la fisica e l'universo: galassie parte seconda

8/12/2019 La fisica e l'universo: Galassie parte seconda

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Le GalassieLe Galassieesterneesterne


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Morfologiadelle

galassie

12

3 4

1. Ellittica (24%)2. Spirale3. Spirale barrata

(2+3 75%)4. Irregolare (1%)


5/58M 59

M 87

NGC 5866


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LMC


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Il diagramma diIl diagramma di HubbleHubble

Sequenza morfologica e/o evolutiva ? La contrazione delle ellittiche genera le spirali ?

Galassie ellittiche, stelle vecchie, pochi metalli,piccolo momento angolare Galassie spirali, stelle giovani, gas, grande

momento angolare

la coalescenza di spirali che genera le ellittiche


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Rapporto massa/luminositRapporto massa/luminosit

M/L dellordine dellunit per il SoleM

= 2 x 1033 g L

= 4 x 1033 erg s-1compatibile con la produzione di energiatermonucleare

Le misure di massa delle galassie possono essere fotometriche, contando le stelle dinamiche, studiando la dinamica

Le misure fotometriche danno valori intornoallunit perch confrontano massa e luminosit

delle stelle Le misure dinamiche danno valori maggioridellunit, fino a 1000 volte in ellittiche giganti

Presenza di una componente oscura che si rivela

solo attraverso la gravit che esercita


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Misure dinamichedi massa dallalarghezza dellerighe spettrali che

danno la velocitquadratica mediadei motidisordinati

)()()( 22 rvrM

r

rGM


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Misure dinamichedi massa dallecurve di rotazione

r

v

r

rGM rot2

2

)(=


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r

v

r

rGMrot

2

2

)(=


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Un millesimodella massa contenuto inmeno di unmiliardesimo delvolume

R 1 pc


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FUNZIONE DI LUM INOSITA

Numero di galassi e con magnit udine assolut a t ra M e M + dM' (M) dM

Modello di Schechter

' (L) dL ' Le L=L dL

' (M) dM ' 10 0:4(+ 1)Me 100:4(M M )

dM

;M(L) paramet ri per ttare i dat i

Galassia = 1:0 M = 21Virgo = 1:24 M = 21:7

Sebbene le spirali ed el lit t iche normali siano dominanti i n t ermini diluminosit e massa, le ellit t iche nane e i rregolari sono le pi numerose

Esiste una cert a dipendenza del le dist ribuzioni dallambiente


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Galassie interagentiGalassie interagenti


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Galassie attiveGalassie attive


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1946: scoperta delle radiosorgenti extra-galattiche estese associate con galassie

1960: scoperta di strutture a getto nelleradiosorgenti extragalattiche1963: scoperta dei quasar1970: evidenza di moti supersonici e

superluminali nelle radiosorgenti1980: getti relativistici in sorgenti galattiche

e flussi supersonici in regioni di formazione

stellare1990: blazars ed effetto di beaming1998: getti e beaming nei gamma ray bursts


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Radio galaRadio galassiessie

Morfologie delle radiosorgentiestese Associate con galassie ellittiche

3C449Centaurus A Cygnus A

3C983C98 3C353C35 3C3823C382 3C2853C285


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3C983C98 3C353C35 3C3823C382 3C2853C285

3C1923C192 3C3213C321 3C2363C236 3C390.33C390.3 3C3263C326

3C333C333C184.13C184.1 3C3883C388 3C3033C303 3C2233C223

A radioA radio

samplesample


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3C1093C1093C173.13C173.1

3C3003C300

3C2193C2193C2343C234

3C61.13C61.13C1713C1713C4363C4363C4013C4013C2843C284

3C1323C1323C3193C3193C3813C3813C33.13C33.13C4523C452

ClassificazioneClassificazione FanaroffFanaroff--RileyRiley


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ClassificazioneClassificazione FanaroffFanaroff--RileyRiley

FR IIlobe dominateddoppie classiche

FR Ijet dominated

Cygnus AVLA

3C 449VLA


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G l i diG l ssi di S f tS f rt


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Galassie diGalassie di SeyfertSeyfert

Circinus

QuasarsQuasars


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QuasarsQuasars

19631963 : Hazard identifica una sorgente radiopuntiforme cui corrisponde un oggetto quasi-stellare fuzzy sulla lastra di Mt. Palomar, conspettro fortemente red-shiftato z = 0.158

3C 273

Jet

BlazarsBlazars


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BlazarsBlazars

Beaming

( )[ ]

icarelativisteaberrazion/1

continuogetto3

blob4

1cos1/

1

1

=

=

=

=

=

>>=

obs

em

n

obs

emobs

emobs

n

n

LL

tt

Variabilit

O i iO i i m ltilti ff


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Osservazioni mOsservazioni multiulti--frequenfrequenzeze

(a) Ottico(b)UV(c) Radio

(d)HST

La galassiaellittica

M87

S tt i ti i l b d


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Spettri continui su larga banda


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Spettro non-termico sularga banda (da radio a X)

Emissione sincro-Compton:elettroni relativistici ecampi magnetici

Emissione deiEmissione dei

gettigetti

L z delle alassie attive


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Lo zoo delle galassie attive

