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Microquasar:
Sorgenti X galattiche associate a sistemi binariPoco piu’ di una decina
Moti jets in alcuni casi superluminali
Emissione X da accrescimento da cui mini quasar; tempi scalamolto piu’ corti
Relativistiche ma non superluminali: SS433Superluminali: GRS1915+105========================================================SS433 a circa 6 kpc – al centro del resto di Supernova W50eta’ circa 40000 anni
In ottico righe H ed He spostate 70 km/sec (stazionarie) darotazione differenziale galassia
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Righe H verso R e B con velocita’ dell’ordine di 0.2c mobili nel tempocon variazioni di v di circa 1000 km/sec da un giorno all’altroTrovato andamento periodico con periodo = 164 gg e <v> = 12000 km/s
Modello: binaria X con jet relativistico + precessioneI 2 getti producono i due sistemi di righe mobili con v = 0.26ccon precessione con periodi di 164 gg angolo di 80 gradi tra asse cono precessione e linea di vista;semiangolo del cono di precessione di 20 gradi Getti pesanti di barioni non plasma di e+ ed e- per cui righe dal getto
Torna con formule doppler boosting relativistico; le righe stazionarieNON dal getto ma dal disco di accrescimento!
Binaria non visibile ma disco di accrescimento si, con variazione ciclicarighe stazionarie da binaria con periodo 13ggSembra che accretion sempre accompagnato da outflow!
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Jets precessano angolo 20o T 164g
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Precessione dovuta a precessione disco di accrescimento:Stella compagna per effetti mareali non sferica da cui momento torcente su disco e quindi precessione.
Righe mobili molto strette da cui spessore jet deve essere piccoloSi ricava angolo di apertura di 4 – 5 gradi
I getti responsabili deformazione supernova (figura) da cui massa e flusso ed energia cinetica nei gettiSi ottengono valori
M● = 3 x 10-6 M●/anno
Flusso energia cinetica >> LE per BH di massa solare se ne deduce:
Massa BH dell’ordine di 50 Masse solari e ancheAccrescimento supercritico (quindi BH ruotante!)
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Accretion in super E possibile con BH ruotante ed implicamassa in eccesso espulsa (jets)Diffusione radiativa in presenza di forti contrasti di densita’minimizza il gradiente della pressione di radiazione e porta alsuperamento del limite di Eddington
Vedi ad es. Begelman 2006: astro-ph/0203030 + referenze
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Superluminal X-ray binaries – solo 3 note per oraEmissione fortemente variabile
GRS 1915+105
BH – accretion disks - collimated jets
X-ray luminosita’ >> limite di Edd
Jets leggeri (plasma di e+ ed e- in campo magnetico)
intermittenti -- misurato moto in entrambi i jets da cui……
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Da studi assorbimento HI risulta D = 12.5 ± 1.5 kpc e diventaV = 0.92c con angolo = 70 gradi se ho D ricavo angolo!!!!!
Accretion rate eccezionalmente altoCollegamento tra evoluzione accretion disk e formazione jetrelativistico su tempi scali molto piu’ brevi di QSS
Lo svuotamento e successivo riempimento di X-ray emitting disk coincide con emissione jet
Con disco quasi vuoto emissione dovrebbe cessare
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Importante e’ oscuramento AGN da dust e gas
Esistono S1 ed S2, esistono Quasar di tipo 2? Quante?
per gli oggetti radio loud posso dire che FR II sono lacontroparte delle QSS, ma per radio quiete? Tutte le galassiehanno un AGN dentro? Radio quieto? Ed alle altre bande?
Una forte indicazione che la maggior parte dei fenomeni di accrescimento e’ oscurato viene dal fondo X. Lo spettro della radiazione di fondo in banda X e’ piu’ hard di quello previsto dalla somma degli AGN non oscurati che invece sono in accordocon il fondo X molle. Questo implica la presenza di un numerosignificativo di AGN la cui emissione X molle e’ assorbita, ma quella hard no.
