to Radio AstronomyBURKE GRAHAM-SMITH
ldquoThis is the Endrdquo
3C 483C 48
The radio galaxy 3C293MERLIN 5GHz radio contours of the inner jet of 3C293 overlaid upon an HST R-H colour map
Modello Unificato degli AGNModello Unificato degli AGN
Numerose sono le categorie di oggetti che vanno sotto il nome di AGN
Necessario un modello unificato che Necessario un modello unificato che spiegasse gli oggetti visti in cielospiegasse gli oggetti visti in cielo
bull Non fu immediatamente chiaro che un Quasar fosse al centro di un nucleo galattico poicheacute troppo distanti per osservazioni esemplificative
bull Mentre le RG si identificano come ellittiche i Quasar si possono trovare anche in spirali
bull Con survey in ottico trovati altri nuclei attivi Seyfert con emissione radio notevole
Lrsquoemissione 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 inversamente proporzionale al fattore di Lorentz γ Elettroni di una data energia irraggiano ad una frequenza specifica dato il campo magnetico
2BEs propν
222
3
4EBUc
dt
dEmagT prop= γσ
Irraggiando gli elettroni perdono unrsquoenergia pari a
dove Umag egrave la densitagrave di energia nel
campo magnetico B2(810-7)
EB
cmth 214
220
10
)(minus=
dove th egrave il tempo (in secondi) in cui lrsquoelettrone perde metagrave della sue energia
Da cui si puograve ricavare una vita media per irraggiamento
RADIAZIONE DI SINCROTRONERADIAZIONE DI SINCROTRONE
02 arcsec res30 mas res
50 mas res
Jets della radio galassia 3C293 a differenti lunghezze drsquoonda e risoluzioni
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M87 M87
M87Optical
A 16 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 AampA 368 398) - MERLINVLBI
Struttura FR I e FR IIStruttura FR I e FR II
La natura ha regalato anche RG che non rientrano nelle
categorie precedenti
Un bellrsquoesempio egrave 3C273 dove si nota una struttura completamente asimmetrica a tutte le scale
Metodi drsquoindagine di una sorgente in astrofisicaMetodi drsquoindagine di una sorgente in astrofisica
Entrambe si estendono su quasi tutto lo spettro elettromagnetico con minori risoluzioni per le lunghezze drsquoonda minori (dovute alla difficoltagrave 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 DISTANZEDISTANZE di questi oggetti
Per analizzare le sorgenti con cui si ha a che fare in astrofisica gli strumenti drsquoindagine sono prevalentemente due
FOTOMETRIAFOTOMETRIA SPETTROMETRIASPETTROMETRIA
DISTANZADISTANZA
e
ez )( 0 minus=
Nel modello cosmologico ldquostandardrdquo il redshift z di una riga spettrale emessa ad una lunghezza drsquoonda λe e rivelata a λ0 egrave definito come
Il primo termine della serie si puograve interpretare come velocitagrave di recessione z=vc i termini successivi sono le correzioni relativistiche che diventano non
trascurabili per ~ z gt 03
⎥⎦
⎤⎢⎣
⎡ +minus+= minus )1(2
1 20
10 zqzcHdL
dove H0 egrave la costante di Hubble q0 il parametro di
decelerazione
ed egrave legato alla distanza della sorgente emettitrice dalla seguente relazione
ClassificazioneClassificazioneAl fine di comprendere meglio il contesto in cui si posizionano le
RG egrave utile fare una classificazione generale degli AGN
bull LINERs solo deboli linee di emissione nucleari
bull Seyfert continuo ottico nucleare con NLR e a volte BLR
Type 1 NLR+BLRType 2 NLR
Host Galaxy generalmente spirali
bull RQ QSOs simili alle Seyfert (tipo I) differenza in limite di opt mag forte continuo ottico X e NLR-BLR Host Galaxy spirali ellittiche
Radio Quiet AGN Radio Loud AGN
bull RL QSOs comportamento simile a RQ QSOs con presenza di jets quindi di un forte continuo ottico NLR amp BLR emissione X
bull Blazars rapidamente variabili opt em polarizzata radio e X em
bull Radio Galaxies emissione nucleare e radio estesa Possono essere divise low-excitation e high-excitation classes caratterizzate da BLR e NLR Host Galaxy ellittiche
Sombrero Galaxydebolmente ionizzata nel nucleo Emissione in radio e X da sincrotrone
LowIonizationNuclearEmissioneRegion
M10403-15 kev -gt orange15-70 kev -gt blue
Palomar Optical -gt nucleo
Palomar Optical -gt nucleo
Type 1 Seyfert
NGC 1566Spitzer MIR
Spitzer IR -gt nucleo
Oss GD Cassini Loiano
Type 2 Seyfert
NGC 2683
The Palomar sky survey image of Mkn 421 taken in blue light
Corona Borealis Observatory Győruacutejbaraacutet - Hungary
BL Lac
BL Lac
OpticalViolentVariable
Modello Unificato degli AGNModello Unificato degli AGN
Ciograve che puograve ben spiegare la produzione di cosigrave tanta
energia (fino a asymp 1061 erg) egrave la presenza di un buco nero
di 106-109 Msun entro un raggio di asymp 001 pc
o anche meno
Lrsquoenergia dellrsquoAGN deriva dallrsquoenergia potenziale gravitazionaledel materiale del disco di accrescimento circostante
il SMBH che cade su di essoPoicheacute il momento angolare egrave differenziale il materiale che accresce
sul SMBH passando da unrsquoorbita a una piugrave interna dovragrave emettereper principi di conservazione dellrsquoenergia e del momento angolare
BLACK HOLE e DISCO DI ACCRESCIMENTOBLACK 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 metagrave della sua massa a riposo
Questo egrave il meccanismo di conversione massa-energia
piugrave efficiente mai osservato nellrsquoUniverso
57 se BH non rotante41 se BH ruotante
(una tipica efficienza nucleare egrave di circa 07)
Toro di Toro di polveripolveri
Qualcosa di molto simile egrave stato visto dallrsquoHubble Space Telescope nella Seyfert galaxy NGC4261 Il toro egrave otticamente spesso se intercetta la linea di vista oscura le componenti piugrave interne e nello spettro emerge solo la sua emissione (prevalentemente in infrarosso) e quella delle regioni esterne
Oltre al disco di accrescimento vi egrave 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 puograve essere osservata solo da direzione polare
Lrsquoaltra componente sono la coppia di jets di materiale energetico espulso dal nucleo in direzione polare I jets sono incredibilmentecollimati e posso viaggiare per enormi distanze rispetto al toroide
I jet ultrarelativisticiI jet ultrarelativistici
Centaurus AOttico+Radio
Blazars
-BL Lac Objects
-OVVs
Type 1 objects -Seyfert 1s-Broad Line Radio Galaxies -Type 1 Quasars
Type 2 objects-Seyfert 2s-Narrow Line Radio Galaxies-Type 2 Quasars
dipendenza dipendenza dallrsquoangolo dallrsquoangolo di vistadi vista
MODELLO UNIFICATO(Antonucci 1993 Urry e Padovani 1995)
Nellrsquoanimazione 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 20000 stelle mentre in una galassia di questa taglia (una spirale gigante) ce ne sono in media 100 miliardi Qui il quasar egrave stato lsquospentorsquo in quanto in realtagrave la sua luminositagrave sopravanza di gran lunga quella dellrsquointera emissione stellare della galassia Nel centro del bulge si vedono delle nubi di gas blu (NLR) egrave la regione esterna al quasar appena fuori dal toro di polveri piugrave vicino al nucleo un sistema di nubi verdi e giallo-viola in rapido movimento (BLR)Oltre ciograve il disco di accrescimento che alimenta il BH da cui si diparte il getto relativistico Dallrsquoinizio alla fine dellrsquoanimazionesi percorrono 10 ordini di grandezza ilprimo frame dellrsquoanimazione egrave infatti grande 10 miliardi di volte lrsquoultimo
Modello Unificato degli AGNModello Unificato degli AGNAlla luce di quanto detto finrsquoora possiamo quindi dire che i nuclei galattici attivi nascondono al loro interno buchi neri supermassivi (M asymp 106-9 Msun) in accrescimento
SPETTRISPETTRI
Spettri tipici degli AGN occupano sostanzialmente lrsquointero dominio emSpettri di questo tipo prendono il nome di BROAD BANDBROAD BAND
SPETTRI
Spettro a larga banda del quasar 3C273
MECCANISMI DI EMISSIONEMECCANISMI DI EMISSIONE
Come si spiega uno spettro tipo broad band
Si possono raggruppare i meccanismi di emissione in due categorie principali
EMISSIONE TERMICAEMISSIONE TERMICAPROCESSI AD ALTA ENERGIAPROCESSI AD ALTA ENERGIA (emissione non termica)(emissione non termica)
MECCANISMI DI EMISSIONE TERMICI corpo MECCANISMI DI EMISSIONE TERMICI corpo neronero
Il profilo della curva egrave dato dalla legge di Planck
1
2)(
)(
23
minus= kThe
chTB νν
ν
1
2)(
)(
52
minus= kThce
hcTB
Un corpo nero egrave univocamente identificato mediante la TEMPERATURA Poicheacute il corpo nero per definizione assorbe tutta la radiazione che incide su di esso quella che vediamo emergere egrave quindi il risultato della sola emissione
MECCANISMI DI EMISSIONE TERMICI free-free MECCANISMI DI EMISSIONE TERMICI free-free emission (bremsstrahlung termica)emission (bremsstrahlung termica)
Lrsquoemissione free-free egrave tipica di un gas caldo ed egrave prodotta ovunque ci sia unrsquoadeguata densitagrave 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 egrave formata dalla fotoionizzazione dellrsquoidrogeno da parte di fotoni UV provenienti dalla stella Il continuo proveniente da una regione HII egrave dovuto allrsquoemissione free-free prodotta dagli elettroni liberi del gas Lo spettro si puograve estendere dal radio allrsquoottico ed egrave piatto in regime di mezzo otticamente sottile
free-free free-free emission ndash emission ndash continua continua
(2)(2)
Lo spettro si estende dal radio al visibile e dipende dalla densitagrave del gas
Il grafico ha un flesso in corrispondenza della lunghezza drsquoonda a cui il mezzo inizia a comportarsi come otticamente spesso a lunghezze drsquoonda maggiori la radiazione egrave riassorbita
Esiste quindi in dipendenza dalla densitagrave del gas una particolare frequenza detta di cut-off oltre la quale il mezzo emette come corpo nero
22
2 νν ckT
I = Nella regione a legge di potenza lrsquoindice spettrale egrave pari a 2 Nella parte dello spettro otticamente sottile lrsquointensitagrave egrave debolmente dipendente dalla frequenza con indice spettrale pari a ndash01
La parte dello spettro dove il mezzo egrave otticamente spesso egrave dato da
dove Iν egrave lrsquointensitagrave emessa in funzione della frequenza
Lrsquoemissione non termica egrave dovuta a processi di alta energia che coinvolgono sia fotoni che particelle e si dice non termica proprio percheacute la distribuzione sia dei fotoni che delle particelle non egrave MaxwellianaI processi fisici che danno luogo ad emissione di alta energia sono
RADIAZIONE DI SINCROTRONERADIAZIONE DI SINCROTRONE EFFETTO COMPTON (diretto e inverso)EFFETTO COMPTON (diretto e inverso) PRODUZIONE DI COPPIEPRODUZIONE DI COPPIE
EMISSIONE NON TERMICAEMISSIONE NON TERMICA
RADIAZIONE DI SINCROTRONERADIAZIONE DI SINCROTRONE
Indipendentemente nel 1950 prima e nel 1953 poi Alfveacuten amp Herlofson e Shklovsky proposero una legge di potenza al fine di spiegare diversi tipi di spettri in banda radio
con indice spettrale gt 2 egrave necessario ricorrere ad emissione di tipo non termico ed in particolare emissione di sincrotrone
ν minus=KT
Questa relazione egrave estremamente utile in quanto da una semplice misura dellrsquoindice spettrale si possono ricavare informazione sulla distribuzione di energia degli elettroni emettitori
2
1 sminus=
Esiste una semplice relazionetra lrsquoindice della distribuzione di energia degli elettroni (s) e lrsquoindice spettrale (α) dellospettro di emissione persincrotrone
Per gli AGN lrsquoemissione di sincrotrone riguarda solamente il getto relativisticoSappiamo che in regioni simili il campo magnetico egrave di ~10-4 T emissione X di 10 KeV da Blazars egrave dovuta ad elettroni di ~1012 eV
EFFETTO COMPTON (diretto e EFFETTO COMPTON (diretto e inverso)inverso)
)cos1(0
ϕ minus=minuscmh
is
Quando un fotone di alta energia interagisce con un elettrone a bassa energia si ha scattering Compton Lrsquoelettrone acquista energia a spese del fotone La relazione tra la lunghezza drsquoonda del fotone incidente λi e quella dopo lo scattering λs egrave
[1]
dove m0 egrave la massa a riposo
dellrsquoelettrone e lrsquoangolo di scattering
Possiamo riscrivere [1] in termini della lunghezza drsquoonda Compton λC
2sin2
ϕ Cis =minus
cm
hC
0
=dove λC egrave definita come
Un caso particolare egrave rappresentato dallo scattering di Thompson la coda a piugrave bassa energia il piugrave comune in astrofisicaLrsquoeffetto Compton egrave statisticamente rilevante in quelle regioni in cui vi sono degli elettroni immersi in un campo di fotoni ad alta energia
radT Ucdt
dE 2
3
4 γσ=
In astrofisica egrave 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 Lrsquoeffetto Compton inverso egrave lrsquoanalogo elettrico del sincrotrone La perdita di energia di un elettrone relativistico che interagisce con il campo generato da fotoni (con densitagrave di energia Urad) egrave dato da
dove σT egrave la
sezione drsquourtoThompson
PRODUZIONE DI COPPIEPRODUZIONE DI COPPIE
Quando un fotone di grandeenergia interagisce conil campo di un altro fotoneo di un nucleo dagrave origine alla formazione di una coppia elettrone-positrone
euro
γ+γ (o nucleo) = e+ + eminus
La produzione di coppie egrave un fenomeno poco importante in astrofisica Assume una notevole importanza solo in quelle regioni con una densitagrave di fotoni gamma elevata
202 cmhEE
eeγνγ =rArr= minus+
vmpee 02γ=minus+
cmc
hp 02γνγ ==
Dalla conservazione dellrsquoenergia si ha che
[1]
Per la coppia e+e- il momento egrave
[2]
Per il fotone il momento egrave da [1]
[3]
Uguagliando [2] e [3] si vede che poicheacute ν non puograve essere uguale a c momento ed energia non possono essere conservati simultaneamente nello spazio libero egrave 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 puograve avvenire anche sottoforma di annichilazione di una coppia e+e- con la produzione di un fotone di energia asymp 1 MeV (ad esempio ne sono stati osservati dalla regione del Centro Galattico)
La massa a riposo di e+ ed e- egrave 0511MeV il regime di questa interazione saragrave nella regione che va dagli X estremi ai gamma di bassa energia
Conclusioni amp ReferenzeConclusioni amp Referenze
- Cosrsquoegrave una radiogalassia
- Struttura
- AGN
- Classificazione
- Modello Unificato
- Spettri
- Meccanismi di emissione
bull BINNEY MERRIFIELD Galactic Astronomy 1998 Princeton Series in Astrophysicsbull KROLIK Active Galactic Nuclei 1999 Princeton Series in Astrophysicsbull RYBICKI LIGHTMAN Radiative Processes In Astrophysics 1979 Cambridge University Pressbull An Introduction to Radio AstronomyBURKE GRAHAM-SMITH
ldquoThis is the Endrdquo
3C 483C 48
The radio galaxy 3C293MERLIN 5GHz radio contours of the inner jet of 3C293 overlaid upon an HST R-H colour map
Modello Unificato degli AGNModello Unificato degli AGN
Numerose sono le categorie di oggetti che vanno sotto il nome di AGN
Necessario un modello unificato che Necessario un modello unificato che spiegasse gli oggetti visti in cielospiegasse gli oggetti visti in cielo
bull Non fu immediatamente chiaro che un Quasar fosse al centro di un nucleo galattico poicheacute troppo distanti per osservazioni esemplificative
bull Mentre le RG si identificano come ellittiche i Quasar si possono trovare anche in spirali
bull Con survey in ottico trovati altri nuclei attivi Seyfert con emissione radio notevole
Lrsquoemissione 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 inversamente proporzionale al fattore di Lorentz γ Elettroni di una data energia irraggiano ad una frequenza specifica dato il campo magnetico
2BEs propν
222
3
4EBUc
dt
dEmagT prop= γσ
Irraggiando gli elettroni perdono unrsquoenergia pari a
dove Umag egrave la densitagrave di energia nel
campo magnetico B2(810-7)
EB
cmth 214
220
10
)(minus=
dove th egrave il tempo (in secondi) in cui lrsquoelettrone perde metagrave della sue energia
Da cui si puograve ricavare una vita media per irraggiamento
RADIAZIONE DI SINCROTRONERADIAZIONE DI SINCROTRONE
02 arcsec res30 mas res
50 mas res
Jets della radio galassia 3C293 a differenti lunghezze drsquoonda e risoluzioni
- Slide 1
- Slide 2
- Slide 3
- Slide 4
- Slide 5
- Slide 6
- Slide 7
- Slide 8
- Slide 9
- Slide 10
- Slide 11
- Slide 12
- Slide 13
- Slide 14
- Slide 15
- Slide 16
- Slide 17
- Slide 18
- Slide 19
- Slide 20
- Slide 21
- Slide 22
- Slide 23
- Slide 24
- Slide 25
- Slide 26
- Slide 27
- Slide 28
- Slide 29
- Slide 30
- Slide 31
- Slide 32
- Slide 33
- Slide 34
- Slide 35
- Slide 36
- Slide 37
- Slide 38
- Slide 39
- Slide 40
- Slide 41
- Slide 42
- Slide 43
- Slide 44
- Slide 45
- Slide 46
- Slide 47
-
A 16 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 AampA 368 398) - MERLINVLBI
Struttura FR I e FR IIStruttura FR I e FR II
La natura ha regalato anche RG che non rientrano nelle
categorie precedenti
Un bellrsquoesempio egrave 3C273 dove si nota una struttura completamente asimmetrica a tutte le scale
Metodi drsquoindagine di una sorgente in astrofisicaMetodi drsquoindagine di una sorgente in astrofisica
Entrambe si estendono su quasi tutto lo spettro elettromagnetico con minori risoluzioni per le lunghezze drsquoonda minori (dovute alla difficoltagrave 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 DISTANZEDISTANZE di questi oggetti
Per analizzare le sorgenti con cui si ha a che fare in astrofisica gli strumenti drsquoindagine sono prevalentemente due
FOTOMETRIAFOTOMETRIA SPETTROMETRIASPETTROMETRIA
DISTANZADISTANZA
e
ez )( 0 minus=
Nel modello cosmologico ldquostandardrdquo il redshift z di una riga spettrale emessa ad una lunghezza drsquoonda λe e rivelata a λ0 egrave definito come
Il primo termine della serie si puograve interpretare come velocitagrave di recessione z=vc i termini successivi sono le correzioni relativistiche che diventano non
trascurabili per ~ z gt 03
⎥⎦
⎤⎢⎣
⎡ +minus+= minus )1(2
1 20
10 zqzcHdL
dove H0 egrave la costante di Hubble q0 il parametro di
decelerazione
ed egrave legato alla distanza della sorgente emettitrice dalla seguente relazione
ClassificazioneClassificazioneAl fine di comprendere meglio il contesto in cui si posizionano le
RG egrave utile fare una classificazione generale degli AGN
bull LINERs solo deboli linee di emissione nucleari
bull Seyfert continuo ottico nucleare con NLR e a volte BLR
Type 1 NLR+BLRType 2 NLR
Host Galaxy generalmente spirali
bull RQ QSOs simili alle Seyfert (tipo I) differenza in limite di opt mag forte continuo ottico X e NLR-BLR Host Galaxy spirali ellittiche
Radio Quiet AGN Radio Loud AGN
bull RL QSOs comportamento simile a RQ QSOs con presenza di jets quindi di un forte continuo ottico NLR amp BLR emissione X
bull Blazars rapidamente variabili opt em polarizzata radio e X em
bull Radio Galaxies emissione nucleare e radio estesa Possono essere divise low-excitation e high-excitation classes caratterizzate da BLR e NLR Host Galaxy ellittiche
Sombrero Galaxydebolmente ionizzata nel nucleo Emissione in radio e X da sincrotrone
LowIonizationNuclearEmissioneRegion
M10403-15 kev -gt orange15-70 kev -gt blue
Palomar Optical -gt nucleo
Palomar Optical -gt nucleo
Type 1 Seyfert
NGC 1566Spitzer MIR
Spitzer IR -gt nucleo
Oss GD Cassini Loiano
Type 2 Seyfert
NGC 2683
The Palomar sky survey image of Mkn 421 taken in blue light
Corona Borealis Observatory Győruacutejbaraacutet - Hungary
BL Lac
BL Lac
OpticalViolentVariable
Modello Unificato degli AGNModello Unificato degli AGN
Ciograve che puograve ben spiegare la produzione di cosigrave tanta
energia (fino a asymp 1061 erg) egrave la presenza di un buco nero
di 106-109 Msun entro un raggio di asymp 001 pc
o anche meno
Lrsquoenergia dellrsquoAGN deriva dallrsquoenergia potenziale gravitazionaledel materiale del disco di accrescimento circostante
il SMBH che cade su di essoPoicheacute il momento angolare egrave differenziale il materiale che accresce
sul SMBH passando da unrsquoorbita a una piugrave interna dovragrave emettereper principi di conservazione dellrsquoenergia e del momento angolare
BLACK HOLE e DISCO DI ACCRESCIMENTOBLACK 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 metagrave della sua massa a riposo
Questo egrave il meccanismo di conversione massa-energia
piugrave efficiente mai osservato nellrsquoUniverso
57 se BH non rotante41 se BH ruotante
(una tipica efficienza nucleare egrave di circa 07)
Toro di Toro di polveripolveri
Qualcosa di molto simile egrave stato visto dallrsquoHubble Space Telescope nella Seyfert galaxy NGC4261 Il toro egrave otticamente spesso se intercetta la linea di vista oscura le componenti piugrave interne e nello spettro emerge solo la sua emissione (prevalentemente in infrarosso) e quella delle regioni esterne
Oltre al disco di accrescimento vi egrave 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 puograve essere osservata solo da direzione polare
Lrsquoaltra componente sono la coppia di jets di materiale energetico espulso dal nucleo in direzione polare I jets sono incredibilmentecollimati e posso viaggiare per enormi distanze rispetto al toroide
I jet ultrarelativisticiI jet ultrarelativistici
Centaurus AOttico+Radio
Blazars
-BL Lac Objects
-OVVs
Type 1 objects -Seyfert 1s-Broad Line Radio Galaxies -Type 1 Quasars
Type 2 objects-Seyfert 2s-Narrow Line Radio Galaxies-Type 2 Quasars
dipendenza dipendenza dallrsquoangolo dallrsquoangolo di vistadi vista
MODELLO UNIFICATO(Antonucci 1993 Urry e Padovani 1995)
Nellrsquoanimazione 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 20000 stelle mentre in una galassia di questa taglia (una spirale gigante) ce ne sono in media 100 miliardi Qui il quasar egrave stato lsquospentorsquo in quanto in realtagrave la sua luminositagrave sopravanza di gran lunga quella dellrsquointera emissione stellare della galassia Nel centro del bulge si vedono delle nubi di gas blu (NLR) egrave la regione esterna al quasar appena fuori dal toro di polveri piugrave vicino al nucleo un sistema di nubi verdi e giallo-viola in rapido movimento (BLR)Oltre ciograve il disco di accrescimento che alimenta il BH da cui si diparte il getto relativistico Dallrsquoinizio alla fine dellrsquoanimazionesi percorrono 10 ordini di grandezza ilprimo frame dellrsquoanimazione egrave infatti grande 10 miliardi di volte lrsquoultimo
Modello Unificato degli AGNModello Unificato degli AGNAlla luce di quanto detto finrsquoora possiamo quindi dire che i nuclei galattici attivi nascondono al loro interno buchi neri supermassivi (M asymp 106-9 Msun) in accrescimento
SPETTRISPETTRI
Spettri tipici degli AGN occupano sostanzialmente lrsquointero dominio emSpettri di questo tipo prendono il nome di BROAD BANDBROAD BAND
SPETTRI
Spettro a larga banda del quasar 3C273
MECCANISMI DI EMISSIONEMECCANISMI DI EMISSIONE
Come si spiega uno spettro tipo broad band
Si possono raggruppare i meccanismi di emissione in due categorie principali
EMISSIONE TERMICAEMISSIONE TERMICAPROCESSI AD ALTA ENERGIAPROCESSI AD ALTA ENERGIA (emissione non termica)(emissione non termica)
MECCANISMI DI EMISSIONE TERMICI corpo MECCANISMI DI EMISSIONE TERMICI corpo neronero
Il profilo della curva egrave dato dalla legge di Planck
1
2)(
)(
23
minus= kThe
chTB νν
ν
1
2)(
)(
52
minus= kThce
hcTB
Un corpo nero egrave univocamente identificato mediante la TEMPERATURA Poicheacute il corpo nero per definizione assorbe tutta la radiazione che incide su di esso quella che vediamo emergere egrave quindi il risultato della sola emissione
MECCANISMI DI EMISSIONE TERMICI free-free MECCANISMI DI EMISSIONE TERMICI free-free emission (bremsstrahlung termica)emission (bremsstrahlung termica)
Lrsquoemissione free-free egrave tipica di un gas caldo ed egrave prodotta ovunque ci sia unrsquoadeguata densitagrave 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 egrave formata dalla fotoionizzazione dellrsquoidrogeno da parte di fotoni UV provenienti dalla stella Il continuo proveniente da una regione HII egrave dovuto allrsquoemissione free-free prodotta dagli elettroni liberi del gas Lo spettro si puograve estendere dal radio allrsquoottico ed egrave piatto in regime di mezzo otticamente sottile
free-free free-free emission ndash emission ndash continua continua
(2)(2)
Lo spettro si estende dal radio al visibile e dipende dalla densitagrave del gas
Il grafico ha un flesso in corrispondenza della lunghezza drsquoonda a cui il mezzo inizia a comportarsi come otticamente spesso a lunghezze drsquoonda maggiori la radiazione egrave riassorbita
Esiste quindi in dipendenza dalla densitagrave del gas una particolare frequenza detta di cut-off oltre la quale il mezzo emette come corpo nero
22
2 νν ckT
I = Nella regione a legge di potenza lrsquoindice spettrale egrave pari a 2 Nella parte dello spettro otticamente sottile lrsquointensitagrave egrave debolmente dipendente dalla frequenza con indice spettrale pari a ndash01
La parte dello spettro dove il mezzo egrave otticamente spesso egrave dato da
dove Iν egrave lrsquointensitagrave emessa in funzione della frequenza
Lrsquoemissione non termica egrave dovuta a processi di alta energia che coinvolgono sia fotoni che particelle e si dice non termica proprio percheacute la distribuzione sia dei fotoni che delle particelle non egrave MaxwellianaI processi fisici che danno luogo ad emissione di alta energia sono
RADIAZIONE DI SINCROTRONERADIAZIONE DI SINCROTRONE EFFETTO COMPTON (diretto e inverso)EFFETTO COMPTON (diretto e inverso) PRODUZIONE DI COPPIEPRODUZIONE DI COPPIE
EMISSIONE NON TERMICAEMISSIONE NON TERMICA
RADIAZIONE DI SINCROTRONERADIAZIONE DI SINCROTRONE
Indipendentemente nel 1950 prima e nel 1953 poi Alfveacuten amp Herlofson e Shklovsky proposero una legge di potenza al fine di spiegare diversi tipi di spettri in banda radio
con indice spettrale gt 2 egrave necessario ricorrere ad emissione di tipo non termico ed in particolare emissione di sincrotrone
ν minus=KT
Questa relazione egrave estremamente utile in quanto da una semplice misura dellrsquoindice spettrale si possono ricavare informazione sulla distribuzione di energia degli elettroni emettitori
2
1 sminus=
Esiste una semplice relazionetra lrsquoindice della distribuzione di energia degli elettroni (s) e lrsquoindice spettrale (α) dellospettro di emissione persincrotrone
Per gli AGN lrsquoemissione di sincrotrone riguarda solamente il getto relativisticoSappiamo che in regioni simili il campo magnetico egrave di ~10-4 T emissione X di 10 KeV da Blazars egrave dovuta ad elettroni di ~1012 eV
EFFETTO COMPTON (diretto e EFFETTO COMPTON (diretto e inverso)inverso)
)cos1(0
ϕ minus=minuscmh
is
Quando un fotone di alta energia interagisce con un elettrone a bassa energia si ha scattering Compton Lrsquoelettrone acquista energia a spese del fotone La relazione tra la lunghezza drsquoonda del fotone incidente λi e quella dopo lo scattering λs egrave
[1]
dove m0 egrave la massa a riposo
dellrsquoelettrone e lrsquoangolo di scattering
Possiamo riscrivere [1] in termini della lunghezza drsquoonda Compton λC
2sin2
ϕ Cis =minus
cm
hC
0
=dove λC egrave definita come
Un caso particolare egrave rappresentato dallo scattering di Thompson la coda a piugrave bassa energia il piugrave comune in astrofisicaLrsquoeffetto Compton egrave statisticamente rilevante in quelle regioni in cui vi sono degli elettroni immersi in un campo di fotoni ad alta energia
radT Ucdt
dE 2
3
4 γσ=
In astrofisica egrave 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 Lrsquoeffetto Compton inverso egrave lrsquoanalogo elettrico del sincrotrone La perdita di energia di un elettrone relativistico che interagisce con il campo generato da fotoni (con densitagrave di energia Urad) egrave dato da
dove σT egrave la
sezione drsquourtoThompson
PRODUZIONE DI COPPIEPRODUZIONE DI COPPIE
Quando un fotone di grandeenergia interagisce conil campo di un altro fotoneo di un nucleo dagrave origine alla formazione di una coppia elettrone-positrone
euro
γ+γ (o nucleo) = e+ + eminus
La produzione di coppie egrave un fenomeno poco importante in astrofisica Assume una notevole importanza solo in quelle regioni con una densitagrave di fotoni gamma elevata
202 cmhEE
eeγνγ =rArr= minus+
vmpee 02γ=minus+
cmc
hp 02γνγ ==
Dalla conservazione dellrsquoenergia si ha che
[1]
Per la coppia e+e- il momento egrave
[2]
Per il fotone il momento egrave da [1]
[3]
Uguagliando [2] e [3] si vede che poicheacute ν non puograve essere uguale a c momento ed energia non possono essere conservati simultaneamente nello spazio libero egrave 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 puograve avvenire anche sottoforma di annichilazione di una coppia e+e- con la produzione di un fotone di energia asymp 1 MeV (ad esempio ne sono stati osservati dalla regione del Centro Galattico)
La massa a riposo di e+ ed e- egrave 0511MeV il regime di questa interazione saragrave nella regione che va dagli X estremi ai gamma di bassa energia
Conclusioni amp ReferenzeConclusioni amp Referenze
- Cosrsquoegrave una radiogalassia
- Struttura
- AGN
- Classificazione
- Modello Unificato
- Spettri
- Meccanismi di emissione
bull BINNEY MERRIFIELD Galactic Astronomy 1998 Princeton Series in Astrophysicsbull KROLIK Active Galactic Nuclei 1999 Princeton Series in Astrophysicsbull RYBICKI LIGHTMAN Radiative Processes In Astrophysics 1979 Cambridge University Pressbull An Introduction to Radio AstronomyBURKE GRAHAM-SMITH
ldquoThis is the Endrdquo
3C 483C 48
The radio galaxy 3C293MERLIN 5GHz radio contours of the inner jet of 3C293 overlaid upon an HST R-H colour map
Modello Unificato degli AGNModello Unificato degli AGN
Numerose sono le categorie di oggetti che vanno sotto il nome di AGN
Necessario un modello unificato che Necessario un modello unificato che spiegasse gli oggetti visti in cielospiegasse gli oggetti visti in cielo
bull Non fu immediatamente chiaro che un Quasar fosse al centro di un nucleo galattico poicheacute troppo distanti per osservazioni esemplificative
bull Mentre le RG si identificano come ellittiche i Quasar si possono trovare anche in spirali
bull Con survey in ottico trovati altri nuclei attivi Seyfert con emissione radio notevole
Lrsquoemissione 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 inversamente proporzionale al fattore di Lorentz γ Elettroni di una data energia irraggiano ad una frequenza specifica dato il campo magnetico
2BEs propν
222
3
4EBUc
dt
dEmagT prop= γσ
Irraggiando gli elettroni perdono unrsquoenergia pari a
dove Umag egrave la densitagrave di energia nel
campo magnetico B2(810-7)
EB
cmth 214
220
10
)(minus=
dove th egrave il tempo (in secondi) in cui lrsquoelettrone perde metagrave della sue energia
Da cui si puograve ricavare una vita media per irraggiamento
RADIAZIONE DI SINCROTRONERADIAZIONE DI SINCROTRONE
02 arcsec res30 mas res
50 mas res
Jets della radio galassia 3C293 a differenti lunghezze drsquoonda e risoluzioni
- Slide 1
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- Slide 47
-
Struttura FR I e FR IIStruttura FR I e FR II
La natura ha regalato anche RG che non rientrano nelle
categorie precedenti
Un bellrsquoesempio egrave 3C273 dove si nota una struttura completamente asimmetrica a tutte le scale
Metodi drsquoindagine di una sorgente in astrofisicaMetodi drsquoindagine di una sorgente in astrofisica
Entrambe si estendono su quasi tutto lo spettro elettromagnetico con minori risoluzioni per le lunghezze drsquoonda minori (dovute alla difficoltagrave 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 DISTANZEDISTANZE di questi oggetti
Per analizzare le sorgenti con cui si ha a che fare in astrofisica gli strumenti drsquoindagine sono prevalentemente due
FOTOMETRIAFOTOMETRIA SPETTROMETRIASPETTROMETRIA
DISTANZADISTANZA
e
ez )( 0 minus=
Nel modello cosmologico ldquostandardrdquo il redshift z di una riga spettrale emessa ad una lunghezza drsquoonda λe e rivelata a λ0 egrave definito come
Il primo termine della serie si puograve interpretare come velocitagrave di recessione z=vc i termini successivi sono le correzioni relativistiche che diventano non
trascurabili per ~ z gt 03
⎥⎦
⎤⎢⎣
⎡ +minus+= minus )1(2
1 20
10 zqzcHdL
dove H0 egrave la costante di Hubble q0 il parametro di
decelerazione
ed egrave legato alla distanza della sorgente emettitrice dalla seguente relazione
ClassificazioneClassificazioneAl fine di comprendere meglio il contesto in cui si posizionano le
RG egrave utile fare una classificazione generale degli AGN
bull LINERs solo deboli linee di emissione nucleari
bull Seyfert continuo ottico nucleare con NLR e a volte BLR
Type 1 NLR+BLRType 2 NLR
Host Galaxy generalmente spirali
bull RQ QSOs simili alle Seyfert (tipo I) differenza in limite di opt mag forte continuo ottico X e NLR-BLR Host Galaxy spirali ellittiche
Radio Quiet AGN Radio Loud AGN
bull RL QSOs comportamento simile a RQ QSOs con presenza di jets quindi di un forte continuo ottico NLR amp BLR emissione X
bull Blazars rapidamente variabili opt em polarizzata radio e X em
bull Radio Galaxies emissione nucleare e radio estesa Possono essere divise low-excitation e high-excitation classes caratterizzate da BLR e NLR Host Galaxy ellittiche
Sombrero Galaxydebolmente ionizzata nel nucleo Emissione in radio e X da sincrotrone
LowIonizationNuclearEmissioneRegion
M10403-15 kev -gt orange15-70 kev -gt blue
Palomar Optical -gt nucleo
Palomar Optical -gt nucleo
Type 1 Seyfert
NGC 1566Spitzer MIR
Spitzer IR -gt nucleo
Oss GD Cassini Loiano
Type 2 Seyfert
NGC 2683
The Palomar sky survey image of Mkn 421 taken in blue light
