reconstruindo a história evolutiva do crescimento de buracos negros supermassivos

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Atualmente acredita-se que no centro das galáxias existam buracos negros com massas que variam entre milhões a bilhões de vezes a massa do sol. Mas qual a origem e como ocorreu a dinâmica de crescimento desses objetos? Acrescência super-Eddington? Qual a relação entre o crescimento desses buracos negros com a formação estelar? Algumas desses questões serão apresentadas nesse seminário.

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  • 1. Reconstruindo a Historia Evolutiva do Crescimento de Buracos Negros Supermassivos. Dr. Eduardo S. Pereira. 27 de agosto de 2014

2. Sumario 1 Introduc ao 2 A presenca de Buracos Negros nos Centros das Galaxia 3 A Fsica do Crescimento Os Dados Metodos Estatticos A Luminosidade Bolometrica Media Taxa de Acrescencia, Razao de Eddington Media 4 Considerac oes Finais 5 Referencias 3. Introduc ao Buracos Negros Um conceito ja bem antigo! Laplace em 1798 apontou que objetos com mesma densidade que o sol e raio 250 vezes maior teriam campo gravitacional tao intenso que nem a luz poderia escapar. 4. Introduc ao Buracos Negros Um conceito ja bem antigo! Laplace em 1798 apontou que objetos com mesma densidade que o sol e raio 250 vezes maior teriam campo gravitacional tao intenso que nem a luz poderia escapar. 5. Introduc ao Conservac ao da energia e velocidade de escape A metrica de Schwarzschild descreve o espaco-tempo em torno de uma massa pontual esfericamente simetrica no vacuo: com: rg = 2GM c2 6. Introduc ao Conservac ao da energia e velocidade de escape A metrica de Schwarzschild descreve o espaco-tempo em torno de uma massa pontual esfericamente simetrica no vacuo: com: rg = 2GM c2 7. Introduc ao Modelo Unicado de AGNs Figura : Esquema unicado de AGN. Neste cenario a aparencia de um AGN depende fortemente do angulo de visada. Para uma determinada direc ao a parte central e escondida pelo torus, em outras direc oes a parte interna se torna visvel. 8. Introduc ao Modelo Unicado de AGNs Modelo de NGC 4261: 9. A presenca de Buracos Negros nos Centros das Galaxia Medida Dinamica Direta: Sagitarius A 10. A presenca de Buracos Negros nos Centros das Galaxia Medida Dinamica Direta A esfera de inuencia do buraco negro central precisa ser resolvida. O raio de inuencia e denida pelo raio para o qual o buraco negro ainda inuencia signicantemente a dinamica estelar: 11. A presenca de Buracos Negros nos Centros das Galaxia Medida Dinamica Direta A esfera de inuencia do buraco negro central precisa ser resolvida. O raio de inuencia e denida pelo raio para o qual o buraco negro ainda inuencia signicantemente a dinamica estelar: 12. A presenca de Buracos Negros nos Centros das Galaxia Medida Dinamica Direta Rinf = GMBH = 10.8pc MBH 108M 200 km s1 (1) 13. A presenca de Buracos Negros nos Centros das Galaxia Dinamica de Megamaser Detecc ao de megamaser de H2 em discos kepleriano; (Disco Kepleriano velocidade angular, k e raio do Disco R, 2 k = GM/R3) Figura : Maser circo-nuclear em NGC 4258. O grupo de linhas espectrais central apresentam velocidade de ressec ao sistemica de 500 km s1. Linhas de redshift em torno de 1300 km s1 e blueshift em 400 km s1, reetindo movimento de gas orbitando o buraco negro central 14. A presenca de Buracos Negros nos Centros das Galaxia Dinamica de Megamaser Originado quando o disco externo molecular com abundancia de agua e iluminados e aquecidos por emissoes de raios-X pelo disco de acrescencia mais internos. Emissao em 22 GHz. (Disco Kepleriano velocidade angular, k e raio do Disco R, 2 k = GM/R3) Figura : Modelo do disco de acrescencia de NGC 4258 com maser e emissao do contnuo superposto. Abaixo: O espectro de potencia total do maser com o melhor ajuste da curva de rotac ao kepleriana 15. A presenca de Buracos Negros nos Centros das Galaxia Dinamica de Megamaser Originado quando o disco externo molecular com abundancia de agua e iluminados e aquecidos por emissoes de raios-X pelo disco de acrescencia mais internos. Emissao em 22 GHz. Figura : Orbita kepleriana do maser circo-nuclear de NGC 4258. Usado para determinar a massa e distancia do buraco negro central M = 39106M . 16. A presenca de Buracos Negros nos Centros das Galaxia Cinematica Estelar Megamaser sao raros, estrelas nao; O movimento estelar e determinado pelo potencial gravitacional; Denido por todas as estrelas na galaxia, o BNSM e contribuic ao do halo de materia escura; 17. A presenca de Buracos Negros nos Centros das Galaxia Cinematica Estelar Megamaser sao raros, estrelas nao; O movimento estelar e determinado pelo potencial gravitacional; Denido por todas as estrelas na galaxia, o BNSM e contribuic ao do halo de materia escura; 18. A presenca de Buracos Negros nos Centros das Galaxia Cinematica Estelar Megamaser sao raros, estrelas nao; O movimento estelar e determinado pelo potencial gravitacional; Denido por todas as estrelas na galaxia, o BNSM e contribuic ao do halo de materia escura; 19. A presenca de Buracos Negros nos Centros das Galaxia Cinematica Estelar O estudo do movimento das estrelas de uma galaxia dentro de um intervalo de inuencia gravitacional do BNSM pode revelar a presenca