Università di Napoli “Federico II”

Ciro Pinto matr. 358/27

Relatori Dr. Maurizio Paolillo Prof. Giuseppe Longo

VARIABILITA' XNEI

NUCLEI GALATTICI ATTIVI

VARIABILITA' NEL DOMINIO XDEI

NUCLEI GALATTICI ATTIVI (AGN)

➢ Presentazione degli AGN ➢ Proprietà X e variabilità degli AGN➢ Riduzione Dati➢ Risultati e Conclusioni

Centaurus A

I NUCLEI GALATTICI ATTIVI

Il termine Nucleo Galattico Attivo (AGN) fa riferimento ad una vasta serie di fenomeni di origine non-stellare, associati ai nuclei di alcune galassie che mostrano un'attività peculiare tra i quali individuiamo:

➲ Intensa emissione di radiazione con luminosità fino a 1045 erg/s ( L

sole = 1033 erg/s)

➲ Origine confinata in regioni ristrette minori di 200 U.A.

➲ Elevata variabilità soprattutto nella banda X: il flusso raddoppia in tempi-scala di ore

➲ Emissione multi-banda in particolare nella banda X: L

Xmax ~ 50% L

BOL

➲ Intensa emissione Radio (→ QUASAR)

➲ Getti di particelle e moti ultra-relativistici

Cen-A

PRINCIPALI TIPOLOGIE DI AGN➢ Galassie di Seyfert: Seyfert-1: righe di emissione “larghe” (Broad Line) con V~104 km/s righe di emissione “strette” (Narrow Line) con V~103 km/s variabilità su tempi-scala di ore-mesi intensa emissione X

Seyfert-2: solo righe di emissione strette con V~102-103 km/s variabilità più debole delle Sy-1 intensa emissione X radiazione fortemente polarizzata

➢ QUASAR: acronimo di Quasi Stellar Radio Source, forte emissione nel Radio, contro-parte ottica puntiforme elevato redshift -oggetti molto distanti- variabilità su tempi-scala di mesi ➢ BLAZAR: sono gli AGN più energetici, emissione fino ai raggi gamma massima variabilità (tempi-scala ~ minuti) forte emissione radio

Sy-2 NGC 1068(X+ottico)

QUASAR3C273(ottico)

Sy-1 NGC 4151(ottico)

CARATTERISTICHE SPETTRALI DEGLI AGN

NGC 1068Sy-2

Sy-1 NGC 4151

AGN: IL MODELLO UNIFICATO - A

➲ Alta variabilità → piccole dimensioni: le dimensioni della regione emettitrice sono inferiori al cammino

percorso da un raggio di luce nell'intervallo di tempo in cui la sor-gente risulta variabile: minore di 1 parsec

➲ Alta luminosità → elevata produzione di energia:

l'unico oggetto in grado di fare ciò è un buco nero super-massiccio che accresce materia

dcT

● Un energia pari a L = 1047erg/s può essere prodotta da un buco nero di massa M = 108 M

SOLE che accresce

meno di 10 masse solari in un anno

● La massa centrale MBH

si può ricavare dalla Luminosità di Eddington:

η ~ 6-40 %

AGN: IL MODELLO UNIFICATO - B

IL TIPO DI AGN OSSERVATO DIPENDE DALL'ANGOLO DI OSSERVAZIONE E DALLA ATTIVITA' RADIO:

➲ OSSERVANDO LUNGO IL RADIO OGGETTO, L'AGN MOSTRA LE CARATTERISTICHE DEI QUASAR

➲ SPOSTANDOSI DALL'ASSE SI VE-DONO SPETTRI TIPICI DELLE Sy 1

➲ SE IL PUNTO DI VISTA E' VICINO AL TORO DI POLVERE, SI OSSER-VA UNA SEYFERT DI TIPO 2

PROPRIETA' X DEGLI AGN➲ Luminosità–X: L

X ~ 5-40% L

BOL

~ 1042-1045 erg/s (per il sole: L

X~10-6 L

BOL)

➲ Lo spettro energetico segue una legge di Potenza: Flusso = A E-Γ ph / cm2 / s / keV, con indice spettrale Γ ~ 1.7-2.0

➲ La variabilità è una caratteristica di tutti gli AGN: variazioni nel flusso su tutti i tempi-scala e su tutte le lunghezze d'onda ➲ Nel Dominio X gli AGN mostrano i più brevi tempi-scala (ΔT

BL Lac~ 10 min)

→ la variabilità-X permette di arrivare alle regioni più vicine al BH centrale

➲ Lo spettro di potenze è rappresentato da una legge di potenza con un “break” ν

BREAK

P(ν) ~ ν -1.1 con ν < νBREAK

P(ν) ~ ν -1.9 con ν > νBREAK

VARIABILITA' X DEGLI AGN:Stato dell'arte - A

A parità di luminosità, AGN a più alti redshift risultano più variabili, Paolillo et al 2004→ tassi di accrescimento superiori