Corona Borealis Observatory Győruacutejbaraacutet - Hungary
BL Lac
BL Lac
OpticalViolentVariable
Modello Unificato degli AGNModello Unificato degli AGN
Ciograve che puograve ben spiegare la produzione di cosigrave tanta
energia (fino a asymp 1061 erg) egrave la presenza di un buco nero
di 106-109 Msun entro un raggio di asymp 001 pc
o anche meno
Lrsquoenergia dellrsquoAGN deriva dallrsquoenergia potenziale gravitazionaledel materiale del disco di accrescimento circostante
il SMBH che cade su di essoPoicheacute il momento angolare egrave differenziale il materiale che accresce
sul SMBH passando da unrsquoorbita a una piugrave interna dovragrave emettereper principi di conservazione dellrsquoenergia e del momento angolare
BLACK HOLE e DISCO DI ACCRESCIMENTOBLACK 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 metagrave della sua massa a riposo
Questo egrave il meccanismo di conversione massa-energia
piugrave efficiente mai osservato nellrsquoUniverso
57 se BH non rotante41 se BH ruotante
(una tipica efficienza nucleare egrave di circa 07)
Toro di Toro di polveripolveri
Qualcosa di molto simile egrave stato visto dallrsquoHubble Space Telescope nella Seyfert galaxy NGC4261 Il toro egrave otticamente spesso se intercetta la linea di vista oscura le componenti piugrave interne e nello spettro emerge solo la sua emissione (prevalentemente in infrarosso) e quella delle regioni esterne
Oltre al disco di accrescimento vi egrave 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 puograve essere osservata solo da direzione polare
Lrsquoaltra componente sono la coppia di jets di materiale energetico espulso dal nucleo in direzione polare I jets sono incredibilmentecollimati e posso viaggiare per enormi distanze rispetto al toroide
I jet ultrarelativisticiI jet ultrarelativistici
Centaurus AOttico+Radio
Blazars
-BL Lac Objects
-OVVs
Type 1 objects -Seyfert 1s-Broad Line Radio Galaxies -Type 1 Quasars
Type 2 objects-Seyfert 2s-Narrow Line Radio Galaxies-Type 2 Quasars
dipendenza dipendenza dallrsquoangolo dallrsquoangolo di vistadi vista
MODELLO UNIFICATO(Antonucci 1993 Urry e Padovani 1995)
Nellrsquoanimazione 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 20000 stelle mentre in una galassia di questa taglia (una spirale gigante) ce ne sono in media 100 miliardi Qui il quasar egrave stato lsquospentorsquo in quanto in realtagrave la sua luminositagrave sopravanza di gran lunga quella dellrsquointera emissione stellare della galassia Nel centro del bulge si vedono delle nubi di gas blu (NLR) egrave la regione esterna al quasar appena fuori dal toro di polveri piugrave vicino al nucleo un sistema di nubi verdi e giallo-viola in rapido movimento (BLR)Oltre ciograve il disco di accrescimento che alimenta il BH da cui si diparte il getto relativistico Dallrsquoinizio alla fine dellrsquoanimazionesi percorrono 10 ordini di grandezza ilprimo frame dellrsquoanimazione egrave infatti grande 10 miliardi di volte lrsquoultimo
Modello Unificato degli AGNModello Unificato degli AGNAlla luce di quanto detto finrsquoora possiamo quindi dire che i nuclei galattici attivi nascondono al loro interno buchi neri supermassivi (M asymp 106-9 Msun) in accrescimento
SPETTRISPETTRI
Spettri tipici degli AGN occupano sostanzialmente lrsquointero dominio emSpettri di questo tipo prendono il nome di BROAD BANDBROAD BAND
SPETTRI
Spettro a larga banda del quasar 3C273
MECCANISMI DI EMISSIONEMECCANISMI DI EMISSIONE
Come si spiega uno spettro tipo broad band
Si possono raggruppare i meccanismi di emissione in due categorie principali
EMISSIONE TERMICAEMISSIONE TERMICAPROCESSI AD ALTA ENERGIAPROCESSI AD ALTA ENERGIA (emissione non termica)(emissione non termica)
MECCANISMI DI EMISSIONE TERMICI corpo MECCANISMI DI EMISSIONE TERMICI corpo neronero
Il profilo della curva egrave dato dalla legge di Planck
1
2)(
)(
23
minus= kThe
chTB νν
ν
1
2)(
)(
52
minus= kThce
hcTB
Un corpo nero egrave univocamente identificato mediante la TEMPERATURA Poicheacute il corpo nero per definizione assorbe tutta la radiazione che incide su di esso quella che vediamo emergere egrave quindi il risultato della sola emissione
MECCANISMI DI EMISSIONE TERMICI free-free MECCANISMI DI EMISSIONE TERMICI free-free emission (bremsstrahlung termica)emission (bremsstrahlung termica)
Lrsquoemissione free-free egrave tipica di un gas caldo ed egrave prodotta ovunque ci sia unrsquoadeguata densitagrave 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 egrave formata dalla fotoionizzazione dellrsquoidrogeno da parte di fotoni UV provenienti dalla stella Il continuo proveniente da una regione HII egrave dovuto allrsquoemissione free-free prodotta dagli elettroni liberi del gas Lo spettro si puograve estendere dal radio allrsquoottico ed egrave piatto in regime di mezzo otticamente sottile
free-free free-free emission ndash emission ndash continua continua
(2)(2)
Lo spettro si estende dal radio al visibile e dipende dalla densitagrave del gas
Il grafico ha un flesso in corrispondenza della lunghezza drsquoonda a cui il mezzo inizia a comportarsi come otticamente spesso a lunghezze drsquoonda maggiori la radiazione egrave riassorbita
Esiste quindi in dipendenza dalla densitagrave del gas una particolare frequenza detta di cut-off oltre la quale il mezzo emette come corpo nero
22
2 νν ckT
I = Nella regione a legge di potenza lrsquoindice spettrale egrave pari a 2 Nella parte dello spettro otticamente sottile lrsquointensitagrave egrave debolmente dipendente dalla frequenza con indice spettrale pari a ndash01
La parte dello spettro dove il mezzo egrave otticamente spesso egrave dato da
dove Iν egrave lrsquointensitagrave emessa in funzione della frequenza
Lrsquoemissione non termica egrave dovuta a processi di alta energia che coinvolgono sia fotoni che particelle e si dice non termica proprio percheacute la distribuzione sia dei fotoni che delle particelle non egrave MaxwellianaI processi fisici che danno luogo ad emissione di alta energia sono
RADIAZIONE DI SINCROTRONERADIAZIONE DI SINCROTRONE EFFETTO COMPTON (diretto e inverso)EFFETTO COMPTON (diretto e inverso) PRODUZIONE DI COPPIEPRODUZIONE DI COPPIE
EMISSIONE NON TERMICAEMISSIONE NON TERMICA
RADIAZIONE DI SINCROTRONERADIAZIONE DI SINCROTRONE
Indipendentemente nel 1950 prima e nel 1953 poi Alfveacuten amp Herlofson e Shklovsky proposero una legge di potenza al fine di spiegare diversi tipi di spettri in banda radio
con indice spettrale gt 2 egrave necessario ricorrere ad emissione di tipo non termico ed in particolare emissione di sincrotrone
ν minus=KT
Questa relazione egrave estremamente utile in quanto da una semplice misura dellrsquoindice spettrale si possono ricavare informazione sulla distribuzione di energia degli elettroni emettitori
2
1 sminus=
Esiste una semplice relazionetra lrsquoindice della distribuzione di energia degli elettroni (s) e lrsquoindice spettrale (α) dellospettro di emissione persincrotrone
Per gli AGN lrsquoemissione di sincrotrone riguarda solamente il getto relativisticoSappiamo che in regioni simili il campo magnetico egrave di ~10-4 T emissione X di 10 KeV da Blazars egrave dovuta ad elettroni di ~1012 eV
EFFETTO COMPTON (diretto e EFFETTO COMPTON (diretto e inverso)inverso)
)cos1(0
ϕ minus=minuscmh
is
Quando un fotone di alta energia interagisce con un elettrone a bassa energia si ha scattering Compton Lrsquoelettrone acquista energia a spese del fotone La relazione tra la lunghezza drsquoonda del fotone incidente λi e quella dopo lo scattering λs egrave
[1]
dove m0 egrave la massa a riposo
dellrsquoelettrone e lrsquoangolo di scattering
Possiamo riscrivere [1] in termini della lunghezza drsquoonda Compton λC
2sin2
ϕ Cis =minus
cm
hC
0
=dove λC egrave definita come
Un caso particolare egrave rappresentato dallo scattering di Thompson la coda a piugrave bassa energia il piugrave comune in astrofisicaLrsquoeffetto Compton egrave statisticamente rilevante in quelle regioni in cui vi sono degli elettroni immersi in un campo di fotoni ad alta energia
radT Ucdt
dE 2
3
4 γσ=
In astrofisica egrave 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 Lrsquoeffetto Compton inverso egrave lrsquoanalogo elettrico del sincrotrone La perdita di energia di un elettrone relativistico che interagisce con il campo generato da fotoni (con densitagrave di energia Urad) egrave dato da
dove σT egrave la
sezione drsquourtoThompson
PRODUZIONE DI COPPIEPRODUZIONE DI COPPIE
Quando un fotone di grandeenergia interagisce conil campo di un altro fotoneo di un nucleo dagrave origine alla formazione di una coppia elettrone-positrone
euro
γ+γ (o nucleo) = e+ + eminus
La produzione di coppie egrave un fenomeno poco importante in astrofisica Assume una notevole importanza solo in quelle regioni con una densitagrave di fotoni gamma elevata
202 cmhEE
eeγνγ =rArr= minus+
vmpee 02γ=minus+
cmc
hp 02γνγ ==
Dalla conservazione dellrsquoenergia si ha che
[1]
Per la coppia e+e- il momento egrave
[2]
Per il fotone il momento egrave da [1]
[3]
Uguagliando [2] e [3] si vede che poicheacute ν non puograve essere uguale a c momento ed energia non possono essere conservati simultaneamente nello spazio libero egrave 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 puograve avvenire anche sottoforma di annichilazione di una coppia e+e- con la produzione di un fotone di energia asymp 1 MeV (ad esempio ne sono stati osservati dalla regione del Centro Galattico)
La massa a riposo di e+ ed e- egrave 0511MeV il regime di questa interazione saragrave nella regione che va dagli X estremi ai gamma di bassa energia
Conclusioni amp ReferenzeConclusioni amp Referenze
- Cosrsquoegrave una radiogalassia
- Struttura
- AGN
- Classificazione
- Modello Unificato
- Spettri
- Meccanismi di emissione
bull BINNEY MERRIFIELD Galactic Astronomy 1998 Princeton Series in Astrophysicsbull KROLIK Active Galactic Nuclei 1999 Princeton Series in Astrophysicsbull RYBICKI LIGHTMAN Radiative Processes In Astrophysics 1979 Cambridge University Pressbull An Introduction to Radio AstronomyBURKE GRAHAM-SMITH
ldquoThis is the Endrdquo
3C 483C 48
The radio galaxy 3C293MERLIN 5GHz radio contours of the inner jet of 3C293 overlaid upon an HST R-H colour map
Modello Unificato degli AGNModello Unificato degli AGN
Numerose sono le categorie di oggetti che vanno sotto il nome di AGN
Necessario un modello unificato che Necessario un modello unificato che spiegasse gli oggetti visti in cielospiegasse gli oggetti visti in cielo
bull Non fu immediatamente chiaro che un Quasar fosse al centro di un nucleo galattico poicheacute troppo distanti per osservazioni esemplificative
bull Mentre le RG si identificano come ellittiche i Quasar si possono trovare anche in spirali
bull Con survey in ottico trovati altri nuclei attivi Seyfert con emissione radio notevole
Lrsquoemissione 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 inversamente proporzionale al fattore di Lorentz γ Elettroni di una data energia irraggiano ad una frequenza specifica dato il campo magnetico
2BEs propν
222
3
4EBUc
dt
dEmagT prop= γσ
Irraggiando gli elettroni perdono unrsquoenergia pari a
dove Umag egrave la densitagrave di energia nel
campo magnetico B2(810-7)
EB
cmth 214
220
10
)(minus=
dove th egrave il tempo (in secondi) in cui lrsquoelettrone perde metagrave della sue energia
Da cui si puograve ricavare una vita media per irraggiamento
RADIAZIONE DI SINCROTRONERADIAZIONE DI SINCROTRONE
02 arcsec res30 mas res
50 mas res
Jets della radio galassia 3C293 a differenti lunghezze drsquoonda e risoluzioni
- Slide 1
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-
Metodi drsquoindagine di una sorgente in astrofisicaMetodi drsquoindagine di una sorgente in astrofisica
Entrambe si estendono su quasi tutto lo spettro elettromagnetico con minori risoluzioni per le lunghezze drsquoonda minori (dovute alla difficoltagrave 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 DISTANZEDISTANZE di questi oggetti
Per analizzare le sorgenti con cui si ha a che fare in astrofisica gli strumenti drsquoindagine sono prevalentemente due
FOTOMETRIAFOTOMETRIA SPETTROMETRIASPETTROMETRIA
DISTANZADISTANZA
e
ez )( 0 minus=
Nel modello cosmologico ldquostandardrdquo il redshift z di una riga spettrale emessa ad una lunghezza drsquoonda λe e rivelata a λ0 egrave definito come
Il primo termine della serie si puograve interpretare come velocitagrave di recessione z=vc i termini successivi sono le correzioni relativistiche che diventano non
trascurabili per ~ z gt 03
⎥⎦
⎤⎢⎣
⎡ +minus+= minus )1(2
1 20
10 zqzcHdL
dove H0 egrave la costante di Hubble q0 il parametro di
decelerazione
ed egrave legato alla distanza della sorgente emettitrice dalla seguente relazione
ClassificazioneClassificazioneAl fine di comprendere meglio il contesto in cui si posizionano le
RG egrave utile fare una classificazione generale degli AGN
bull LINERs solo deboli linee di emissione nucleari
bull Seyfert continuo ottico nucleare con NLR e a volte BLR
Type 1 NLR+BLRType 2 NLR
Host Galaxy generalmente spirali
bull RQ QSOs simili alle Seyfert (tipo I) differenza in limite di opt mag forte continuo ottico X e NLR-BLR Host Galaxy spirali ellittiche
Radio Quiet AGN Radio Loud AGN
bull RL QSOs comportamento simile a RQ QSOs con presenza di jets quindi di un forte continuo ottico NLR amp BLR emissione X
bull Blazars rapidamente variabili opt em polarizzata radio e X em
bull Radio Galaxies emissione nucleare e radio estesa Possono essere divise low-excitation e high-excitation classes caratterizzate da BLR e NLR Host Galaxy ellittiche
Sombrero Galaxydebolmente ionizzata nel nucleo Emissione in radio e X da sincrotrone
LowIonizationNuclearEmissioneRegion
M10403-15 kev -gt orange15-70 kev -gt blue
Palomar Optical -gt nucleo
Palomar Optical -gt nucleo
Type 1 Seyfert
NGC 1566Spitzer MIR
Spitzer IR -gt nucleo
Oss GD Cassini Loiano
Type 2 Seyfert
NGC 2683
The Palomar sky survey image of Mkn 421 taken in blue light
Corona Borealis Observatory Győruacutejbaraacutet - Hungary
BL Lac
BL Lac
OpticalViolentVariable
Modello Unificato degli AGNModello Unificato degli AGN
Ciograve che puograve ben spiegare la produzione di cosigrave tanta
energia (fino a asymp 1061 erg) egrave la presenza di un buco nero
di 106-109 Msun entro un raggio di asymp 001 pc
o anche meno
Lrsquoenergia dellrsquoAGN deriva dallrsquoenergia potenziale gravitazionaledel materiale del disco di accrescimento circostante
il SMBH che cade su di essoPoicheacute il momento angolare egrave differenziale il materiale che accresce
sul SMBH passando da unrsquoorbita a una piugrave interna dovragrave emettereper principi di conservazione dellrsquoenergia e del momento angolare
BLACK HOLE e DISCO DI ACCRESCIMENTOBLACK 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 metagrave della sua massa a riposo
Questo egrave il meccanismo di conversione massa-energia
piugrave efficiente mai osservato nellrsquoUniverso
57 se BH non rotante41 se BH ruotante
(una tipica efficienza nucleare egrave di circa 07)
Toro di Toro di polveripolveri
Qualcosa di molto simile egrave stato visto dallrsquoHubble Space Telescope nella Seyfert galaxy NGC4261 Il toro egrave otticamente spesso se intercetta la linea di vista oscura le componenti piugrave interne e nello spettro emerge solo la sua emissione (prevalentemente in infrarosso) e quella delle regioni esterne
Oltre al disco di accrescimento vi egrave 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 puograve essere osservata solo da direzione polare
Lrsquoaltra componente sono la coppia di jets di materiale energetico espulso dal nucleo in direzione polare I jets sono incredibilmentecollimati e posso viaggiare per enormi distanze rispetto al toroide
I jet ultrarelativisticiI jet ultrarelativistici
Centaurus AOttico+Radio
Blazars
-BL Lac Objects
-OVVs
Type 1 objects -Seyfert 1s-Broad Line Radio Galaxies -Type 1 Quasars
Type 2 objects-Seyfert 2s-Narrow Line Radio Galaxies-Type 2 Quasars
dipendenza dipendenza dallrsquoangolo dallrsquoangolo di vistadi vista
MODELLO UNIFICATO(Antonucci 1993 Urry e Padovani 1995)
Nellrsquoanimazione 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 20000 stelle mentre in una galassia di questa taglia (una spirale gigante) ce ne sono in media 100 miliardi Qui il quasar egrave stato lsquospentorsquo in quanto in realtagrave la sua luminositagrave sopravanza di gran lunga quella dellrsquointera emissione stellare della galassia Nel centro del bulge si vedono delle nubi di gas blu (NLR) egrave la regione esterna al quasar appena fuori dal toro di polveri piugrave vicino al nucleo un sistema di nubi verdi e giallo-viola in rapido movimento (BLR)Oltre ciograve il disco di accrescimento che alimenta il BH da cui si diparte il getto relativistico Dallrsquoinizio alla fine dellrsquoanimazionesi percorrono 10 ordini di grandezza ilprimo frame dellrsquoanimazione egrave infatti grande 10 miliardi di volte lrsquoultimo
Modello Unificato degli AGNModello Unificato degli AGNAlla luce di quanto detto finrsquoora possiamo quindi dire che i nuclei galattici attivi nascondono al loro interno buchi neri supermassivi (M asymp 106-9 Msun) in accrescimento
SPETTRISPETTRI
Spettri tipici degli AGN occupano sostanzialmente lrsquointero dominio emSpettri di questo tipo prendono il nome di BROAD BANDBROAD BAND
SPETTRI
Spettro a larga banda del quasar 3C273
MECCANISMI DI EMISSIONEMECCANISMI DI EMISSIONE
Come si spiega uno spettro tipo broad band
Si possono raggruppare i meccanismi di emissione in due categorie principali
EMISSIONE TERMICAEMISSIONE TERMICAPROCESSI AD ALTA ENERGIAPROCESSI AD ALTA ENERGIA (emissione non termica)(emissione non termica)
MECCANISMI DI EMISSIONE TERMICI corpo MECCANISMI DI EMISSIONE TERMICI corpo neronero
Il profilo della curva egrave dato dalla legge di Planck
1
2)(
)(
23
minus= kThe
chTB νν
ν
1
2)(
)(
52
minus= kThce
hcTB
Un corpo nero egrave univocamente identificato mediante la TEMPERATURA Poicheacute il corpo nero per definizione assorbe tutta la radiazione che incide su di esso quella che vediamo emergere egrave quindi il risultato della sola emissione
MECCANISMI DI EMISSIONE TERMICI free-free MECCANISMI DI EMISSIONE TERMICI free-free emission (bremsstrahlung termica)emission (bremsstrahlung termica)
Lrsquoemissione free-free egrave tipica di un gas caldo ed egrave prodotta ovunque ci sia unrsquoadeguata densitagrave 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 egrave formata dalla fotoionizzazione dellrsquoidrogeno da parte di fotoni UV provenienti dalla stella Il continuo proveniente da una regione HII egrave dovuto allrsquoemissione free-free prodotta dagli elettroni liberi del gas Lo spettro si puograve estendere dal radio allrsquoottico ed egrave piatto in regime di mezzo otticamente sottile
free-free free-free emission ndash emission ndash continua continua
(2)(2)
Lo spettro si estende dal radio al visibile e dipende dalla densitagrave del gas
Il grafico ha un flesso in corrispondenza della lunghezza drsquoonda a cui il mezzo inizia a comportarsi come otticamente spesso a lunghezze drsquoonda maggiori la radiazione egrave riassorbita
Esiste quindi in dipendenza dalla densitagrave del gas una particolare frequenza detta di cut-off oltre la quale il mezzo emette come corpo nero
22
2 νν ckT
I = Nella regione a legge di potenza lrsquoindice spettrale egrave pari a 2 Nella parte dello spettro otticamente sottile lrsquointensitagrave egrave debolmente dipendente dalla frequenza con indice spettrale pari a ndash01
La parte dello spettro dove il mezzo egrave otticamente spesso egrave dato da
dove Iν egrave lrsquointensitagrave emessa in funzione della frequenza
Lrsquoemissione non termica egrave dovuta a processi di alta energia che coinvolgono sia fotoni che particelle e si dice non termica proprio percheacute la distribuzione sia dei fotoni che delle particelle non egrave MaxwellianaI processi fisici che danno luogo ad emissione di alta energia sono
RADIAZIONE DI SINCROTRONERADIAZIONE DI SINCROTRONE EFFETTO COMPTON (diretto e inverso)EFFETTO COMPTON (diretto e inverso) PRODUZIONE DI COPPIEPRODUZIONE DI COPPIE
EMISSIONE NON TERMICAEMISSIONE NON TERMICA
RADIAZIONE DI SINCROTRONERADIAZIONE DI SINCROTRONE
Indipendentemente nel 1950 prima e nel 1953 poi Alfveacuten amp Herlofson e Shklovsky proposero una legge di potenza al fine di spiegare diversi tipi di spettri in banda radio
con indice spettrale gt 2 egrave necessario ricorrere ad emissione di tipo non termico ed in particolare emissione di sincrotrone
ν minus=KT
Questa relazione egrave estremamente utile in quanto da una semplice misura dellrsquoindice spettrale si possono ricavare informazione sulla distribuzione di energia degli elettroni emettitori
2
1 sminus=
Esiste una semplice relazionetra lrsquoindice della distribuzione di energia degli elettroni (s) e lrsquoindice spettrale (α) dellospettro di emissione persincrotrone
Per gli AGN lrsquoemissione di sincrotrone riguarda solamente il getto relativisticoSappiamo che in regioni simili il campo magnetico egrave di ~10-4 T emissione X di 10 KeV da Blazars egrave dovuta ad elettroni di ~1012 eV
EFFETTO COMPTON (diretto e EFFETTO COMPTON (diretto e inverso)inverso)
)cos1(0
ϕ minus=minuscmh
is
Quando un fotone di alta energia interagisce con un elettrone a bassa energia si ha scattering Compton Lrsquoelettrone acquista energia a spese del fotone La relazione tra la lunghezza drsquoonda del fotone incidente λi e quella dopo lo scattering λs egrave
[1]
dove m0 egrave la massa a riposo
dellrsquoelettrone e lrsquoangolo di scattering
Possiamo riscrivere [1] in termini della lunghezza drsquoonda Compton λC
2sin2
ϕ Cis =minus
cm
hC
0
=dove λC egrave definita come
Un caso particolare egrave rappresentato dallo scattering di Thompson la coda a piugrave bassa energia il piugrave comune in astrofisicaLrsquoeffetto Compton egrave statisticamente rilevante in quelle regioni in cui vi sono degli elettroni immersi in un campo di fotoni ad alta energia
radT Ucdt
dE 2
3
4 γσ=
In astrofisica egrave 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 Lrsquoeffetto Compton inverso egrave lrsquoanalogo elettrico del sincrotrone La perdita di energia di un elettrone relativistico che interagisce con il campo generato da fotoni (con densitagrave di energia Urad) egrave dato da
dove σT egrave la
sezione drsquourtoThompson
PRODUZIONE DI COPPIEPRODUZIONE DI COPPIE
Quando un fotone di grandeenergia interagisce conil campo di un altro fotoneo di un nucleo dagrave origine alla formazione di una coppia elettrone-positrone
euro
γ+γ (o nucleo) = e+ + eminus
La produzione di coppie egrave un fenomeno poco importante in astrofisica Assume una notevole importanza solo in quelle regioni con una densitagrave di fotoni gamma elevata
202 cmhEE
eeγνγ =rArr= minus+
vmpee 02γ=minus+
cmc
hp 02γνγ ==
Dalla conservazione dellrsquoenergia si ha che
[1]
Per la coppia e+e- il momento egrave
[2]
Per il fotone il momento egrave da [1]
[3]
Uguagliando [2] e [3] si vede che poicheacute ν non puograve essere uguale a c momento ed energia non possono essere conservati simultaneamente nello spazio libero egrave 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 puograve avvenire anche sottoforma di annichilazione di una coppia e+e- con la produzione di un fotone di energia asymp 1 MeV (ad esempio ne sono stati osservati dalla regione del Centro Galattico)
La massa a riposo di e+ ed e- egrave 0511MeV il regime di questa interazione saragrave nella regione che va dagli X estremi ai gamma di bassa energia
Conclusioni amp ReferenzeConclusioni amp Referenze
- Cosrsquoegrave una radiogalassia
- Struttura
- AGN
- Classificazione
- Modello Unificato
- Spettri
- Meccanismi di emissione
bull BINNEY MERRIFIELD Galactic Astronomy 1998 Princeton Series in Astrophysicsbull KROLIK Active Galactic Nuclei 1999 Princeton Series in Astrophysicsbull RYBICKI LIGHTMAN Radiative Processes In Astrophysics 1979 Cambridge University Pressbull An Introduction to Radio AstronomyBURKE GRAHAM-SMITH
ldquoThis is the Endrdquo
3C 483C 48
The radio galaxy 3C293MERLIN 5GHz radio contours of the inner jet of 3C293 overlaid upon an HST R-H colour map
Modello Unificato degli AGNModello Unificato degli AGN
Numerose sono le categorie di oggetti che vanno sotto il nome di AGN
Necessario un modello unificato che Necessario un modello unificato che spiegasse gli oggetti visti in cielospiegasse gli oggetti visti in cielo
bull Non fu immediatamente chiaro che un Quasar fosse al centro di un nucleo galattico poicheacute troppo distanti per osservazioni esemplificative
bull Mentre le RG si identificano come ellittiche i Quasar si possono trovare anche in spirali
bull Con survey in ottico trovati altri nuclei attivi Seyfert con emissione radio notevole
Lrsquoemissione 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 inversamente proporzionale al fattore di Lorentz γ Elettroni di una data energia irraggiano ad una frequenza specifica dato il campo magnetico
2BEs propν
222
3
4EBUc
dt
dEmagT prop= γσ
Irraggiando gli elettroni perdono unrsquoenergia pari a
dove Umag egrave la densitagrave di energia nel
campo magnetico B2(810-7)
EB
cmth 214
220
10
)(minus=
dove th egrave il tempo (in secondi) in cui lrsquoelettrone perde metagrave della sue energia
Da cui si puograve ricavare una vita media per irraggiamento
RADIAZIONE DI SINCROTRONERADIAZIONE DI SINCROTRONE
02 arcsec res30 mas res
50 mas res
Jets della radio galassia 3C293 a differenti lunghezze drsquoonda e risoluzioni
- Slide 1
- Slide 2
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- Slide 44
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- Slide 47
-
DISTANZADISTANZA
e
ez )( 0 minus=
Nel modello cosmologico ldquostandardrdquo il redshift z di una riga spettrale emessa ad una lunghezza drsquoonda λe e rivelata a λ0 egrave definito come
Il primo termine della serie si puograve interpretare come velocitagrave di recessione z=vc i termini successivi sono le correzioni relativistiche che diventano non
trascurabili per ~ z gt 03
⎥⎦
⎤⎢⎣
⎡ +minus+= minus )1(2
1 20
10 zqzcHdL
dove H0 egrave la costante di Hubble q0 il parametro di
decelerazione
ed egrave legato alla distanza della sorgente emettitrice dalla seguente relazione
ClassificazioneClassificazioneAl fine di comprendere meglio il contesto in cui si posizionano le
RG egrave utile fare una classificazione generale degli AGN
bull LINERs solo deboli linee di emissione nucleari
bull Seyfert continuo ottico nucleare con NLR e a volte BLR
Type 1 NLR+BLRType 2 NLR
Host Galaxy generalmente spirali
bull RQ QSOs simili alle Seyfert (tipo I) differenza in limite di opt mag forte continuo ottico X e NLR-BLR Host Galaxy spirali ellittiche
Radio Quiet AGN Radio Loud AGN
bull RL QSOs comportamento simile a RQ QSOs con presenza di jets quindi di un forte continuo ottico NLR amp BLR emissione X
bull Blazars rapidamente variabili opt em polarizzata radio e X em
bull Radio Galaxies emissione nucleare e radio estesa Possono essere divise low-excitation e high-excitation classes caratterizzate da BLR e NLR Host Galaxy ellittiche
Sombrero Galaxydebolmente ionizzata nel nucleo Emissione in radio e X da sincrotrone
LowIonizationNuclearEmissioneRegion
M10403-15 kev -gt orange15-70 kev -gt blue
Palomar Optical -gt nucleo
Palomar Optical -gt nucleo
Type 1 Seyfert
NGC 1566Spitzer MIR
Spitzer IR -gt nucleo
Oss GD Cassini Loiano
Type 2 Seyfert
NGC 2683
The Palomar sky survey image of Mkn 421 taken in blue light
Corona Borealis Observatory Győruacutejbaraacutet - Hungary
BL Lac
BL Lac
OpticalViolentVariable
Modello Unificato degli AGNModello Unificato degli AGN
Ciograve che puograve ben spiegare la produzione di cosigrave tanta
energia (fino a asymp 1061 erg) egrave la presenza di un buco nero
di 106-109 Msun entro un raggio di asymp 001 pc
o anche meno
Lrsquoenergia dellrsquoAGN deriva dallrsquoenergia potenziale gravitazionaledel materiale del disco di accrescimento circostante
il SMBH che cade su di essoPoicheacute il momento angolare egrave differenziale il materiale che accresce
sul SMBH passando da unrsquoorbita a una piugrave interna dovragrave emettereper principi di conservazione dellrsquoenergia e del momento angolare
BLACK HOLE e DISCO DI ACCRESCIMENTOBLACK 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 metagrave della sua massa a riposo
Questo egrave il meccanismo di conversione massa-energia
piugrave efficiente mai osservato nellrsquoUniverso
57 se BH non rotante41 se BH ruotante
(una tipica efficienza nucleare egrave di circa 07)
Toro di Toro di polveripolveri
Qualcosa di molto simile egrave stato visto dallrsquoHubble Space Telescope nella Seyfert galaxy NGC4261 Il toro egrave otticamente spesso se intercetta la linea di vista oscura le componenti piugrave interne e nello spettro emerge solo la sua emissione (prevalentemente in infrarosso) e quella delle regioni esterne
Oltre al disco di accrescimento vi egrave 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 puograve essere osservata solo da direzione polare
Lrsquoaltra componente sono la coppia di jets di materiale energetico espulso dal nucleo in direzione polare I jets sono incredibilmentecollimati e posso viaggiare per enormi distanze rispetto al toroide
I jet ultrarelativisticiI jet ultrarelativistici
Centaurus AOttico+Radio
Blazars
-BL Lac Objects
-OVVs
Type 1 objects -Seyfert 1s-Broad Line Radio Galaxies -Type 1 Quasars
Type 2 objects-Seyfert 2s-Narrow Line Radio Galaxies-Type 2 Quasars
dipendenza dipendenza dallrsquoangolo dallrsquoangolo di vistadi vista
MODELLO UNIFICATO(Antonucci 1993 Urry e Padovani 1995)
Nellrsquoanimazione 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 20000 stelle mentre in una galassia di questa taglia (una spirale gigante) ce ne sono in media 100 miliardi Qui il quasar egrave stato lsquospentorsquo in quanto in realtagrave la sua luminositagrave sopravanza di gran lunga quella dellrsquointera emissione stellare della galassia Nel centro del bulge si vedono delle nubi di gas blu (NLR) egrave la regione esterna al quasar appena fuori dal toro di polveri piugrave vicino al nucleo un sistema di nubi verdi e giallo-viola in rapido movimento (BLR)Oltre ciograve il disco di accrescimento che alimenta il BH da cui si diparte il getto relativistico Dallrsquoinizio alla fine dellrsquoanimazionesi percorrono 10 ordini di grandezza ilprimo frame dellrsquoanimazione egrave infatti grande 10 miliardi di volte lrsquoultimo
Modello Unificato degli AGNModello Unificato degli AGNAlla luce di quanto detto finrsquoora possiamo quindi dire che i nuclei galattici attivi nascondono al loro interno buchi neri supermassivi (M asymp 106-9 Msun) in accrescimento
SPETTRISPETTRI
Spettri tipici degli AGN occupano sostanzialmente lrsquointero dominio emSpettri di questo tipo prendono il nome di BROAD BANDBROAD BAND
SPETTRI
Spettro a larga banda del quasar 3C273
MECCANISMI DI EMISSIONEMECCANISMI DI EMISSIONE
Come si spiega uno spettro tipo broad band
Si possono raggruppare i meccanismi di emissione in due categorie principali
EMISSIONE TERMICAEMISSIONE TERMICAPROCESSI AD ALTA ENERGIAPROCESSI AD ALTA ENERGIA (emissione non termica)(emissione non termica)
MECCANISMI DI EMISSIONE TERMICI corpo MECCANISMI DI EMISSIONE TERMICI corpo neronero
Il profilo della curva egrave dato dalla legge di Planck
1
2)(
)(
23
minus= kThe
chTB νν
ν
1
2)(
)(
52
minus= kThce
hcTB
Un corpo nero egrave univocamente identificato mediante la TEMPERATURA Poicheacute il corpo nero per definizione assorbe tutta la radiazione che incide su di esso quella che vediamo emergere egrave quindi il risultato della sola emissione
MECCANISMI DI EMISSIONE TERMICI free-free MECCANISMI DI EMISSIONE TERMICI free-free emission (bremsstrahlung termica)emission (bremsstrahlung termica)
Lrsquoemissione free-free egrave tipica di un gas caldo ed egrave prodotta ovunque ci sia unrsquoadeguata densitagrave 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 egrave formata dalla fotoionizzazione dellrsquoidrogeno da parte di fotoni UV provenienti dalla stella Il continuo proveniente da una regione HII egrave dovuto allrsquoemissione free-free prodotta dagli elettroni liberi del gas Lo spettro si puograve estendere dal radio allrsquoottico ed egrave piatto in regime di mezzo otticamente sottile
free-free free-free emission ndash emission ndash continua continua
(2)(2)
Lo spettro si estende dal radio al visibile e dipende dalla densitagrave del gas
Il grafico ha un flesso in corrispondenza della lunghezza drsquoonda a cui il mezzo inizia a comportarsi come otticamente spesso a lunghezze drsquoonda maggiori la radiazione egrave riassorbita
Esiste quindi in dipendenza dalla densitagrave del gas una particolare frequenza detta di cut-off oltre la quale il mezzo emette come corpo nero
22
2 νν ckT
I = Nella regione a legge di potenza lrsquoindice spettrale egrave pari a 2 Nella parte dello spettro otticamente sottile lrsquointensitagrave egrave debolmente dipendente dalla frequenza con indice spettrale pari a ndash01
La parte dello spettro dove il mezzo egrave otticamente spesso egrave dato da