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Radiazione di fondo
E’ presente in diverse bande:
Millimetrico: radiazione di fondo di CN -- sicuramente cosmologica
Radio ottica e vicino UV e’ risolta e dovuta a sorgenti discrete
X-Ray e Gamma Ray
Nella regione intermedia non si puo’ dire nulla causa assorbimentoda H in nostra galassia
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I nuclei attivi• 1-10% delle galassie possiedono un nucleo attivo • Tre semplici argomenti contro l’ipotesi di emissione
stellare:1) Variabilita’: tempi scala brevi regioni compatte2) Spettro di emissione: completamente diverso dallo
spettro delle varie popolazioni stellari e indicativodi processi non termici
3) Energia coinvolta
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La spettro multifrequenza degli AGN
Banda XRadio sub-mm Infrarosso ottico UV
Nella banda X le frequenze generalmente si misurano in eV o keV:
1 keV = 2.4 1017 Hz = 12.4 Angstrom = 107 K
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Spettro in energia e fotoni e unita’ di misura piu’ comuni
Componente principale dello spettro X: legge di potenza Spettro in energia:• F(E) = C E- misurato in keV/cm2/s/keVSpettro in fotoni:• N(E) = D E- misurato in fotoni/cm2/s/keV • F(E) = E x N(E) E-α = E x E-Γ = E-(Γ-1) Γ = α+1α= indice spettraleΓ= indice in fotoni (photon index)
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Esempio di spettro X
Spettro in fotoni N(E)fotoni/cm2/s/keV
Spettro in ExF(E)keV/cm2/s
α=0.7 Γ=1.7
Quasar 3c273
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Spettro X medio: altre componenti oltre alla legge di potenza primaria
Seyfert 1
Seyfert 2
Riga di emissionedel ferro
Decrescita (cut off) esponenzialealle alte energie
Picco di riflessione
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Le regioni piu’ interne dell’AGN:il modello base e i meccanismi di emissione
Black hole Accretion disk T~106 K
Hot electrons T~108-9 K
Rg=GM/c2=raggio gravitazionale MBH=106-109 masse solari
~104 rg
~102 rg
T~108-109 K
Emissionetermica
Continuo di riflessione ComptonComptoninverso
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Lo spettro in banda X
Black hole Accretion disk
Hot electrons
osservatore
Legge di potenza primariaEccesso softContinuo di riflessioneRiga del ferro
F(E) = C E- e(-E/Ec) [1+ A(E) ] + BB(E) + G(E)
Negli AGN radio loud una ulteriore componente dello spettro proviene dal jet
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Il modello unificato: oscuramento
Il toro oscurante: gas+polvere, T<105 K, r~1-10 pc
Sy1 ottiche non assorbite in banda XSy2 ottiche assorbite in banda X
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Fabs(E) ~ Funabs e-NHσE + Funabs Atoro(E)
Componentetrasmessa
Componenteriflessa
AGN oscurati
osservatore
1-100 pc
T<105 K
NH=1021-1025 cm-2
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Sezioni d’urto
σT
Abbondanze cosmichedei metalliσE ~ E-2.5
σT>σE at E> 10 keV
Iobs(E)/Iint(E) ≈e-τ
τ=-NHσE
σE ≈E-2.5 l’emissione nucleare e’ trasparente alle alte energieSolo H + He
σE = sezione d’urto per l’assorbimento fotoelettricoσT = sezione d’urto per lo scattering ThomsonNH = densita’ di colonnadi idrogeno equivalente; unita’ di misura : cm-2
Edge del ferro a 7.1 keV
L’assorbimento dei fotoni X e’ essenzialmente dovuto ai metalli
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Assorbimento fotoelettrico + scattering
Iobs(E)/Iint(E) ≈e-
= -NH
Per NH>σT-1~1.5 1024 cm-2
un contributo significativo all’opacita’ e’ dato dallo scattering. Questi oggetti vengono chiamati Compton-thick. Gli oggetti con oscuramento al di sotto di questasoglia vengono detti Compton-thin
Linea tratteggiata = solo assorbimento fotoelettricoLinea continua = assorbimento + scattering
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Esempi di AGN con diversi gradi di oscuramento
logNH<24Compton-thin
logNH>24Compton thick
Il gas freddo presente nel toro contribuisce all’emissione di riga del ferro Kα.