ANTI-CORRELAZIONE:VARIABILITA' vs. LUMINOSITA'

Nandra et al. 1996

VARIABILITA' X DEGLI AGN:Potenzialità della Variabilità

LA VARIABILITA' ANTI-CORRELA CON LA MASSA DEL BUCO NERO, O'Neill et al 2005

La massa del buco nero si può stimare a partire dalla variabilità ( Nikolajuk et al 2004 )

Valutare la massa del BH è difficile con altri metodi ed è possibile solo per oggetti vicini

I DATI: Osservazioni del Satellite XMM-Newton sul ChandraDeep Field-South (CDFS)

Durata: circa 6 mesi

Esposizione totale 500 ks, 400 ks di esposizione (effettivi)

Flusso limite ∼ 5 ٠10-16 erg cm-2 s-1 (nella banda 0.2-8.0 keV) Chandra Deep Field-South:

NH∼ 8 1019 cm-2 densità colonna H

CDFS è una nelle regioni celesti più osservate nella banda X

I redshift spettroscopici e fotometrici sono stati forniti da osservazioni di Hubble Space Telescope sul CDFS

X-ray Multi Mirror Mission - Newton

XMM-Newton

EPIC CAMERAEuropean Photo Imaging Camera

Immagine del CDFS:rivelatore PN (somma delle 8 esposizioni)

→ Banda energetica utilizzata: 0.2 - 8.0 keV

Immagine del CDFS: rivelatore MOS1 (somma delle 8 esposizioni)

EfficienzaQuantica MOS

Rivelatore MOS 1Mappa di Esposizione

EBANDA

= 0.2 – 8.0 keV

SORGENTI X

Immagine MOS1: PSF delle sorgenti, con raggi tipici:

RSRC

~ 20 arcsecSorgenti campione:Sono state rivelate 338 sorgenti di cui 170 hanno redshift identificato da contro-parte ottica (HST)

Procedura di riduzione dati:

A causa della “debolezza” delle sorgenti è necessario operare un'accurata pulizia di eventi spurii dovuti a:● Raggi cosmici ● Fluorescenze strumentali ● Rumore elettronico● Protoni X-soffici● Galassie ed AGN non-risolti

Curva di luce del CDFS

CURVE DI LUCE FINALI

➲ Le curve di luce per sorgenti e background sono state estratte con CIAO (Chandra) con bin ΔT = 10 ksec, sommando i contributi dei 3 rivelatori, per una durata com-plessiva T = 1,56 104 ksec (6 mesi).

➲ Le curve di luce delle sorgenti sono state sottratte del background e corrette per la mappa di esposizione

➲ Per l'analisi sono stati usati intervalli temporali in cui sorgenti e fondo hanno più di 10 conteggi, per avere una statistica gaussiana

Curva di luce finaledella sorgente N°28 (prime 4 esposizioni) m.c.r è il mean count rate

STIMATORI DELLE PROPRIETA' X

➲ CHI-QUADRO χ2 : TEST PER LA RIVELAZIONE DI VARIABILITA' Sono variabili le sorgenti con probabilità maggiore del 95% di avere un χ2 -minore di quello “osservato”

➲ EXCESS VARIANCE σ 2NXS

: STIMATORE DI VARIABILITA' Frazione di flusso variabile dopo aver sottratto il rumore

➲ HARDNESS RATIO HR : COLORE-X La componente X-soffice 0.2-2.0 keV viene assorbita maggiormente rispetto alla X-hard 2.0-10 keV (dal toro) → HR è indice di assorbimento

La Ex. Variance è l'integraledello spettro di potenze

P ( χ2TH

< χ2OBS

) > 95%

RISULTATI & DISCUSSIONE - A:Prevalenza di Variabilità

➲ TEST χ2 PER LA VARIABILITA'

LUMINOSITA' X vs REDSHIFT Effetto di selezione: ad alti redshift

si vedono solo le sorgenti più brillanti

CAMPIONE PERCENTUALE NUMEROTotale 24% 82/338

counts/bin > 10 37% 59/161counts/bin > 20 50% 51/102counts/bin > 40 66% 37/56

counts/bin > 100 94% 17/18

La percentuale di sorgenti variabili aumenta col flusso, maggiore è il flusso => maggiore è la probabilità di rivelare la variabilità.

Il plot Luminosità-X vs Redshift conferma tale andamento: a parità di redshift le sorgenti più luminose sono più variabili.

Con le future missioni, dotate di telescopi con specchi maggiori, si potrà osservare la variabilità nel 100% del campione.