dove Iν egrave lrsquointensitagrave emessa in funzione della frequenza
Lrsquoemissione non termica egrave dovuta a processi di alta energia che coinvolgono sia fotoni che particelle e si dice non termica proprio percheacute la distribuzione sia dei fotoni che delle particelle non egrave MaxwellianaI processi fisici che danno luogo ad emissione di alta energia sono
RADIAZIONE DI SINCROTRONERADIAZIONE DI SINCROTRONE EFFETTO COMPTON (diretto e inverso)EFFETTO COMPTON (diretto e inverso) PRODUZIONE DI COPPIEPRODUZIONE DI COPPIE
EMISSIONE NON TERMICAEMISSIONE NON TERMICA
RADIAZIONE DI SINCROTRONERADIAZIONE DI SINCROTRONE
Indipendentemente nel 1950 prima e nel 1953 poi Alfveacuten amp Herlofson e Shklovsky proposero una legge di potenza al fine di spiegare diversi tipi di spettri in banda radio
con indice spettrale gt 2 egrave necessario ricorrere ad emissione di tipo non termico ed in particolare emissione di sincrotrone
ν minus=KT
Questa relazione egrave estremamente utile in quanto da una semplice misura dellrsquoindice spettrale si possono ricavare informazione sulla distribuzione di energia degli elettroni emettitori
2
1 sminus=
Esiste una semplice relazionetra lrsquoindice della distribuzione di energia degli elettroni (s) e lrsquoindice spettrale (α) dellospettro di emissione persincrotrone
Per gli AGN lrsquoemissione di sincrotrone riguarda solamente il getto relativisticoSappiamo che in regioni simili il campo magnetico egrave di ~10-4 T emissione X di 10 KeV da Blazars egrave dovuta ad elettroni di ~1012 eV
EFFETTO COMPTON (diretto e EFFETTO COMPTON (diretto e inverso)inverso)
)cos1(0
ϕ minus=minuscmh
is
Quando un fotone di alta energia interagisce con un elettrone a bassa energia si ha scattering Compton Lrsquoelettrone acquista energia a spese del fotone La relazione tra la lunghezza drsquoonda del fotone incidente λi e quella dopo lo scattering λs egrave
[1]
dove m0 egrave la massa a riposo
dellrsquoelettrone e lrsquoangolo di scattering
Possiamo riscrivere [1] in termini della lunghezza drsquoonda Compton λC
2sin2
ϕ Cis =minus
cm
hC
0
=dove λC egrave definita come
Un caso particolare egrave rappresentato dallo scattering di Thompson la coda a piugrave bassa energia il piugrave comune in astrofisicaLrsquoeffetto Compton egrave statisticamente rilevante in quelle regioni in cui vi sono degli elettroni immersi in un campo di fotoni ad alta energia
radT Ucdt
dE 2
3
4 γσ=
In astrofisica egrave 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 Lrsquoeffetto Compton inverso egrave lrsquoanalogo elettrico del sincrotrone La perdita di energia di un elettrone relativistico che interagisce con il campo generato da fotoni (con densitagrave di energia Urad) egrave dato da
dove σT egrave la
sezione drsquourtoThompson
PRODUZIONE DI COPPIEPRODUZIONE DI COPPIE
Quando un fotone di grandeenergia interagisce conil campo di un altro fotoneo di un nucleo dagrave origine alla formazione di una coppia elettrone-positrone
euro
γ+γ (o nucleo) = e+ + eminus
La produzione di coppie egrave un fenomeno poco importante in astrofisica Assume una notevole importanza solo in quelle regioni con una densitagrave di fotoni gamma elevata
202 cmhEE
eeγνγ =rArr= minus+
vmpee 02γ=minus+
cmc
hp 02γνγ ==
Dalla conservazione dellrsquoenergia si ha che
[1]
Per la coppia e+e- il momento egrave
[2]
Per il fotone il momento egrave da [1]
[3]
Uguagliando [2] e [3] si vede che poicheacute ν non puograve essere uguale a c momento ed energia non possono essere conservati simultaneamente nello spazio libero egrave 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 puograve avvenire anche sottoforma di annichilazione di una coppia e+e- con la produzione di un fotone di energia asymp 1 MeV (ad esempio ne sono stati osservati dalla regione del Centro Galattico)
La massa a riposo di e+ ed e- egrave 0511MeV il regime di questa interazione saragrave nella regione che va dagli X estremi ai gamma di bassa energia
Conclusioni amp ReferenzeConclusioni amp Referenze
- Cosrsquoegrave una radiogalassia
- Struttura
- AGN
- Classificazione
- Modello Unificato
- Spettri
- Meccanismi di emissione
bull BINNEY MERRIFIELD Galactic Astronomy 1998 Princeton Series in Astrophysicsbull KROLIK Active Galactic Nuclei 1999 Princeton Series in Astrophysicsbull RYBICKI LIGHTMAN Radiative Processes In Astrophysics 1979 Cambridge University Pressbull An Introduction to Radio AstronomyBURKE GRAHAM-SMITH
ldquoThis is the Endrdquo
3C 483C 48
The radio galaxy 3C293MERLIN 5GHz radio contours of the inner jet of 3C293 overlaid upon an HST R-H colour map
Modello Unificato degli AGNModello Unificato degli AGN
Numerose sono le categorie di oggetti che vanno sotto il nome di AGN
Necessario un modello unificato che Necessario un modello unificato che spiegasse gli oggetti visti in cielospiegasse gli oggetti visti in cielo
bull Non fu immediatamente chiaro che un Quasar fosse al centro di un nucleo galattico poicheacute troppo distanti per osservazioni esemplificative
bull Mentre le RG si identificano come ellittiche i Quasar si possono trovare anche in spirali
bull Con survey in ottico trovati altri nuclei attivi Seyfert con emissione radio notevole
Lrsquoemissione 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 inversamente proporzionale al fattore di Lorentz γ Elettroni di una data energia irraggiano ad una frequenza specifica dato il campo magnetico
2BEs propν
222
3
4EBUc
dt
dEmagT prop= γσ
Irraggiando gli elettroni perdono unrsquoenergia pari a
dove Umag egrave la densitagrave di energia nel
campo magnetico B2(810-7)
EB
cmth 214
220
10
)(minus=
dove th egrave il tempo (in secondi) in cui lrsquoelettrone perde metagrave della sue energia
Da cui si puograve ricavare una vita media per irraggiamento
RADIAZIONE DI SINCROTRONERADIAZIONE DI SINCROTRONE
02 arcsec res30 mas res
50 mas res
Jets della radio galassia 3C293 a differenti lunghezze drsquoonda e risoluzioni
- Slide 1
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-
ClassificazioneClassificazioneAl fine di comprendere meglio il contesto in cui si posizionano le
RG egrave utile fare una classificazione generale degli AGN
bull LINERs solo deboli linee di emissione nucleari
bull Seyfert continuo ottico nucleare con NLR e a volte BLR
Type 1 NLR+BLRType 2 NLR
Host Galaxy generalmente spirali
bull RQ QSOs simili alle Seyfert (tipo I) differenza in limite di opt mag forte continuo ottico X e NLR-BLR Host Galaxy spirali ellittiche
Radio Quiet AGN Radio Loud AGN
bull RL QSOs comportamento simile a RQ QSOs con presenza di jets quindi di un forte continuo ottico NLR amp BLR emissione X
bull Blazars rapidamente variabili opt em polarizzata radio e X em
bull Radio Galaxies emissione nucleare e radio estesa Possono essere divise low-excitation e high-excitation classes caratterizzate da BLR e NLR Host Galaxy ellittiche
Sombrero Galaxydebolmente ionizzata nel nucleo Emissione in radio e X da sincrotrone
LowIonizationNuclearEmissioneRegion
M10403-15 kev -gt orange15-70 kev -gt blue
Palomar Optical -gt nucleo
Palomar Optical -gt nucleo
Type 1 Seyfert
NGC 1566Spitzer MIR
Spitzer IR -gt nucleo
Oss GD Cassini Loiano
Type 2 Seyfert
NGC 2683
The Palomar sky survey image of Mkn 421 taken in blue light
Corona Borealis Observatory Győruacutejbaraacutet - Hungary
BL Lac
BL Lac
OpticalViolentVariable
Modello Unificato degli AGNModello Unificato degli AGN
Ciograve che puograve ben spiegare la produzione di cosigrave tanta
energia (fino a asymp 1061 erg) egrave la presenza di un buco nero
di 106-109 Msun entro un raggio di asymp 001 pc
o anche meno
Lrsquoenergia dellrsquoAGN deriva dallrsquoenergia potenziale gravitazionaledel materiale del disco di accrescimento circostante
il SMBH che cade su di essoPoicheacute il momento angolare egrave differenziale il materiale che accresce
sul SMBH passando da unrsquoorbita a una piugrave interna dovragrave emettereper principi di conservazione dellrsquoenergia e del momento angolare
BLACK HOLE e DISCO DI ACCRESCIMENTOBLACK 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 metagrave della sua massa a riposo
Questo egrave il meccanismo di conversione massa-energia
piugrave efficiente mai osservato nellrsquoUniverso
57 se BH non rotante41 se BH ruotante
(una tipica efficienza nucleare egrave di circa 07)
Toro di Toro di polveripolveri
Qualcosa di molto simile egrave stato visto dallrsquoHubble Space Telescope nella Seyfert galaxy NGC4261 Il toro egrave otticamente spesso se intercetta la linea di vista oscura le componenti piugrave interne e nello spettro emerge solo la sua emissione (prevalentemente in infrarosso) e quella delle regioni esterne
Oltre al disco di accrescimento vi egrave 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 puograve essere osservata solo da direzione polare
Lrsquoaltra componente sono la coppia di jets di materiale energetico espulso dal nucleo in direzione polare I jets sono incredibilmentecollimati e posso viaggiare per enormi distanze rispetto al toroide
I jet ultrarelativisticiI jet ultrarelativistici
Centaurus AOttico+Radio
Blazars
-BL Lac Objects
-OVVs
Type 1 objects -Seyfert 1s-Broad Line Radio Galaxies -Type 1 Quasars
Type 2 objects-Seyfert 2s-Narrow Line Radio Galaxies-Type 2 Quasars
dipendenza dipendenza dallrsquoangolo dallrsquoangolo di vistadi vista
MODELLO UNIFICATO(Antonucci 1993 Urry e Padovani 1995)
Nellrsquoanimazione 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 20000 stelle mentre in una galassia di questa taglia (una spirale gigante) ce ne sono in media 100 miliardi Qui il quasar egrave stato lsquospentorsquo in quanto in realtagrave la sua luminositagrave sopravanza di gran lunga quella dellrsquointera emissione stellare della galassia Nel centro del bulge si vedono delle nubi di gas blu (NLR) egrave la regione esterna al quasar appena fuori dal toro di polveri piugrave vicino al nucleo un sistema di nubi verdi e giallo-viola in rapido movimento (BLR)Oltre ciograve il disco di accrescimento che alimenta il BH da cui si diparte il getto relativistico Dallrsquoinizio alla fine dellrsquoanimazionesi percorrono 10 ordini di grandezza ilprimo frame dellrsquoanimazione egrave infatti grande 10 miliardi di volte lrsquoultimo
Modello Unificato degli AGNModello Unificato degli AGNAlla luce di quanto detto finrsquoora possiamo quindi dire che i nuclei galattici attivi nascondono al loro interno buchi neri supermassivi (M asymp 106-9 Msun) in accrescimento
SPETTRISPETTRI
Spettri tipici degli AGN occupano sostanzialmente lrsquointero dominio emSpettri di questo tipo prendono il nome di BROAD BANDBROAD BAND
SPETTRI
Spettro a larga banda del quasar 3C273
MECCANISMI DI EMISSIONEMECCANISMI DI EMISSIONE
Come si spiega uno spettro tipo broad band
Si possono raggruppare i meccanismi di emissione in due categorie principali
EMISSIONE TERMICAEMISSIONE TERMICAPROCESSI AD ALTA ENERGIAPROCESSI AD ALTA ENERGIA (emissione non termica)(emissione non termica)
MECCANISMI DI EMISSIONE TERMICI corpo MECCANISMI DI EMISSIONE TERMICI corpo neronero
Il profilo della curva egrave dato dalla legge di Planck
1
2)(
)(
23
minus= kThe
chTB νν
ν
1
2)(
)(
52
minus= kThce
hcTB
Un corpo nero egrave univocamente identificato mediante la TEMPERATURA Poicheacute il corpo nero per definizione assorbe tutta la radiazione che incide su di esso quella che vediamo emergere egrave quindi il risultato della sola emissione
MECCANISMI DI EMISSIONE TERMICI free-free MECCANISMI DI EMISSIONE TERMICI free-free emission (bremsstrahlung termica)emission (bremsstrahlung termica)
Lrsquoemissione free-free egrave tipica di un gas caldo ed egrave prodotta ovunque ci sia unrsquoadeguata densitagrave 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 egrave formata dalla fotoionizzazione dellrsquoidrogeno da parte di fotoni UV provenienti dalla stella Il continuo proveniente da una regione HII egrave dovuto allrsquoemissione free-free prodotta dagli elettroni liberi del gas Lo spettro si puograve estendere dal radio allrsquoottico ed egrave piatto in regime di mezzo otticamente sottile
free-free free-free emission ndash emission ndash continua continua
(2)(2)
Lo spettro si estende dal radio al visibile e dipende dalla densitagrave del gas
Il grafico ha un flesso in corrispondenza della lunghezza drsquoonda a cui il mezzo inizia a comportarsi come otticamente spesso a lunghezze drsquoonda maggiori la radiazione egrave riassorbita
Esiste quindi in dipendenza dalla densitagrave del gas una particolare frequenza detta di cut-off oltre la quale il mezzo emette come corpo nero
22
2 νν ckT
I = Nella regione a legge di potenza lrsquoindice spettrale egrave pari a 2 Nella parte dello spettro otticamente sottile lrsquointensitagrave egrave debolmente dipendente dalla frequenza con indice spettrale pari a ndash01
La parte dello spettro dove il mezzo egrave otticamente spesso egrave dato da
dove Iν egrave lrsquointensitagrave emessa in funzione della frequenza
Lrsquoemissione non termica egrave dovuta a processi di alta energia che coinvolgono sia fotoni che particelle e si dice non termica proprio percheacute la distribuzione sia dei fotoni che delle particelle non egrave MaxwellianaI processi fisici che danno luogo ad emissione di alta energia sono
RADIAZIONE DI SINCROTRONERADIAZIONE DI SINCROTRONE EFFETTO COMPTON (diretto e inverso)EFFETTO COMPTON (diretto e inverso) PRODUZIONE DI COPPIEPRODUZIONE DI COPPIE
EMISSIONE NON TERMICAEMISSIONE NON TERMICA
RADIAZIONE DI SINCROTRONERADIAZIONE DI SINCROTRONE
Indipendentemente nel 1950 prima e nel 1953 poi Alfveacuten amp Herlofson e Shklovsky proposero una legge di potenza al fine di spiegare diversi tipi di spettri in banda radio
con indice spettrale gt 2 egrave necessario ricorrere ad emissione di tipo non termico ed in particolare emissione di sincrotrone
ν minus=KT
Questa relazione egrave estremamente utile in quanto da una semplice misura dellrsquoindice spettrale si possono ricavare informazione sulla distribuzione di energia degli elettroni emettitori
2
1 sminus=
Esiste una semplice relazionetra lrsquoindice della distribuzione di energia degli elettroni (s) e lrsquoindice spettrale (α) dellospettro di emissione persincrotrone
Per gli AGN lrsquoemissione di sincrotrone riguarda solamente il getto relativisticoSappiamo che in regioni simili il campo magnetico egrave di ~10-4 T emissione X di 10 KeV da Blazars egrave dovuta ad elettroni di ~1012 eV
EFFETTO COMPTON (diretto e EFFETTO COMPTON (diretto e inverso)inverso)
)cos1(0
ϕ minus=minuscmh
is
Quando un fotone di alta energia interagisce con un elettrone a bassa energia si ha scattering Compton Lrsquoelettrone acquista energia a spese del fotone La relazione tra la lunghezza drsquoonda del fotone incidente λi e quella dopo lo scattering λs egrave
[1]
dove m0 egrave la massa a riposo
dellrsquoelettrone e lrsquoangolo di scattering
Possiamo riscrivere [1] in termini della lunghezza drsquoonda Compton λC
2sin2
ϕ Cis =minus
cm
hC
0
=dove λC egrave definita come
Un caso particolare egrave rappresentato dallo scattering di Thompson la coda a piugrave bassa energia il piugrave comune in astrofisicaLrsquoeffetto Compton egrave statisticamente rilevante in quelle regioni in cui vi sono degli elettroni immersi in un campo di fotoni ad alta energia
radT Ucdt
dE 2
3
4 γσ=
In astrofisica egrave 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 Lrsquoeffetto Compton inverso egrave lrsquoanalogo elettrico del sincrotrone La perdita di energia di un elettrone relativistico che interagisce con il campo generato da fotoni (con densitagrave di energia Urad) egrave dato da
dove σT egrave la
sezione drsquourtoThompson
PRODUZIONE DI COPPIEPRODUZIONE DI COPPIE
Quando un fotone di grandeenergia interagisce conil campo di un altro fotoneo di un nucleo dagrave origine alla formazione di una coppia elettrone-positrone
euro
γ+γ (o nucleo) = e+ + eminus
La produzione di coppie egrave un fenomeno poco importante in astrofisica Assume una notevole importanza solo in quelle regioni con una densitagrave di fotoni gamma elevata
202 cmhEE
eeγνγ =rArr= minus+
vmpee 02γ=minus+
cmc
hp 02γνγ ==
Dalla conservazione dellrsquoenergia si ha che
[1]
Per la coppia e+e- il momento egrave
[2]
Per il fotone il momento egrave da [1]
[3]
Uguagliando [2] e [3] si vede che poicheacute ν non puograve essere uguale a c momento ed energia non possono essere conservati simultaneamente nello spazio libero egrave 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 puograve avvenire anche sottoforma di annichilazione di una coppia e+e- con la produzione di un fotone di energia asymp 1 MeV (ad esempio ne sono stati osservati dalla regione del Centro Galattico)
La massa a riposo di e+ ed e- egrave 0511MeV il regime di questa interazione saragrave nella regione che va dagli X estremi ai gamma di bassa energia
Conclusioni amp ReferenzeConclusioni amp Referenze
- Cosrsquoegrave una radiogalassia
- Struttura
- AGN
- Classificazione
- Modello Unificato
- Spettri
- Meccanismi di emissione
bull BINNEY MERRIFIELD Galactic Astronomy 1998 Princeton Series in Astrophysicsbull KROLIK Active Galactic Nuclei 1999 Princeton Series in Astrophysicsbull RYBICKI LIGHTMAN Radiative Processes In Astrophysics 1979 Cambridge University Pressbull An Introduction to Radio AstronomyBURKE GRAHAM-SMITH
ldquoThis is the Endrdquo
3C 483C 48
The radio galaxy 3C293MERLIN 5GHz radio contours of the inner jet of 3C293 overlaid upon an HST R-H colour map
Modello Unificato degli AGNModello Unificato degli AGN
Numerose sono le categorie di oggetti che vanno sotto il nome di AGN
Necessario un modello unificato che Necessario un modello unificato che spiegasse gli oggetti visti in cielospiegasse gli oggetti visti in cielo
bull Non fu immediatamente chiaro che un Quasar fosse al centro di un nucleo galattico poicheacute troppo distanti per osservazioni esemplificative
bull Mentre le RG si identificano come ellittiche i Quasar si possono trovare anche in spirali
bull Con survey in ottico trovati altri nuclei attivi Seyfert con emissione radio notevole
Lrsquoemissione 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 inversamente proporzionale al fattore di Lorentz γ Elettroni di una data energia irraggiano ad una frequenza specifica dato il campo magnetico
2BEs propν
222
3
4EBUc
dt
dEmagT prop= γσ
Irraggiando gli elettroni perdono unrsquoenergia pari a
dove Umag egrave la densitagrave di energia nel
campo magnetico B2(810-7)
EB
cmth 214
220
10
)(minus=
dove th egrave il tempo (in secondi) in cui lrsquoelettrone perde metagrave della sue energia
Da cui si puograve ricavare una vita media per irraggiamento
RADIAZIONE DI SINCROTRONERADIAZIONE DI SINCROTRONE
02 arcsec res30 mas res
50 mas res
Jets della radio galassia 3C293 a differenti lunghezze drsquoonda e risoluzioni
- Slide 1
- Slide 2
- Slide 3
- Slide 4
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- Slide 7
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-
Sombrero Galaxydebolmente ionizzata nel nucleo Emissione in radio e X da sincrotrone
LowIonizationNuclearEmissioneRegion
M10403-15 kev -gt orange15-70 kev -gt blue
Palomar Optical -gt nucleo
Palomar Optical -gt nucleo
Type 1 Seyfert
NGC 1566Spitzer MIR
Spitzer IR -gt nucleo
Oss GD Cassini Loiano
Type 2 Seyfert
NGC 2683
The Palomar sky survey image of Mkn 421 taken in blue light
Corona Borealis Observatory Győruacutejbaraacutet - Hungary
BL Lac
BL Lac
OpticalViolentVariable
Modello Unificato degli AGNModello Unificato degli AGN
Ciograve che puograve ben spiegare la produzione di cosigrave tanta
energia (fino a asymp 1061 erg) egrave la presenza di un buco nero
di 106-109 Msun entro un raggio di asymp 001 pc
o anche meno
Lrsquoenergia dellrsquoAGN deriva dallrsquoenergia potenziale gravitazionaledel materiale del disco di accrescimento circostante
il SMBH che cade su di essoPoicheacute il momento angolare egrave differenziale il materiale che accresce
sul SMBH passando da unrsquoorbita a una piugrave interna dovragrave emettereper principi di conservazione dellrsquoenergia e del momento angolare
BLACK HOLE e DISCO DI ACCRESCIMENTOBLACK 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 metagrave della sua massa a riposo
Questo egrave il meccanismo di conversione massa-energia
piugrave efficiente mai osservato nellrsquoUniverso
57 se BH non rotante41 se BH ruotante
(una tipica efficienza nucleare egrave di circa 07)
Toro di Toro di polveripolveri
Qualcosa di molto simile egrave stato visto dallrsquoHubble Space Telescope nella Seyfert galaxy NGC4261 Il toro egrave otticamente spesso se intercetta la linea di vista oscura le componenti piugrave interne e nello spettro emerge solo la sua emissione (prevalentemente in infrarosso) e quella delle regioni esterne
Oltre al disco di accrescimento vi egrave 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 puograve essere osservata solo da direzione polare
Lrsquoaltra componente sono la coppia di jets di materiale energetico espulso dal nucleo in direzione polare I jets sono incredibilmentecollimati e posso viaggiare per enormi distanze rispetto al toroide
I jet ultrarelativisticiI jet ultrarelativistici
Centaurus AOttico+Radio
Blazars
-BL Lac Objects
-OVVs
Type 1 objects -Seyfert 1s-Broad Line Radio Galaxies -Type 1 Quasars
Type 2 objects-Seyfert 2s-Narrow Line Radio Galaxies-Type 2 Quasars
dipendenza dipendenza dallrsquoangolo dallrsquoangolo di vistadi vista
MODELLO UNIFICATO(Antonucci 1993 Urry e Padovani 1995)
Nellrsquoanimazione 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 20000 stelle mentre in una galassia di questa taglia (una spirale gigante) ce ne sono in media 100 miliardi Qui il quasar egrave stato lsquospentorsquo in quanto in realtagrave la sua luminositagrave sopravanza di gran lunga quella dellrsquointera emissione stellare della galassia Nel centro del bulge si vedono delle nubi di gas blu (NLR) egrave la regione esterna al quasar appena fuori dal toro di polveri piugrave vicino al nucleo un sistema di nubi verdi e giallo-viola in rapido movimento (BLR)Oltre ciograve il disco di accrescimento che alimenta il BH da cui si diparte il getto relativistico Dallrsquoinizio alla fine dellrsquoanimazionesi percorrono 10 ordini di grandezza ilprimo frame dellrsquoanimazione egrave infatti grande 10 miliardi di volte lrsquoultimo
Modello Unificato degli AGNModello Unificato degli AGNAlla luce di quanto detto finrsquoora possiamo quindi dire che i nuclei galattici attivi nascondono al loro interno buchi neri supermassivi (M asymp 106-9 Msun) in accrescimento
SPETTRISPETTRI
Spettri tipici degli AGN occupano sostanzialmente lrsquointero dominio emSpettri di questo tipo prendono il nome di BROAD BANDBROAD BAND
SPETTRI
Spettro a larga banda del quasar 3C273
MECCANISMI DI EMISSIONEMECCANISMI DI EMISSIONE
Come si spiega uno spettro tipo broad band
Si possono raggruppare i meccanismi di emissione in due categorie principali
EMISSIONE TERMICAEMISSIONE TERMICAPROCESSI AD ALTA ENERGIAPROCESSI AD ALTA ENERGIA (emissione non termica)(emissione non termica)
MECCANISMI DI EMISSIONE TERMICI corpo MECCANISMI DI EMISSIONE TERMICI corpo neronero
Il profilo della curva egrave dato dalla legge di Planck
1
2)(
)(
23
minus= kThe
chTB νν
ν
1
2)(
)(
52
minus= kThce
hcTB
Un corpo nero egrave univocamente identificato mediante la TEMPERATURA Poicheacute il corpo nero per definizione assorbe tutta la radiazione che incide su di esso quella che vediamo emergere egrave quindi il risultato della sola emissione
MECCANISMI DI EMISSIONE TERMICI free-free MECCANISMI DI EMISSIONE TERMICI free-free emission (bremsstrahlung termica)emission (bremsstrahlung termica)
Lrsquoemissione free-free egrave tipica di un gas caldo ed egrave prodotta ovunque ci sia unrsquoadeguata densitagrave 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 egrave formata dalla fotoionizzazione dellrsquoidrogeno da parte di fotoni UV provenienti dalla stella Il continuo proveniente da una regione HII egrave dovuto allrsquoemissione free-free prodotta dagli elettroni liberi del gas Lo spettro si puograve estendere dal radio allrsquoottico ed egrave piatto in regime di mezzo otticamente sottile
free-free free-free emission ndash emission ndash continua continua
(2)(2)
Lo spettro si estende dal radio al visibile e dipende dalla densitagrave del gas
Il grafico ha un flesso in corrispondenza della lunghezza drsquoonda a cui il mezzo inizia a comportarsi come otticamente spesso a lunghezze drsquoonda maggiori la radiazione egrave riassorbita
Esiste quindi in dipendenza dalla densitagrave del gas una particolare frequenza detta di cut-off oltre la quale il mezzo emette come corpo nero
22
2 νν ckT
I = Nella regione a legge di potenza lrsquoindice spettrale egrave pari a 2 Nella parte dello spettro otticamente sottile lrsquointensitagrave egrave debolmente dipendente dalla frequenza con indice spettrale pari a ndash01
La parte dello spettro dove il mezzo egrave otticamente spesso egrave dato da
dove Iν egrave lrsquointensitagrave emessa in funzione della frequenza
Lrsquoemissione non termica egrave dovuta a processi di alta energia che coinvolgono sia fotoni che particelle e si dice non termica proprio percheacute la distribuzione sia dei fotoni che delle particelle non egrave MaxwellianaI processi fisici che danno luogo ad emissione di alta energia sono
RADIAZIONE DI SINCROTRONERADIAZIONE DI SINCROTRONE EFFETTO COMPTON (diretto e inverso)EFFETTO COMPTON (diretto e inverso) PRODUZIONE DI COPPIEPRODUZIONE DI COPPIE
EMISSIONE NON TERMICAEMISSIONE NON TERMICA
RADIAZIONE DI SINCROTRONERADIAZIONE DI SINCROTRONE
Indipendentemente nel 1950 prima e nel 1953 poi Alfveacuten amp Herlofson e Shklovsky proposero una legge di potenza al fine di spiegare diversi tipi di spettri in banda radio
con indice spettrale gt 2 egrave necessario ricorrere ad emissione di tipo non termico ed in particolare emissione di sincrotrone
ν minus=KT
Questa relazione egrave estremamente utile in quanto da una semplice misura dellrsquoindice spettrale si possono ricavare informazione sulla distribuzione di energia degli elettroni emettitori
2
1 sminus=
Esiste una semplice relazionetra lrsquoindice della distribuzione di energia degli elettroni (s) e lrsquoindice spettrale (α) dellospettro di emissione persincrotrone
Per gli AGN lrsquoemissione di sincrotrone riguarda solamente il getto relativisticoSappiamo che in regioni simili il campo magnetico egrave di ~10-4 T emissione X di 10 KeV da Blazars egrave dovuta ad elettroni di ~1012 eV
EFFETTO COMPTON (diretto e EFFETTO COMPTON (diretto e inverso)inverso)
)cos1(0
ϕ minus=minuscmh
is
Quando un fotone di alta energia interagisce con un elettrone a bassa energia si ha scattering Compton Lrsquoelettrone acquista energia a spese del fotone La relazione tra la lunghezza drsquoonda del fotone incidente λi e quella dopo lo scattering λs egrave
[1]
dove m0 egrave la massa a riposo
dellrsquoelettrone e lrsquoangolo di scattering
Possiamo riscrivere [1] in termini della lunghezza drsquoonda Compton λC
2sin2
ϕ Cis =minus
cm
hC
0
=dove λC egrave definita come
Un caso particolare egrave rappresentato dallo scattering di Thompson la coda a piugrave bassa energia il piugrave comune in astrofisicaLrsquoeffetto Compton egrave statisticamente rilevante in quelle regioni in cui vi sono degli elettroni immersi in un campo di fotoni ad alta energia
radT Ucdt
dE 2
3
4 γσ=
In astrofisica egrave 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 Lrsquoeffetto Compton inverso egrave lrsquoanalogo elettrico del sincrotrone La perdita di energia di un elettrone relativistico che interagisce con il campo generato da fotoni (con densitagrave di energia Urad) egrave dato da
dove σT egrave la
sezione drsquourtoThompson
PRODUZIONE DI COPPIEPRODUZIONE DI COPPIE
Quando un fotone di grandeenergia interagisce conil campo di un altro fotoneo di un nucleo dagrave origine alla formazione di una coppia elettrone-positrone
euro
γ+γ (o nucleo) = e+ + eminus
La produzione di coppie egrave un fenomeno poco importante in astrofisica Assume una notevole importanza solo in quelle regioni con una densitagrave di fotoni gamma elevata
202 cmhEE
eeγνγ =rArr= minus+
vmpee 02γ=minus+
cmc
hp 02γνγ ==
Dalla conservazione dellrsquoenergia si ha che
[1]
Per la coppia e+e- il momento egrave
[2]
Per il fotone il momento egrave da [1]
[3]
Uguagliando [2] e [3] si vede che poicheacute ν non puograve essere uguale a c momento ed energia non possono essere conservati simultaneamente nello spazio libero egrave 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 puograve avvenire anche sottoforma di annichilazione di una coppia e+e- con la produzione di un fotone di energia asymp 1 MeV (ad esempio ne sono stati osservati dalla regione del Centro Galattico)
La massa a riposo di e+ ed e- egrave 0511MeV il regime di questa interazione saragrave nella regione che va dagli X estremi ai gamma di bassa energia
Conclusioni amp ReferenzeConclusioni amp Referenze
- Cosrsquoegrave una radiogalassia
- Struttura
- AGN
- Classificazione
- Modello Unificato
- Spettri
- Meccanismi di emissione
bull BINNEY MERRIFIELD Galactic Astronomy 1998 Princeton Series in Astrophysicsbull KROLIK Active Galactic Nuclei 1999 Princeton Series in Astrophysicsbull RYBICKI LIGHTMAN Radiative Processes In Astrophysics 1979 Cambridge University Pressbull An Introduction to Radio AstronomyBURKE GRAHAM-SMITH
ldquoThis is the Endrdquo
3C 483C 48
The radio galaxy 3C293MERLIN 5GHz radio contours of the inner jet of 3C293 overlaid upon an HST R-H colour map
Modello Unificato degli AGNModello Unificato degli AGN
Numerose sono le categorie di oggetti che vanno sotto il nome di AGN
Necessario un modello unificato che Necessario un modello unificato che spiegasse gli oggetti visti in cielospiegasse gli oggetti visti in cielo
bull Non fu immediatamente chiaro che un Quasar fosse al centro di un nucleo galattico poicheacute troppo distanti per osservazioni esemplificative
bull Mentre le RG si identificano come ellittiche i Quasar si possono trovare anche in spirali
bull Con survey in ottico trovati altri nuclei attivi Seyfert con emissione radio notevole
Lrsquoemissione 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 inversamente proporzionale al fattore di Lorentz γ Elettroni di una data energia irraggiano ad una frequenza specifica dato il campo magnetico
2BEs propν
222
3
4EBUc
dt
dEmagT prop= γσ
Irraggiando gli elettroni perdono unrsquoenergia pari a
dove Umag egrave la densitagrave di energia nel
campo magnetico B2(810-7)
EB
cmth 214
220
10
)(minus=
dove th egrave il tempo (in secondi) in cui lrsquoelettrone perde metagrave della sue energia
Da cui si puograve ricavare una vita media per irraggiamento
RADIAZIONE DI SINCROTRONERADIAZIONE DI SINCROTRONE
02 arcsec res30 mas res
50 mas res
Jets della radio galassia 3C293 a differenti lunghezze drsquoonda e risoluzioni
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Palomar Optical -gt nucleo
Type 1 Seyfert
NGC 1566Spitzer MIR
Spitzer IR -gt nucleo
Oss GD Cassini Loiano
Type 2 Seyfert
NGC 2683
The Palomar sky survey image of Mkn 421 taken in blue light
Corona Borealis Observatory Győruacutejbaraacutet - Hungary
BL Lac
BL Lac
OpticalViolentVariable
Modello Unificato degli AGNModello Unificato degli AGN
Ciograve che puograve ben spiegare la produzione di cosigrave tanta
energia (fino a asymp 1061 erg) egrave la presenza di un buco nero
di 106-109 Msun entro un raggio di asymp 001 pc
o anche meno
Lrsquoenergia dellrsquoAGN deriva dallrsquoenergia potenziale gravitazionaledel materiale del disco di accrescimento circostante
il SMBH che cade su di essoPoicheacute il momento angolare egrave differenziale il materiale che accresce
sul SMBH passando da unrsquoorbita a una piugrave interna dovragrave emettereper principi di conservazione dellrsquoenergia e del momento angolare
BLACK HOLE e DISCO DI ACCRESCIMENTOBLACK 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 metagrave della sua massa a riposo
Questo egrave il meccanismo di conversione massa-energia
piugrave efficiente mai osservato nellrsquoUniverso
57 se BH non rotante41 se BH ruotante
(una tipica efficienza nucleare egrave di circa 07)
Toro di Toro di polveripolveri
Qualcosa di molto simile egrave stato visto dallrsquoHubble Space Telescope nella Seyfert galaxy NGC4261 Il toro egrave otticamente spesso se intercetta la linea di vista oscura le componenti piugrave interne e nello spettro emerge solo la sua emissione (prevalentemente in infrarosso) e quella delle regioni esterne
Oltre al disco di accrescimento vi egrave 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 puograve essere osservata solo da direzione polare
Lrsquoaltra componente sono la coppia di jets di materiale energetico espulso dal nucleo in direzione polare I jets sono incredibilmentecollimati e posso viaggiare per enormi distanze rispetto al toroide
I jet ultrarelativisticiI jet ultrarelativistici
Centaurus AOttico+Radio
Blazars
-BL Lac Objects
-OVVs
Type 1 objects -Seyfert 1s-Broad Line Radio Galaxies -Type 1 Quasars
Type 2 objects-Seyfert 2s-Narrow Line Radio Galaxies-Type 2 Quasars