Galassie di Seyfert: galassie spirali con nuclei brillanti Seyfert I: continuo non-termico, intense righe di emissionelarghe e strette

Seyfert II: continuo non-termico, intense righe di emissionelarghe, deboli strette

Quasars & QSOs: oggetti quasi-stellari a distanzecosmologiche continuo non-termico, intense righe diemissione larghe e strette, getti

BL Lacs e blazars: intense sorgenti con continuo non-termico senza righe, forte polarizzazione, rapidavariabilit (giorni, ore)

Liners, galassie starburst, galassie Markarian, galassie

IRAS OVV galassie N etc

Caratteristiche unificanti


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Caratteristiche unificanti

Attivit nucleare prevalente su quella dellagalassia associata

Potenze (radiazione + dinamica) 1047 erg s-1 Emissione non-termica su banda spettrale

larga, con differenti elementi dominanti perciascuna classe Forte attivit dinamica: moti nucleari, getti Attivit originantesi nei nuclei:

dimensioni R < 1 pc masse M > 107 M

Intensi campi gravitazionali

Nuclei galattici attivi: AGN

La galassia attiva nel CentauroLa galassia attiva nel Centauro


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La galassia attiva nel CentauroLa galassia attiva nel Centauro

diogalassia

galassia

ellittica

disco di

polveregetti X

Il nucleo di M 87 visto da HSTIl nucleo di M 87 visto da HST


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Compatto, massiccio, rotante

Intenso campo gravitazionale con grande momentoangolare ?Come produrre flussi collimati, freddi, supersonici,

relativistici con emissione non-termica ?

Come confinare i getti su grandi distanze ?

Energetica degli AGNEnergetica degli AGN


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Energetica degli AGNEnergetica degli AGN

Potenze fino a 1047

erg s-1

Beaming relativistico? = 10 - 1000 Dimensioni dei nuclei di alcune ore-luce

(1014 cm), dai tempi di variabilit

Potenza termonucleare insufficiente per M< 1010 M Raggi dei nuclei vicini o inferiori al raggio

di Schwarzschild per M > 108 M

Accrescimento su buchi neri

cm1032 5

2

sun

SchwM

M

c

GMR ==


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Fisica dellaccrescimentoFisica dellaccrescimento


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F s ca accr sc m nto Energia rilasciata dallaccrescimento su AGN

Limite di Eddington dovuto alla pressione diradiazione contro il flusso di accrescimento

R0 raggio interno dellaccrescimento, sT

sezione durto per scattering da elettroni

1

0

12

00

138

sg109.182

serg103.14

===

==

Rcm

RGM

LRM

M

MMGmcL

T

p

AGN

EE

sun

AGN

T

AGNp

E

AGN

AGNacc

nuc

AGN

AGNacc

R

MGML

mcEmcR

mGME

2

007.042.0 22

=

>>=

Il modello gettoIl modello getto -- discodisco


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gg

Laccrescimento di massa su oggetti con intenso campo

gravitazionale il meccanismo pi efficiente per laproduzione di energia:(Lynden-Bell 1969, Scheuer 1974, Rees 1974)

Evidenza di fenomeni di accrescimento su buchi neri inAGN

Flusso di accrescimento e trasporto del momentoangolare verso lesterno

I getti come meccanismo diestrazione di momento angolare

Associazione tra accrescimentosotto forma di dischi e getticollimati e persistenti

Sistemi complessi

242.0 mc=

Modello di unificazione delle varie classi


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Potenza del getto e geometria rispettoallosservatore

DischiDischi didi accrescimentoaccrescimento


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Formazione di dischi in collassi Caduta con rilascio di energia

gravitorotazionale Espulsione di getti

DischiDischi didi accrescimentoaccrescimento

ENERGETI CS OF AGNS


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A GN s have l uminosit ies up t o 1047 er g s 1 (bl azar s have lim it s100 t imes larger, but are interpreted in terms of Dopppler boosting)

T her monuclear bur ning i n Sun-like st ar s

LM

4 1033 erg s 1

2 1033 g 2 gm g 1s 1

T her monuclear r eact ions upper li mit of e ciency

30 erg g 1

s 1

Compare wit h observat ional dat a

M =M R L =L L =M(kp c) (er g/ g/ s)

Galaxy 1011 30 1011 2N ucleus of t he Galax y 108 < 1 10 9 10N uclei of Seyf ert 109 < 10 1 > 1011 102

P ow er ful A GN s 109 10 6 10 13 104

T her monuclear bur ning cannot account for t he lumi nosity ofA G N s, an d on ly m argin al ly f or t h e nucl eus of t he G alaxy

A lt ernat ives: enhanced st ellar act ivit y and sup ernova explo-

sions, neut ron st ars clust er , gravit ational ener gy r elease ar oundcoll a sed ob ects as s in ars or m assive bl ack holes

A G N s and superm assive b lack hol es ( SM B H )

Observ at ional evidence (K orm endy & R ichst one 1995, M ade-j ki 1999)


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j ski 1999)

