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Il mezzo circumnucleare: Oscuramento

Monday, January 9, 12

G. Risaliti Fisica delle galassie (2011/2012))

Riassunto/Ripasso delle Componenti

Disco di Accrescimento(sorgente UV-X)

2

D < 0.01 pc

L = 1042 - 1047 erg/s

12 14 16 18 20

-1

0

log ν

F(ν)

Big Blue Bump

IR bump

X-rays

Spectral Energy Distribution (SED)

Radio Quiet

Radio Loud

O star

H+

He+

He2+

Fe+9

S+8



Le Componenti Nucleari

Getto Relativistico

3

D ~ 0.1 pc - 1 Mpc

plasma a velocità relativistiche (moti superluminali quando la linea di vista è prossima all’asse del getto) 12 14 16 18 20

-1

0

log ν

F(ν)

Big Blue Bump

IR bump

X-rays


Radio Quiet

Radio Loud

O star

H+

He+

He2+

Fe+9

S+8




Broad Line Region (BLR)

4

D ~ 0.01 pc - 0.1 pc

densità N ~ 109-1014 cm-3

covering factor ~ 10-30 %ΔV ~ 5000 km/s



12 14 16 18 20

-1

0

log ν

F(ν)

Big Blue Bump

IR bump

X-rays


Radio Quiet

Radio Loud

O star

H+

He+

He2+

Fe+9

S+8


Toro Oscurante

5

D ~ 1 -10 pcdensità di colonna NH ~ 1025 cm-2

covering factor ~ 70 %.

La polvere viene riscaldata dalla radiazione UV/X del disco e riemette nell’IR.




Narrow Line Region (NLR)

6

D ~ 10 -100 pc

densità N ~ 103-106 cm-2

covering factor ~ 1-3 %



Il Modello Unificato

7

Toro oscurante: blocca la radiazione vicino al piano del disco

Nubi della Narrow Line Region (NLR): fuori dal toro, sono fotoionizzate dal nucleo. Si trovano all’interno del cono di ionizzazione.

Cono di ionizzazione: regione dove la radiazione oscurante non viene bloccata dal toro. Ω angolo solido sotteso dal cono: Seyfert 1/Seyfert 2 = Ω/4π

Nubi della Broad Line Region (BLR): molto vicine al BH → grosse velocità.

BH e disco di accrescimento: sorgente radiazione ionizzante (X-UV) e getti (princ. radio).

Getti relativistici: solo radio loud.



Coni di Ionizzazione

8

HST [OIII]

5007

Å

Circinus GalaxyContinuo IR

Blu: [OIII] Verde: Hα

La presenza del toro oscurante si deve manifestare anche con “coni” di ionizzazione. La radiazione esce solo da un angolo solido ben definito attorno al getto ovvero entro un cono.L’apertura del cono determina il rapporto tra AGN di tipo 1 e di tipo 2.

NGC 5252



Coni di Ionizzazione

9

HST [OIII]

5007

Å

Circinus GalaxyContinuo IR

Blu: [OIII] Verde: Hα

La presenza del toro oscurante si deve manifestare anche con “coni” di ionizzazione. La radiazione esce solo da un angolo solido ben definito attorno al getto ovvero entro un cono.L’apertura del cono determina il rapporto tra AGN di tipo 1 e di tipo 2.

NGC 4945



Il Toro Oscurante

10

Ricostruzione ideale di un AGN visto di lato rispetto al getto.

La radiazione e le particelle energetiche (getti) sfuggono lungo l’asse polare.

Il “Toro” è una “ciambella” di gas denso e ricco di polvere.

Il nucleo attivo è nascosto dentro al toro.



Emissione della polvere nel toro

11

Grani di silicio e grafite sublimano a temperature Tsub ~ 1500 K

Imponendo Tsub = Teq (T equilibrio) si ottiene: Rsub ≃ 0.06 L1/2 pc45

questo è probabilmente il raggio interno del toro polveroso oscurante.

E’ interessante confrontarlo col raggio della BLR stimato dal reverberation mapping: RBLR ≃ 0.02 L1/2 pc

45

Ovvero la Broad Line Region è libera da polvere.

Infine, il fatto che la temperatura della polvere non possa superare la temperatura di sublimazione di 1500 K indica che la polvere più calda emette a λ ~2 μm questo spiega il “dip” nella SED degli AGN. 12 14 16 18 20

-1

0

log ν

F(ν)

Big Blue Bump

IR bump

X-raysRadio Quiet

Radio Loud

O star

“dip”



Toro: dimensioni

12

Ci sono evidenze per assorbitori (polverosi) a diverse scale:1) su scala galattica (dust lanes, assorbimento associato al disco della galassia)2) su scale di decine di pc (es: NGC 4945)3) fino al raggio di sublimazione

Greenhill(et(al.(2003(Tristram(et(al.(2007(Jaffe(et(al.(2004(

IMMAGINI INTERFEROMETRICHE



Toro: dimensioni

13

Meisenheimer)et)al.)2008)

IMMAGINI INTERFEROMETRICHE



Toro: dimensioni

14

Po#$et$al.$2010$

REVERBERATION MAPPING




15

La radiazione UV prodotta dal nucleo riscalda la polvere nel toro e più generalmente nel mezzo circumnucleare.

Ricordiamo che Teq ≃ 1000 L1/5 R-2/5 K46 pc

Ci aspettiamo quindi che cisia una forte distribuzione radialedella temperatura della polvere,quindi del massimo di emissionetermica.




16

Sono stati elaborati modellimolto complessi sull’emissioneinfrarossa del toro oscurante.

Non è semplice riprodurrela SED IR che è moltopiù larga di un singoloblack body e che quindirichiede polvere adiverse temperature.




17

Modelli recenti: tori composti da nuvole, che si estendono fino al raggio di sublimazione

Nenkova(et(al.(2008a,b(

Silicates)absorp.on/emission)



AGN dominati dall’emissione IR

18

ULIRG: Ultraluminous Infrared Galaxies:L > 1012 LSUN , LIR ~ LBOL

Sono le galassie piu’ luminose nell’Universo locale, e sono simili alle galassiead alto redshift (molto piu’ comuni) dove avviene il picco della formazione stellare, e che producono la maggior parte del fondo cosmico in infrarosso.Sono per lo piu’ SISTEMI INTERAGENTI (Sanders et al. 1987)Il merging fra due galassie attiva la formazione stellare ed alimenta il (i) nucleo/i attivo/i. La grande quantita’ di polvere circumnucleare assorbe quasi tutta la radiazione prodotta (sia da AGN che da SB) e la riemette nell’infrarosso.PROBLEMA: distinzione fra le componenti AGN e SB



ULIRGs: Separazione AGN/SB

19

Vari metodi, basati sull’osservazione di features tipiche di una delle duecomponenti. Esempio: righe di alta ionizzazione nel medio infrarosso (AGN), emissione X (AGN), emissione di PAH (SB). Metodo “fiorentino”:

f�(IR) = �f�(AGN)� e��

+(1� �)f�(SB)

Risaliti et al. 2006 Sani et al. 2008 Nardini et al. 2008 Nardini et al. 2009 Risaliti, Imanishi & Sani 2010


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