dipendenza dipendenza dallrsquoangolo dallrsquoangolo di vistadi vista
MODELLO UNIFICATO(Antonucci 1993 Urry e Padovani 1995)
Nellrsquoanimazione 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 20000 stelle mentre in una galassia di questa taglia (una spirale gigante) ce ne sono in media 100 miliardi Qui il quasar egrave stato lsquospentorsquo in quanto in realtagrave la sua luminositagrave sopravanza di gran lunga quella dellrsquointera emissione stellare della galassia Nel centro del bulge si vedono delle nubi di gas blu (NLR) egrave la regione esterna al quasar appena fuori dal toro di polveri piugrave vicino al nucleo un sistema di nubi verdi e giallo-viola in rapido movimento (BLR)Oltre ciograve il disco di accrescimento che alimenta il BH da cui si diparte il getto relativistico Dallrsquoinizio alla fine dellrsquoanimazionesi percorrono 10 ordini di grandezza ilprimo frame dellrsquoanimazione egrave infatti grande 10 miliardi di volte lrsquoultimo
Modello Unificato degli AGNModello Unificato degli AGNAlla luce di quanto detto finrsquoora possiamo quindi dire che i nuclei galattici attivi nascondono al loro interno buchi neri supermassivi (M asymp 106-9 Msun) in accrescimento
SPETTRISPETTRI
Spettri tipici degli AGN occupano sostanzialmente lrsquointero dominio emSpettri di questo tipo prendono il nome di BROAD BANDBROAD BAND
SPETTRI
Spettro a larga banda del quasar 3C273
MECCANISMI DI EMISSIONEMECCANISMI DI EMISSIONE
Come si spiega uno spettro tipo broad band
Si possono raggruppare i meccanismi di emissione in due categorie principali
EMISSIONE TERMICAEMISSIONE TERMICAPROCESSI AD ALTA ENERGIAPROCESSI AD ALTA ENERGIA (emissione non termica)(emissione non termica)
MECCANISMI DI EMISSIONE TERMICI corpo MECCANISMI DI EMISSIONE TERMICI corpo neronero
Il profilo della curva egrave dato dalla legge di Planck
1
2)(
)(
23
minus= kThe
chTB νν
ν
1
2)(
)(
52
minus= kThce
hcTB
Un corpo nero egrave univocamente identificato mediante la TEMPERATURA Poicheacute il corpo nero per definizione assorbe tutta la radiazione che incide su di esso quella che vediamo emergere egrave quindi il risultato della sola emissione
MECCANISMI DI EMISSIONE TERMICI free-free MECCANISMI DI EMISSIONE TERMICI free-free emission (bremsstrahlung termica)emission (bremsstrahlung termica)
Lrsquoemissione free-free egrave tipica di un gas caldo ed egrave prodotta ovunque ci sia unrsquoadeguata densitagrave 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 egrave formata dalla fotoionizzazione dellrsquoidrogeno da parte di fotoni UV provenienti dalla stella Il continuo proveniente da una regione HII egrave dovuto allrsquoemissione free-free prodotta dagli elettroni liberi del gas Lo spettro si puograve estendere dal radio allrsquoottico ed egrave piatto in regime di mezzo otticamente sottile
free-free free-free emission ndash emission ndash continua continua
(2)(2)
Lo spettro si estende dal radio al visibile e dipende dalla densitagrave del gas
Il grafico ha un flesso in corrispondenza della lunghezza drsquoonda a cui il mezzo inizia a comportarsi come otticamente spesso a lunghezze drsquoonda maggiori la radiazione egrave riassorbita
Esiste quindi in dipendenza dalla densitagrave del gas una particolare frequenza detta di cut-off oltre la quale il mezzo emette come corpo nero
22
2 νν ckT
I = Nella regione a legge di potenza lrsquoindice spettrale egrave pari a 2 Nella parte dello spettro otticamente sottile lrsquointensitagrave egrave debolmente dipendente dalla frequenza con indice spettrale pari a ndash01
La parte dello spettro dove il mezzo egrave otticamente spesso egrave dato da
dove Iν egrave lrsquointensitagrave emessa in funzione della frequenza
Lrsquoemissione non termica egrave dovuta a processi di alta energia che coinvolgono sia fotoni che particelle e si dice non termica proprio percheacute la distribuzione sia dei fotoni che delle particelle non egrave MaxwellianaI processi fisici che danno luogo ad emissione di alta energia sono
RADIAZIONE DI SINCROTRONERADIAZIONE DI SINCROTRONE EFFETTO COMPTON (diretto e inverso)EFFETTO COMPTON (diretto e inverso) PRODUZIONE DI COPPIEPRODUZIONE DI COPPIE
EMISSIONE NON TERMICAEMISSIONE NON TERMICA
RADIAZIONE DI SINCROTRONERADIAZIONE DI SINCROTRONE
Indipendentemente nel 1950 prima e nel 1953 poi Alfveacuten amp Herlofson e Shklovsky proposero una legge di potenza al fine di spiegare diversi tipi di spettri in banda radio
con indice spettrale gt 2 egrave necessario ricorrere ad emissione di tipo non termico ed in particolare emissione di sincrotrone
ν minus=KT
Questa relazione egrave estremamente utile in quanto da una semplice misura dellrsquoindice spettrale si possono ricavare informazione sulla distribuzione di energia degli elettroni emettitori
2
1 sminus=
Esiste una semplice relazionetra lrsquoindice della distribuzione di energia degli elettroni (s) e lrsquoindice spettrale (α) dellospettro di emissione persincrotrone
Per gli AGN lrsquoemissione di sincrotrone riguarda solamente il getto relativisticoSappiamo che in regioni simili il campo magnetico egrave di ~10-4 T emissione X di 10 KeV da Blazars egrave dovuta ad elettroni di ~1012 eV
EFFETTO COMPTON (diretto e EFFETTO COMPTON (diretto e inverso)inverso)
)cos1(0
ϕ minus=minuscmh
is
Quando un fotone di alta energia interagisce con un elettrone a bassa energia si ha scattering Compton Lrsquoelettrone acquista energia a spese del fotone La relazione tra la lunghezza drsquoonda del fotone incidente λi e quella dopo lo scattering λs egrave
[1]
dove m0 egrave la massa a riposo
dellrsquoelettrone e lrsquoangolo di scattering
Possiamo riscrivere [1] in termini della lunghezza drsquoonda Compton λC
2sin2
ϕ Cis =minus
cm
hC
0
=dove λC egrave definita come
Un caso particolare egrave rappresentato dallo scattering di Thompson la coda a piugrave bassa energia il piugrave comune in astrofisicaLrsquoeffetto Compton egrave statisticamente rilevante in quelle regioni in cui vi sono degli elettroni immersi in un campo di fotoni ad alta energia
radT Ucdt
dE 2
3
4 γσ=
In astrofisica egrave 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 Lrsquoeffetto Compton inverso egrave lrsquoanalogo elettrico del sincrotrone La perdita di energia di un elettrone relativistico che interagisce con il campo generato da fotoni (con densitagrave di energia Urad) egrave dato da
dove σT egrave la
sezione drsquourtoThompson
PRODUZIONE DI COPPIEPRODUZIONE DI COPPIE
Quando un fotone di grandeenergia interagisce conil campo di un altro fotoneo di un nucleo dagrave origine alla formazione di una coppia elettrone-positrone
euro
γ+γ (o nucleo) = e+ + eminus
La produzione di coppie egrave un fenomeno poco importante in astrofisica Assume una notevole importanza solo in quelle regioni con una densitagrave di fotoni gamma elevata
202 cmhEE
eeγνγ =rArr= minus+
vmpee 02γ=minus+
cmc
hp 02γνγ ==
Dalla conservazione dellrsquoenergia si ha che
[1]
Per la coppia e+e- il momento egrave
[2]
Per il fotone il momento egrave da [1]
[3]
Uguagliando [2] e [3] si vede che poicheacute ν non puograve essere uguale a c momento ed energia non possono essere conservati simultaneamente nello spazio libero egrave 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 puograve avvenire anche sottoforma di annichilazione di una coppia e+e- con la produzione di un fotone di energia asymp 1 MeV (ad esempio ne sono stati osservati dalla regione del Centro Galattico)
La massa a riposo di e+ ed e- egrave 0511MeV il regime di questa interazione saragrave nella regione che va dagli X estremi ai gamma di bassa energia
Conclusioni amp ReferenzeConclusioni amp Referenze
- Cosrsquoegrave una radiogalassia
- Struttura
- AGN
- Classificazione
- Modello Unificato
- Spettri
- Meccanismi di emissione
bull BINNEY MERRIFIELD Galactic Astronomy 1998 Princeton Series in Astrophysicsbull KROLIK Active Galactic Nuclei 1999 Princeton Series in Astrophysicsbull RYBICKI LIGHTMAN Radiative Processes In Astrophysics 1979 Cambridge University Pressbull An Introduction to Radio AstronomyBURKE GRAHAM-SMITH
ldquoThis is the Endrdquo
3C 483C 48
The radio galaxy 3C293MERLIN 5GHz radio contours of the inner jet of 3C293 overlaid upon an HST R-H colour map
Modello Unificato degli AGNModello Unificato degli AGN
Numerose sono le categorie di oggetti che vanno sotto il nome di AGN
Necessario un modello unificato che Necessario un modello unificato che spiegasse gli oggetti visti in cielospiegasse gli oggetti visti in cielo
bull Non fu immediatamente chiaro che un Quasar fosse al centro di un nucleo galattico poicheacute troppo distanti per osservazioni esemplificative
bull Mentre le RG si identificano come ellittiche i Quasar si possono trovare anche in spirali
bull Con survey in ottico trovati altri nuclei attivi Seyfert con emissione radio notevole
Lrsquoemissione 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 inversamente proporzionale al fattore di Lorentz γ Elettroni di una data energia irraggiano ad una frequenza specifica dato il campo magnetico
2BEs propν
222
3
4EBUc
dt
dEmagT prop= γσ
Irraggiando gli elettroni perdono unrsquoenergia pari a
dove Umag egrave la densitagrave di energia nel
campo magnetico B2(810-7)
EB
cmth 214
220
10
)(minus=
dove th egrave il tempo (in secondi) in cui lrsquoelettrone perde metagrave della sue energia
Da cui si puograve ricavare una vita media per irraggiamento
RADIAZIONE DI SINCROTRONERADIAZIONE DI SINCROTRONE
02 arcsec res30 mas res
50 mas res
Jets della radio galassia 3C293 a differenti lunghezze drsquoonda e risoluzioni
- Slide 1
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-
The Palomar sky survey image of Mkn 421 taken in blue light
Corona Borealis Observatory Győruacutejbaraacutet - Hungary
BL Lac
BL Lac
OpticalViolentVariable
Modello Unificato degli AGNModello Unificato degli AGN
Ciograve che puograve ben spiegare la produzione di cosigrave tanta
energia (fino a asymp 1061 erg) egrave la presenza di un buco nero
di 106-109 Msun entro un raggio di asymp 001 pc
o anche meno
Lrsquoenergia dellrsquoAGN deriva dallrsquoenergia potenziale gravitazionaledel materiale del disco di accrescimento circostante
il SMBH che cade su di essoPoicheacute il momento angolare egrave differenziale il materiale che accresce
sul SMBH passando da unrsquoorbita a una piugrave interna dovragrave emettereper principi di conservazione dellrsquoenergia e del momento angolare
BLACK HOLE e DISCO DI ACCRESCIMENTOBLACK 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 metagrave della sua massa a riposo
Questo egrave il meccanismo di conversione massa-energia
piugrave efficiente mai osservato nellrsquoUniverso
57 se BH non rotante41 se BH ruotante
(una tipica efficienza nucleare egrave di circa 07)
Toro di Toro di polveripolveri
Qualcosa di molto simile egrave stato visto dallrsquoHubble Space Telescope nella Seyfert galaxy NGC4261 Il toro egrave otticamente spesso se intercetta la linea di vista oscura le componenti piugrave interne e nello spettro emerge solo la sua emissione (prevalentemente in infrarosso) e quella delle regioni esterne
Oltre al disco di accrescimento vi egrave 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 puograve essere osservata solo da direzione polare
Lrsquoaltra componente sono la coppia di jets di materiale energetico espulso dal nucleo in direzione polare I jets sono incredibilmentecollimati e posso viaggiare per enormi distanze rispetto al toroide
I jet ultrarelativisticiI jet ultrarelativistici
Centaurus AOttico+Radio
Blazars
-BL Lac Objects
-OVVs
Type 1 objects -Seyfert 1s-Broad Line Radio Galaxies -Type 1 Quasars
Type 2 objects-Seyfert 2s-Narrow Line Radio Galaxies-Type 2 Quasars
dipendenza dipendenza dallrsquoangolo dallrsquoangolo di vistadi vista
MODELLO UNIFICATO(Antonucci 1993 Urry e Padovani 1995)
Nellrsquoanimazione 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 20000 stelle mentre in una galassia di questa taglia (una spirale gigante) ce ne sono in media 100 miliardi Qui il quasar egrave stato lsquospentorsquo in quanto in realtagrave la sua luminositagrave sopravanza di gran lunga quella dellrsquointera emissione stellare della galassia Nel centro del bulge si vedono delle nubi di gas blu (NLR) egrave la regione esterna al quasar appena fuori dal toro di polveri piugrave vicino al nucleo un sistema di nubi verdi e giallo-viola in rapido movimento (BLR)Oltre ciograve il disco di accrescimento che alimenta il BH da cui si diparte il getto relativistico Dallrsquoinizio alla fine dellrsquoanimazionesi percorrono 10 ordini di grandezza ilprimo frame dellrsquoanimazione egrave infatti grande 10 miliardi di volte lrsquoultimo
Modello Unificato degli AGNModello Unificato degli AGNAlla luce di quanto detto finrsquoora possiamo quindi dire che i nuclei galattici attivi nascondono al loro interno buchi neri supermassivi (M asymp 106-9 Msun) in accrescimento
SPETTRISPETTRI
Spettri tipici degli AGN occupano sostanzialmente lrsquointero dominio emSpettri di questo tipo prendono il nome di BROAD BANDBROAD BAND
SPETTRI
Spettro a larga banda del quasar 3C273
MECCANISMI DI EMISSIONEMECCANISMI DI EMISSIONE
Come si spiega uno spettro tipo broad band
Si possono raggruppare i meccanismi di emissione in due categorie principali
EMISSIONE TERMICAEMISSIONE TERMICAPROCESSI AD ALTA ENERGIAPROCESSI AD ALTA ENERGIA (emissione non termica)(emissione non termica)
MECCANISMI DI EMISSIONE TERMICI corpo MECCANISMI DI EMISSIONE TERMICI corpo neronero
Il profilo della curva egrave dato dalla legge di Planck
1
2)(
)(
23
minus= kThe
chTB νν
ν
1
2)(
)(
52
minus= kThce
hcTB
Un corpo nero egrave univocamente identificato mediante la TEMPERATURA Poicheacute il corpo nero per definizione assorbe tutta la radiazione che incide su di esso quella che vediamo emergere egrave quindi il risultato della sola emissione
MECCANISMI DI EMISSIONE TERMICI free-free MECCANISMI DI EMISSIONE TERMICI free-free emission (bremsstrahlung termica)emission (bremsstrahlung termica)
Lrsquoemissione free-free egrave tipica di un gas caldo ed egrave prodotta ovunque ci sia unrsquoadeguata densitagrave 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 egrave formata dalla fotoionizzazione dellrsquoidrogeno da parte di fotoni UV provenienti dalla stella Il continuo proveniente da una regione HII egrave dovuto allrsquoemissione free-free prodotta dagli elettroni liberi del gas Lo spettro si puograve estendere dal radio allrsquoottico ed egrave piatto in regime di mezzo otticamente sottile
free-free free-free emission ndash emission ndash continua continua
(2)(2)
Lo spettro si estende dal radio al visibile e dipende dalla densitagrave del gas
Il grafico ha un flesso in corrispondenza della lunghezza drsquoonda a cui il mezzo inizia a comportarsi come otticamente spesso a lunghezze drsquoonda maggiori la radiazione egrave riassorbita
Esiste quindi in dipendenza dalla densitagrave del gas una particolare frequenza detta di cut-off oltre la quale il mezzo emette come corpo nero
22
2 νν ckT
I = Nella regione a legge di potenza lrsquoindice spettrale egrave pari a 2 Nella parte dello spettro otticamente sottile lrsquointensitagrave egrave debolmente dipendente dalla frequenza con indice spettrale pari a ndash01
La parte dello spettro dove il mezzo egrave otticamente spesso egrave dato da
dove Iν egrave lrsquointensitagrave emessa in funzione della frequenza
Lrsquoemissione non termica egrave dovuta a processi di alta energia che coinvolgono sia fotoni che particelle e si dice non termica proprio percheacute la distribuzione sia dei fotoni che delle particelle non egrave MaxwellianaI processi fisici che danno luogo ad emissione di alta energia sono
RADIAZIONE DI SINCROTRONERADIAZIONE DI SINCROTRONE EFFETTO COMPTON (diretto e inverso)EFFETTO COMPTON (diretto e inverso) PRODUZIONE DI COPPIEPRODUZIONE DI COPPIE
EMISSIONE NON TERMICAEMISSIONE NON TERMICA
RADIAZIONE DI SINCROTRONERADIAZIONE DI SINCROTRONE
Indipendentemente nel 1950 prima e nel 1953 poi Alfveacuten amp Herlofson e Shklovsky proposero una legge di potenza al fine di spiegare diversi tipi di spettri in banda radio
con indice spettrale gt 2 egrave necessario ricorrere ad emissione di tipo non termico ed in particolare emissione di sincrotrone
ν minus=KT
Questa relazione egrave estremamente utile in quanto da una semplice misura dellrsquoindice spettrale si possono ricavare informazione sulla distribuzione di energia degli elettroni emettitori
2
1 sminus=
Esiste una semplice relazionetra lrsquoindice della distribuzione di energia degli elettroni (s) e lrsquoindice spettrale (α) dellospettro di emissione persincrotrone
Per gli AGN lrsquoemissione di sincrotrone riguarda solamente il getto relativisticoSappiamo che in regioni simili il campo magnetico egrave di ~10-4 T emissione X di 10 KeV da Blazars egrave dovuta ad elettroni di ~1012 eV
EFFETTO COMPTON (diretto e EFFETTO COMPTON (diretto e inverso)inverso)
)cos1(0
ϕ minus=minuscmh
is
Quando un fotone di alta energia interagisce con un elettrone a bassa energia si ha scattering Compton Lrsquoelettrone acquista energia a spese del fotone La relazione tra la lunghezza drsquoonda del fotone incidente λi e quella dopo lo scattering λs egrave
[1]
dove m0 egrave la massa a riposo
dellrsquoelettrone e lrsquoangolo di scattering
Possiamo riscrivere [1] in termini della lunghezza drsquoonda Compton λC
2sin2
ϕ Cis =minus
cm
hC
0
=dove λC egrave definita come
Un caso particolare egrave rappresentato dallo scattering di Thompson la coda a piugrave bassa energia il piugrave comune in astrofisicaLrsquoeffetto Compton egrave statisticamente rilevante in quelle regioni in cui vi sono degli elettroni immersi in un campo di fotoni ad alta energia
radT Ucdt
dE 2
3
4 γσ=
In astrofisica egrave 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 Lrsquoeffetto Compton inverso egrave lrsquoanalogo elettrico del sincrotrone La perdita di energia di un elettrone relativistico che interagisce con il campo generato da fotoni (con densitagrave di energia Urad) egrave dato da
dove σT egrave la
sezione drsquourtoThompson
PRODUZIONE DI COPPIEPRODUZIONE DI COPPIE
Quando un fotone di grandeenergia interagisce conil campo di un altro fotoneo di un nucleo dagrave origine alla formazione di una coppia elettrone-positrone
euro
γ+γ (o nucleo) = e+ + eminus
La produzione di coppie egrave un fenomeno poco importante in astrofisica Assume una notevole importanza solo in quelle regioni con una densitagrave di fotoni gamma elevata
202 cmhEE
eeγνγ =rArr= minus+
vmpee 02γ=minus+
cmc
hp 02γνγ ==
Dalla conservazione dellrsquoenergia si ha che
[1]
Per la coppia e+e- il momento egrave
[2]
Per il fotone il momento egrave da [1]
[3]
Uguagliando [2] e [3] si vede che poicheacute ν non puograve essere uguale a c momento ed energia non possono essere conservati simultaneamente nello spazio libero egrave 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 puograve avvenire anche sottoforma di annichilazione di una coppia e+e- con la produzione di un fotone di energia asymp 1 MeV (ad esempio ne sono stati osservati dalla regione del Centro Galattico)
La massa a riposo di e+ ed e- egrave 0511MeV il regime di questa interazione saragrave nella regione che va dagli X estremi ai gamma di bassa energia
Conclusioni amp ReferenzeConclusioni amp Referenze
- Cosrsquoegrave una radiogalassia
- Struttura
- AGN
- Classificazione
- Modello Unificato
- Spettri
- Meccanismi di emissione
bull BINNEY MERRIFIELD Galactic Astronomy 1998 Princeton Series in Astrophysicsbull KROLIK Active Galactic Nuclei 1999 Princeton Series in Astrophysicsbull RYBICKI LIGHTMAN Radiative Processes In Astrophysics 1979 Cambridge University Pressbull An Introduction to Radio AstronomyBURKE GRAHAM-SMITH
ldquoThis is the Endrdquo
3C 483C 48
The radio galaxy 3C293MERLIN 5GHz radio contours of the inner jet of 3C293 overlaid upon an HST R-H colour map
Modello Unificato degli AGNModello Unificato degli AGN
Numerose sono le categorie di oggetti che vanno sotto il nome di AGN
Necessario un modello unificato che Necessario un modello unificato che spiegasse gli oggetti visti in cielospiegasse gli oggetti visti in cielo
bull Non fu immediatamente chiaro che un Quasar fosse al centro di un nucleo galattico poicheacute troppo distanti per osservazioni esemplificative
bull Mentre le RG si identificano come ellittiche i Quasar si possono trovare anche in spirali
bull Con survey in ottico trovati altri nuclei attivi Seyfert con emissione radio notevole
Lrsquoemissione 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 inversamente proporzionale al fattore di Lorentz γ Elettroni di una data energia irraggiano ad una frequenza specifica dato il campo magnetico
2BEs propν
222
3
4EBUc
dt
dEmagT prop= γσ
Irraggiando gli elettroni perdono unrsquoenergia pari a
dove Umag egrave la densitagrave di energia nel
campo magnetico B2(810-7)
EB
cmth 214
220
10
)(minus=
dove th egrave il tempo (in secondi) in cui lrsquoelettrone perde metagrave della sue energia
Da cui si puograve ricavare una vita media per irraggiamento
RADIAZIONE DI SINCROTRONERADIAZIONE DI SINCROTRONE
02 arcsec res30 mas res
50 mas res
Jets della radio galassia 3C293 a differenti lunghezze drsquoonda e risoluzioni
- Slide 1
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Modello Unificato degli AGNModello Unificato degli AGN
Ciograve che puograve ben spiegare la produzione di cosigrave tanta
energia (fino a asymp 1061 erg) egrave la presenza di un buco nero
di 106-109 Msun entro un raggio di asymp 001 pc
o anche meno
Lrsquoenergia dellrsquoAGN deriva dallrsquoenergia potenziale gravitazionaledel materiale del disco di accrescimento circostante
il SMBH che cade su di essoPoicheacute il momento angolare egrave differenziale il materiale che accresce
sul SMBH passando da unrsquoorbita a una piugrave interna dovragrave emettereper principi di conservazione dellrsquoenergia e del momento angolare
BLACK HOLE e DISCO DI ACCRESCIMENTOBLACK 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 metagrave della sua massa a riposo
Questo egrave il meccanismo di conversione massa-energia
piugrave efficiente mai osservato nellrsquoUniverso
57 se BH non rotante41 se BH ruotante
(una tipica efficienza nucleare egrave di circa 07)
Toro di Toro di polveripolveri
Qualcosa di molto simile egrave stato visto dallrsquoHubble Space Telescope nella Seyfert galaxy NGC4261 Il toro egrave otticamente spesso se intercetta la linea di vista oscura le componenti piugrave interne e nello spettro emerge solo la sua emissione (prevalentemente in infrarosso) e quella delle regioni esterne
Oltre al disco di accrescimento vi egrave 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 puograve essere osservata solo da direzione polare
Lrsquoaltra componente sono la coppia di jets di materiale energetico espulso dal nucleo in direzione polare I jets sono incredibilmentecollimati e posso viaggiare per enormi distanze rispetto al toroide
I jet ultrarelativisticiI jet ultrarelativistici
Centaurus AOttico+Radio
Blazars
-BL Lac Objects
-OVVs
Type 1 objects -Seyfert 1s-Broad Line Radio Galaxies -Type 1 Quasars
Type 2 objects-Seyfert 2s-Narrow Line Radio Galaxies-Type 2 Quasars
dipendenza dipendenza dallrsquoangolo dallrsquoangolo di vistadi vista
MODELLO UNIFICATO(Antonucci 1993 Urry e Padovani 1995)
Nellrsquoanimazione 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 20000 stelle mentre in una galassia di questa taglia (una spirale gigante) ce ne sono in media 100 miliardi Qui il quasar egrave stato lsquospentorsquo in quanto in realtagrave la sua luminositagrave sopravanza di gran lunga quella dellrsquointera emissione stellare della galassia Nel centro del bulge si vedono delle nubi di gas blu (NLR) egrave la regione esterna al quasar appena fuori dal toro di polveri piugrave vicino al nucleo un sistema di nubi verdi e giallo-viola in rapido movimento (BLR)Oltre ciograve il disco di accrescimento che alimenta il BH da cui si diparte il getto relativistico Dallrsquoinizio alla fine dellrsquoanimazionesi percorrono 10 ordini di grandezza ilprimo frame dellrsquoanimazione egrave infatti grande 10 miliardi di volte lrsquoultimo
Modello Unificato degli AGNModello Unificato degli AGNAlla luce di quanto detto finrsquoora possiamo quindi dire che i nuclei galattici attivi nascondono al loro interno buchi neri supermassivi (M asymp 106-9 Msun) in accrescimento
SPETTRISPETTRI
Spettri tipici degli AGN occupano sostanzialmente lrsquointero dominio emSpettri di questo tipo prendono il nome di BROAD BANDBROAD BAND
SPETTRI
Spettro a larga banda del quasar 3C273
MECCANISMI DI EMISSIONEMECCANISMI DI EMISSIONE
Come si spiega uno spettro tipo broad band
Si possono raggruppare i meccanismi di emissione in due categorie principali
EMISSIONE TERMICAEMISSIONE TERMICAPROCESSI AD ALTA ENERGIAPROCESSI AD ALTA ENERGIA (emissione non termica)(emissione non termica)
MECCANISMI DI EMISSIONE TERMICI corpo MECCANISMI DI EMISSIONE TERMICI corpo neronero
Il profilo della curva egrave dato dalla legge di Planck
1
2)(
)(
23
minus= kThe
chTB νν
ν
1
2)(
)(
52
minus= kThce
hcTB
Un corpo nero egrave univocamente identificato mediante la TEMPERATURA Poicheacute il corpo nero per definizione assorbe tutta la radiazione che incide su di esso quella che vediamo emergere egrave quindi il risultato della sola emissione
MECCANISMI DI EMISSIONE TERMICI free-free MECCANISMI DI EMISSIONE TERMICI free-free emission (bremsstrahlung termica)emission (bremsstrahlung termica)
Lrsquoemissione free-free egrave tipica di un gas caldo ed egrave prodotta ovunque ci sia unrsquoadeguata densitagrave 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 egrave formata dalla fotoionizzazione dellrsquoidrogeno da parte di fotoni UV provenienti dalla stella Il continuo proveniente da una regione HII egrave dovuto allrsquoemissione free-free prodotta dagli elettroni liberi del gas Lo spettro si puograve estendere dal radio allrsquoottico ed egrave piatto in regime di mezzo otticamente sottile
free-free free-free emission ndash emission ndash continua continua
(2)(2)
Lo spettro si estende dal radio al visibile e dipende dalla densitagrave del gas
Il grafico ha un flesso in corrispondenza della lunghezza drsquoonda a cui il mezzo inizia a comportarsi come otticamente spesso a lunghezze drsquoonda maggiori la radiazione egrave riassorbita
Esiste quindi in dipendenza dalla densitagrave del gas una particolare frequenza detta di cut-off oltre la quale il mezzo emette come corpo nero
22
2 νν ckT
I = Nella regione a legge di potenza lrsquoindice spettrale egrave pari a 2 Nella parte dello spettro otticamente sottile lrsquointensitagrave egrave debolmente dipendente dalla frequenza con indice spettrale pari a ndash01
La parte dello spettro dove il mezzo egrave otticamente spesso egrave dato da
dove Iν egrave lrsquointensitagrave emessa in funzione della frequenza
Lrsquoemissione non termica egrave dovuta a processi di alta energia che coinvolgono sia fotoni che particelle e si dice non termica proprio percheacute la distribuzione sia dei fotoni che delle particelle non egrave MaxwellianaI processi fisici che danno luogo ad emissione di alta energia sono
RADIAZIONE DI SINCROTRONERADIAZIONE DI SINCROTRONE EFFETTO COMPTON (diretto e inverso)EFFETTO COMPTON (diretto e inverso) PRODUZIONE DI COPPIEPRODUZIONE DI COPPIE
EMISSIONE NON TERMICAEMISSIONE NON TERMICA
RADIAZIONE DI SINCROTRONERADIAZIONE DI SINCROTRONE
Indipendentemente nel 1950 prima e nel 1953 poi Alfveacuten amp Herlofson e Shklovsky proposero una legge di potenza al fine di spiegare diversi tipi di spettri in banda radio
con indice spettrale gt 2 egrave necessario ricorrere ad emissione di tipo non termico ed in particolare emissione di sincrotrone
ν minus=KT
Questa relazione egrave estremamente utile in quanto da una semplice misura dellrsquoindice spettrale si possono ricavare informazione sulla distribuzione di energia degli elettroni emettitori
2
1 sminus=
Esiste una semplice relazionetra lrsquoindice della distribuzione di energia degli elettroni (s) e lrsquoindice spettrale (α) dellospettro di emissione persincrotrone
Per gli AGN lrsquoemissione di sincrotrone riguarda solamente il getto relativisticoSappiamo che in regioni simili il campo magnetico egrave di ~10-4 T emissione X di 10 KeV da Blazars egrave dovuta ad elettroni di ~1012 eV
EFFETTO COMPTON (diretto e EFFETTO COMPTON (diretto e inverso)inverso)
)cos1(0
ϕ minus=minuscmh
is
Quando un fotone di alta energia interagisce con un elettrone a bassa energia si ha scattering Compton Lrsquoelettrone acquista energia a spese del fotone La relazione tra la lunghezza drsquoonda del fotone incidente λi e quella dopo lo scattering λs egrave
[1]
dove m0 egrave la massa a riposo
dellrsquoelettrone e lrsquoangolo di scattering
Possiamo riscrivere [1] in termini della lunghezza drsquoonda Compton λC
2sin2
ϕ Cis =minus
cm
hC
0
=dove λC egrave definita come
Un caso particolare egrave rappresentato dallo scattering di Thompson la coda a piugrave bassa energia il piugrave comune in astrofisicaLrsquoeffetto Compton egrave statisticamente rilevante in quelle regioni in cui vi sono degli elettroni immersi in un campo di fotoni ad alta energia
radT Ucdt
dE 2
3
4 γσ=
In astrofisica egrave 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 Lrsquoeffetto Compton inverso egrave lrsquoanalogo elettrico del sincrotrone La perdita di energia di un elettrone relativistico che interagisce con il campo generato da fotoni (con densitagrave di energia Urad) egrave dato da
dove σT egrave la
sezione drsquourtoThompson
PRODUZIONE DI COPPIEPRODUZIONE DI COPPIE
Quando un fotone di grandeenergia interagisce conil campo di un altro fotoneo di un nucleo dagrave origine alla formazione di una coppia elettrone-positrone
euro
γ+γ (o nucleo) = e+ + eminus
La produzione di coppie egrave un fenomeno poco importante in astrofisica Assume una notevole importanza solo in quelle regioni con una densitagrave di fotoni gamma elevata
202 cmhEE
eeγνγ =rArr= minus+
vmpee 02γ=minus+
cmc
hp 02γνγ ==
Dalla conservazione dellrsquoenergia si ha che
[1]
Per la coppia e+e- il momento egrave
[2]
Per il fotone il momento egrave da [1]
[3]
Uguagliando [2] e [3] si vede che poicheacute ν non puograve essere uguale a c momento ed energia non possono essere conservati simultaneamente nello spazio libero egrave 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 puograve avvenire anche sottoforma di annichilazione di una coppia e+e- con la produzione di un fotone di energia asymp 1 MeV (ad esempio ne sono stati osservati dalla regione del Centro Galattico)
La massa a riposo di e+ ed e- egrave 0511MeV il regime di questa interazione saragrave nella regione che va dagli X estremi ai gamma di bassa energia
Conclusioni amp ReferenzeConclusioni amp Referenze
- Cosrsquoegrave una radiogalassia
- Struttura
- AGN
- Classificazione
- Modello Unificato
- Spettri
- Meccanismi di emissione
bull BINNEY MERRIFIELD Galactic Astronomy 1998 Princeton Series in Astrophysicsbull KROLIK Active Galactic Nuclei 1999 Princeton Series in Astrophysicsbull RYBICKI LIGHTMAN Radiative Processes In Astrophysics 1979 Cambridge University Pressbull An Introduction to Radio AstronomyBURKE GRAHAM-SMITH
ldquoThis is the Endrdquo
3C 483C 48
The radio galaxy 3C293MERLIN 5GHz radio contours of the inner jet of 3C293 overlaid upon an HST R-H colour map
Modello Unificato degli AGNModello Unificato degli AGN
Numerose sono le categorie di oggetti che vanno sotto il nome di AGN
Necessario un modello unificato che Necessario un modello unificato che spiegasse gli oggetti visti in cielospiegasse gli oggetti visti in cielo
bull Non fu immediatamente chiaro che un Quasar fosse al centro di un nucleo galattico poicheacute troppo distanti per osservazioni esemplificative
bull Mentre le RG si identificano come ellittiche i Quasar si possono trovare anche in spirali
bull Con survey in ottico trovati altri nuclei attivi Seyfert con emissione radio notevole
Lrsquoemissione 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 inversamente proporzionale al fattore di Lorentz γ Elettroni di una data energia irraggiano ad una frequenza specifica dato il campo magnetico
2BEs propν
222
3
4EBUc
dt
dEmagT prop= γσ
Irraggiando gli elettroni perdono unrsquoenergia pari a
dove Umag egrave la densitagrave di energia nel
campo magnetico B2(810-7)
EB
cmth 214
220
10
)(minus=
dove th egrave il tempo (in secondi) in cui lrsquoelettrone perde metagrave della sue energia
Da cui si puograve ricavare una vita media per irraggiamento
RADIAZIONE DI SINCROTRONERADIAZIONE DI SINCROTRONE
02 arcsec res30 mas res
50 mas res
Jets della radio galassia 3C293 a differenti lunghezze drsquoonda e risoluzioni
- Slide 1
- Slide 2
- Slide 3
- Slide 4
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-
BLACK HOLE e DISCO DI ACCRESCIMENTOBLACK 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 metagrave della sua massa a riposo
Questo egrave il meccanismo di conversione massa-energia
piugrave efficiente mai osservato nellrsquoUniverso
57 se BH non rotante41 se BH ruotante
(una tipica efficienza nucleare egrave di circa 07)