E ciency r equi r es a m ass of fu el pr ocessed over li f et im e ofthe object to support observed luminosity

LA G N = Mc2

life

LA G N 1047 erg s 1 ; life 108 yrs

MA G NM

1:7 108 1L47 8

Gr avit at ional radius corresponding t his mass (t he A GN m asscan actually be much higher)

Rg = 2G MA G N

c2 3 105

MA G N

M

cm

5 1013 1 cm

T y pical values for 0:1 corr espond t o Rg very close t o ob-ser vat ional est im at es RA G N 0:001 pc

T he radius of A G N s is close t o t heir gr avit ational radius, noescap e fr om col lapse t o black h ole ( R ees 1984)

A ccret ion ont o sup erm assive b lack holes can in pr incipl e b e a

valid alternative


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R elease of grav it at ional energy in t he vicinity of gr avi t at ionalr adius by accret ion


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Schwarzschild black holes 0:05mc2

Kerr black holes 0:42mc2

A ccr et ion rate r equired t o pr oduce a given lumi nosity

L= _Mc2

_M 1:8

L47M yr 1

E ciency for accr et ion ont o an ob ject of m ass M and radiusR

L= d

dt=

G M

R

dm

dt=

G M _MR

= accretion/ radiat ion coupling < 1

= G M

Rc2 =

Rg2R

Eddi ngt on lumin osit y cor resp onds t o an Eddington accret ionrate

_ME= LE

c2= 0:2 1

M

108M

M yr

1

T he Eddingt on li mit applies in spher ical sy mmet ry: howeverspher ical accr et ion does not all ow an e cient dissipati on of

t he in ow ener gy int o r adi at ion, as for adiabati c heat ing 1(Shapiro & Teukolsky 1983)

A ccr et ion ows


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T he pr esence of r otat ion suggest s t he form at ion of accret iondisks inside which viscous dissipation of the inow kineticenergy can be e cient 0:1 (Salpeter 1964, Zeldovich 1964,Lynden-Bell 1969)

For b lack holes in K epl er ian circu lar orb it t he last st able or bitis R = 3Rgcor resp ondi ng t o an e ci ency = =6: t he modeli ngof accret ion i now s requires a det ail ed analysis of t he angul arm om ent um removal by vi scous and/ or m agnet ic st r esses

A ccr et ing gas comes from st ar s spir ali ng into th e gr avit ati onal

well of the galaxy: in order to allow the disk formation starsmust disrupt into gas, otherwise their infall into the centralblack hole would only produce bursts of gravitational waves;t he R oche li mit for disrupt ion put s an upp er l imit to t he cen-tral black hole mass

Roche limit rR = 2:4

BH

star

1=3Rg

rRRg

= 2:4 3MBH

4R3gstar

1=3> 1

MBH < 6 108 1=2star


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A ccret ion and specic energy of emit t ed phot ons

Each i nfalling pr ot on can at most put all of it s energy int o asingle photon wit h t he e ciency j ust calcul at ed

h= mpc2 = Rg

2R

M axim um frequency pr oduced by accret ion ont o di er ent st el-lar congur at ions

= hSun 2 10 6 < 1 keV UV / soft X -raysW hit e Dwarf 5 10 4 5 102 keV har d X -raysN eutr on St ar 2 10 2 50 M eV -raysB lack H ole 0:18 0:2 GeV -rays

A st at ionary K eplerian di sk i s for med by t he inow of mat t er ,wher e angular moment um is t r ansport ed out wards by viscousand/ or magnet ic st resses; st at ionari t y r equi res


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and/ or magnet ic st resses; st at ionari t y r equi res

G stress= (G Mr0)1=2 (G Mr)1=2

Rot at ional energy is dissipat ed int o heat : t he energy of aparticle at distance r from the nucleus is dissipated locallyinto heat

A ssume the disk is opt ically t hick in t hermal equili brium, sothe virial theorem applies, and local emission is blackbody

L = G M _M

2r = 2r2T4(r)

T he local disk t emperat ure is:

T(r) =

"G M _M8r3

#1=4

=

"G M _M8R3g

#1=4 r

Rg

3=4

T(r) 6:3 105 _M

_ME

! 1=4 M108M

1=4 rRg

3=4K

For M = 108M and _M = _ME the peak of the balckbody spec-trum is in U V , for M = 1M in X rays

max= 2:8kTh 3:6 1016H z

A ccr et ion scenar ios

1. Low accretion rates _M _MEand high opacities:


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geomet r ically t hi n accr et ion di sks

st rong radiat ion emi ssion ! 0:1

energy advect ed t o BH energy r adiat edsp ect rum is su-per p osit ion of black bodies fr om X -r ays (in ner regions) t oopt ical (out er r egions)

2. Large accretion rates _M _ME

low r adiat ion e ciency ( elect ron scatt eri ng opacity )

energy is trapped in t he disk form at ion of geometr icall y t hick disks and t ori

st ar -like t herm al bl ackb ody T 104 K

3. Ver y low accr et ion rat es _M 0:1_ME

disk is opt ically t hin, elect rons cool rapidl y, i ons do not

two-temp erat ure plasma as t her malizat ion is slow, Te

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