RISULTATI & DISCUSSIONE - B:Variabilità X ed Assorbimento

HR diminuisce col flusso, → sorgenti meno assorbite hanno flussi maggiori

Lavori precedenti hanno mostrato che la variabilità è anticorrelata con l'assorbimento

Infatti la percentuale di sorgenti variabili aumenta al diminuire dell'assorbimento.

HR TOTALE VARIABILI< - 0.2 57% 77%> - 0.2 43% 33% Possibile natura statistica dell'anti-correlazione

Recenti lavori ipotizzano la presenza di una possibile componente di riflessione compton che indebolisce la variabilità.

HR vs COUNTS

Sy-1

Sy-2

RISULTATI & DISCUSSIONE - C:Stime di variabilità X

Tutti e soli gli AGN nel campione variabile (24%) hanno σ2

NXS positiva

La distribuzione della σ2NXS

è identica alla

distribuzione della probabilità del χ2

CAMPIONE PERCENTUALE> 0 TOTALE 25%> 0 COUNTS/BIN > 10 33%> 0 COUNTS/BIN > 100 94%

σ2NXS

L'excess variance è un buonstimatore della variabilità

σ2NXS

vs Conteggi

Lo scarto attorno allo zero aumenta a bassi conteggi (previsto al peggiorare della statistica)

Il plot conferma l'aumento di sorgenti variabili col flusso, più si osserva una sorgente e più si è sensibili alla variabilità

Si sottostima la variabilità: → La variabilità deve essere molto più frequente→ Ipotesi: il 100% degli AGN è variabile nel X

RISULTATI & DISCUSSIONE - D:Anti-correlazione σ2

NXS – L

X e Modello Teorico

La relazione σ2NXS

– LX presenta uno scarto:

- Bassa statistica - Tasso di accrescimento

Ipotizzando MBH

= 105-109 Msole

si rica-vano σ2

NXS - L

X teoriche per diversi ṁ

Edd

(Papadakis)

La σ2NXS

diminuisce al crescere della LX

a causa di una variazione nella MBH

Al crescere del redshift si richiedono tassi di accrescimento maggiori

→ Evoluzione nell'accrescimento

AGN DISTANTI SI COMPORTANO COME QUELLI LOCALI, MA ACCRESCONO PIU' MATERIA - ARGOMENTO TUTT'OGGI DIBATTUTO - E LA VARIABILITA' HA PERMESSO DI CONSTATARLO ...

Maccr

= 50% ṁEdd

Maccr

= 25% ṁEdd

Maccr

= 5% ṁEdd

σ2NXS

vs LX

Cerchi vuoti sono sorgenti al bordo → σ2 sovrastimata

RISULTATI & DISCUSSIONE - E:Anti-correlazione σ2

NXS – L

X : Potenzialità della Variabilità

La relazione σ2NXS

– LX

- Bassa statistica - Massa del BH - Tasso di accrescimento

I risultati ottenuti sono in accordo col risultato di Papadakis et al 2008 (da comunicazione privata, il lavoro non è stato ancora pubblicato!)

L'evoluzione del tasso di accrescimento di materia con l'età dell'universo è un argomento tutt'oggi dibattuto e la variabilità ha permesso di constatarlo

Papadakis '08Papadakis '08

CONCLUSIONI & PROSPETTIVE I risultati sono in accordo col modello unificato degli AGN

Tutti gli AGN sono sorgenti variabili nel dominio X

La variabilità è anti-correlata con il flusso e l'assorbimento

L' anti-correlazione variabilità–luminosità è una conseguenza della variazione della massa del buco nero centrale e lo scarto è dovuto ad un diverso tasso di accrescimento in epoche diverse

La variabilità ha permesso di verificare che AGN più distanti accrescono più materia → evoluzione nell'accrescimento

Calibrando ed invertendo la relazione σ2NXS

– LX si può stimare la massa M

BH

assumendo un tasso di accrescimento dal redshift

Con altre osservazioni si può migliorare la statistica ed estendere tale analisi a tutte le survey profonde di AGN nel dominio X

Si può così studiare l'evoluzione degli AGN con l'età dell'universo

Fine

XMM-Newton SAS -Science Analysis System-

➲ Calibrazione, sottrazione del background, etc. fatto con XMM-SAS version 7.0.0 software, ottenibile al website: http://xmm.esac.esa.int/sas/

➲ The XMM−Newton Observation Data Files (ODF) can be re-trieved via ftp at the XMM−Newton Science archive: http://xmm.esac.esa.int/xsa/

➲ Current calibration files (CCF), are available on http://xmm.esac.esa.int/external/xmm_sw_cal/calib/

➲ All the data products generated by the Pipeline Processing Subsystem (PPS) are available on http://xmmssc−www.star.le.ac.uk/newpages/pipe_top_ext.html/