Toro di Toro di polveripolveri
Qualcosa di molto simile egrave stato visto dallrsquoHubble Space Telescope nella Seyfert galaxy NGC4261 Il toro egrave otticamente spesso se intercetta la linea di vista oscura le componenti piugrave interne e nello spettro emerge solo la sua emissione (prevalentemente in infrarosso) e quella delle regioni esterne
Oltre al disco di accrescimento vi egrave 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 puograve essere osservata solo da direzione polare
Lrsquoaltra componente sono la coppia di jets di materiale energetico espulso dal nucleo in direzione polare I jets sono incredibilmentecollimati e posso viaggiare per enormi distanze rispetto al toroide
I jet ultrarelativisticiI jet ultrarelativistici
Centaurus AOttico+Radio
Blazars
-BL Lac Objects
-OVVs
Type 1 objects -Seyfert 1s-Broad Line Radio Galaxies -Type 1 Quasars
Type 2 objects-Seyfert 2s-Narrow Line Radio Galaxies-Type 2 Quasars
dipendenza dipendenza dallrsquoangolo dallrsquoangolo di vistadi vista
MODELLO UNIFICATO(Antonucci 1993 Urry e Padovani 1995)
Nellrsquoanimazione 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 20000 stelle mentre in una galassia di questa taglia (una spirale gigante) ce ne sono in media 100 miliardi Qui il quasar egrave stato lsquospentorsquo in quanto in realtagrave la sua luminositagrave sopravanza di gran lunga quella dellrsquointera emissione stellare della galassia Nel centro del bulge si vedono delle nubi di gas blu (NLR) egrave la regione esterna al quasar appena fuori dal toro di polveri piugrave vicino al nucleo un sistema di nubi verdi e giallo-viola in rapido movimento (BLR)Oltre ciograve il disco di accrescimento che alimenta il BH da cui si diparte il getto relativistico Dallrsquoinizio alla fine dellrsquoanimazionesi percorrono 10 ordini di grandezza ilprimo frame dellrsquoanimazione egrave infatti grande 10 miliardi di volte lrsquoultimo
Modello Unificato degli AGNModello Unificato degli AGNAlla luce di quanto detto finrsquoora possiamo quindi dire che i nuclei galattici attivi nascondono al loro interno buchi neri supermassivi (M asymp 106-9 Msun) in accrescimento
SPETTRISPETTRI
Spettri tipici degli AGN occupano sostanzialmente lrsquointero dominio emSpettri di questo tipo prendono il nome di BROAD BANDBROAD BAND
SPETTRI
Spettro a larga banda del quasar 3C273
MECCANISMI DI EMISSIONEMECCANISMI DI EMISSIONE
Come si spiega uno spettro tipo broad band
Si possono raggruppare i meccanismi di emissione in due categorie principali
EMISSIONE TERMICAEMISSIONE TERMICAPROCESSI AD ALTA ENERGIAPROCESSI AD ALTA ENERGIA (emissione non termica)(emissione non termica)
MECCANISMI DI EMISSIONE TERMICI corpo MECCANISMI DI EMISSIONE TERMICI corpo neronero
Il profilo della curva egrave dato dalla legge di Planck
1
2)(
)(
23
minus= kThe
chTB νν
ν
1
2)(
)(
52
minus= kThce
hcTB
Un corpo nero egrave univocamente identificato mediante la TEMPERATURA Poicheacute il corpo nero per definizione assorbe tutta la radiazione che incide su di esso quella che vediamo emergere egrave quindi il risultato della sola emissione
MECCANISMI DI EMISSIONE TERMICI free-free MECCANISMI DI EMISSIONE TERMICI free-free emission (bremsstrahlung termica)emission (bremsstrahlung termica)
Lrsquoemissione free-free egrave tipica di un gas caldo ed egrave prodotta ovunque ci sia unrsquoadeguata densitagrave 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 egrave formata dalla fotoionizzazione dellrsquoidrogeno da parte di fotoni UV provenienti dalla stella Il continuo proveniente da una regione HII egrave dovuto allrsquoemissione free-free prodotta dagli elettroni liberi del gas Lo spettro si puograve estendere dal radio allrsquoottico ed egrave piatto in regime di mezzo otticamente sottile
free-free free-free emission ndash emission ndash continua continua
(2)(2)
Lo spettro si estende dal radio al visibile e dipende dalla densitagrave del gas
Il grafico ha un flesso in corrispondenza della lunghezza drsquoonda a cui il mezzo inizia a comportarsi come otticamente spesso a lunghezze drsquoonda maggiori la radiazione egrave riassorbita
Esiste quindi in dipendenza dalla densitagrave del gas una particolare frequenza detta di cut-off oltre la quale il mezzo emette come corpo nero
22
2 νν ckT
I = Nella regione a legge di potenza lrsquoindice spettrale egrave pari a 2 Nella parte dello spettro otticamente sottile lrsquointensitagrave egrave debolmente dipendente dalla frequenza con indice spettrale pari a ndash01
La parte dello spettro dove il mezzo egrave otticamente spesso egrave dato da
dove Iν egrave lrsquointensitagrave emessa in funzione della frequenza
Lrsquoemissione non termica egrave dovuta a processi di alta energia che coinvolgono sia fotoni che particelle e si dice non termica proprio percheacute la distribuzione sia dei fotoni che delle particelle non egrave MaxwellianaI processi fisici che danno luogo ad emissione di alta energia sono
RADIAZIONE DI SINCROTRONERADIAZIONE DI SINCROTRONE EFFETTO COMPTON (diretto e inverso)EFFETTO COMPTON (diretto e inverso) PRODUZIONE DI COPPIEPRODUZIONE DI COPPIE
EMISSIONE NON TERMICAEMISSIONE NON TERMICA
RADIAZIONE DI SINCROTRONERADIAZIONE DI SINCROTRONE
Indipendentemente nel 1950 prima e nel 1953 poi Alfveacuten amp Herlofson e Shklovsky proposero una legge di potenza al fine di spiegare diversi tipi di spettri in banda radio
con indice spettrale gt 2 egrave necessario ricorrere ad emissione di tipo non termico ed in particolare emissione di sincrotrone
ν minus=KT
Questa relazione egrave estremamente utile in quanto da una semplice misura dellrsquoindice spettrale si possono ricavare informazione sulla distribuzione di energia degli elettroni emettitori
2
1 sminus=
Esiste una semplice relazionetra lrsquoindice della distribuzione di energia degli elettroni (s) e lrsquoindice spettrale (α) dellospettro di emissione persincrotrone
Per gli AGN lrsquoemissione di sincrotrone riguarda solamente il getto relativisticoSappiamo che in regioni simili il campo magnetico egrave di ~10-4 T emissione X di 10 KeV da Blazars egrave dovuta ad elettroni di ~1012 eV
EFFETTO COMPTON (diretto e EFFETTO COMPTON (diretto e inverso)inverso)
)cos1(0
ϕ minus=minuscmh
is
Quando un fotone di alta energia interagisce con un elettrone a bassa energia si ha scattering Compton Lrsquoelettrone acquista energia a spese del fotone La relazione tra la lunghezza drsquoonda del fotone incidente λi e quella dopo lo scattering λs egrave
[1]
dove m0 egrave la massa a riposo
dellrsquoelettrone e lrsquoangolo di scattering
Possiamo riscrivere [1] in termini della lunghezza drsquoonda Compton λC
2sin2
ϕ Cis =minus
cm
hC
0
=dove λC egrave definita come
Un caso particolare egrave rappresentato dallo scattering di Thompson la coda a piugrave bassa energia il piugrave comune in astrofisicaLrsquoeffetto Compton egrave statisticamente rilevante in quelle regioni in cui vi sono degli elettroni immersi in un campo di fotoni ad alta energia
radT Ucdt
dE 2
3
4 γσ=
In astrofisica egrave 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 Lrsquoeffetto Compton inverso egrave lrsquoanalogo elettrico del sincrotrone La perdita di energia di un elettrone relativistico che interagisce con il campo generato da fotoni (con densitagrave di energia Urad) egrave dato da
dove σT egrave la
sezione drsquourtoThompson
PRODUZIONE DI COPPIEPRODUZIONE DI COPPIE
Quando un fotone di grandeenergia interagisce conil campo di un altro fotoneo di un nucleo dagrave origine alla formazione di una coppia elettrone-positrone
euro
γ+γ (o nucleo) = e+ + eminus
La produzione di coppie egrave un fenomeno poco importante in astrofisica Assume una notevole importanza solo in quelle regioni con una densitagrave di fotoni gamma elevata
202 cmhEE
eeγνγ =rArr= minus+
vmpee 02γ=minus+
cmc
hp 02γνγ ==
Dalla conservazione dellrsquoenergia si ha che
[1]
Per la coppia e+e- il momento egrave
[2]
Per il fotone il momento egrave da [1]
[3]
Uguagliando [2] e [3] si vede che poicheacute ν non puograve essere uguale a c momento ed energia non possono essere conservati simultaneamente nello spazio libero egrave 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 puograve avvenire anche sottoforma di annichilazione di una coppia e+e- con la produzione di un fotone di energia asymp 1 MeV (ad esempio ne sono stati osservati dalla regione del Centro Galattico)
La massa a riposo di e+ ed e- egrave 0511MeV il regime di questa interazione saragrave nella regione che va dagli X estremi ai gamma di bassa energia
Conclusioni amp ReferenzeConclusioni amp Referenze
- Cosrsquoegrave una radiogalassia
- Struttura
- AGN
- Classificazione
- Modello Unificato
- Spettri
- Meccanismi di emissione
bull BINNEY MERRIFIELD Galactic Astronomy 1998 Princeton Series in Astrophysicsbull KROLIK Active Galactic Nuclei 1999 Princeton Series in Astrophysicsbull RYBICKI LIGHTMAN Radiative Processes In Astrophysics 1979 Cambridge University Pressbull An Introduction to Radio AstronomyBURKE GRAHAM-SMITH
ldquoThis is the Endrdquo
3C 483C 48
The radio galaxy 3C293MERLIN 5GHz radio contours of the inner jet of 3C293 overlaid upon an HST R-H colour map
Modello Unificato degli AGNModello Unificato degli AGN
Numerose sono le categorie di oggetti che vanno sotto il nome di AGN
Necessario un modello unificato che Necessario un modello unificato che spiegasse gli oggetti visti in cielospiegasse gli oggetti visti in cielo
bull Non fu immediatamente chiaro che un Quasar fosse al centro di un nucleo galattico poicheacute troppo distanti per osservazioni esemplificative
bull Mentre le RG si identificano come ellittiche i Quasar si possono trovare anche in spirali
bull Con survey in ottico trovati altri nuclei attivi Seyfert con emissione radio notevole
Lrsquoemissione 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 inversamente proporzionale al fattore di Lorentz γ Elettroni di una data energia irraggiano ad una frequenza specifica dato il campo magnetico
2BEs propν
222
3
4EBUc
dt
dEmagT prop= γσ
Irraggiando gli elettroni perdono unrsquoenergia pari a
dove Umag egrave la densitagrave di energia nel
campo magnetico B2(810-7)
EB
cmth 214
220
10
)(minus=
dove th egrave il tempo (in secondi) in cui lrsquoelettrone perde metagrave della sue energia
Da cui si puograve ricavare una vita media per irraggiamento
RADIAZIONE DI SINCROTRONERADIAZIONE DI SINCROTRONE
02 arcsec res30 mas res
50 mas res
Jets della radio galassia 3C293 a differenti lunghezze drsquoonda e risoluzioni
- Slide 1
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Toro di Toro di polveripolveri
Qualcosa di molto simile egrave stato visto dallrsquoHubble Space Telescope nella Seyfert galaxy NGC4261 Il toro egrave otticamente spesso se intercetta la linea di vista oscura le componenti piugrave interne e nello spettro emerge solo la sua emissione (prevalentemente in infrarosso) e quella delle regioni esterne
Oltre al disco di accrescimento vi egrave 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 puograve essere osservata solo da direzione polare
Lrsquoaltra componente sono la coppia di jets di materiale energetico espulso dal nucleo in direzione polare I jets sono incredibilmentecollimati e posso viaggiare per enormi distanze rispetto al toroide
I jet ultrarelativisticiI jet ultrarelativistici
Centaurus AOttico+Radio
Blazars
-BL Lac Objects
-OVVs
Type 1 objects -Seyfert 1s-Broad Line Radio Galaxies -Type 1 Quasars
Type 2 objects-Seyfert 2s-Narrow Line Radio Galaxies-Type 2 Quasars
dipendenza dipendenza dallrsquoangolo dallrsquoangolo di vistadi vista
MODELLO UNIFICATO(Antonucci 1993 Urry e Padovani 1995)
Nellrsquoanimazione 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 20000 stelle mentre in una galassia di questa taglia (una spirale gigante) ce ne sono in media 100 miliardi Qui il quasar egrave stato lsquospentorsquo in quanto in realtagrave la sua luminositagrave sopravanza di gran lunga quella dellrsquointera emissione stellare della galassia Nel centro del bulge si vedono delle nubi di gas blu (NLR) egrave la regione esterna al quasar appena fuori dal toro di polveri piugrave vicino al nucleo un sistema di nubi verdi e giallo-viola in rapido movimento (BLR)Oltre ciograve il disco di accrescimento che alimenta il BH da cui si diparte il getto relativistico Dallrsquoinizio alla fine dellrsquoanimazionesi percorrono 10 ordini di grandezza ilprimo frame dellrsquoanimazione egrave infatti grande 10 miliardi di volte lrsquoultimo
Modello Unificato degli AGNModello Unificato degli AGNAlla luce di quanto detto finrsquoora possiamo quindi dire che i nuclei galattici attivi nascondono al loro interno buchi neri supermassivi (M asymp 106-9 Msun) in accrescimento
SPETTRISPETTRI
Spettri tipici degli AGN occupano sostanzialmente lrsquointero dominio emSpettri di questo tipo prendono il nome di BROAD BANDBROAD BAND
SPETTRI
Spettro a larga banda del quasar 3C273
MECCANISMI DI EMISSIONEMECCANISMI DI EMISSIONE
Come si spiega uno spettro tipo broad band
Si possono raggruppare i meccanismi di emissione in due categorie principali
EMISSIONE TERMICAEMISSIONE TERMICAPROCESSI AD ALTA ENERGIAPROCESSI AD ALTA ENERGIA (emissione non termica)(emissione non termica)
MECCANISMI DI EMISSIONE TERMICI corpo MECCANISMI DI EMISSIONE TERMICI corpo neronero
Il profilo della curva egrave dato dalla legge di Planck
1
2)(
)(
23
minus= kThe
chTB νν
ν
1
2)(
)(
52
minus= kThce
hcTB
Un corpo nero egrave univocamente identificato mediante la TEMPERATURA Poicheacute il corpo nero per definizione assorbe tutta la radiazione che incide su di esso quella che vediamo emergere egrave quindi il risultato della sola emissione
MECCANISMI DI EMISSIONE TERMICI free-free MECCANISMI DI EMISSIONE TERMICI free-free emission (bremsstrahlung termica)emission (bremsstrahlung termica)
Lrsquoemissione free-free egrave tipica di un gas caldo ed egrave prodotta ovunque ci sia unrsquoadeguata densitagrave 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 egrave formata dalla fotoionizzazione dellrsquoidrogeno da parte di fotoni UV provenienti dalla stella Il continuo proveniente da una regione HII egrave dovuto allrsquoemissione free-free prodotta dagli elettroni liberi del gas Lo spettro si puograve estendere dal radio allrsquoottico ed egrave piatto in regime di mezzo otticamente sottile
free-free free-free emission ndash emission ndash continua continua
(2)(2)
Lo spettro si estende dal radio al visibile e dipende dalla densitagrave del gas
Il grafico ha un flesso in corrispondenza della lunghezza drsquoonda a cui il mezzo inizia a comportarsi come otticamente spesso a lunghezze drsquoonda maggiori la radiazione egrave riassorbita
Esiste quindi in dipendenza dalla densitagrave del gas una particolare frequenza detta di cut-off oltre la quale il mezzo emette come corpo nero
22
2 νν ckT
I = Nella regione a legge di potenza lrsquoindice spettrale egrave pari a 2 Nella parte dello spettro otticamente sottile lrsquointensitagrave egrave debolmente dipendente dalla frequenza con indice spettrale pari a ndash01
La parte dello spettro dove il mezzo egrave otticamente spesso egrave dato da
dove Iν egrave lrsquointensitagrave emessa in funzione della frequenza
Lrsquoemissione non termica egrave dovuta a processi di alta energia che coinvolgono sia fotoni che particelle e si dice non termica proprio percheacute la distribuzione sia dei fotoni che delle particelle non egrave MaxwellianaI processi fisici che danno luogo ad emissione di alta energia sono
RADIAZIONE DI SINCROTRONERADIAZIONE DI SINCROTRONE EFFETTO COMPTON (diretto e inverso)EFFETTO COMPTON (diretto e inverso) PRODUZIONE DI COPPIEPRODUZIONE DI COPPIE
EMISSIONE NON TERMICAEMISSIONE NON TERMICA
RADIAZIONE DI SINCROTRONERADIAZIONE DI SINCROTRONE
Indipendentemente nel 1950 prima e nel 1953 poi Alfveacuten amp Herlofson e Shklovsky proposero una legge di potenza al fine di spiegare diversi tipi di spettri in banda radio
con indice spettrale gt 2 egrave necessario ricorrere ad emissione di tipo non termico ed in particolare emissione di sincrotrone
ν minus=KT
Questa relazione egrave estremamente utile in quanto da una semplice misura dellrsquoindice spettrale si possono ricavare informazione sulla distribuzione di energia degli elettroni emettitori
2
1 sminus=
Esiste una semplice relazionetra lrsquoindice della distribuzione di energia degli elettroni (s) e lrsquoindice spettrale (α) dellospettro di emissione persincrotrone
Per gli AGN lrsquoemissione di sincrotrone riguarda solamente il getto relativisticoSappiamo che in regioni simili il campo magnetico egrave di ~10-4 T emissione X di 10 KeV da Blazars egrave dovuta ad elettroni di ~1012 eV
EFFETTO COMPTON (diretto e EFFETTO COMPTON (diretto e inverso)inverso)
)cos1(0
ϕ minus=minuscmh
is
Quando un fotone di alta energia interagisce con un elettrone a bassa energia si ha scattering Compton Lrsquoelettrone acquista energia a spese del fotone La relazione tra la lunghezza drsquoonda del fotone incidente λi e quella dopo lo scattering λs egrave
[1]
dove m0 egrave la massa a riposo
dellrsquoelettrone e lrsquoangolo di scattering
Possiamo riscrivere [1] in termini della lunghezza drsquoonda Compton λC
2sin2
ϕ Cis =minus
cm
hC
0
=dove λC egrave definita come
Un caso particolare egrave rappresentato dallo scattering di Thompson la coda a piugrave bassa energia il piugrave comune in astrofisicaLrsquoeffetto Compton egrave statisticamente rilevante in quelle regioni in cui vi sono degli elettroni immersi in un campo di fotoni ad alta energia
radT Ucdt
dE 2
3
4 γσ=
In astrofisica egrave 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 Lrsquoeffetto Compton inverso egrave lrsquoanalogo elettrico del sincrotrone La perdita di energia di un elettrone relativistico che interagisce con il campo generato da fotoni (con densitagrave di energia Urad) egrave dato da
dove σT egrave la
sezione drsquourtoThompson
PRODUZIONE DI COPPIEPRODUZIONE DI COPPIE
Quando un fotone di grandeenergia interagisce conil campo di un altro fotoneo di un nucleo dagrave origine alla formazione di una coppia elettrone-positrone
euro
γ+γ (o nucleo) = e+ + eminus
La produzione di coppie egrave un fenomeno poco importante in astrofisica Assume una notevole importanza solo in quelle regioni con una densitagrave di fotoni gamma elevata
202 cmhEE
eeγνγ =rArr= minus+
vmpee 02γ=minus+
cmc
hp 02γνγ ==
Dalla conservazione dellrsquoenergia si ha che
[1]
Per la coppia e+e- il momento egrave
[2]
Per il fotone il momento egrave da [1]
[3]
Uguagliando [2] e [3] si vede che poicheacute ν non puograve essere uguale a c momento ed energia non possono essere conservati simultaneamente nello spazio libero egrave 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 puograve avvenire anche sottoforma di annichilazione di una coppia e+e- con la produzione di un fotone di energia asymp 1 MeV (ad esempio ne sono stati osservati dalla regione del Centro Galattico)
La massa a riposo di e+ ed e- egrave 0511MeV il regime di questa interazione saragrave nella regione che va dagli X estremi ai gamma di bassa energia
Conclusioni amp ReferenzeConclusioni amp Referenze
- Cosrsquoegrave una radiogalassia
- Struttura
- AGN
- Classificazione
- Modello Unificato
- Spettri
- Meccanismi di emissione
bull BINNEY MERRIFIELD Galactic Astronomy 1998 Princeton Series in Astrophysicsbull KROLIK Active Galactic Nuclei 1999 Princeton Series in Astrophysicsbull RYBICKI LIGHTMAN Radiative Processes In Astrophysics 1979 Cambridge University Pressbull An Introduction to Radio AstronomyBURKE GRAHAM-SMITH
ldquoThis is the Endrdquo
3C 483C 48
The radio galaxy 3C293MERLIN 5GHz radio contours of the inner jet of 3C293 overlaid upon an HST R-H colour map
Modello Unificato degli AGNModello Unificato degli AGN
Numerose sono le categorie di oggetti che vanno sotto il nome di AGN
Necessario un modello unificato che Necessario un modello unificato che spiegasse gli oggetti visti in cielospiegasse gli oggetti visti in cielo
bull Non fu immediatamente chiaro che un Quasar fosse al centro di un nucleo galattico poicheacute troppo distanti per osservazioni esemplificative
bull Mentre le RG si identificano come ellittiche i Quasar si possono trovare anche in spirali
bull Con survey in ottico trovati altri nuclei attivi Seyfert con emissione radio notevole
Lrsquoemissione 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 inversamente proporzionale al fattore di Lorentz γ Elettroni di una data energia irraggiano ad una frequenza specifica dato il campo magnetico
2BEs propν
222
3
4EBUc
dt
dEmagT prop= γσ
Irraggiando gli elettroni perdono unrsquoenergia pari a
dove Umag egrave la densitagrave di energia nel
campo magnetico B2(810-7)
EB
cmth 214
220
10
)(minus=
dove th egrave il tempo (in secondi) in cui lrsquoelettrone perde metagrave della sue energia
Da cui si puograve ricavare una vita media per irraggiamento
RADIAZIONE DI SINCROTRONERADIAZIONE DI SINCROTRONE
02 arcsec res30 mas res
50 mas res
Jets della radio galassia 3C293 a differenti lunghezze drsquoonda e risoluzioni
- Slide 1
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- Slide 3
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-
Lrsquoaltra componente sono la coppia di jets di materiale energetico espulso dal nucleo in direzione polare I jets sono incredibilmentecollimati e posso viaggiare per enormi distanze rispetto al toroide
I jet ultrarelativisticiI jet ultrarelativistici
Centaurus AOttico+Radio
Blazars
-BL Lac Objects
-OVVs
Type 1 objects -Seyfert 1s-Broad Line Radio Galaxies -Type 1 Quasars
Type 2 objects-Seyfert 2s-Narrow Line Radio Galaxies-Type 2 Quasars
dipendenza dipendenza dallrsquoangolo dallrsquoangolo di vistadi vista
MODELLO UNIFICATO(Antonucci 1993 Urry e Padovani 1995)
Nellrsquoanimazione 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 20000 stelle mentre in una galassia di questa taglia (una spirale gigante) ce ne sono in media 100 miliardi Qui il quasar egrave stato lsquospentorsquo in quanto in realtagrave la sua luminositagrave sopravanza di gran lunga quella dellrsquointera emissione stellare della galassia Nel centro del bulge si vedono delle nubi di gas blu (NLR) egrave la regione esterna al quasar appena fuori dal toro di polveri piugrave vicino al nucleo un sistema di nubi verdi e giallo-viola in rapido movimento (BLR)Oltre ciograve il disco di accrescimento che alimenta il BH da cui si diparte il getto relativistico Dallrsquoinizio alla fine dellrsquoanimazionesi percorrono 10 ordini di grandezza ilprimo frame dellrsquoanimazione egrave infatti grande 10 miliardi di volte lrsquoultimo
Modello Unificato degli AGNModello Unificato degli AGNAlla luce di quanto detto finrsquoora possiamo quindi dire che i nuclei galattici attivi nascondono al loro interno buchi neri supermassivi (M asymp 106-9 Msun) in accrescimento
SPETTRISPETTRI
Spettri tipici degli AGN occupano sostanzialmente lrsquointero dominio emSpettri di questo tipo prendono il nome di BROAD BANDBROAD BAND
SPETTRI
Spettro a larga banda del quasar 3C273
MECCANISMI DI EMISSIONEMECCANISMI DI EMISSIONE
Come si spiega uno spettro tipo broad band
Si possono raggruppare i meccanismi di emissione in due categorie principali
EMISSIONE TERMICAEMISSIONE TERMICAPROCESSI AD ALTA ENERGIAPROCESSI AD ALTA ENERGIA (emissione non termica)(emissione non termica)
MECCANISMI DI EMISSIONE TERMICI corpo MECCANISMI DI EMISSIONE TERMICI corpo neronero
Il profilo della curva egrave dato dalla legge di Planck
1
2)(
)(
23
minus= kThe
chTB νν
ν
1
2)(
)(
52
minus= kThce
hcTB
Un corpo nero egrave univocamente identificato mediante la TEMPERATURA Poicheacute il corpo nero per definizione assorbe tutta la radiazione che incide su di esso quella che vediamo emergere egrave quindi il risultato della sola emissione
MECCANISMI DI EMISSIONE TERMICI free-free MECCANISMI DI EMISSIONE TERMICI free-free emission (bremsstrahlung termica)emission (bremsstrahlung termica)
Lrsquoemissione free-free egrave tipica di un gas caldo ed egrave prodotta ovunque ci sia unrsquoadeguata densitagrave 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 egrave formata dalla fotoionizzazione dellrsquoidrogeno da parte di fotoni UV provenienti dalla stella Il continuo proveniente da una regione HII egrave dovuto allrsquoemissione free-free prodotta dagli elettroni liberi del gas Lo spettro si puograve estendere dal radio allrsquoottico ed egrave piatto in regime di mezzo otticamente sottile
free-free free-free emission ndash emission ndash continua continua
(2)(2)
Lo spettro si estende dal radio al visibile e dipende dalla densitagrave del gas
Il grafico ha un flesso in corrispondenza della lunghezza drsquoonda a cui il mezzo inizia a comportarsi come otticamente spesso a lunghezze drsquoonda maggiori la radiazione egrave riassorbita
Esiste quindi in dipendenza dalla densitagrave del gas una particolare frequenza detta di cut-off oltre la quale il mezzo emette come corpo nero
22
2 νν ckT
I = Nella regione a legge di potenza lrsquoindice spettrale egrave pari a 2 Nella parte dello spettro otticamente sottile lrsquointensitagrave egrave debolmente dipendente dalla frequenza con indice spettrale pari a ndash01
La parte dello spettro dove il mezzo egrave otticamente spesso egrave dato da
dove Iν egrave lrsquointensitagrave emessa in funzione della frequenza
Lrsquoemissione non termica egrave dovuta a processi di alta energia che coinvolgono sia fotoni che particelle e si dice non termica proprio percheacute la distribuzione sia dei fotoni che delle particelle non egrave MaxwellianaI processi fisici che danno luogo ad emissione di alta energia sono
RADIAZIONE DI SINCROTRONERADIAZIONE DI SINCROTRONE EFFETTO COMPTON (diretto e inverso)EFFETTO COMPTON (diretto e inverso) PRODUZIONE DI COPPIEPRODUZIONE DI COPPIE
EMISSIONE NON TERMICAEMISSIONE NON TERMICA
RADIAZIONE DI SINCROTRONERADIAZIONE DI SINCROTRONE
Indipendentemente nel 1950 prima e nel 1953 poi Alfveacuten amp Herlofson e Shklovsky proposero una legge di potenza al fine di spiegare diversi tipi di spettri in banda radio
con indice spettrale gt 2 egrave necessario ricorrere ad emissione di tipo non termico ed in particolare emissione di sincrotrone
ν minus=KT
Questa relazione egrave estremamente utile in quanto da una semplice misura dellrsquoindice spettrale si possono ricavare informazione sulla distribuzione di energia degli elettroni emettitori
2
1 sminus=
Esiste una semplice relazionetra lrsquoindice della distribuzione di energia degli elettroni (s) e lrsquoindice spettrale (α) dellospettro di emissione persincrotrone
Per gli AGN lrsquoemissione di sincrotrone riguarda solamente il getto relativisticoSappiamo che in regioni simili il campo magnetico egrave di ~10-4 T emissione X di 10 KeV da Blazars egrave dovuta ad elettroni di ~1012 eV
EFFETTO COMPTON (diretto e EFFETTO COMPTON (diretto e inverso)inverso)
)cos1(0
ϕ minus=minuscmh
is
Quando un fotone di alta energia interagisce con un elettrone a bassa energia si ha scattering Compton Lrsquoelettrone acquista energia a spese del fotone La relazione tra la lunghezza drsquoonda del fotone incidente λi e quella dopo lo scattering λs egrave
[1]
dove m0 egrave la massa a riposo
dellrsquoelettrone e lrsquoangolo di scattering
Possiamo riscrivere [1] in termini della lunghezza drsquoonda Compton λC
2sin2
ϕ Cis =minus
cm
hC
0
=dove λC egrave definita come
Un caso particolare egrave rappresentato dallo scattering di Thompson la coda a piugrave bassa energia il piugrave comune in astrofisicaLrsquoeffetto Compton egrave statisticamente rilevante in quelle regioni in cui vi sono degli elettroni immersi in un campo di fotoni ad alta energia
radT Ucdt
dE 2
3
4 γσ=
In astrofisica egrave 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 Lrsquoeffetto Compton inverso egrave lrsquoanalogo elettrico del sincrotrone La perdita di energia di un elettrone relativistico che interagisce con il campo generato da fotoni (con densitagrave di energia Urad) egrave dato da
dove σT egrave la
sezione drsquourtoThompson
PRODUZIONE DI COPPIEPRODUZIONE DI COPPIE
Quando un fotone di grandeenergia interagisce conil campo di un altro fotoneo di un nucleo dagrave origine alla formazione di una coppia elettrone-positrone
euro
γ+γ (o nucleo) = e+ + eminus
La produzione di coppie egrave un fenomeno poco importante in astrofisica Assume una notevole importanza solo in quelle regioni con una densitagrave di fotoni gamma elevata
202 cmhEE
eeγνγ =rArr= minus+
vmpee 02γ=minus+
cmc
hp 02γνγ ==
Dalla conservazione dellrsquoenergia si ha che
[1]
Per la coppia e+e- il momento egrave
[2]
Per il fotone il momento egrave da [1]
[3]
Uguagliando [2] e [3] si vede che poicheacute ν non puograve essere uguale a c momento ed energia non possono essere conservati simultaneamente nello spazio libero egrave 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 puograve avvenire anche sottoforma di annichilazione di una coppia e+e- con la produzione di un fotone di energia asymp 1 MeV (ad esempio ne sono stati osservati dalla regione del Centro Galattico)
La massa a riposo di e+ ed e- egrave 0511MeV il regime di questa interazione saragrave nella regione che va dagli X estremi ai gamma di bassa energia
Conclusioni amp ReferenzeConclusioni amp Referenze
- Cosrsquoegrave una radiogalassia
- Struttura
- AGN
- Classificazione
- Modello Unificato
- Spettri
- Meccanismi di emissione
bull BINNEY MERRIFIELD Galactic Astronomy 1998 Princeton Series in Astrophysicsbull KROLIK Active Galactic Nuclei 1999 Princeton Series in Astrophysicsbull RYBICKI LIGHTMAN Radiative Processes In Astrophysics 1979 Cambridge University Pressbull An Introduction to Radio AstronomyBURKE GRAHAM-SMITH
ldquoThis is the Endrdquo
3C 483C 48
The radio galaxy 3C293MERLIN 5GHz radio contours of the inner jet of 3C293 overlaid upon an HST R-H colour map
Modello Unificato degli AGNModello Unificato degli AGN
Numerose sono le categorie di oggetti che vanno sotto il nome di AGN
Necessario un modello unificato che Necessario un modello unificato che spiegasse gli oggetti visti in cielospiegasse gli oggetti visti in cielo
bull Non fu immediatamente chiaro che un Quasar fosse al centro di un nucleo galattico poicheacute troppo distanti per osservazioni esemplificative
bull Mentre le RG si identificano come ellittiche i Quasar si possono trovare anche in spirali
bull Con survey in ottico trovati altri nuclei attivi Seyfert con emissione radio notevole
Lrsquoemissione 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 inversamente proporzionale al fattore di Lorentz γ Elettroni di una data energia irraggiano ad una frequenza specifica dato il campo magnetico
2BEs propν
222
3
4EBUc
dt
dEmagT prop= γσ
Irraggiando gli elettroni perdono unrsquoenergia pari a
dove Umag egrave la densitagrave di energia nel
campo magnetico B2(810-7)
EB
cmth 214
220
10
)(minus=
dove th egrave il tempo (in secondi) in cui lrsquoelettrone perde metagrave della sue energia
Da cui si puograve ricavare una vita media per irraggiamento
RADIAZIONE DI SINCROTRONERADIAZIONE DI SINCROTRONE
02 arcsec res30 mas res
50 mas res
Jets della radio galassia 3C293 a differenti lunghezze drsquoonda e risoluzioni
- Slide 1
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Blazars
-BL Lac Objects
-OVVs
Type 1 objects -Seyfert 1s-Broad Line Radio Galaxies -Type 1 Quasars
Type 2 objects-Seyfert 2s-Narrow Line Radio Galaxies-Type 2 Quasars
dipendenza dipendenza dallrsquoangolo dallrsquoangolo di vistadi vista
MODELLO UNIFICATO(Antonucci 1993 Urry e Padovani 1995)
Nellrsquoanimazione 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 20000 stelle mentre in una galassia di questa taglia (una spirale gigante) ce ne sono in media 100 miliardi Qui il quasar egrave stato lsquospentorsquo in quanto in realtagrave la sua luminositagrave sopravanza di gran lunga quella dellrsquointera emissione stellare della galassia Nel centro del bulge si vedono delle nubi di gas blu (NLR) egrave la regione esterna al quasar appena fuori dal toro di polveri piugrave vicino al nucleo un sistema di nubi verdi e giallo-viola in rapido movimento (BLR)Oltre ciograve il disco di accrescimento che alimenta il BH da cui si diparte il getto relativistico Dallrsquoinizio alla fine dellrsquoanimazionesi percorrono 10 ordini di grandezza ilprimo frame dellrsquoanimazione egrave infatti grande 10 miliardi di volte lrsquoultimo
Modello Unificato degli AGNModello Unificato degli AGNAlla luce di quanto detto finrsquoora possiamo quindi dire che i nuclei galattici attivi nascondono al loro interno buchi neri supermassivi (M asymp 106-9 Msun) in accrescimento
SPETTRISPETTRI
Spettri tipici degli AGN occupano sostanzialmente lrsquointero dominio emSpettri di questo tipo prendono il nome di BROAD BANDBROAD BAND
SPETTRI
Spettro a larga banda del quasar 3C273
MECCANISMI DI EMISSIONEMECCANISMI DI EMISSIONE
Come si spiega uno spettro tipo broad band
Si possono raggruppare i meccanismi di emissione in due categorie principali
EMISSIONE TERMICAEMISSIONE TERMICAPROCESSI AD ALTA ENERGIAPROCESSI AD ALTA ENERGIA (emissione non termica)(emissione non termica)