Al crescere della colonnadi idrogeno equivalente NH lo spettro e’ assorbito fino ad energie sempre maggiori.
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Esempi osservativi
Seyfert 2
QSO
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Fabs(E) ~ Funabs e-NHσE + Funabs Atoro(E)
Spettro non assorbitoSpettro assorbitoComponente trasmessaComponente riflessa
Esempio di spettro Compton-thick con assorbimento logNH=24.5
Componenteriflessa
Componentetrasmessa
osservatore
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Esempi osservativi di AGN Compton-thick
logNH>25
logNH~24
logNH~24Componente trasmessa
Componente riflessa
Seyfert 2 NGC4595 : logNH~24 riflessione + trasmissioneSeyfert 2 NGC1068 : logNH>25 sola riflessione
Sorgente IRAS 09104+4109
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La scoperta del fondo cosmico in banda X
Giacconi 1962. Il fondo in banda X e’ stato il primo fondo scoperto
Osservazioni nella banda 2-6 keV
I conteggi dei due rivelatori sono maggiori di zero lungo ogni linea di vista fondo di radiazione diffuso
![Page 30: Microquasar: Sorgenti X galattiche associate a sistemi binari Poco piu di una decina Moti jets in alcuni casi superluminali Emissione X da accrescimento](https://reader036.vdocuments.net/reader036/viewer/2022062512/5542eb65497959361e8d11b3/html5/thumbnails/30.jpg)
Immagine della luna ottenutacol satellite ROSAT (0.5-2 keV)
La luna proietta un’ombra sul fondo cosmico
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ROSAT E~0.25 keV
HEAO-1 E~10 keV:A queste energie la Galassia e’ trasparente
Grado di isotropia dello XRB:
~3% su scale del grado quadrato
L’isotropia suggerisce un’origine
extragalattica
Mappe del cielo in banda X
P i a n o g a l a t t i c o
P i a n o g a l a t t i c o
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La radiazione cosmica di fondo nelle varie bande
Radiazione di fondo a 3KCMB (cosmic microwave background)
ottico=stelle
X-ray Background = AGN
2 keV
soft hard
Infrarosso=stelle(+AGN?)
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Lo spettro del fondo cosmico di raggi X
I primi dati (1980) ottenuti nel range 3-60 keV si potevano ben riprodurre tramite uno spettro termico prodotto da un plasma caldo otticamente sottile: F(E)~ E-0.29e-E/41keV (bremsstrahlung)
![Page 34: Microquasar: Sorgenti X galattiche associate a sistemi binari Poco piu di una decina Moti jets in alcuni casi superluminali Emissione X da accrescimento](https://reader036.vdocuments.net/reader036/viewer/2022062512/5542eb65497959361e8d11b3/html5/thumbnails/34.jpg)
Emissione del fondo X dovuta a un gas caldo diffuso che pervade l’Universo? No per due motivi:
1) Sottraendo dallo spettro del fondo il contributo degli AGN noti a quel tempo si perdeva la forma di bremsstrahlung
2) Lo spettro della CMB e’ un black body quasi perfetto: un gas caldo (T~40 keV ~ 4 108 K) avrebbe prodotto distorsioni sullo spettro della CMB che invece non si osservano
Altra ipotesi: il fondo X risulta dalla somma dell’emissione di sorgenti puntiformi. Quali sorgenti? AGN: sono le sorgenti extragalattiche piu’ brillanti e hanno una forte evoluzione cosmologica. Le lievi fluttuazioni del fondo, inferiori al 3% su scale del grado quadrato, indicano che le sorgenti puntiformi responsabili dell’emissione di fondo devono essere molto numerose (> 1000 per grado quadrato).