e massa desse objeto; A modelagem da dinamica estelar em geral nao e suciente, e preciso tambem conhecer a razao massa/luminosidade da galaxia, estrutura orbital e contribuic ao do halo de materia escura 20. A presenca de Buracos Negros nos Centros das Galaxia Cinematica Estelar O estudo do movimento das estrelas de uma galaxia dentro de um intervalo de inuencia gravitacional do BNSM pode revelar a presenca e massa desse objeto; A modelagem da dinamica estelar em geral nao e suciente, e preciso tambem conhecer a razao massa/luminosidade da galaxia, estrutura orbital e contribuic ao do halo de materia escura 21. A presenca de Buracos Negros nos Centros das Galaxia Mapeamento de reverberac ao Metodos dinamicos requerem resoluc ao da esfera de inuencia dos BNSMs; Para AGNs do tipo 1, com linhas de emissoes largas, e possvel usar o mapeamento de reverberac ao (reverberation mapping); 22. A presenca de Buracos Negros nos Centros das Galaxia Mapeamento de reverberac ao Metodos dinamicos requerem resoluc ao da esfera de inuencia dos BNSMs; Para AGNs do tipo 1, com linhas de emissoes largas, e possvel usar o mapeamento de reverberac ao (reverberation mapping); 23. A presenca de Buracos Negros nos Centros das Galaxia Mapeamento de reverberac ao Tecnica que utiliza a variabilidade do continuo e das linhas de emissao dos espectros de quasares; 24. A presenca de Buracos Negros nos Centros das Galaxia Mapeamento de reverberac ao Mudancas da luminosidade da regiao ionizante do contnuo em UV irao conduzir uma resposta na regiao de emissao de linhas largas com um certo atraso, devido ao tempo que a luz leva para se propagar; 25. A presenca de Buracos Negros nos Centros das Galaxia Mapeamento de reverberac ao A dinamica da regiao de linhas largas pode revelar a presenca de um BNSM central se o movimento da nuvem que forma a regiao de linhas largas (Broad Line Region - BLR) e dominada pela gravidade e nao pelo uxo de sada (outows) our pressao de radiac ao. 26. A presenca de Buracos Negros nos Centros das Galaxia Mapeamento de reverberac ao Na presenca de equilbrio de virial, a massa do buraco negro central pode ser dada por: MBH = fRBLRV2 G (2) Sendo RBLR a dimensao da BRL, V e a largura da linha larga em km/s e f e um fator de escala da ordem da unidade, que depende da estrutura, cinematica e orientac ao da BLR.1 27. A presenca de Buracos Negros nos Centros das Galaxia Mapeamento de reverberac ao Na presenca de equilbrio de virial, a massa do buraco negro central pode ser dada por: MBH = fRBLRV2 G (2) Sendo RBLR a dimensao da BRL, V e a largura da linha larga em km/s e f e um fator de escala da ordem da unidade, que depende da estrutura, cinematica e orientac ao da BLR.1 28. A presenca de Buracos Negros nos Centros das Galaxia Metodo de virial O metodo de mapeamento de reverberac ao tem o custo de se fazer campanhas extensivas de observac ao, nao sendo viavel para uma amostra muito grande de AGNs; Porem esse metodo estabelece uma relac ao observacional entre a largura da BLF e a luminosidade no contnuo de AGNs; 29. A presenca de Buracos Negros nos Centros das Galaxia Metodo de virial O metodo de mapeamento de reverberac ao tem o custo de se fazer campanhas extensivas de observac ao, nao sendo viavel para uma amostra muito grande de AGNs; Porem esse metodo estabelece uma relac ao observacional entre a largura da BLF e a luminosidade no contnuo de AGNs; 30. A presenca de Buracos Negros nos Centros das Galaxia Metodo de virial Essa relac ao oferece a oportunidade de estimar a massa dos BNSM de quasares de forma mais direta para o espectro de uma unica epoca; 31. A presenca de Buracos Negros nos Centros das Galaxia Metodo de virial Assume-se que BLR esta virializada, a luminosidade do contnuo e usada com representativa para o raio da BLR; A Largura da BLR (FWHM - largura a meia altura, ou dispersao da linha) e usada como velocidade virial; 32. A presenca de Buracos Negros nos Centros das Galaxia Metodo de virial Assume-se que BLR esta virializada, a luminosidade do contnuo e usada com representativa para o raio da BLR; A Largura da BLR (FWHM - largura a meia altura, ou dispersao da linha) e usada como velocidade virial; 33. A presenca de Buracos Negros nos Centros das Galaxia Metodo de virial A massa virial pode ser expressa como : log( MBH,vir M ) = a+blog L 1044 erg s1 + +2log FWHM km s1 (3) Sendo a e b coecientes empiricamente calibrados. 34. A presenca de Buracos Negros nos Centros das Galaxia Metodo de virial A massa virial pode ser expressa como : log( MBH,vir M ) = a+blog L 1044 erg s1 + +2log FWHM km s1 (3) Sendo a e b coecientes empiricamente calibrados. 35. A presenca de Buracos Negros nos Centros das Galaxia Metodo de virial Na literatura e possvel encontrar estudos para a massa de virial a partir das seguintes linhas: (a,b) = (0,672; 0,61) H (a,b) = (0,505; 0,63) MgII (a,b) = (0,910; 0,50) H (a,b) = (0,660; 0,53) CIV (a, b) = (0,860, 0,50) MgII 36. A Fsica do Crescimento Os Dados A amostra Catalogo de propriedade de quasares do Sloan Digital Sky Survey Data Release 7 de Shen et al. (2011); Alguns objetos possuam razao de Eddington muito alta, sendo considerados outliers. O conjunto nal foi formado por objetos no intervalo de z = 0.034.5, com um total de 5