MECCANISMI DI EMISSIONE TERMICI corpo MECCANISMI DI EMISSIONE TERMICI corpo neronero
Il profilo della curva egrave dato dalla legge di Planck
1
2)(
)(
23
minus= kThe
chTB νν
ν
1
2)(
)(
52
minus= kThce
hcTB
Un corpo nero egrave univocamente identificato mediante la TEMPERATURA Poicheacute il corpo nero per definizione assorbe tutta la radiazione che incide su di esso quella che vediamo emergere egrave quindi il risultato della sola emissione
MECCANISMI DI EMISSIONE TERMICI free-free MECCANISMI DI EMISSIONE TERMICI free-free emission (bremsstrahlung termica)emission (bremsstrahlung termica)
Lrsquoemissione free-free egrave tipica di un gas caldo ed egrave prodotta ovunque ci sia unrsquoadeguata densitagrave 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 egrave formata dalla fotoionizzazione dellrsquoidrogeno da parte di fotoni UV provenienti dalla stella Il continuo proveniente da una regione HII egrave dovuto allrsquoemissione free-free prodotta dagli elettroni liberi del gas Lo spettro si puograve estendere dal radio allrsquoottico ed egrave piatto in regime di mezzo otticamente sottile
free-free free-free emission ndash emission ndash continua continua
(2)(2)
Lo spettro si estende dal radio al visibile e dipende dalla densitagrave del gas
Il grafico ha un flesso in corrispondenza della lunghezza drsquoonda a cui il mezzo inizia a comportarsi come otticamente spesso a lunghezze drsquoonda maggiori la radiazione egrave riassorbita
Esiste quindi in dipendenza dalla densitagrave del gas una particolare frequenza detta di cut-off oltre la quale il mezzo emette come corpo nero
22
2 νν ckT
I = Nella regione a legge di potenza lrsquoindice spettrale egrave pari a 2 Nella parte dello spettro otticamente sottile lrsquointensitagrave egrave debolmente dipendente dalla frequenza con indice spettrale pari a ndash01
La parte dello spettro dove il mezzo egrave otticamente spesso egrave dato da
dove Iν egrave lrsquointensitagrave emessa in funzione della frequenza
Lrsquoemissione non termica egrave dovuta a processi di alta energia che coinvolgono sia fotoni che particelle e si dice non termica proprio percheacute la distribuzione sia dei fotoni che delle particelle non egrave MaxwellianaI processi fisici che danno luogo ad emissione di alta energia sono
RADIAZIONE DI SINCROTRONERADIAZIONE DI SINCROTRONE EFFETTO COMPTON (diretto e inverso)EFFETTO COMPTON (diretto e inverso) PRODUZIONE DI COPPIEPRODUZIONE DI COPPIE
EMISSIONE NON TERMICAEMISSIONE NON TERMICA
RADIAZIONE DI SINCROTRONERADIAZIONE DI SINCROTRONE
Indipendentemente nel 1950 prima e nel 1953 poi Alfveacuten amp Herlofson e Shklovsky proposero una legge di potenza al fine di spiegare diversi tipi di spettri in banda radio
con indice spettrale gt 2 egrave necessario ricorrere ad emissione di tipo non termico ed in particolare emissione di sincrotrone
ν minus=KT
Questa relazione egrave estremamente utile in quanto da una semplice misura dellrsquoindice spettrale si possono ricavare informazione sulla distribuzione di energia degli elettroni emettitori
2
1 sminus=
Esiste una semplice relazionetra lrsquoindice della distribuzione di energia degli elettroni (s) e lrsquoindice spettrale (α) dellospettro di emissione persincrotrone
Per gli AGN lrsquoemissione di sincrotrone riguarda solamente il getto relativisticoSappiamo che in regioni simili il campo magnetico egrave di ~10-4 T emissione X di 10 KeV da Blazars egrave dovuta ad elettroni di ~1012 eV
EFFETTO COMPTON (diretto e EFFETTO COMPTON (diretto e inverso)inverso)
)cos1(0
ϕ minus=minuscmh
is
Quando un fotone di alta energia interagisce con un elettrone a bassa energia si ha scattering Compton Lrsquoelettrone acquista energia a spese del fotone La relazione tra la lunghezza drsquoonda del fotone incidente λi e quella dopo lo scattering λs egrave
[1]
dove m0 egrave la massa a riposo
dellrsquoelettrone e lrsquoangolo di scattering
Possiamo riscrivere [1] in termini della lunghezza drsquoonda Compton λC
2sin2
ϕ Cis =minus
cm
hC
0
=dove λC egrave definita come
Un caso particolare egrave rappresentato dallo scattering di Thompson la coda a piugrave bassa energia il piugrave comune in astrofisicaLrsquoeffetto Compton egrave statisticamente rilevante in quelle regioni in cui vi sono degli elettroni immersi in un campo di fotoni ad alta energia
radT Ucdt
dE 2
3
4 γσ=
In astrofisica egrave 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 Lrsquoeffetto Compton inverso egrave lrsquoanalogo elettrico del sincrotrone La perdita di energia di un elettrone relativistico che interagisce con il campo generato da fotoni (con densitagrave di energia Urad) egrave dato da
dove σT egrave la
sezione drsquourtoThompson
PRODUZIONE DI COPPIEPRODUZIONE DI COPPIE
Quando un fotone di grandeenergia interagisce conil campo di un altro fotoneo di un nucleo dagrave origine alla formazione di una coppia elettrone-positrone
euro
γ+γ (o nucleo) = e+ + eminus
La produzione di coppie egrave un fenomeno poco importante in astrofisica Assume una notevole importanza solo in quelle regioni con una densitagrave di fotoni gamma elevata
202 cmhEE
eeγνγ =rArr= minus+
vmpee 02γ=minus+
cmc
hp 02γνγ ==
Dalla conservazione dellrsquoenergia si ha che
[1]
Per la coppia e+e- il momento egrave
[2]
Per il fotone il momento egrave da [1]
[3]
Uguagliando [2] e [3] si vede che poicheacute ν non puograve essere uguale a c momento ed energia non possono essere conservati simultaneamente nello spazio libero egrave 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 puograve avvenire anche sottoforma di annichilazione di una coppia e+e- con la produzione di un fotone di energia asymp 1 MeV (ad esempio ne sono stati osservati dalla regione del Centro Galattico)
La massa a riposo di e+ ed e- egrave 0511MeV il regime di questa interazione saragrave nella regione che va dagli X estremi ai gamma di bassa energia
Conclusioni amp ReferenzeConclusioni amp Referenze
- Cosrsquoegrave una radiogalassia
- Struttura
- AGN
- Classificazione
- Modello Unificato
- Spettri
- Meccanismi di emissione
bull BINNEY MERRIFIELD Galactic Astronomy 1998 Princeton Series in Astrophysicsbull KROLIK Active Galactic Nuclei 1999 Princeton Series in Astrophysicsbull RYBICKI LIGHTMAN Radiative Processes In Astrophysics 1979 Cambridge University Pressbull An Introduction to Radio AstronomyBURKE GRAHAM-SMITH
ldquoThis is the Endrdquo
3C 483C 48
The radio galaxy 3C293MERLIN 5GHz radio contours of the inner jet of 3C293 overlaid upon an HST R-H colour map
Modello Unificato degli AGNModello Unificato degli AGN
Numerose sono le categorie di oggetti che vanno sotto il nome di AGN
Necessario un modello unificato che Necessario un modello unificato che spiegasse gli oggetti visti in cielospiegasse gli oggetti visti in cielo
bull Non fu immediatamente chiaro che un Quasar fosse al centro di un nucleo galattico poicheacute troppo distanti per osservazioni esemplificative
bull Mentre le RG si identificano come ellittiche i Quasar si possono trovare anche in spirali
bull Con survey in ottico trovati altri nuclei attivi Seyfert con emissione radio notevole
Lrsquoemissione 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 inversamente proporzionale al fattore di Lorentz γ Elettroni di una data energia irraggiano ad una frequenza specifica dato il campo magnetico
2BEs propν
222
3
4EBUc
dt
dEmagT prop= γσ
Irraggiando gli elettroni perdono unrsquoenergia pari a
dove Umag egrave la densitagrave di energia nel
campo magnetico B2(810-7)
EB
cmth 214
220
10
)(minus=
dove th egrave il tempo (in secondi) in cui lrsquoelettrone perde metagrave della sue energia
Da cui si puograve ricavare una vita media per irraggiamento
RADIAZIONE DI SINCROTRONERADIAZIONE DI SINCROTRONE
02 arcsec res30 mas res
50 mas res
Jets della radio galassia 3C293 a differenti lunghezze drsquoonda e risoluzioni
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Nellrsquoanimazione 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 20000 stelle mentre in una galassia di questa taglia (una spirale gigante) ce ne sono in media 100 miliardi Qui il quasar egrave stato lsquospentorsquo in quanto in realtagrave la sua luminositagrave sopravanza di gran lunga quella dellrsquointera emissione stellare della galassia Nel centro del bulge si vedono delle nubi di gas blu (NLR) egrave la regione esterna al quasar appena fuori dal toro di polveri piugrave vicino al nucleo un sistema di nubi verdi e giallo-viola in rapido movimento (BLR)Oltre ciograve il disco di accrescimento che alimenta il BH da cui si diparte il getto relativistico Dallrsquoinizio alla fine dellrsquoanimazionesi percorrono 10 ordini di grandezza ilprimo frame dellrsquoanimazione egrave infatti grande 10 miliardi di volte lrsquoultimo
Modello Unificato degli AGNModello Unificato degli AGNAlla luce di quanto detto finrsquoora possiamo quindi dire che i nuclei galattici attivi nascondono al loro interno buchi neri supermassivi (M asymp 106-9 Msun) in accrescimento
SPETTRISPETTRI
Spettri tipici degli AGN occupano sostanzialmente lrsquointero dominio emSpettri di questo tipo prendono il nome di BROAD BANDBROAD BAND
SPETTRI
Spettro a larga banda del quasar 3C273
MECCANISMI DI EMISSIONEMECCANISMI DI EMISSIONE
Come si spiega uno spettro tipo broad band
Si possono raggruppare i meccanismi di emissione in due categorie principali
EMISSIONE TERMICAEMISSIONE TERMICAPROCESSI AD ALTA ENERGIAPROCESSI AD ALTA ENERGIA (emissione non termica)(emissione non termica)
MECCANISMI DI EMISSIONE TERMICI corpo MECCANISMI DI EMISSIONE TERMICI corpo neronero
Il profilo della curva egrave dato dalla legge di Planck
1
2)(
)(
23
minus= kThe
chTB νν
ν
1
2)(
)(
52
minus= kThce
hcTB
Un corpo nero egrave univocamente identificato mediante la TEMPERATURA Poicheacute il corpo nero per definizione assorbe tutta la radiazione che incide su di esso quella che vediamo emergere egrave quindi il risultato della sola emissione
MECCANISMI DI EMISSIONE TERMICI free-free MECCANISMI DI EMISSIONE TERMICI free-free emission (bremsstrahlung termica)emission (bremsstrahlung termica)
Lrsquoemissione free-free egrave tipica di un gas caldo ed egrave prodotta ovunque ci sia unrsquoadeguata densitagrave 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 egrave formata dalla fotoionizzazione dellrsquoidrogeno da parte di fotoni UV provenienti dalla stella Il continuo proveniente da una regione HII egrave dovuto allrsquoemissione free-free prodotta dagli elettroni liberi del gas Lo spettro si puograve estendere dal radio allrsquoottico ed egrave piatto in regime di mezzo otticamente sottile
free-free free-free emission ndash emission ndash continua continua
(2)(2)
Lo spettro si estende dal radio al visibile e dipende dalla densitagrave del gas
Il grafico ha un flesso in corrispondenza della lunghezza drsquoonda a cui il mezzo inizia a comportarsi come otticamente spesso a lunghezze drsquoonda maggiori la radiazione egrave riassorbita
Esiste quindi in dipendenza dalla densitagrave del gas una particolare frequenza detta di cut-off oltre la quale il mezzo emette come corpo nero
22
2 νν ckT
I = Nella regione a legge di potenza lrsquoindice spettrale egrave pari a 2 Nella parte dello spettro otticamente sottile lrsquointensitagrave egrave debolmente dipendente dalla frequenza con indice spettrale pari a ndash01
La parte dello spettro dove il mezzo egrave otticamente spesso egrave dato da
dove Iν egrave lrsquointensitagrave emessa in funzione della frequenza
Lrsquoemissione non termica egrave dovuta a processi di alta energia che coinvolgono sia fotoni che particelle e si dice non termica proprio percheacute la distribuzione sia dei fotoni che delle particelle non egrave MaxwellianaI processi fisici che danno luogo ad emissione di alta energia sono
RADIAZIONE DI SINCROTRONERADIAZIONE DI SINCROTRONE EFFETTO COMPTON (diretto e inverso)EFFETTO COMPTON (diretto e inverso) PRODUZIONE DI COPPIEPRODUZIONE DI COPPIE
EMISSIONE NON TERMICAEMISSIONE NON TERMICA
RADIAZIONE DI SINCROTRONERADIAZIONE DI SINCROTRONE
Indipendentemente nel 1950 prima e nel 1953 poi Alfveacuten amp Herlofson e Shklovsky proposero una legge di potenza al fine di spiegare diversi tipi di spettri in banda radio
con indice spettrale gt 2 egrave necessario ricorrere ad emissione di tipo non termico ed in particolare emissione di sincrotrone
ν minus=KT
Questa relazione egrave estremamente utile in quanto da una semplice misura dellrsquoindice spettrale si possono ricavare informazione sulla distribuzione di energia degli elettroni emettitori
2
1 sminus=
Esiste una semplice relazionetra lrsquoindice della distribuzione di energia degli elettroni (s) e lrsquoindice spettrale (α) dellospettro di emissione persincrotrone
Per gli AGN lrsquoemissione di sincrotrone riguarda solamente il getto relativisticoSappiamo che in regioni simili il campo magnetico egrave di ~10-4 T emissione X di 10 KeV da Blazars egrave dovuta ad elettroni di ~1012 eV
EFFETTO COMPTON (diretto e EFFETTO COMPTON (diretto e inverso)inverso)
)cos1(0
ϕ minus=minuscmh
is
Quando un fotone di alta energia interagisce con un elettrone a bassa energia si ha scattering Compton Lrsquoelettrone acquista energia a spese del fotone La relazione tra la lunghezza drsquoonda del fotone incidente λi e quella dopo lo scattering λs egrave
[1]
dove m0 egrave la massa a riposo
dellrsquoelettrone e lrsquoangolo di scattering
Possiamo riscrivere [1] in termini della lunghezza drsquoonda Compton λC
2sin2
ϕ Cis =minus
cm
hC
0
=dove λC egrave definita come
Un caso particolare egrave rappresentato dallo scattering di Thompson la coda a piugrave bassa energia il piugrave comune in astrofisicaLrsquoeffetto Compton egrave statisticamente rilevante in quelle regioni in cui vi sono degli elettroni immersi in un campo di fotoni ad alta energia
radT Ucdt
dE 2
3
4 γσ=
In astrofisica egrave 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 Lrsquoeffetto Compton inverso egrave lrsquoanalogo elettrico del sincrotrone La perdita di energia di un elettrone relativistico che interagisce con il campo generato da fotoni (con densitagrave di energia Urad) egrave dato da
dove σT egrave la
sezione drsquourtoThompson
PRODUZIONE DI COPPIEPRODUZIONE DI COPPIE
Quando un fotone di grandeenergia interagisce conil campo di un altro fotoneo di un nucleo dagrave origine alla formazione di una coppia elettrone-positrone
euro
γ+γ (o nucleo) = e+ + eminus
La produzione di coppie egrave un fenomeno poco importante in astrofisica Assume una notevole importanza solo in quelle regioni con una densitagrave di fotoni gamma elevata
202 cmhEE
eeγνγ =rArr= minus+
vmpee 02γ=minus+
cmc
hp 02γνγ ==
Dalla conservazione dellrsquoenergia si ha che
[1]
Per la coppia e+e- il momento egrave
[2]
Per il fotone il momento egrave da [1]
[3]
Uguagliando [2] e [3] si vede che poicheacute ν non puograve essere uguale a c momento ed energia non possono essere conservati simultaneamente nello spazio libero egrave 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 puograve avvenire anche sottoforma di annichilazione di una coppia e+e- con la produzione di un fotone di energia asymp 1 MeV (ad esempio ne sono stati osservati dalla regione del Centro Galattico)
La massa a riposo di e+ ed e- egrave 0511MeV il regime di questa interazione saragrave nella regione che va dagli X estremi ai gamma di bassa energia
Conclusioni amp ReferenzeConclusioni amp Referenze
- Cosrsquoegrave una radiogalassia
- Struttura
- AGN
- Classificazione
- Modello Unificato
- Spettri
- Meccanismi di emissione
bull BINNEY MERRIFIELD Galactic Astronomy 1998 Princeton Series in Astrophysicsbull KROLIK Active Galactic Nuclei 1999 Princeton Series in Astrophysicsbull RYBICKI LIGHTMAN Radiative Processes In Astrophysics 1979 Cambridge University Pressbull An Introduction to Radio AstronomyBURKE GRAHAM-SMITH
ldquoThis is the Endrdquo
3C 483C 48
The radio galaxy 3C293MERLIN 5GHz radio contours of the inner jet of 3C293 overlaid upon an HST R-H colour map
Modello Unificato degli AGNModello Unificato degli AGN
Numerose sono le categorie di oggetti che vanno sotto il nome di AGN
Necessario un modello unificato che Necessario un modello unificato che spiegasse gli oggetti visti in cielospiegasse gli oggetti visti in cielo
bull Non fu immediatamente chiaro che un Quasar fosse al centro di un nucleo galattico poicheacute troppo distanti per osservazioni esemplificative
bull Mentre le RG si identificano come ellittiche i Quasar si possono trovare anche in spirali
bull Con survey in ottico trovati altri nuclei attivi Seyfert con emissione radio notevole
Lrsquoemissione 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 inversamente proporzionale al fattore di Lorentz γ Elettroni di una data energia irraggiano ad una frequenza specifica dato il campo magnetico
2BEs propν
222
3
4EBUc
dt
dEmagT prop= γσ
Irraggiando gli elettroni perdono unrsquoenergia pari a
dove Umag egrave la densitagrave di energia nel
campo magnetico B2(810-7)
EB
cmth 214
220
10
)(minus=
dove th egrave il tempo (in secondi) in cui lrsquoelettrone perde metagrave della sue energia
Da cui si puograve ricavare una vita media per irraggiamento
RADIAZIONE DI SINCROTRONERADIAZIONE DI SINCROTRONE
02 arcsec res30 mas res
50 mas res
Jets della radio galassia 3C293 a differenti lunghezze drsquoonda e risoluzioni
- Slide 1
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-
SPETTRISPETTRI
Spettri tipici degli AGN occupano sostanzialmente lrsquointero dominio emSpettri di questo tipo prendono il nome di BROAD BANDBROAD BAND
SPETTRI
Spettro a larga banda del quasar 3C273
MECCANISMI DI EMISSIONEMECCANISMI DI EMISSIONE
Come si spiega uno spettro tipo broad band
Si possono raggruppare i meccanismi di emissione in due categorie principali
EMISSIONE TERMICAEMISSIONE TERMICAPROCESSI AD ALTA ENERGIAPROCESSI AD ALTA ENERGIA (emissione non termica)(emissione non termica)
MECCANISMI DI EMISSIONE TERMICI corpo MECCANISMI DI EMISSIONE TERMICI corpo neronero
Il profilo della curva egrave dato dalla legge di Planck
1
2)(
)(
23
minus= kThe
chTB νν
ν
1
2)(
)(
52
minus= kThce
hcTB
Un corpo nero egrave univocamente identificato mediante la TEMPERATURA Poicheacute il corpo nero per definizione assorbe tutta la radiazione che incide su di esso quella che vediamo emergere egrave quindi il risultato della sola emissione
MECCANISMI DI EMISSIONE TERMICI free-free MECCANISMI DI EMISSIONE TERMICI free-free emission (bremsstrahlung termica)emission (bremsstrahlung termica)
Lrsquoemissione free-free egrave tipica di un gas caldo ed egrave prodotta ovunque ci sia unrsquoadeguata densitagrave 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 egrave formata dalla fotoionizzazione dellrsquoidrogeno da parte di fotoni UV provenienti dalla stella Il continuo proveniente da una regione HII egrave dovuto allrsquoemissione free-free prodotta dagli elettroni liberi del gas Lo spettro si puograve estendere dal radio allrsquoottico ed egrave piatto in regime di mezzo otticamente sottile
free-free free-free emission ndash emission ndash continua continua
(2)(2)
Lo spettro si estende dal radio al visibile e dipende dalla densitagrave del gas
Il grafico ha un flesso in corrispondenza della lunghezza drsquoonda a cui il mezzo inizia a comportarsi come otticamente spesso a lunghezze drsquoonda maggiori la radiazione egrave riassorbita
Esiste quindi in dipendenza dalla densitagrave del gas una particolare frequenza detta di cut-off oltre la quale il mezzo emette come corpo nero
22
2 νν ckT
I = Nella regione a legge di potenza lrsquoindice spettrale egrave pari a 2 Nella parte dello spettro otticamente sottile lrsquointensitagrave egrave debolmente dipendente dalla frequenza con indice spettrale pari a ndash01
La parte dello spettro dove il mezzo egrave otticamente spesso egrave dato da
dove Iν egrave lrsquointensitagrave emessa in funzione della frequenza
Lrsquoemissione non termica egrave dovuta a processi di alta energia che coinvolgono sia fotoni che particelle e si dice non termica proprio percheacute la distribuzione sia dei fotoni che delle particelle non egrave MaxwellianaI processi fisici che danno luogo ad emissione di alta energia sono
RADIAZIONE DI SINCROTRONERADIAZIONE DI SINCROTRONE EFFETTO COMPTON (diretto e inverso)EFFETTO COMPTON (diretto e inverso) PRODUZIONE DI COPPIEPRODUZIONE DI COPPIE
EMISSIONE NON TERMICAEMISSIONE NON TERMICA
RADIAZIONE DI SINCROTRONERADIAZIONE DI SINCROTRONE
Indipendentemente nel 1950 prima e nel 1953 poi Alfveacuten amp Herlofson e Shklovsky proposero una legge di potenza al fine di spiegare diversi tipi di spettri in banda radio
con indice spettrale gt 2 egrave necessario ricorrere ad emissione di tipo non termico ed in particolare emissione di sincrotrone
ν minus=KT
Questa relazione egrave estremamente utile in quanto da una semplice misura dellrsquoindice spettrale si possono ricavare informazione sulla distribuzione di energia degli elettroni emettitori
2
1 sminus=
Esiste una semplice relazionetra lrsquoindice della distribuzione di energia degli elettroni (s) e lrsquoindice spettrale (α) dellospettro di emissione persincrotrone
Per gli AGN lrsquoemissione di sincrotrone riguarda solamente il getto relativisticoSappiamo che in regioni simili il campo magnetico egrave di ~10-4 T emissione X di 10 KeV da Blazars egrave dovuta ad elettroni di ~1012 eV
EFFETTO COMPTON (diretto e EFFETTO COMPTON (diretto e inverso)inverso)
)cos1(0
ϕ minus=minuscmh
is
Quando un fotone di alta energia interagisce con un elettrone a bassa energia si ha scattering Compton Lrsquoelettrone acquista energia a spese del fotone La relazione tra la lunghezza drsquoonda del fotone incidente λi e quella dopo lo scattering λs egrave
[1]
dove m0 egrave la massa a riposo
dellrsquoelettrone e lrsquoangolo di scattering
Possiamo riscrivere [1] in termini della lunghezza drsquoonda Compton λC
2sin2
ϕ Cis =minus
cm
hC
0
=dove λC egrave definita come
Un caso particolare egrave rappresentato dallo scattering di Thompson la coda a piugrave bassa energia il piugrave comune in astrofisicaLrsquoeffetto Compton egrave statisticamente rilevante in quelle regioni in cui vi sono degli elettroni immersi in un campo di fotoni ad alta energia
radT Ucdt
dE 2
3
4 γσ=
In astrofisica egrave 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 Lrsquoeffetto Compton inverso egrave lrsquoanalogo elettrico del sincrotrone La perdita di energia di un elettrone relativistico che interagisce con il campo generato da fotoni (con densitagrave di energia Urad) egrave dato da
dove σT egrave la
sezione drsquourtoThompson
PRODUZIONE DI COPPIEPRODUZIONE DI COPPIE
Quando un fotone di grandeenergia interagisce conil campo di un altro fotoneo di un nucleo dagrave origine alla formazione di una coppia elettrone-positrone
euro
γ+γ (o nucleo) = e+ + eminus
La produzione di coppie egrave un fenomeno poco importante in astrofisica Assume una notevole importanza solo in quelle regioni con una densitagrave di fotoni gamma elevata
202 cmhEE
eeγνγ =rArr= minus+
vmpee 02γ=minus+
cmc
hp 02γνγ ==
Dalla conservazione dellrsquoenergia si ha che
[1]
Per la coppia e+e- il momento egrave
[2]
Per il fotone il momento egrave da [1]
[3]
Uguagliando [2] e [3] si vede che poicheacute ν non puograve essere uguale a c momento ed energia non possono essere conservati simultaneamente nello spazio libero egrave 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 puograve avvenire anche sottoforma di annichilazione di una coppia e+e- con la produzione di un fotone di energia asymp 1 MeV (ad esempio ne sono stati osservati dalla regione del Centro Galattico)
La massa a riposo di e+ ed e- egrave 0511MeV il regime di questa interazione saragrave nella regione che va dagli X estremi ai gamma di bassa energia
Conclusioni amp ReferenzeConclusioni amp Referenze
- Cosrsquoegrave una radiogalassia
- Struttura
- AGN
- Classificazione
- Modello Unificato
- Spettri
- Meccanismi di emissione
bull BINNEY MERRIFIELD Galactic Astronomy 1998 Princeton Series in Astrophysicsbull KROLIK Active Galactic Nuclei 1999 Princeton Series in Astrophysicsbull RYBICKI LIGHTMAN Radiative Processes In Astrophysics 1979 Cambridge University Pressbull An Introduction to Radio AstronomyBURKE GRAHAM-SMITH
ldquoThis is the Endrdquo
3C 483C 48
The radio galaxy 3C293MERLIN 5GHz radio contours of the inner jet of 3C293 overlaid upon an HST R-H colour map
Modello Unificato degli AGNModello Unificato degli AGN
Numerose sono le categorie di oggetti che vanno sotto il nome di AGN
Necessario un modello unificato che Necessario un modello unificato che spiegasse gli oggetti visti in cielospiegasse gli oggetti visti in cielo
bull Non fu immediatamente chiaro che un Quasar fosse al centro di un nucleo galattico poicheacute troppo distanti per osservazioni esemplificative
bull Mentre le RG si identificano come ellittiche i Quasar si possono trovare anche in spirali
bull Con survey in ottico trovati altri nuclei attivi Seyfert con emissione radio notevole
Lrsquoemissione 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 inversamente proporzionale al fattore di Lorentz γ Elettroni di una data energia irraggiano ad una frequenza specifica dato il campo magnetico
2BEs propν
222
3
4EBUc
dt
dEmagT prop= γσ
Irraggiando gli elettroni perdono unrsquoenergia pari a
dove Umag egrave la densitagrave di energia nel
campo magnetico B2(810-7)
EB
cmth 214
220
10
)(minus=
dove th egrave il tempo (in secondi) in cui lrsquoelettrone perde metagrave della sue energia
Da cui si puograve ricavare una vita media per irraggiamento
RADIAZIONE DI SINCROTRONERADIAZIONE DI SINCROTRONE
02 arcsec res30 mas res
50 mas res
Jets della radio galassia 3C293 a differenti lunghezze drsquoonda e risoluzioni
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SPETTRI
Spettro a larga banda del quasar 3C273
MECCANISMI DI EMISSIONEMECCANISMI DI EMISSIONE
Come si spiega uno spettro tipo broad band
Si possono raggruppare i meccanismi di emissione in due categorie principali
EMISSIONE TERMICAEMISSIONE TERMICAPROCESSI AD ALTA ENERGIAPROCESSI AD ALTA ENERGIA (emissione non termica)(emissione non termica)
MECCANISMI DI EMISSIONE TERMICI corpo MECCANISMI DI EMISSIONE TERMICI corpo neronero
Il profilo della curva egrave dato dalla legge di Planck
1
2)(
)(
23
minus= kThe
chTB νν
ν
1
2)(
)(
52
minus= kThce
hcTB
Un corpo nero egrave univocamente identificato mediante la TEMPERATURA Poicheacute il corpo nero per definizione assorbe tutta la radiazione che incide su di esso quella che vediamo emergere egrave quindi il risultato della sola emissione
MECCANISMI DI EMISSIONE TERMICI free-free MECCANISMI DI EMISSIONE TERMICI free-free emission (bremsstrahlung termica)emission (bremsstrahlung termica)
Lrsquoemissione free-free egrave tipica di un gas caldo ed egrave prodotta ovunque ci sia unrsquoadeguata densitagrave 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 egrave formata dalla fotoionizzazione dellrsquoidrogeno da parte di fotoni UV provenienti dalla stella Il continuo proveniente da una regione HII egrave dovuto allrsquoemissione free-free prodotta dagli elettroni liberi del gas Lo spettro si puograve estendere dal radio allrsquoottico ed egrave piatto in regime di mezzo otticamente sottile
free-free free-free emission ndash emission ndash continua continua
(2)(2)
Lo spettro si estende dal radio al visibile e dipende dalla densitagrave del gas
Il grafico ha un flesso in corrispondenza della lunghezza drsquoonda a cui il mezzo inizia a comportarsi come otticamente spesso a lunghezze drsquoonda maggiori la radiazione egrave riassorbita
Esiste quindi in dipendenza dalla densitagrave del gas una particolare frequenza detta di cut-off oltre la quale il mezzo emette come corpo nero
22
2 νν ckT
I = Nella regione a legge di potenza lrsquoindice spettrale egrave pari a 2 Nella parte dello spettro otticamente sottile lrsquointensitagrave egrave debolmente dipendente dalla frequenza con indice spettrale pari a ndash01
La parte dello spettro dove il mezzo egrave otticamente spesso egrave dato da
dove Iν egrave lrsquointensitagrave emessa in funzione della frequenza
Lrsquoemissione non termica egrave dovuta a processi di alta energia che coinvolgono sia fotoni che particelle e si dice non termica proprio percheacute la distribuzione sia dei fotoni che delle particelle non egrave MaxwellianaI processi fisici che danno luogo ad emissione di alta energia sono
RADIAZIONE DI SINCROTRONERADIAZIONE DI SINCROTRONE EFFETTO COMPTON (diretto e inverso)EFFETTO COMPTON (diretto e inverso) PRODUZIONE DI COPPIEPRODUZIONE DI COPPIE
EMISSIONE NON TERMICAEMISSIONE NON TERMICA
RADIAZIONE DI SINCROTRONERADIAZIONE DI SINCROTRONE
Indipendentemente nel 1950 prima e nel 1953 poi Alfveacuten amp Herlofson e Shklovsky proposero una legge di potenza al fine di spiegare diversi tipi di spettri in banda radio
con indice spettrale gt 2 egrave necessario ricorrere ad emissione di tipo non termico ed in particolare emissione di sincrotrone
ν minus=KT
Questa relazione egrave estremamente utile in quanto da una semplice misura dellrsquoindice spettrale si possono ricavare informazione sulla distribuzione di energia degli elettroni emettitori
2
1 sminus=
Esiste una semplice relazionetra lrsquoindice della distribuzione di energia degli elettroni (s) e lrsquoindice spettrale (α) dellospettro di emissione persincrotrone
Per gli AGN lrsquoemissione di sincrotrone riguarda solamente il getto relativisticoSappiamo che in regioni simili il campo magnetico egrave di ~10-4 T emissione X di 10 KeV da Blazars egrave dovuta ad elettroni di ~1012 eV
EFFETTO COMPTON (diretto e EFFETTO COMPTON (diretto e inverso)inverso)
)cos1(0
ϕ minus=minuscmh
is
Quando un fotone di alta energia interagisce con un elettrone a bassa energia si ha scattering Compton Lrsquoelettrone acquista energia a spese del fotone La relazione tra la lunghezza drsquoonda del fotone incidente λi e quella dopo lo scattering λs egrave
[1]
dove m0 egrave la massa a riposo
dellrsquoelettrone e lrsquoangolo di scattering
Possiamo riscrivere [1] in termini della lunghezza drsquoonda Compton λC
2sin2
ϕ Cis =minus
cm
hC
0
=dove λC egrave definita come
Un caso particolare egrave rappresentato dallo scattering di Thompson la coda a piugrave bassa energia il piugrave comune in astrofisicaLrsquoeffetto Compton egrave statisticamente rilevante in quelle regioni in cui vi sono degli elettroni immersi in un campo di fotoni ad alta energia
radT Ucdt
dE 2
3
4 γσ=
In astrofisica egrave 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 Lrsquoeffetto Compton inverso egrave lrsquoanalogo elettrico del sincrotrone La perdita di energia di un elettrone relativistico che interagisce con il campo generato da fotoni (con densitagrave di energia Urad) egrave dato da
dove σT egrave la
sezione drsquourtoThompson
PRODUZIONE DI COPPIEPRODUZIONE DI COPPIE
Quando un fotone di grandeenergia interagisce conil campo di un altro fotoneo di un nucleo dagrave origine alla formazione di una coppia elettrone-positrone
euro
γ+γ (o nucleo) = e+ + eminus
La produzione di coppie egrave un fenomeno poco importante in astrofisica Assume una notevole importanza solo in quelle regioni con una densitagrave di fotoni gamma elevata
202 cmhEE
eeγνγ =rArr= minus+
vmpee 02γ=minus+
cmc
hp 02γνγ ==
Dalla conservazione dellrsquoenergia si ha che
[1]
Per la coppia e+e- il momento egrave
[2]
Per il fotone il momento egrave da [1]
[3]
Uguagliando [2] e [3] si vede che poicheacute ν non puograve essere uguale a c momento ed energia non possono essere conservati simultaneamente nello spazio libero egrave 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 puograve avvenire anche sottoforma di annichilazione di una coppia e+e- con la produzione di un fotone di energia asymp 1 MeV (ad esempio ne sono stati osservati dalla regione del Centro Galattico)
La massa a riposo di e+ ed e- egrave 0511MeV il regime di questa interazione saragrave nella regione che va dagli X estremi ai gamma di bassa energia
Conclusioni amp ReferenzeConclusioni amp Referenze
- Cosrsquoegrave una radiogalassia
- Struttura
- AGN
- Classificazione
- Modello Unificato
- Spettri
- Meccanismi di emissione
bull BINNEY MERRIFIELD Galactic Astronomy 1998 Princeton Series in Astrophysicsbull KROLIK Active Galactic Nuclei 1999 Princeton Series in Astrophysicsbull RYBICKI LIGHTMAN Radiative Processes In Astrophysics 1979 Cambridge University Pressbull An Introduction to Radio AstronomyBURKE GRAHAM-SMITH
ldquoThis is the Endrdquo
3C 483C 48
The radio galaxy 3C293MERLIN 5GHz radio contours of the inner jet of 3C293 overlaid upon an HST R-H colour map
Modello Unificato degli AGNModello Unificato degli AGN
Numerose sono le categorie di oggetti che vanno sotto il nome di AGN
Necessario un modello unificato che Necessario un modello unificato che spiegasse gli oggetti visti in cielospiegasse gli oggetti visti in cielo
bull Non fu immediatamente chiaro che un Quasar fosse al centro di un nucleo galattico poicheacute troppo distanti per osservazioni esemplificative
bull Mentre le RG si identificano come ellittiche i Quasar si possono trovare anche in spirali