![Page 35: Microquasar: Sorgenti X galattiche associate a sistemi binari Poco piu di una decina Moti jets in alcuni casi superluminali Emissione X da accrescimento](https://reader036.vdocuments.net/reader036/viewer/2022062512/5542eb65497959361e8d11b3/html5/thumbnails/35.jpg)
Spettro del fondo: α=0.4
Spettro degli AGN non oscurati: α=0.9
Il paradosso spettrale: lo spettro in banda X degli AGN brillanti non oscurati (α~0.9) e’ troppo ripido per produrre lo spettro del fondo (α~0.4) contributo fondamentale da parte degli AGN oscurati
![Page 36: Microquasar: Sorgenti X galattiche associate a sistemi binari Poco piu di una decina Moti jets in alcuni casi superluminali Emissione X da accrescimento](https://reader036.vdocuments.net/reader036/viewer/2022062512/5542eb65497959361e8d11b3/html5/thumbnails/36.jpg)
Il Modello Unificato
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Il modello unificato: oscuramento
Il toro oscurante: gas+polvere, T<105 K, r~1-10 pc
Sy1 ottiche non assorbite in banda XSy2 ottiche assorbite in banda X
![Page 38: Microquasar: Sorgenti X galattiche associate a sistemi binari Poco piu di una decina Moti jets in alcuni casi superluminali Emissione X da accrescimento](https://reader036.vdocuments.net/reader036/viewer/2022062512/5542eb65497959361e8d11b3/html5/thumbnails/38.jpg)
Nota
• In banda X si osservano spesso “Edge” piuttosto che righe di assorbimento: cio’ e’ dovuto al fatto che i livelli sovrastanti a quello in cui si trova l’elettrone che interagisce con il fotone X sono tutti occupati da altri elettroni e dunque una ionizzazione e’ piu’ probabile di una transizione
![Page 39: Microquasar: Sorgenti X galattiche associate a sistemi binari Poco piu di una decina Moti jets in alcuni casi superluminali Emissione X da accrescimento](https://reader036.vdocuments.net/reader036/viewer/2022062512/5542eb65497959361e8d11b3/html5/thumbnails/39.jpg)
Esempi osservativi di AGN Compton-thick
logNH>25
logNH~24
logNH~24Componente trasmessa
Componente riflessa
Seyfert 2 NGC4945 : logNH~24 riflessione + trasmissioneSeyfert 2 NGC1068 : logNH>25 sola riflessione
Sorgente IRAS 09104+4109
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Il numero degli AGN oscurati e la distribuzione dei loro assorbimenti e’ nota solo per le galassie di Seyfert nell’Universo locale: l’evoluzione cosmologica della distribuzione di NH e del rapporto fra AGN oscurati e non e’ ancora poco conosciuta..
Nonostante gli AGN oscurati, in particolare gli oggetti Compton-thick (NH>1024 cm-2), siano piu’ difficili da osservare, si stima che nell’Universo locale siano almeno 4-5 volte piu’ numerosi degli AGN non oscurati. Dunque circa l’80-90% della popolazione di AGN locali e’ oscurata. La meta’ di essi sono Compton-thick.
21 22 23 24 25 logNH
fra
zion
e
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Gli effetti dell’oscuramento sui conteggi di AGNLa relazione logN-logS: conteggi di sorgenti al di sopra di un certo flusso S. A flussi molto brillanti dominano gli AGN non oscurati, a flussi deboli dominano gli AGN oscurati
Nel caso di unUniverso euclideoN(>S)~S-1.5
[cgs] = erg/cm2/s
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L’integrazione del fondo cosmico
Funzione di luminosita’In banda X
Spettro in banda X
I
I(E)=intensita’ del fondo cosmico . Solitamente simisura in keV/cm2/s/sr/keV
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Rappresentazione schematica della funzione di luminosita’ ed evoluzione cosmologica degli AGN
Evoluzione in densita’:
agn in media piu’ numerosi in passato
Log L
Log ρ
z=0
z=1
Log L
Log ρ
z=0
z=1
Evoluzione in luminosita’: agn in media piu’ luminosi in passato
ρ~L-γ1 L<LB
ρ~L-γ2 L>LB
γ1~1.4γ2~3.4 logLB(z=0)~44
L(z)=L(0)(1+z)β
β~2.6 (z = redshift)
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Funzione di luminosita’ degli AGN non assorbitinella banda soft (0.5-2 keV)
L’evoluzione osservata e’ piu’ complicata rispetto ad una semplice evoluzione in luminosita’(Pure Luminosity Evolution, PLE) o in densita’
Cio’ che si e’ osservato di recentee’ una evoluzione in densita’dipendente dalla luminosita’(Luminosity Depedent DensityEvolution, LDDE) in cui il tasso di evoluzione e’ piu’elevato ad alte luminosita’
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L’evoluzione cosmologica degli AGN nella banda 0.5-2 keV
Densita’ numerica Densita’ di luminosita’
Gli oggetti di alta luminosita’ hanno un picco di densita’ a redshift piu’ alti rispetto agli oggetti di bassa luminosita’
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Dipendenze della frazione di AGNoscurati con la luminosita’ e il redshift
Le osservazioni piu’ recenti suggeriscono che il numero di AGNoscurati decresce ad alte luminosita’ intrinseche. Un’interpretazioneplausibile e’ che ad alte luminosita’ la pressione di radiazione spazzivia il materiale oscurante.
