Super-Eddington 2016 – Seconda Giornata tra Buchi Neri e Quasar più Estremi


quasar

La seconda giornata del congresso “Breaking The Limits: Super-Eddington Accretion onto Compact Objects”, dedicata interamente ai nuclei galattici attivi (AGN) ed ai quasar, si è rivelata foriera di novità: non solo sono state presentate le osservazioni di target la cui analisi ha rivoluzionato la conoscenza di tali oggetti compatti, ma sono stati anche proposti nuovi modelli che potrebbero meglio descrivere i corpi ultra luminosi che ci troviamo ad affrontare.

Rappresentazione artistica della galassia IRAS F11119+3257 a 2.3 miliardi di anni luce da noi e, nel dettaglio, del suo buco nero centrale, un oggetto di 16 milioni di masse solari. Credit: ESA/ATG medialab
Rappresentazione artistica della galassia IRAS F11119+3257 a 2.3 miliardi di anni luce da noi e, nel dettaglio, del suo buco nero centrale, un oggetto di 16 milioni di masse solari. Credit: ESA/ATG medialab

Tra gli innumerevoli oggetti presentati fa sicuramente testo la galassia IRAS F11119+3275, le cui osservazioni sono state presentate dal primo speaker della giornata, Francesco Tombesi (NASA, Goddard Space Flight Center). Questa straordinaria galassia è entrata a far parte della classe delle ULIRG – Ultra Luminous Infrared Galaxies – per la sua estrema luminosità, dovuta principalmente alla frenetica attività del suo buco nero centrale (di ben 16 miioni di masse solari) il quale, con i venti generati nel suo disco di accrescimento che raggiungono anche un quarto della velocità della luce, spazza inesorabilmente il nucleo galattico impedendo la nascita di nuove stelle nel raggio di qualche centinaio di anni luce.

Al pari di IRAS F11119 è doveroso menzionare l’oggetto che viene definito la “Stele di Rosetta” dei quasar: si tratta di PDS 456, il cui materiale espulso sotto forma di getti di particelle cariche e atomi altamente ionizzati viene disperso con angoli molto ampi (superiori a 50°) formando una sorta di cono (anziché un fascio ben collimato come di solito avviene). Dalle osservazioni dei telescopi spaziali XMM-Newton e NuSTAR, che hanno lavorato in maniera congiunta per cinque set di dati acquisiti tra il 2013 ed il 2014, è risultato che il quasar presenta una variazione di flusso estrema, addirittura di dieci volte il flusso stesso nel corso di un paio di mesi (davvero un tempo strettissimo per le scale astronomiche!).

Emissione ed assorbimento delle righe del ferro nel quasar PDS 456. Credit: NASA/JPL-Caltech/Keele Univ.
Emissione ed assorbimento delle righe del ferro nel quasar PDS 456. Credit: NASA/JPL-Caltech/Keele Univ.

Osservazioni di oggetti come questi porta a farsi un paio di domande sull’accrescimento super-Eddington. Nel caso di corpi che superano il limite si è ipotizzato che la luminosità dipenda in gran parte proprio dal disco di accrescimento: più (ad esempio) il buco nero si avvicina al limite più il disco, sottoposto al forte campo magnetico, si ispessisce, prendendo sempre più la forma di una ciambella: in questo modo la radiazione emessa dal centro non è libera di andare in tutte le direzioni, ma dovrà passare per un breve tratto nel corridoio formato dalla parete interna del disco. I raggi obliqui dunque colpiscono la parete e vengono riflessi fuori dal disco insieme a quelli che viaggiavano già perpendicolari (o quasi) ad esso. C’è dunque una possibilità che – a seconda che siano orientati in modo da mostrare il disco di taglio oppure di piatto (con i getti indirizzati verso di noi) – più buchi neri degli AGN e quasar superino il limite rispetto al previsto per la riflessione dei raggi e non diretta emissione (perciò non lo superano per davvero).