bull Con survey in ottico trovati altri nuclei attivi Seyfert con emissione radio notevole
Lrsquoemissione 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 inversamente proporzionale al fattore di Lorentz γ Elettroni di una data energia irraggiano ad una frequenza specifica dato il campo magnetico
2BEs propν
222
3
4EBUc
dt
dEmagT prop= γσ
Irraggiando gli elettroni perdono unrsquoenergia pari a
dove Umag egrave la densitagrave di energia nel
campo magnetico B2(810-7)
EB
cmth 214
220
10
)(minus=
dove th egrave il tempo (in secondi) in cui lrsquoelettrone perde metagrave della sue energia
Da cui si puograve ricavare una vita media per irraggiamento
RADIAZIONE DI SINCROTRONERADIAZIONE DI SINCROTRONE
02 arcsec res30 mas res
50 mas res
Jets della radio galassia 3C293 a differenti lunghezze drsquoonda e risoluzioni
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MECCANISMI DI EMISSIONEMECCANISMI DI EMISSIONE
Come si spiega uno spettro tipo broad band
Si possono raggruppare i meccanismi di emissione in due categorie principali
EMISSIONE TERMICAEMISSIONE TERMICAPROCESSI AD ALTA ENERGIAPROCESSI AD ALTA ENERGIA (emissione non termica)(emissione non termica)
MECCANISMI DI EMISSIONE TERMICI corpo MECCANISMI DI EMISSIONE TERMICI corpo neronero
Il profilo della curva egrave dato dalla legge di Planck
1
2)(
)(
23
minus= kThe
chTB νν
ν
1
2)(
)(
52
minus= kThce
hcTB
Un corpo nero egrave univocamente identificato mediante la TEMPERATURA Poicheacute il corpo nero per definizione assorbe tutta la radiazione che incide su di esso quella che vediamo emergere egrave quindi il risultato della sola emissione
MECCANISMI DI EMISSIONE TERMICI free-free MECCANISMI DI EMISSIONE TERMICI free-free emission (bremsstrahlung termica)emission (bremsstrahlung termica)
Lrsquoemissione free-free egrave tipica di un gas caldo ed egrave prodotta ovunque ci sia unrsquoadeguata densitagrave 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 egrave formata dalla fotoionizzazione dellrsquoidrogeno da parte di fotoni UV provenienti dalla stella Il continuo proveniente da una regione HII egrave dovuto allrsquoemissione free-free prodotta dagli elettroni liberi del gas Lo spettro si puograve estendere dal radio allrsquoottico ed egrave piatto in regime di mezzo otticamente sottile
free-free free-free emission ndash emission ndash continua continua
(2)(2)
Lo spettro si estende dal radio al visibile e dipende dalla densitagrave del gas
Il grafico ha un flesso in corrispondenza della lunghezza drsquoonda a cui il mezzo inizia a comportarsi come otticamente spesso a lunghezze drsquoonda maggiori la radiazione egrave riassorbita
Esiste quindi in dipendenza dalla densitagrave del gas una particolare frequenza detta di cut-off oltre la quale il mezzo emette come corpo nero
22
2 νν ckT
I = Nella regione a legge di potenza lrsquoindice spettrale egrave pari a 2 Nella parte dello spettro otticamente sottile lrsquointensitagrave egrave debolmente dipendente dalla frequenza con indice spettrale pari a ndash01
La parte dello spettro dove il mezzo egrave otticamente spesso egrave dato da
dove Iν egrave lrsquointensitagrave emessa in funzione della frequenza
Lrsquoemissione non termica egrave dovuta a processi di alta energia che coinvolgono sia fotoni che particelle e si dice non termica proprio percheacute la distribuzione sia dei fotoni che delle particelle non egrave MaxwellianaI processi fisici che danno luogo ad emissione di alta energia sono
RADIAZIONE DI SINCROTRONERADIAZIONE DI SINCROTRONE EFFETTO COMPTON (diretto e inverso)EFFETTO COMPTON (diretto e inverso) PRODUZIONE DI COPPIEPRODUZIONE DI COPPIE
EMISSIONE NON TERMICAEMISSIONE NON TERMICA
RADIAZIONE DI SINCROTRONERADIAZIONE DI SINCROTRONE
Indipendentemente nel 1950 prima e nel 1953 poi Alfveacuten amp Herlofson e Shklovsky proposero una legge di potenza al fine di spiegare diversi tipi di spettri in banda radio
con indice spettrale gt 2 egrave necessario ricorrere ad emissione di tipo non termico ed in particolare emissione di sincrotrone
ν minus=KT
Questa relazione egrave estremamente utile in quanto da una semplice misura dellrsquoindice spettrale si possono ricavare informazione sulla distribuzione di energia degli elettroni emettitori
2
1 sminus=
Esiste una semplice relazionetra lrsquoindice della distribuzione di energia degli elettroni (s) e lrsquoindice spettrale (α) dellospettro di emissione persincrotrone
Per gli AGN lrsquoemissione di sincrotrone riguarda solamente il getto relativisticoSappiamo che in regioni simili il campo magnetico egrave di ~10-4 T emissione X di 10 KeV da Blazars egrave dovuta ad elettroni di ~1012 eV
EFFETTO COMPTON (diretto e EFFETTO COMPTON (diretto e inverso)inverso)
)cos1(0
ϕ minus=minuscmh
is
Quando un fotone di alta energia interagisce con un elettrone a bassa energia si ha scattering Compton Lrsquoelettrone acquista energia a spese del fotone La relazione tra la lunghezza drsquoonda del fotone incidente λi e quella dopo lo scattering λs egrave
[1]
dove m0 egrave la massa a riposo
dellrsquoelettrone e lrsquoangolo di scattering
Possiamo riscrivere [1] in termini della lunghezza drsquoonda Compton λC
2sin2
ϕ Cis =minus
cm
hC
0
=dove λC egrave definita come
Un caso particolare egrave rappresentato dallo scattering di Thompson la coda a piugrave bassa energia il piugrave comune in astrofisicaLrsquoeffetto Compton egrave statisticamente rilevante in quelle regioni in cui vi sono degli elettroni immersi in un campo di fotoni ad alta energia
radT Ucdt
dE 2
3
4 γσ=
In astrofisica egrave 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 Lrsquoeffetto Compton inverso egrave lrsquoanalogo elettrico del sincrotrone La perdita di energia di un elettrone relativistico che interagisce con il campo generato da fotoni (con densitagrave di energia Urad) egrave dato da
dove σT egrave la
sezione drsquourtoThompson
PRODUZIONE DI COPPIEPRODUZIONE DI COPPIE
Quando un fotone di grandeenergia interagisce conil campo di un altro fotoneo di un nucleo dagrave origine alla formazione di una coppia elettrone-positrone
euro
γ+γ (o nucleo) = e+ + eminus
La produzione di coppie egrave un fenomeno poco importante in astrofisica Assume una notevole importanza solo in quelle regioni con una densitagrave di fotoni gamma elevata
202 cmhEE
eeγνγ =rArr= minus+
vmpee 02γ=minus+
cmc
hp 02γνγ ==
Dalla conservazione dellrsquoenergia si ha che
[1]
Per la coppia e+e- il momento egrave
[2]
Per il fotone il momento egrave da [1]
[3]
Uguagliando [2] e [3] si vede che poicheacute ν non puograve essere uguale a c momento ed energia non possono essere conservati simultaneamente nello spazio libero egrave 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 puograve avvenire anche sottoforma di annichilazione di una coppia e+e- con la produzione di un fotone di energia asymp 1 MeV (ad esempio ne sono stati osservati dalla regione del Centro Galattico)
La massa a riposo di e+ ed e- egrave 0511MeV il regime di questa interazione saragrave nella regione che va dagli X estremi ai gamma di bassa energia
Conclusioni amp ReferenzeConclusioni amp Referenze
- Cosrsquoegrave una radiogalassia
- Struttura
- AGN
- Classificazione
- Modello Unificato
- Spettri
- Meccanismi di emissione
bull BINNEY MERRIFIELD Galactic Astronomy 1998 Princeton Series in Astrophysicsbull KROLIK Active Galactic Nuclei 1999 Princeton Series in Astrophysicsbull RYBICKI LIGHTMAN Radiative Processes In Astrophysics 1979 Cambridge University Pressbull An Introduction to Radio AstronomyBURKE GRAHAM-SMITH
ldquoThis is the Endrdquo
3C 483C 48
The radio galaxy 3C293MERLIN 5GHz radio contours of the inner jet of 3C293 overlaid upon an HST R-H colour map
Modello Unificato degli AGNModello Unificato degli AGN
Numerose sono le categorie di oggetti che vanno sotto il nome di AGN
Necessario un modello unificato che Necessario un modello unificato che spiegasse gli oggetti visti in cielospiegasse gli oggetti visti in cielo
bull Non fu immediatamente chiaro che un Quasar fosse al centro di un nucleo galattico poicheacute troppo distanti per osservazioni esemplificative
bull Mentre le RG si identificano come ellittiche i Quasar si possono trovare anche in spirali
bull Con survey in ottico trovati altri nuclei attivi Seyfert con emissione radio notevole
Lrsquoemissione 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 inversamente proporzionale al fattore di Lorentz γ Elettroni di una data energia irraggiano ad una frequenza specifica dato il campo magnetico
2BEs propν
222
3
4EBUc
dt
dEmagT prop= γσ
Irraggiando gli elettroni perdono unrsquoenergia pari a
dove Umag egrave la densitagrave di energia nel
campo magnetico B2(810-7)
EB
cmth 214
220
10
)(minus=
dove th egrave il tempo (in secondi) in cui lrsquoelettrone perde metagrave della sue energia
Da cui si puograve ricavare una vita media per irraggiamento
RADIAZIONE DI SINCROTRONERADIAZIONE DI SINCROTRONE
02 arcsec res30 mas res
50 mas res
Jets della radio galassia 3C293 a differenti lunghezze drsquoonda e risoluzioni
- Slide 1
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-
MECCANISMI DI EMISSIONE TERMICI corpo MECCANISMI DI EMISSIONE TERMICI corpo neronero
Il profilo della curva egrave dato dalla legge di Planck
1
2)(
)(
23
minus= kThe
chTB νν
ν
1
2)(
)(
52
minus= kThce
hcTB
Un corpo nero egrave univocamente identificato mediante la TEMPERATURA Poicheacute il corpo nero per definizione assorbe tutta la radiazione che incide su di esso quella che vediamo emergere egrave quindi il risultato della sola emissione
MECCANISMI DI EMISSIONE TERMICI free-free MECCANISMI DI EMISSIONE TERMICI free-free emission (bremsstrahlung termica)emission (bremsstrahlung termica)
Lrsquoemissione free-free egrave tipica di un gas caldo ed egrave prodotta ovunque ci sia unrsquoadeguata densitagrave 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 egrave formata dalla fotoionizzazione dellrsquoidrogeno da parte di fotoni UV provenienti dalla stella Il continuo proveniente da una regione HII egrave dovuto allrsquoemissione free-free prodotta dagli elettroni liberi del gas Lo spettro si puograve estendere dal radio allrsquoottico ed egrave piatto in regime di mezzo otticamente sottile
free-free free-free emission ndash emission ndash continua continua
(2)(2)
Lo spettro si estende dal radio al visibile e dipende dalla densitagrave del gas
Il grafico ha un flesso in corrispondenza della lunghezza drsquoonda a cui il mezzo inizia a comportarsi come otticamente spesso a lunghezze drsquoonda maggiori la radiazione egrave riassorbita
Esiste quindi in dipendenza dalla densitagrave del gas una particolare frequenza detta di cut-off oltre la quale il mezzo emette come corpo nero
22
2 νν ckT
I = Nella regione a legge di potenza lrsquoindice spettrale egrave pari a 2 Nella parte dello spettro otticamente sottile lrsquointensitagrave egrave debolmente dipendente dalla frequenza con indice spettrale pari a ndash01
La parte dello spettro dove il mezzo egrave otticamente spesso egrave dato da
dove Iν egrave lrsquointensitagrave emessa in funzione della frequenza
Lrsquoemissione non termica egrave dovuta a processi di alta energia che coinvolgono sia fotoni che particelle e si dice non termica proprio percheacute la distribuzione sia dei fotoni che delle particelle non egrave MaxwellianaI processi fisici che danno luogo ad emissione di alta energia sono
RADIAZIONE DI SINCROTRONERADIAZIONE DI SINCROTRONE EFFETTO COMPTON (diretto e inverso)EFFETTO COMPTON (diretto e inverso) PRODUZIONE DI COPPIEPRODUZIONE DI COPPIE
EMISSIONE NON TERMICAEMISSIONE NON TERMICA
RADIAZIONE DI SINCROTRONERADIAZIONE DI SINCROTRONE
Indipendentemente nel 1950 prima e nel 1953 poi Alfveacuten amp Herlofson e Shklovsky proposero una legge di potenza al fine di spiegare diversi tipi di spettri in banda radio
con indice spettrale gt 2 egrave necessario ricorrere ad emissione di tipo non termico ed in particolare emissione di sincrotrone
ν minus=KT
Questa relazione egrave estremamente utile in quanto da una semplice misura dellrsquoindice spettrale si possono ricavare informazione sulla distribuzione di energia degli elettroni emettitori
2
1 sminus=
Esiste una semplice relazionetra lrsquoindice della distribuzione di energia degli elettroni (s) e lrsquoindice spettrale (α) dellospettro di emissione persincrotrone
Per gli AGN lrsquoemissione di sincrotrone riguarda solamente il getto relativisticoSappiamo che in regioni simili il campo magnetico egrave di ~10-4 T emissione X di 10 KeV da Blazars egrave dovuta ad elettroni di ~1012 eV
EFFETTO COMPTON (diretto e EFFETTO COMPTON (diretto e inverso)inverso)
)cos1(0
ϕ minus=minuscmh
is
Quando un fotone di alta energia interagisce con un elettrone a bassa energia si ha scattering Compton Lrsquoelettrone acquista energia a spese del fotone La relazione tra la lunghezza drsquoonda del fotone incidente λi e quella dopo lo scattering λs egrave
[1]
dove m0 egrave la massa a riposo
dellrsquoelettrone e lrsquoangolo di scattering
Possiamo riscrivere [1] in termini della lunghezza drsquoonda Compton λC
2sin2
ϕ Cis =minus
cm
hC
0
=dove λC egrave definita come
Un caso particolare egrave rappresentato dallo scattering di Thompson la coda a piugrave bassa energia il piugrave comune in astrofisicaLrsquoeffetto Compton egrave statisticamente rilevante in quelle regioni in cui vi sono degli elettroni immersi in un campo di fotoni ad alta energia
radT Ucdt
dE 2
3
4 γσ=
In astrofisica egrave 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 Lrsquoeffetto Compton inverso egrave lrsquoanalogo elettrico del sincrotrone La perdita di energia di un elettrone relativistico che interagisce con il campo generato da fotoni (con densitagrave di energia Urad) egrave dato da
dove σT egrave la
sezione drsquourtoThompson
PRODUZIONE DI COPPIEPRODUZIONE DI COPPIE
Quando un fotone di grandeenergia interagisce conil campo di un altro fotoneo di un nucleo dagrave origine alla formazione di una coppia elettrone-positrone
euro
γ+γ (o nucleo) = e+ + eminus
La produzione di coppie egrave un fenomeno poco importante in astrofisica Assume una notevole importanza solo in quelle regioni con una densitagrave di fotoni gamma elevata
202 cmhEE
eeγνγ =rArr= minus+
vmpee 02γ=minus+
cmc
hp 02γνγ ==
Dalla conservazione dellrsquoenergia si ha che
[1]
Per la coppia e+e- il momento egrave
[2]
Per il fotone il momento egrave da [1]
[3]
Uguagliando [2] e [3] si vede che poicheacute ν non puograve essere uguale a c momento ed energia non possono essere conservati simultaneamente nello spazio libero egrave 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 puograve avvenire anche sottoforma di annichilazione di una coppia e+e- con la produzione di un fotone di energia asymp 1 MeV (ad esempio ne sono stati osservati dalla regione del Centro Galattico)
La massa a riposo di e+ ed e- egrave 0511MeV il regime di questa interazione saragrave nella regione che va dagli X estremi ai gamma di bassa energia
Conclusioni amp ReferenzeConclusioni amp Referenze
- Cosrsquoegrave una radiogalassia
- Struttura
- AGN
- Classificazione
- Modello Unificato
- Spettri
- Meccanismi di emissione
bull BINNEY MERRIFIELD Galactic Astronomy 1998 Princeton Series in Astrophysicsbull KROLIK Active Galactic Nuclei 1999 Princeton Series in Astrophysicsbull RYBICKI LIGHTMAN Radiative Processes In Astrophysics 1979 Cambridge University Pressbull An Introduction to Radio AstronomyBURKE GRAHAM-SMITH
ldquoThis is the Endrdquo
3C 483C 48
The radio galaxy 3C293MERLIN 5GHz radio contours of the inner jet of 3C293 overlaid upon an HST R-H colour map
Modello Unificato degli AGNModello Unificato degli AGN
Numerose sono le categorie di oggetti che vanno sotto il nome di AGN
Necessario un modello unificato che Necessario un modello unificato che spiegasse gli oggetti visti in cielospiegasse gli oggetti visti in cielo
bull Non fu immediatamente chiaro che un Quasar fosse al centro di un nucleo galattico poicheacute troppo distanti per osservazioni esemplificative
bull Mentre le RG si identificano come ellittiche i Quasar si possono trovare anche in spirali
bull Con survey in ottico trovati altri nuclei attivi Seyfert con emissione radio notevole
Lrsquoemissione 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 inversamente proporzionale al fattore di Lorentz γ Elettroni di una data energia irraggiano ad una frequenza specifica dato il campo magnetico
2BEs propν
222
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4EBUc
dt
dEmagT prop= γσ
Irraggiando gli elettroni perdono unrsquoenergia pari a
dove Umag egrave la densitagrave di energia nel
campo magnetico B2(810-7)
EB
cmth 214
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)(minus=
dove th egrave il tempo (in secondi) in cui lrsquoelettrone perde metagrave della sue energia
Da cui si puograve ricavare una vita media per irraggiamento
RADIAZIONE DI SINCROTRONERADIAZIONE DI SINCROTRONE
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Jets della radio galassia 3C293 a differenti lunghezze drsquoonda e risoluzioni
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MECCANISMI DI EMISSIONE TERMICI free-free MECCANISMI DI EMISSIONE TERMICI free-free emission (bremsstrahlung termica)emission (bremsstrahlung termica)
Lrsquoemissione free-free egrave tipica di un gas caldo ed egrave prodotta ovunque ci sia unrsquoadeguata densitagrave 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 egrave formata dalla fotoionizzazione dellrsquoidrogeno da parte di fotoni UV provenienti dalla stella Il continuo proveniente da una regione HII egrave dovuto allrsquoemissione free-free prodotta dagli elettroni liberi del gas Lo spettro si puograve estendere dal radio allrsquoottico ed egrave piatto in regime di mezzo otticamente sottile
free-free free-free emission ndash emission ndash continua continua
(2)(2)
Lo spettro si estende dal radio al visibile e dipende dalla densitagrave del gas
Il grafico ha un flesso in corrispondenza della lunghezza drsquoonda a cui il mezzo inizia a comportarsi come otticamente spesso a lunghezze drsquoonda maggiori la radiazione egrave riassorbita
Esiste quindi in dipendenza dalla densitagrave del gas una particolare frequenza detta di cut-off oltre la quale il mezzo emette come corpo nero
22
2 νν ckT
I = Nella regione a legge di potenza lrsquoindice spettrale egrave pari a 2 Nella parte dello spettro otticamente sottile lrsquointensitagrave egrave debolmente dipendente dalla frequenza con indice spettrale pari a ndash01
La parte dello spettro dove il mezzo egrave otticamente spesso egrave dato da
dove Iν egrave lrsquointensitagrave emessa in funzione della frequenza
Lrsquoemissione non termica egrave dovuta a processi di alta energia che coinvolgono sia fotoni che particelle e si dice non termica proprio percheacute la distribuzione sia dei fotoni che delle particelle non egrave MaxwellianaI processi fisici che danno luogo ad emissione di alta energia sono
RADIAZIONE DI SINCROTRONERADIAZIONE DI SINCROTRONE EFFETTO COMPTON (diretto e inverso)EFFETTO COMPTON (diretto e inverso) PRODUZIONE DI COPPIEPRODUZIONE DI COPPIE
EMISSIONE NON TERMICAEMISSIONE NON TERMICA
RADIAZIONE DI SINCROTRONERADIAZIONE DI SINCROTRONE
Indipendentemente nel 1950 prima e nel 1953 poi Alfveacuten amp Herlofson e Shklovsky proposero una legge di potenza al fine di spiegare diversi tipi di spettri in banda radio
con indice spettrale gt 2 egrave necessario ricorrere ad emissione di tipo non termico ed in particolare emissione di sincrotrone
ν minus=KT
Questa relazione egrave estremamente utile in quanto da una semplice misura dellrsquoindice spettrale si possono ricavare informazione sulla distribuzione di energia degli elettroni emettitori
2
1 sminus=
Esiste una semplice relazionetra lrsquoindice della distribuzione di energia degli elettroni (s) e lrsquoindice spettrale (α) dellospettro di emissione persincrotrone
Per gli AGN lrsquoemissione di sincrotrone riguarda solamente il getto relativisticoSappiamo che in regioni simili il campo magnetico egrave di ~10-4 T emissione X di 10 KeV da Blazars egrave dovuta ad elettroni di ~1012 eV
EFFETTO COMPTON (diretto e EFFETTO COMPTON (diretto e inverso)inverso)
)cos1(0
ϕ minus=minuscmh
is
Quando un fotone di alta energia interagisce con un elettrone a bassa energia si ha scattering Compton Lrsquoelettrone acquista energia a spese del fotone La relazione tra la lunghezza drsquoonda del fotone incidente λi e quella dopo lo scattering λs egrave
[1]
dove m0 egrave la massa a riposo
dellrsquoelettrone e lrsquoangolo di scattering
Possiamo riscrivere [1] in termini della lunghezza drsquoonda Compton λC
2sin2
ϕ Cis =minus
cm
hC
0
=dove λC egrave definita come
Un caso particolare egrave rappresentato dallo scattering di Thompson la coda a piugrave bassa energia il piugrave comune in astrofisicaLrsquoeffetto Compton egrave statisticamente rilevante in quelle regioni in cui vi sono degli elettroni immersi in un campo di fotoni ad alta energia
radT Ucdt
dE 2
3
4 γσ=
In astrofisica egrave 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 Lrsquoeffetto Compton inverso egrave lrsquoanalogo elettrico del sincrotrone La perdita di energia di un elettrone relativistico che interagisce con il campo generato da fotoni (con densitagrave di energia Urad) egrave dato da
dove σT egrave la
sezione drsquourtoThompson
PRODUZIONE DI COPPIEPRODUZIONE DI COPPIE
Quando un fotone di grandeenergia interagisce conil campo di un altro fotoneo di un nucleo dagrave origine alla formazione di una coppia elettrone-positrone
euro
γ+γ (o nucleo) = e+ + eminus
La produzione di coppie egrave un fenomeno poco importante in astrofisica Assume una notevole importanza solo in quelle regioni con una densitagrave di fotoni gamma elevata
202 cmhEE
eeγνγ =rArr= minus+
vmpee 02γ=minus+
cmc
hp 02γνγ ==
Dalla conservazione dellrsquoenergia si ha che
[1]
Per la coppia e+e- il momento egrave
[2]
Per il fotone il momento egrave da [1]
[3]
Uguagliando [2] e [3] si vede che poicheacute ν non puograve essere uguale a c momento ed energia non possono essere conservati simultaneamente nello spazio libero egrave 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 puograve avvenire anche sottoforma di annichilazione di una coppia e+e- con la produzione di un fotone di energia asymp 1 MeV (ad esempio ne sono stati osservati dalla regione del Centro Galattico)
La massa a riposo di e+ ed e- egrave 0511MeV il regime di questa interazione saragrave nella regione che va dagli X estremi ai gamma di bassa energia
Conclusioni amp ReferenzeConclusioni amp Referenze
- Cosrsquoegrave una radiogalassia
- Struttura
- AGN
- Classificazione
- Modello Unificato
- Spettri
- Meccanismi di emissione
bull BINNEY MERRIFIELD Galactic Astronomy 1998 Princeton Series in Astrophysicsbull KROLIK Active Galactic Nuclei 1999 Princeton Series in Astrophysicsbull RYBICKI LIGHTMAN Radiative Processes In Astrophysics 1979 Cambridge University Pressbull An Introduction to Radio AstronomyBURKE GRAHAM-SMITH
ldquoThis is the Endrdquo
3C 483C 48
The radio galaxy 3C293MERLIN 5GHz radio contours of the inner jet of 3C293 overlaid upon an HST R-H colour map
Modello Unificato degli AGNModello Unificato degli AGN
Numerose sono le categorie di oggetti che vanno sotto il nome di AGN
Necessario un modello unificato che Necessario un modello unificato che spiegasse gli oggetti visti in cielospiegasse gli oggetti visti in cielo
bull Non fu immediatamente chiaro che un Quasar fosse al centro di un nucleo galattico poicheacute troppo distanti per osservazioni esemplificative
bull Mentre le RG si identificano come ellittiche i Quasar si possono trovare anche in spirali
bull Con survey in ottico trovati altri nuclei attivi Seyfert con emissione radio notevole
Lrsquoemissione 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 inversamente proporzionale al fattore di Lorentz γ Elettroni di una data energia irraggiano ad una frequenza specifica dato il campo magnetico
2BEs propν
222
3
4EBUc
dt
dEmagT prop= γσ
Irraggiando gli elettroni perdono unrsquoenergia pari a
dove Umag egrave la densitagrave di energia nel
campo magnetico B2(810-7)
EB
cmth 214
220
10
)(minus=
dove th egrave il tempo (in secondi) in cui lrsquoelettrone perde metagrave della sue energia
Da cui si puograve ricavare una vita media per irraggiamento
RADIAZIONE DI SINCROTRONERADIAZIONE DI SINCROTRONE
02 arcsec res30 mas res
50 mas res
Jets della radio galassia 3C293 a differenti lunghezze drsquoonda e risoluzioni
- Slide 1
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free-free free-free emission ndash emission ndash continua continua
(2)(2)
Lo spettro si estende dal radio al visibile e dipende dalla densitagrave del gas
Il grafico ha un flesso in corrispondenza della lunghezza drsquoonda a cui il mezzo inizia a comportarsi come otticamente spesso a lunghezze drsquoonda maggiori la radiazione egrave riassorbita
Esiste quindi in dipendenza dalla densitagrave del gas una particolare frequenza detta di cut-off oltre la quale il mezzo emette come corpo nero
22
2 νν ckT
I = Nella regione a legge di potenza lrsquoindice spettrale egrave pari a 2 Nella parte dello spettro otticamente sottile lrsquointensitagrave egrave debolmente dipendente dalla frequenza con indice spettrale pari a ndash01
La parte dello spettro dove il mezzo egrave otticamente spesso egrave dato da
dove Iν egrave lrsquointensitagrave emessa in funzione della frequenza
Lrsquoemissione non termica egrave dovuta a processi di alta energia che coinvolgono sia fotoni che particelle e si dice non termica proprio percheacute la distribuzione sia dei fotoni che delle particelle non egrave MaxwellianaI processi fisici che danno luogo ad emissione di alta energia sono
RADIAZIONE DI SINCROTRONERADIAZIONE DI SINCROTRONE EFFETTO COMPTON (diretto e inverso)EFFETTO COMPTON (diretto e inverso) PRODUZIONE DI COPPIEPRODUZIONE DI COPPIE
EMISSIONE NON TERMICAEMISSIONE NON TERMICA
RADIAZIONE DI SINCROTRONERADIAZIONE DI SINCROTRONE
Indipendentemente nel 1950 prima e nel 1953 poi Alfveacuten amp Herlofson e Shklovsky proposero una legge di potenza al fine di spiegare diversi tipi di spettri in banda radio
con indice spettrale gt 2 egrave necessario ricorrere ad emissione di tipo non termico ed in particolare emissione di sincrotrone
ν minus=KT
Questa relazione egrave estremamente utile in quanto da una semplice misura dellrsquoindice spettrale si possono ricavare informazione sulla distribuzione di energia degli elettroni emettitori
2
1 sminus=
Esiste una semplice relazionetra lrsquoindice della distribuzione di energia degli elettroni (s) e lrsquoindice spettrale (α) dellospettro di emissione persincrotrone
Per gli AGN lrsquoemissione di sincrotrone riguarda solamente il getto relativisticoSappiamo che in regioni simili il campo magnetico egrave di ~10-4 T emissione X di 10 KeV da Blazars egrave dovuta ad elettroni di ~1012 eV
EFFETTO COMPTON (diretto e EFFETTO COMPTON (diretto e inverso)inverso)
)cos1(0
ϕ minus=minuscmh
is
Quando un fotone di alta energia interagisce con un elettrone a bassa energia si ha scattering Compton Lrsquoelettrone acquista energia a spese del fotone La relazione tra la lunghezza drsquoonda del fotone incidente λi e quella dopo lo scattering λs egrave
[1]
dove m0 egrave la massa a riposo
dellrsquoelettrone e lrsquoangolo di scattering
Possiamo riscrivere [1] in termini della lunghezza drsquoonda Compton λC
2sin2
ϕ Cis =minus
cm
hC
0
=dove λC egrave definita come
Un caso particolare egrave rappresentato dallo scattering di Thompson la coda a piugrave bassa energia il piugrave comune in astrofisicaLrsquoeffetto Compton egrave statisticamente rilevante in quelle regioni in cui vi sono degli elettroni immersi in un campo di fotoni ad alta energia
radT Ucdt
dE 2
3
4 γσ=
In astrofisica egrave 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 Lrsquoeffetto Compton inverso egrave lrsquoanalogo elettrico del sincrotrone La perdita di energia di un elettrone relativistico che interagisce con il campo generato da fotoni (con densitagrave di energia Urad) egrave dato da
dove σT egrave la
sezione drsquourtoThompson
PRODUZIONE DI COPPIEPRODUZIONE DI COPPIE
Quando un fotone di grandeenergia interagisce conil campo di un altro fotoneo di un nucleo dagrave origine alla formazione di una coppia elettrone-positrone
euro
γ+γ (o nucleo) = e+ + eminus
La produzione di coppie egrave un fenomeno poco importante in astrofisica Assume una notevole importanza solo in quelle regioni con una densitagrave di fotoni gamma elevata
202 cmhEE
eeγνγ =rArr= minus+
vmpee 02γ=minus+
cmc
hp 02γνγ ==
Dalla conservazione dellrsquoenergia si ha che
[1]
Per la coppia e+e- il momento egrave
[2]
Per il fotone il momento egrave da [1]
[3]
Uguagliando [2] e [3] si vede che poicheacute ν non puograve essere uguale a c momento ed energia non possono essere conservati simultaneamente nello spazio libero egrave 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 puograve avvenire anche sottoforma di annichilazione di una coppia e+e- con la produzione di un fotone di energia asymp 1 MeV (ad esempio ne sono stati osservati dalla regione del Centro Galattico)
La massa a riposo di e+ ed e- egrave 0511MeV il regime di questa interazione saragrave nella regione che va dagli X estremi ai gamma di bassa energia
Conclusioni amp ReferenzeConclusioni amp Referenze
- Cosrsquoegrave una radiogalassia
- Struttura
- AGN
- Classificazione
- Modello Unificato
- Spettri
- Meccanismi di emissione
bull BINNEY MERRIFIELD Galactic Astronomy 1998 Princeton Series in Astrophysicsbull KROLIK Active Galactic Nuclei 1999 Princeton Series in Astrophysicsbull RYBICKI LIGHTMAN Radiative Processes In Astrophysics 1979 Cambridge University Pressbull An Introduction to Radio AstronomyBURKE GRAHAM-SMITH
ldquoThis is the Endrdquo
3C 483C 48
The radio galaxy 3C293MERLIN 5GHz radio contours of the inner jet of 3C293 overlaid upon an HST R-H colour map
Modello Unificato degli AGNModello Unificato degli AGN
Numerose sono le categorie di oggetti che vanno sotto il nome di AGN
Necessario un modello unificato che Necessario un modello unificato che spiegasse gli oggetti visti in cielospiegasse gli oggetti visti in cielo
bull Non fu immediatamente chiaro che un Quasar fosse al centro di un nucleo galattico poicheacute troppo distanti per osservazioni esemplificative
bull Mentre le RG si identificano come ellittiche i Quasar si possono trovare anche in spirali
bull Con survey in ottico trovati altri nuclei attivi Seyfert con emissione radio notevole
Lrsquoemissione 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 inversamente proporzionale al fattore di Lorentz γ Elettroni di una data energia irraggiano ad una frequenza specifica dato il campo magnetico
2BEs propν
222
3
4EBUc
dt
dEmagT prop= γσ
Irraggiando gli elettroni perdono unrsquoenergia pari a
dove Umag egrave la densitagrave di energia nel
campo magnetico B2(810-7)
EB
cmth 214
220
10
)(minus=
dove th egrave il tempo (in secondi) in cui lrsquoelettrone perde metagrave della sue energia
Da cui si puograve ricavare una vita media per irraggiamento
RADIAZIONE DI SINCROTRONERADIAZIONE DI SINCROTRONE
02 arcsec res30 mas res
50 mas res
Jets della radio galassia 3C293 a differenti lunghezze drsquoonda e risoluzioni
- Slide 1
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-
Lrsquoemissione non termica egrave dovuta a processi di alta energia che coinvolgono sia fotoni che particelle e si dice non termica proprio percheacute la distribuzione sia dei fotoni che delle particelle non egrave MaxwellianaI processi fisici che danno luogo ad emissione di alta energia sono
RADIAZIONE DI SINCROTRONERADIAZIONE DI SINCROTRONE EFFETTO COMPTON (diretto e inverso)EFFETTO COMPTON (diretto e inverso) PRODUZIONE DI COPPIEPRODUZIONE DI COPPIE
EMISSIONE NON TERMICAEMISSIONE NON TERMICA
RADIAZIONE DI SINCROTRONERADIAZIONE DI SINCROTRONE
Indipendentemente nel 1950 prima e nel 1953 poi Alfveacuten amp Herlofson e Shklovsky proposero una legge di potenza al fine di spiegare diversi tipi di spettri in banda radio
con indice spettrale gt 2 egrave necessario ricorrere ad emissione di tipo non termico ed in particolare emissione di sincrotrone
ν minus=KT
Questa relazione egrave estremamente utile in quanto da una semplice misura dellrsquoindice spettrale si possono ricavare informazione sulla distribuzione di energia degli elettroni emettitori
2
1 sminus=
Esiste una semplice relazionetra lrsquoindice della distribuzione di energia degli elettroni (s) e lrsquoindice spettrale (α) dellospettro di emissione persincrotrone
Per gli AGN lrsquoemissione di sincrotrone riguarda solamente il getto relativisticoSappiamo che in regioni simili il campo magnetico egrave di ~10-4 T emissione X di 10 KeV da Blazars egrave dovuta ad elettroni di ~1012 eV
EFFETTO COMPTON (diretto e EFFETTO COMPTON (diretto e inverso)inverso)
)cos1(0
ϕ minus=minuscmh
is
Quando un fotone di alta energia interagisce con un elettrone a bassa energia si ha scattering Compton Lrsquoelettrone acquista energia a spese del fotone La relazione tra la lunghezza drsquoonda del fotone incidente λi e quella dopo lo scattering λs egrave