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Il fit allo spettro del fondo cosmico di raggi X
Descrizione delle curve:AGN non assorbitiAGN assorbiti Compton-thinAGN assorbiti Compton-thickTotale AGN
AGN Compton-thick necessari per riprodurre il fondo a 30 keV
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I campi piu` profondi in banda X e la frazione di fondo risolto
rosso = 0.3 -1 keVverde = 1 - 2 keVblu = 2 -7 keV
Osservazioni del satellite Chandra, tempo di integrazione = 20 giorni!
Immagine X del campoChandra Deep Field North
20 arcmin
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Il fondo risolto in sorgenti singole
La maggior parte della radiazione di fondo cosmico nella banda 1-10 keV e’ stata gia’ risolta in sorgenti singole nei Chandra Deep Fields. Le successive osservazioni di spettroscopia ottica hanno in effetti dimostrato che tali sorgenti sono in larga maggioranza AGN, in particolare AGN oscurati.
Fondo risolto = sommadelle sorgenti nei Chandra Deep Fields
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XRB isotropo per cui EG – lieve anisotropia in banda 2-10 keVdovuto a nostra galassia
Anisotropia dipolo dovuto a moto galassia
A energie < 0.5 keV emissione galattica ed assorbimento Fotoelettrico da ISM annullano fondo X
Quindi fondo X da 0.5 keV a MeV: 4 decadi
Maggior parte fondo X tra 20-40 keV
Satelliti X principalmente sui 3-5 keV
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In banda soft 1 – 5 keV ROSAT ed ora CHANDRA hanno risolto80 – 100% di emissione di fondo essenzialmente dovutaad AGN con BLRQuindi flusso totale visto nel fondo X e’ in accordo con somma deiFlussi aspettati da AGN in banda soft.
Ma spettro AGN e XRB diventano diversi a 10-30 keV. In questa banda il contributo degli AGN noti cala a 10%Modelli con elevata componente di Compton reflection (X duri)non tornano ne’ come numero ne’ come spettro (Setti + Comastri)
Soluzione accettata e’ AGN oscurati visibili quindi solo in regionehard (Comastri et al. 1995, AA 296, 1). Se abbiamo un alto numerodi AGN oscurati questi pesano poco – niente in regione soft madiventano importanti in regioni hard. Da fondo X possiamo dedurre numero e proprieta’ integrate di AGN oscurati e stimare quindi la densita’ di massa dei BH
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Con maggiore dettaglio:
Tra 0.1 e 0.5 keV origine galattica, una bolla di gas a 106 K
Tra 0.5 e 2.0 keV legge di potenza con = 1.0 – 0.7 Steeper rispetto a estrapolazione di hard X
Tra 3—20 keV flat power law con ≈ 0.4
La conoscenza dello spettro di emissione termico esclude che XRBvenga da gas diffuso caldo intergalattico che in caso contrario miavrebbe influenzato la radiazione cosmica di fondo a 3 K
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News:
Moretti et al A&A 2012:Osservato deep field di CHANDRA con XRT (minore risoluzioneangolare, sensibilita’ inferiore per sorgenti singole, ma livello di fondo inferiore)
Sottratte tutte le sorgenti di CHANDRA
Rimane una componente di fondo non risolta molto piu’ dura del fondo X totaleoscurati e lontani??