I quasar non sono però tutti uguali: esiste una categoria particolare di oggetti ultra-brillanti nelle lunghezze d'onda che tendono al rosso, che risultano essere i più massivi ed i più veloci mai individuati Questa categoria viene chiamata WISSH (acronimo WISE All Sky Survey/SDSS hyper-luminous), e consiste di circa 87 elementi che presentano spettro molto complessi con emissioni significative sia nell'ultravioletto che nell'ottico. Per l'estrema luminosità - di gran lunga superiore al proprio limite di Eddington - e velocità dei venti che producono, questi oggetti riescono a distinguersi nettamente dai nuclei galattici attivi "normali", con una diversa emissione di riga di elementi altamente ionizzati (ad esempio l'ossigeno); oltre a ciò le WISSH possiedono emissioni nell'ultravioletto più deboli dei quasar normali.

Tra modelli e possibili nuove tecniche di osservazione si annovera il modello ideato da Ken Ebisawa (ISAS/JAXA) dal suo team per spiegare alcune caratteristiche dello spettro di una categoria speciale di galassie: le Galassie di Seyfert di tipo uno. Le Galassie di Seyfert sono per la stragrande maggioranza delle galassie a spirale (come NGC 7742 nell'immagine qui sotto), ma le cui regioni centrali sono molto più brillanti e con righe di emissione larghe, al contrario dei casi "normali". La categoria si divide nuovamente in maniera più sottile a seconda che le righe - che siano permesse oppure proibite (con proibite si intende che la transizione - con conseguente emissione o assorbimento di energia - dell'elettrone tra i due livelli energetici è talmente rara che non avviene praticamente mai su scala umana) - si presentino in maniera diversa (Seyfert-1, dove le righe permesse sono molto più intense) oppure simile (Seyfert-2, nelle quali le righe hanno tutte all'incirca la stessa larghezza).

Galassia di Seyfert NGC 7742. Credit: Hubble Heritage Team (AURA/STScI/NASA/ESA)
Galassia di Seyfert NGC 7742. Credit: Hubble Heritage Team (AURA/STScI/NASA/ESA)

Il nuovo modello - chiamato Variable Double Partial Covering - è stato realizzato a partire dai dati sulle righe K ed L del ferro, basandosi sull'ipotesi iniziale di osservare galassie il cui disco di accrescimento del nucleo è visto almeno parzialmente di taglio. Nel caso in cui il disco sia spesso e freddo, si può spiegare l'aspetto della riga L; viceversa se è sottile e caldo, si spiega la riga K. Per fare un test sono state utilizzate 20 galassie di tipo Seyfert-1, analizzate nella banda X grazie ai dati congiunti di XMM-Newton e NuSTAR, ed è stato confermato che con il nuovo è possibile spiegare la grande maggioranza delle caratteristiche spettrali di questi oggetti.

Credit: NASA/JPL
Credit: NASA/JPL

Ma non solo: un nuovo studio nella banda X e nell'infrarosso, con a capo Filippos Koliopanos (Università di Tolosa/CNRS/IRAP), sta concentrando la ricerca di buchi neri di massa intermedia tra quella stellare e quella supermassiva nei più deboli nuclei galattici attivi. La presenza di buchi neri di massa intermedia è già stata predetta in vari scenari, quali l'evoluzione di stelle di popolazione III (le prime comparse nella storia dell'universo) o la fusione di buchi neri nei cluster. Il motivo di cercarli all'interno di nuclei attivi ma poco luminosi deriva dal rapporto massa-luminosità legata a questi corpi: in base a questa relazione, i buchi neri di massa intermedia "individuati" sarebbero addirittura 40. Sfortunatamente tutti i soggetti dello studio non fanno parte della categoria dei buchi neri di massa intermedia; tuttavia, è stata revisionata la legge che lega massa e luminosità, che per i buchi neri più piccoli portava alla sottostima della massa, ed il metodo applicato per "pesarli" potrebbe diventare fondamentale nella scoperta definitiva della via di mezzo.

Giulia Murtas

Rispondi

XHTML: Puoi usare questi tag: <a href="" title=""> <abbr title=""> <acronym title=""> <b> <blockquote cite=""> <cite> <code> <del datetime=""> <em> <i> <q cite=""> <s> <strike> <strong>