[1]
dove m0 egrave la massa a riposo
dellrsquoelettrone e lrsquoangolo di scattering
Possiamo riscrivere [1] in termini della lunghezza drsquoonda Compton λC
2sin2
ϕ Cis =minus
cm
hC
0
=dove λC egrave definita come
Un caso particolare egrave rappresentato dallo scattering di Thompson la coda a piugrave bassa energia il piugrave comune in astrofisicaLrsquoeffetto Compton egrave statisticamente rilevante in quelle regioni in cui vi sono degli elettroni immersi in un campo di fotoni ad alta energia
radT Ucdt
dE 2
3
4 γσ=
In astrofisica egrave 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 Lrsquoeffetto Compton inverso egrave lrsquoanalogo elettrico del sincrotrone La perdita di energia di un elettrone relativistico che interagisce con il campo generato da fotoni (con densitagrave di energia Urad) egrave dato da
dove σT egrave la
sezione drsquourtoThompson
PRODUZIONE DI COPPIEPRODUZIONE DI COPPIE
Quando un fotone di grandeenergia interagisce conil campo di un altro fotoneo di un nucleo dagrave origine alla formazione di una coppia elettrone-positrone
euro
γ+γ (o nucleo) = e+ + eminus
La produzione di coppie egrave un fenomeno poco importante in astrofisica Assume una notevole importanza solo in quelle regioni con una densitagrave di fotoni gamma elevata
202 cmhEE
eeγνγ =rArr= minus+
vmpee 02γ=minus+
cmc
hp 02γνγ ==
Dalla conservazione dellrsquoenergia si ha che
[1]
Per la coppia e+e- il momento egrave
[2]
Per il fotone il momento egrave da [1]
[3]
Uguagliando [2] e [3] si vede che poicheacute ν non puograve essere uguale a c momento ed energia non possono essere conservati simultaneamente nello spazio libero egrave 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 puograve avvenire anche sottoforma di annichilazione di una coppia e+e- con la produzione di un fotone di energia asymp 1 MeV (ad esempio ne sono stati osservati dalla regione del Centro Galattico)
La massa a riposo di e+ ed e- egrave 0511MeV il regime di questa interazione saragrave nella regione che va dagli X estremi ai gamma di bassa energia
Conclusioni amp ReferenzeConclusioni amp Referenze
- Cosrsquoegrave una radiogalassia
- Struttura
- AGN
- Classificazione
- Modello Unificato
- Spettri
- Meccanismi di emissione
bull BINNEY MERRIFIELD Galactic Astronomy 1998 Princeton Series in Astrophysicsbull KROLIK Active Galactic Nuclei 1999 Princeton Series in Astrophysicsbull RYBICKI LIGHTMAN Radiative Processes In Astrophysics 1979 Cambridge University Pressbull An Introduction to Radio AstronomyBURKE GRAHAM-SMITH
ldquoThis is the Endrdquo
3C 483C 48
The radio galaxy 3C293MERLIN 5GHz radio contours of the inner jet of 3C293 overlaid upon an HST R-H colour map
Modello Unificato degli AGNModello Unificato degli AGN
Numerose sono le categorie di oggetti che vanno sotto il nome di AGN
Necessario un modello unificato che Necessario un modello unificato che spiegasse gli oggetti visti in cielospiegasse gli oggetti visti in cielo
bull Non fu immediatamente chiaro che un Quasar fosse al centro di un nucleo galattico poicheacute troppo distanti per osservazioni esemplificative
bull Mentre le RG si identificano come ellittiche i Quasar si possono trovare anche in spirali
bull Con survey in ottico trovati altri nuclei attivi Seyfert con emissione radio notevole
Lrsquoemissione 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 inversamente proporzionale al fattore di Lorentz γ Elettroni di una data energia irraggiano ad una frequenza specifica dato il campo magnetico
2BEs propν
222
3
4EBUc
dt
dEmagT prop= γσ
Irraggiando gli elettroni perdono unrsquoenergia pari a
dove Umag egrave la densitagrave di energia nel
campo magnetico B2(810-7)
EB
cmth 214
220
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dove th egrave il tempo (in secondi) in cui lrsquoelettrone perde metagrave della sue energia
Da cui si puograve ricavare una vita media per irraggiamento
RADIAZIONE DI SINCROTRONERADIAZIONE DI SINCROTRONE
02 arcsec res30 mas res
50 mas res
Jets della radio galassia 3C293 a differenti lunghezze drsquoonda e risoluzioni
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RADIAZIONE DI SINCROTRONERADIAZIONE DI SINCROTRONE
Indipendentemente nel 1950 prima e nel 1953 poi Alfveacuten amp Herlofson e Shklovsky proposero una legge di potenza al fine di spiegare diversi tipi di spettri in banda radio
con indice spettrale gt 2 egrave necessario ricorrere ad emissione di tipo non termico ed in particolare emissione di sincrotrone
ν minus=KT
Questa relazione egrave estremamente utile in quanto da una semplice misura dellrsquoindice spettrale si possono ricavare informazione sulla distribuzione di energia degli elettroni emettitori
2
1 sminus=
Esiste una semplice relazionetra lrsquoindice della distribuzione di energia degli elettroni (s) e lrsquoindice spettrale (α) dellospettro di emissione persincrotrone
Per gli AGN lrsquoemissione di sincrotrone riguarda solamente il getto relativisticoSappiamo che in regioni simili il campo magnetico egrave di ~10-4 T emissione X di 10 KeV da Blazars egrave dovuta ad elettroni di ~1012 eV
EFFETTO COMPTON (diretto e EFFETTO COMPTON (diretto e inverso)inverso)
)cos1(0
ϕ minus=minuscmh
is
Quando un fotone di alta energia interagisce con un elettrone a bassa energia si ha scattering Compton Lrsquoelettrone acquista energia a spese del fotone La relazione tra la lunghezza drsquoonda del fotone incidente λi e quella dopo lo scattering λs egrave
[1]
dove m0 egrave la massa a riposo
dellrsquoelettrone e lrsquoangolo di scattering
Possiamo riscrivere [1] in termini della lunghezza drsquoonda Compton λC
2sin2
ϕ Cis =minus
cm
hC
0
=dove λC egrave definita come
Un caso particolare egrave rappresentato dallo scattering di Thompson la coda a piugrave bassa energia il piugrave comune in astrofisicaLrsquoeffetto Compton egrave statisticamente rilevante in quelle regioni in cui vi sono degli elettroni immersi in un campo di fotoni ad alta energia
radT Ucdt
dE 2
3
4 γσ=
In astrofisica egrave 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 Lrsquoeffetto Compton inverso egrave lrsquoanalogo elettrico del sincrotrone La perdita di energia di un elettrone relativistico che interagisce con il campo generato da fotoni (con densitagrave di energia Urad) egrave dato da
dove σT egrave la
sezione drsquourtoThompson
PRODUZIONE DI COPPIEPRODUZIONE DI COPPIE
Quando un fotone di grandeenergia interagisce conil campo di un altro fotoneo di un nucleo dagrave origine alla formazione di una coppia elettrone-positrone
euro
γ+γ (o nucleo) = e+ + eminus
La produzione di coppie egrave un fenomeno poco importante in astrofisica Assume una notevole importanza solo in quelle regioni con una densitagrave di fotoni gamma elevata
202 cmhEE
eeγνγ =rArr= minus+
vmpee 02γ=minus+
cmc
hp 02γνγ ==
Dalla conservazione dellrsquoenergia si ha che
[1]
Per la coppia e+e- il momento egrave
[2]
Per il fotone il momento egrave da [1]
[3]
Uguagliando [2] e [3] si vede che poicheacute ν non puograve essere uguale a c momento ed energia non possono essere conservati simultaneamente nello spazio libero egrave 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 puograve avvenire anche sottoforma di annichilazione di una coppia e+e- con la produzione di un fotone di energia asymp 1 MeV (ad esempio ne sono stati osservati dalla regione del Centro Galattico)
La massa a riposo di e+ ed e- egrave 0511MeV il regime di questa interazione saragrave nella regione che va dagli X estremi ai gamma di bassa energia
Conclusioni amp ReferenzeConclusioni amp Referenze
- Cosrsquoegrave una radiogalassia
- Struttura
- AGN
- Classificazione
- Modello Unificato
- Spettri
- Meccanismi di emissione
bull BINNEY MERRIFIELD Galactic Astronomy 1998 Princeton Series in Astrophysicsbull KROLIK Active Galactic Nuclei 1999 Princeton Series in Astrophysicsbull RYBICKI LIGHTMAN Radiative Processes In Astrophysics 1979 Cambridge University Pressbull An Introduction to Radio AstronomyBURKE GRAHAM-SMITH
ldquoThis is the Endrdquo
3C 483C 48
The radio galaxy 3C293MERLIN 5GHz radio contours of the inner jet of 3C293 overlaid upon an HST R-H colour map
Modello Unificato degli AGNModello Unificato degli AGN
Numerose sono le categorie di oggetti che vanno sotto il nome di AGN
Necessario un modello unificato che Necessario un modello unificato che spiegasse gli oggetti visti in cielospiegasse gli oggetti visti in cielo
bull Non fu immediatamente chiaro che un Quasar fosse al centro di un nucleo galattico poicheacute troppo distanti per osservazioni esemplificative
bull Mentre le RG si identificano come ellittiche i Quasar si possono trovare anche in spirali
bull Con survey in ottico trovati altri nuclei attivi Seyfert con emissione radio notevole
Lrsquoemissione 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 inversamente proporzionale al fattore di Lorentz γ Elettroni di una data energia irraggiano ad una frequenza specifica dato il campo magnetico
2BEs propν
222
3
4EBUc
dt
dEmagT prop= γσ
Irraggiando gli elettroni perdono unrsquoenergia pari a
dove Umag egrave la densitagrave di energia nel
campo magnetico B2(810-7)
EB
cmth 214
220
10
)(minus=
dove th egrave il tempo (in secondi) in cui lrsquoelettrone perde metagrave della sue energia
Da cui si puograve ricavare una vita media per irraggiamento
RADIAZIONE DI SINCROTRONERADIAZIONE DI SINCROTRONE
02 arcsec res30 mas res
50 mas res
Jets della radio galassia 3C293 a differenti lunghezze drsquoonda e risoluzioni
- Slide 1
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Questa relazione egrave estremamente utile in quanto da una semplice misura dellrsquoindice spettrale si possono ricavare informazione sulla distribuzione di energia degli elettroni emettitori
2
1 sminus=
Esiste una semplice relazionetra lrsquoindice della distribuzione di energia degli elettroni (s) e lrsquoindice spettrale (α) dellospettro di emissione persincrotrone
Per gli AGN lrsquoemissione di sincrotrone riguarda solamente il getto relativisticoSappiamo che in regioni simili il campo magnetico egrave di ~10-4 T emissione X di 10 KeV da Blazars egrave dovuta ad elettroni di ~1012 eV
EFFETTO COMPTON (diretto e EFFETTO COMPTON (diretto e inverso)inverso)
)cos1(0
ϕ minus=minuscmh
is
Quando un fotone di alta energia interagisce con un elettrone a bassa energia si ha scattering Compton Lrsquoelettrone acquista energia a spese del fotone La relazione tra la lunghezza drsquoonda del fotone incidente λi e quella dopo lo scattering λs egrave
[1]
dove m0 egrave la massa a riposo
dellrsquoelettrone e lrsquoangolo di scattering
Possiamo riscrivere [1] in termini della lunghezza drsquoonda Compton λC
2sin2
ϕ Cis =minus
cm
hC
0
=dove λC egrave definita come
Un caso particolare egrave rappresentato dallo scattering di Thompson la coda a piugrave bassa energia il piugrave comune in astrofisicaLrsquoeffetto Compton egrave statisticamente rilevante in quelle regioni in cui vi sono degli elettroni immersi in un campo di fotoni ad alta energia
radT Ucdt
dE 2
3
4 γσ=
In astrofisica egrave 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 Lrsquoeffetto Compton inverso egrave lrsquoanalogo elettrico del sincrotrone La perdita di energia di un elettrone relativistico che interagisce con il campo generato da fotoni (con densitagrave di energia Urad) egrave dato da
dove σT egrave la
sezione drsquourtoThompson
PRODUZIONE DI COPPIEPRODUZIONE DI COPPIE
Quando un fotone di grandeenergia interagisce conil campo di un altro fotoneo di un nucleo dagrave origine alla formazione di una coppia elettrone-positrone
euro
γ+γ (o nucleo) = e+ + eminus
La produzione di coppie egrave un fenomeno poco importante in astrofisica Assume una notevole importanza solo in quelle regioni con una densitagrave di fotoni gamma elevata
202 cmhEE
eeγνγ =rArr= minus+
vmpee 02γ=minus+
cmc
hp 02γνγ ==
Dalla conservazione dellrsquoenergia si ha che
[1]
Per la coppia e+e- il momento egrave
[2]
Per il fotone il momento egrave da [1]
[3]
Uguagliando [2] e [3] si vede che poicheacute ν non puograve essere uguale a c momento ed energia non possono essere conservati simultaneamente nello spazio libero egrave 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 puograve avvenire anche sottoforma di annichilazione di una coppia e+e- con la produzione di un fotone di energia asymp 1 MeV (ad esempio ne sono stati osservati dalla regione del Centro Galattico)
La massa a riposo di e+ ed e- egrave 0511MeV il regime di questa interazione saragrave nella regione che va dagli X estremi ai gamma di bassa energia
Conclusioni amp ReferenzeConclusioni amp Referenze
- Cosrsquoegrave una radiogalassia
- Struttura
- AGN
- Classificazione
- Modello Unificato
- Spettri
- Meccanismi di emissione
bull BINNEY MERRIFIELD Galactic Astronomy 1998 Princeton Series in Astrophysicsbull KROLIK Active Galactic Nuclei 1999 Princeton Series in Astrophysicsbull RYBICKI LIGHTMAN Radiative Processes In Astrophysics 1979 Cambridge University Pressbull An Introduction to Radio AstronomyBURKE GRAHAM-SMITH
ldquoThis is the Endrdquo
3C 483C 48
The radio galaxy 3C293MERLIN 5GHz radio contours of the inner jet of 3C293 overlaid upon an HST R-H colour map
Modello Unificato degli AGNModello Unificato degli AGN
Numerose sono le categorie di oggetti che vanno sotto il nome di AGN
Necessario un modello unificato che Necessario un modello unificato che spiegasse gli oggetti visti in cielospiegasse gli oggetti visti in cielo
bull Non fu immediatamente chiaro che un Quasar fosse al centro di un nucleo galattico poicheacute troppo distanti per osservazioni esemplificative
bull Mentre le RG si identificano come ellittiche i Quasar si possono trovare anche in spirali
bull Con survey in ottico trovati altri nuclei attivi Seyfert con emissione radio notevole
Lrsquoemissione 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 inversamente proporzionale al fattore di Lorentz γ Elettroni di una data energia irraggiano ad una frequenza specifica dato il campo magnetico
2BEs propν
222
3
4EBUc
dt
dEmagT prop= γσ
Irraggiando gli elettroni perdono unrsquoenergia pari a
dove Umag egrave la densitagrave di energia nel
campo magnetico B2(810-7)
EB
cmth 214
220
10
)(minus=
dove th egrave il tempo (in secondi) in cui lrsquoelettrone perde metagrave della sue energia
Da cui si puograve ricavare una vita media per irraggiamento
RADIAZIONE DI SINCROTRONERADIAZIONE DI SINCROTRONE
02 arcsec res30 mas res
50 mas res
Jets della radio galassia 3C293 a differenti lunghezze drsquoonda e risoluzioni
- Slide 1
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EFFETTO COMPTON (diretto e EFFETTO COMPTON (diretto e inverso)inverso)
)cos1(0
ϕ minus=minuscmh
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Quando un fotone di alta energia interagisce con un elettrone a bassa energia si ha scattering Compton Lrsquoelettrone acquista energia a spese del fotone La relazione tra la lunghezza drsquoonda del fotone incidente λi e quella dopo lo scattering λs egrave
[1]
dove m0 egrave la massa a riposo
dellrsquoelettrone e lrsquoangolo di scattering
Possiamo riscrivere [1] in termini della lunghezza drsquoonda Compton λC
2sin2
ϕ Cis =minus
cm
hC
0
=dove λC egrave definita come
Un caso particolare egrave rappresentato dallo scattering di Thompson la coda a piugrave bassa energia il piugrave comune in astrofisicaLrsquoeffetto Compton egrave statisticamente rilevante in quelle regioni in cui vi sono degli elettroni immersi in un campo di fotoni ad alta energia
radT Ucdt
dE 2
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4 γσ=
In astrofisica egrave 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 Lrsquoeffetto Compton inverso egrave lrsquoanalogo elettrico del sincrotrone La perdita di energia di un elettrone relativistico che interagisce con il campo generato da fotoni (con densitagrave di energia Urad) egrave dato da
dove σT egrave la
sezione drsquourtoThompson
PRODUZIONE DI COPPIEPRODUZIONE DI COPPIE
Quando un fotone di grandeenergia interagisce conil campo di un altro fotoneo di un nucleo dagrave origine alla formazione di una coppia elettrone-positrone
euro
γ+γ (o nucleo) = e+ + eminus
La produzione di coppie egrave un fenomeno poco importante in astrofisica Assume una notevole importanza solo in quelle regioni con una densitagrave di fotoni gamma elevata
202 cmhEE
eeγνγ =rArr= minus+
vmpee 02γ=minus+
cmc
hp 02γνγ ==
Dalla conservazione dellrsquoenergia si ha che
[1]
Per la coppia e+e- il momento egrave
[2]
Per il fotone il momento egrave da [1]
[3]
Uguagliando [2] e [3] si vede che poicheacute ν non puograve essere uguale a c momento ed energia non possono essere conservati simultaneamente nello spazio libero egrave 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 puograve avvenire anche sottoforma di annichilazione di una coppia e+e- con la produzione di un fotone di energia asymp 1 MeV (ad esempio ne sono stati osservati dalla regione del Centro Galattico)
La massa a riposo di e+ ed e- egrave 0511MeV il regime di questa interazione saragrave nella regione che va dagli X estremi ai gamma di bassa energia
Conclusioni amp ReferenzeConclusioni amp Referenze
- Cosrsquoegrave una radiogalassia
- Struttura
- AGN
- Classificazione
- Modello Unificato
- Spettri
- Meccanismi di emissione
bull BINNEY MERRIFIELD Galactic Astronomy 1998 Princeton Series in Astrophysicsbull KROLIK Active Galactic Nuclei 1999 Princeton Series in Astrophysicsbull RYBICKI LIGHTMAN Radiative Processes In Astrophysics 1979 Cambridge University Pressbull An Introduction to Radio AstronomyBURKE GRAHAM-SMITH
ldquoThis is the Endrdquo
3C 483C 48
The radio galaxy 3C293MERLIN 5GHz radio contours of the inner jet of 3C293 overlaid upon an HST R-H colour map
Modello Unificato degli AGNModello Unificato degli AGN
Numerose sono le categorie di oggetti che vanno sotto il nome di AGN
Necessario un modello unificato che Necessario un modello unificato che spiegasse gli oggetti visti in cielospiegasse gli oggetti visti in cielo
bull Non fu immediatamente chiaro che un Quasar fosse al centro di un nucleo galattico poicheacute troppo distanti per osservazioni esemplificative
bull Mentre le RG si identificano come ellittiche i Quasar si possono trovare anche in spirali
bull Con survey in ottico trovati altri nuclei attivi Seyfert con emissione radio notevole
Lrsquoemissione 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 inversamente proporzionale al fattore di Lorentz γ Elettroni di una data energia irraggiano ad una frequenza specifica dato il campo magnetico
2BEs propν
222
3
4EBUc
dt
dEmagT prop= γσ
Irraggiando gli elettroni perdono unrsquoenergia pari a
dove Umag egrave la densitagrave di energia nel
campo magnetico B2(810-7)
EB
cmth 214
220
10
)(minus=
dove th egrave il tempo (in secondi) in cui lrsquoelettrone perde metagrave della sue energia
Da cui si puograve ricavare una vita media per irraggiamento
RADIAZIONE DI SINCROTRONERADIAZIONE DI SINCROTRONE
02 arcsec res30 mas res
50 mas res
Jets della radio galassia 3C293 a differenti lunghezze drsquoonda e risoluzioni
- Slide 1
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-
Un caso particolare egrave rappresentato dallo scattering di Thompson la coda a piugrave bassa energia il piugrave comune in astrofisicaLrsquoeffetto Compton egrave statisticamente rilevante in quelle regioni in cui vi sono degli elettroni immersi in un campo di fotoni ad alta energia
radT Ucdt
dE 2
3
4 γσ=
In astrofisica egrave 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 Lrsquoeffetto Compton inverso egrave lrsquoanalogo elettrico del sincrotrone La perdita di energia di un elettrone relativistico che interagisce con il campo generato da fotoni (con densitagrave di energia Urad) egrave dato da
dove σT egrave la
sezione drsquourtoThompson
PRODUZIONE DI COPPIEPRODUZIONE DI COPPIE
Quando un fotone di grandeenergia interagisce conil campo di un altro fotoneo di un nucleo dagrave origine alla formazione di una coppia elettrone-positrone
euro
γ+γ (o nucleo) = e+ + eminus
La produzione di coppie egrave un fenomeno poco importante in astrofisica Assume una notevole importanza solo in quelle regioni con una densitagrave di fotoni gamma elevata
202 cmhEE
eeγνγ =rArr= minus+
vmpee 02γ=minus+
cmc
hp 02γνγ ==
Dalla conservazione dellrsquoenergia si ha che
[1]
Per la coppia e+e- il momento egrave
[2]
Per il fotone il momento egrave da [1]
[3]
Uguagliando [2] e [3] si vede che poicheacute ν non puograve essere uguale a c momento ed energia non possono essere conservati simultaneamente nello spazio libero egrave 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 puograve avvenire anche sottoforma di annichilazione di una coppia e+e- con la produzione di un fotone di energia asymp 1 MeV (ad esempio ne sono stati osservati dalla regione del Centro Galattico)
La massa a riposo di e+ ed e- egrave 0511MeV il regime di questa interazione saragrave nella regione che va dagli X estremi ai gamma di bassa energia
Conclusioni amp ReferenzeConclusioni amp Referenze
- Cosrsquoegrave una radiogalassia
- Struttura
- AGN
- Classificazione
- Modello Unificato
- Spettri
- Meccanismi di emissione
bull BINNEY MERRIFIELD Galactic Astronomy 1998 Princeton Series in Astrophysicsbull KROLIK Active Galactic Nuclei 1999 Princeton Series in Astrophysicsbull RYBICKI LIGHTMAN Radiative Processes In Astrophysics 1979 Cambridge University Pressbull An Introduction to Radio AstronomyBURKE GRAHAM-SMITH
ldquoThis is the Endrdquo
3C 483C 48
The radio galaxy 3C293MERLIN 5GHz radio contours of the inner jet of 3C293 overlaid upon an HST R-H colour map
Modello Unificato degli AGNModello Unificato degli AGN
Numerose sono le categorie di oggetti che vanno sotto il nome di AGN
Necessario un modello unificato che Necessario un modello unificato che spiegasse gli oggetti visti in cielospiegasse gli oggetti visti in cielo
bull Non fu immediatamente chiaro che un Quasar fosse al centro di un nucleo galattico poicheacute troppo distanti per osservazioni esemplificative
bull Mentre le RG si identificano come ellittiche i Quasar si possono trovare anche in spirali
bull Con survey in ottico trovati altri nuclei attivi Seyfert con emissione radio notevole
Lrsquoemissione 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 inversamente proporzionale al fattore di Lorentz γ Elettroni di una data energia irraggiano ad una frequenza specifica dato il campo magnetico
2BEs propν
222
3
4EBUc
dt
dEmagT prop= γσ
Irraggiando gli elettroni perdono unrsquoenergia pari a
dove Umag egrave la densitagrave di energia nel
campo magnetico B2(810-7)
EB
cmth 214
220
10
)(minus=
dove th egrave il tempo (in secondi) in cui lrsquoelettrone perde metagrave della sue energia
Da cui si puograve ricavare una vita media per irraggiamento
RADIAZIONE DI SINCROTRONERADIAZIONE DI SINCROTRONE
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50 mas res
Jets della radio galassia 3C293 a differenti lunghezze drsquoonda e risoluzioni
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PRODUZIONE DI COPPIEPRODUZIONE DI COPPIE
Quando un fotone di grandeenergia interagisce conil campo di un altro fotoneo di un nucleo dagrave origine alla formazione di una coppia elettrone-positrone
euro
γ+γ (o nucleo) = e+ + eminus
La produzione di coppie egrave un fenomeno poco importante in astrofisica Assume una notevole importanza solo in quelle regioni con una densitagrave di fotoni gamma elevata
202 cmhEE
eeγνγ =rArr= minus+
vmpee 02γ=minus+
cmc
hp 02γνγ ==
Dalla conservazione dellrsquoenergia si ha che
[1]
Per la coppia e+e- il momento egrave
[2]
Per il fotone il momento egrave da [1]
[3]
Uguagliando [2] e [3] si vede che poicheacute ν non puograve essere uguale a c momento ed energia non possono essere conservati simultaneamente nello spazio libero egrave 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 puograve avvenire anche sottoforma di annichilazione di una coppia e+e- con la produzione di un fotone di energia asymp 1 MeV (ad esempio ne sono stati osservati dalla regione del Centro Galattico)
La massa a riposo di e+ ed e- egrave 0511MeV il regime di questa interazione saragrave nella regione che va dagli X estremi ai gamma di bassa energia
Conclusioni amp ReferenzeConclusioni amp Referenze
- Cosrsquoegrave una radiogalassia
- Struttura
- AGN
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- Spettri
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bull BINNEY MERRIFIELD Galactic Astronomy 1998 Princeton Series in Astrophysicsbull KROLIK Active Galactic Nuclei 1999 Princeton Series in Astrophysicsbull RYBICKI LIGHTMAN Radiative Processes In Astrophysics 1979 Cambridge University Pressbull An Introduction to Radio AstronomyBURKE GRAHAM-SMITH
ldquoThis is the Endrdquo
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Modello Unificato degli AGNModello Unificato degli AGN
Numerose sono le categorie di oggetti che vanno sotto il nome di AGN
Necessario un modello unificato che Necessario un modello unificato che spiegasse gli oggetti visti in cielospiegasse gli oggetti visti in cielo
bull Non fu immediatamente chiaro che un Quasar fosse al centro di un nucleo galattico poicheacute troppo distanti per osservazioni esemplificative
bull Mentre le RG si identificano come ellittiche i Quasar si possono trovare anche in spirali
bull Con survey in ottico trovati altri nuclei attivi Seyfert con emissione radio notevole
Lrsquoemissione 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 inversamente proporzionale al fattore di Lorentz γ Elettroni di una data energia irraggiano ad una frequenza specifica dato il campo magnetico
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Da cui si puograve ricavare una vita media per irraggiamento
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eeγνγ =rArr= minus+
vmpee 02γ=minus+
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hp 02γνγ ==
Dalla conservazione dellrsquoenergia si ha che
[1]
Per la coppia e+e- il momento egrave
[2]
Per il fotone il momento egrave da [1]
[3]
Uguagliando [2] e [3] si vede che poicheacute ν non puograve essere uguale a c momento ed energia non possono essere conservati simultaneamente nello spazio libero egrave 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 puograve avvenire anche sottoforma di annichilazione di una coppia e+e- con la produzione di un fotone di energia asymp 1 MeV (ad esempio ne sono stati osservati dalla regione del Centro Galattico)
La massa a riposo di e+ ed e- egrave 0511MeV il regime di questa interazione saragrave nella regione che va dagli X estremi ai gamma di bassa energia
Conclusioni amp ReferenzeConclusioni amp Referenze
- Cosrsquoegrave una radiogalassia
- Struttura
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Numerose sono le categorie di oggetti che vanno sotto il nome di AGN
Necessario un modello unificato che Necessario un modello unificato che spiegasse gli oggetti visti in cielospiegasse gli oggetti visti in cielo
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bull Mentre le RG si identificano come ellittiche i Quasar si possono trovare anche in spirali
bull Con survey in ottico trovati altri nuclei attivi Seyfert con emissione radio notevole
Lrsquoemissione 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 inversamente proporzionale al fattore di Lorentz γ Elettroni di una data energia irraggiano ad una frequenza specifica dato il campo magnetico
2BEs propν
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Irraggiando gli elettroni perdono unrsquoenergia pari a
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Da cui si puograve ricavare una vita media per irraggiamento
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Conclusioni amp ReferenzeConclusioni amp Referenze
- Cosrsquoegrave una radiogalassia
- Struttura
- AGN
- Classificazione
- Modello Unificato
- Spettri
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bull BINNEY MERRIFIELD Galactic Astronomy 1998 Princeton Series in Astrophysicsbull KROLIK Active Galactic Nuclei 1999 Princeton Series in Astrophysicsbull RYBICKI LIGHTMAN Radiative Processes In Astrophysics 1979 Cambridge University Pressbull An Introduction to Radio AstronomyBURKE GRAHAM-SMITH
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The radio galaxy 3C293MERLIN 5GHz radio contours of the inner jet of 3C293 overlaid upon an HST R-H colour map
Modello Unificato degli AGNModello Unificato degli AGN
Numerose sono le categorie di oggetti che vanno sotto il nome di AGN
Necessario un modello unificato che Necessario un modello unificato che spiegasse gli oggetti visti in cielospiegasse gli oggetti visti in cielo
bull Non fu immediatamente chiaro che un Quasar fosse al centro di un nucleo galattico poicheacute troppo distanti per osservazioni esemplificative
bull Mentre le RG si identificano come ellittiche i Quasar si possono trovare anche in spirali
bull Con survey in ottico trovati altri nuclei attivi Seyfert con emissione radio notevole
Lrsquoemissione 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 inversamente proporzionale al fattore di Lorentz γ Elettroni di una data energia irraggiano ad una frequenza specifica dato il campo magnetico
2BEs propν
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Irraggiando gli elettroni perdono unrsquoenergia pari a
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Da cui si puograve ricavare una vita media per irraggiamento
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The radio galaxy 3C293MERLIN 5GHz radio contours of the inner jet of 3C293 overlaid upon an HST R-H colour map
Modello Unificato degli AGNModello Unificato degli AGN
Numerose sono le categorie di oggetti che vanno sotto il nome di AGN
Necessario un modello unificato che Necessario un modello unificato che spiegasse gli oggetti visti in cielospiegasse gli oggetti visti in cielo
bull Non fu immediatamente chiaro che un Quasar fosse al centro di un nucleo galattico poicheacute troppo distanti per osservazioni esemplificative
bull Mentre le RG si identificano come ellittiche i Quasar si possono trovare anche in spirali
bull Con survey in ottico trovati altri nuclei attivi Seyfert con emissione radio notevole
Lrsquoemissione 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 inversamente proporzionale al fattore di Lorentz γ Elettroni di una data energia irraggiano ad una frequenza specifica dato il campo magnetico
2BEs propν
222
3
4EBUc
dt
dEmagT prop= γσ
Irraggiando gli elettroni perdono unrsquoenergia pari a
dove Umag egrave la densitagrave di energia nel
campo magnetico B2(810-7)
EB
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)(minus=
dove th egrave il tempo (in secondi) in cui lrsquoelettrone perde metagrave della sue energia
Da cui si puograve ricavare una vita media per irraggiamento
RADIAZIONE DI SINCROTRONERADIAZIONE DI SINCROTRONE
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bull Mentre le RG si identificano come ellittiche i Quasar si possono trovare anche in spirali
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Lrsquoemissione 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 inversamente proporzionale al fattore di Lorentz γ Elettroni di una data energia irraggiano ad una frequenza specifica dato il campo magnetico
2BEs propν
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Da cui si puograve ricavare una vita media per irraggiamento
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Numerose sono le categorie di oggetti che vanno sotto il nome di AGN
Necessario un modello unificato che Necessario un modello unificato che spiegasse gli oggetti visti in cielospiegasse gli oggetti visti in cielo
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bull Con survey in ottico trovati altri nuclei attivi Seyfert con emissione radio notevole
Lrsquoemissione 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 inversamente proporzionale al fattore di Lorentz γ Elettroni di una data energia irraggiano ad una frequenza specifica dato il campo magnetico
2BEs propν
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dEmagT prop= γσ
Irraggiando gli elettroni perdono unrsquoenergia pari a
dove Umag egrave la densitagrave di energia nel
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EB
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Jets della radio galassia 3C293 a differenti lunghezze drsquoonda e risoluzioni
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Lrsquoemissione 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 inversamente proporzionale al fattore di Lorentz γ Elettroni di una data energia irraggiano ad una frequenza specifica dato il campo magnetico
2BEs propν
222
3
4EBUc
dt
dEmagT prop= γσ
Irraggiando gli elettroni perdono unrsquoenergia pari a
dove Umag egrave la densitagrave di energia nel
campo magnetico B2(810-7)
EB
cmth 214
220
10
)(minus=
dove th egrave il tempo (in secondi) in cui lrsquoelettrone perde metagrave della sue energia
Da cui si puograve ricavare una vita media per irraggiamento
RADIAZIONE DI SINCROTRONERADIAZIONE DI SINCROTRONE
02 arcsec res30 mas res
50 mas res
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