Interpretazione della variabilità dei Blazar attraverso modelli di emissione SSC ed EC

A.Tramacere dip. Fisica Univ. Perugia

Udine 31/01/2003

AGN la classificazioneAGN≈100-1000 la lum. dell’intera

galassia

•Radio quieti≈90%

Seyfert ecc..•Radio forti≈10%

≈2000 BlazarBL Lac+FSQR

•Lum. nucleo 1042-48erg/s•Variab. rapida (sino a 104 s) •Getto •Emissione su tutto lo spettro e.m.•Moti superluminali•BLR NLR

Moti super-luminali• Evidenze di moti superluminali da osservazioni VLBI

Scala Kpc

Ripresa Chandra

dell’oggetto

galattico XTE

J1550-564

3C273

Caratteristiche generali della SED

Stato alto

Stato quiescente

Picco di bassa energia

Picco di alta energia

La variabilità temporaleVincolo sulle dimensioni

della sorgente emittente:

Limite sup.

MRK 421

Modello “Standard”degli AGN

• Modelli leptonici

• Modelli adronici

Input

SSC

Evoluzione Temporale

ERC

Curva di luce del disco dagli AC

Curve di luce SED

•SSC/ERC parametri del modello(stimati dalle osservazioni)•Legge dell’iniez. elettronica(a legge di potenza, parabolica, gaussiana, ecc..)

BLAZAR SED

Tempi di attr.

Interfaccia grafica

Simulazione dell’emissione SSCVaria max

Varia B

Simulazione dell’emissione ERC

Simulazione ERC

=0.05Tanello_in=105K

FSQR

LBL

HBL

La radiazione del disco

•Densità critica: valanga•diffusione graduale

AUTOMA CELLLULARE

Il disco instabile: il modello AC

Sistemi SCO PSD f-

Il disco instabile: la simulazione

Istogramma ampiezza flare

Lo

g(e

ven

ti)

Pounds et al. 20001 osservazioni RXTE di Arakelian 564 (Seyf. 1)

=1.12±0.04

Tvar~giorno(104-5s)

Il disco instabile: osservazioni

Evoluzione temporale

Regione accel.

Regione radiativa

Soluz. Analit.

( )

Iniezione continua limiteTH

SSC

ERC

Parametri simulazione SSC

Parametri simulazione ERC

Tempi di attraversamento

La geometria

Num fetta

L’osservatore vede la somma di fette che emettono ad istanti diversi ed in stati diversi

R =10(15-17) cm

tblob=10(5-7) s

Tiniez.=Tattr.

Tempi di attraversamento

•Time lag circa 1700 s

•Profilo quasi simmetrico (oss.)

•Bilancio cooling-fuga

PKS 2155-304 ASCA (Kataoka 2000)

Fit gaussiano t~ 4000s

Alta energia precede

Tiniez. >> Tattr.

Tempi di attraversamentoPresenza del “plateau”

MRK 421 XMM-NEWTON SEMBAY et al. 2002

ERC + disco variabile

Si può osservare variabilità nelle curve di luce dovuta al riprocessamento dell’emissione variabile del disco, da parte della blob

Iniezione Random

R=1015cm

MRK 421

PKS 2155-304

BL Lacertae

Cosa si potrebbe fare con GLAST

• Analisi degli indici spettrali• Analisi dei flussi• Correlazione flussi-indici spettrali• Correlazione flussi multi-banda• Analisi dei picchi di emissione

Discriminare tra i vari modelli

Analisi spettraleAndamento delle freq. di picco

Analisi spettraleCorrelazione dei flussi

Analisi spettraleEvoluzione dell’indice spettrale di sincrotrone

Analisi spettraleEvoluzione dell’indice spettrale compton

Potenzialità attualiRisultati raggiunti:1. Riproduzione dell’emissione stazionaria del disco e del getto2. Riproduzione dell’emissione transiente del disco (AC)3. Riproduzione della variabilità del getto sia per SSC che ERC in

regime TH e KN4. Riproduzione di curve di luce con e senza i tempi di

attraversamento , tempi caratteristici e profili congruenti con le osservazioni

5. Connessione disco getto : scoperta della possibilità di avere variabilità gamma data dal riprocessamento della variabilità del disco (simulazione mai apparsa in letteratura).

6. Utilizzo del simulatore per analizzare i modelli7. Realizzazione di una libreria di software per processi astrofisici

di alta energia

Da fareSviluppi futuri:Modello self-consistent a 2-stadi : quiescente/flare , BH+Disco generano plasma1. Accelerazione di e+/-/p/ N+/- ( MHD turbolence LF (B+B) “ALFVEN”)

generano il plasma accelerato2. Efficace per l’accelerazione dei protoni (C.R.) gli e- perdono per IC3. Sopra la sogila di foto-dissociazione plasma + campo fotonico disco(X/UV):

produzione di particelle secondarie4. In funzione della luminosità del disco posso accumulare più o meno plasma5. Superata una certa sogli espulsione blob con campo magnetico congelato

ed elettroni (già) relativistici, accelerati ulteriormente dallo shock (FERMI)6. Alfeven Waves perpendicolari al disco (ADAF) spiegherebbero l’eiezione

della blob7. Tenere conto dell’espansione8. Interpretare la seq. FSQR LBL HBL in quest’ottica :9. Shell solo in HBL ?10. La luminosità del disco influenza lo spettro energetico iniziale de plasma ?11. Ecc…

Meccanismi di accelerazione

•Pistone supersonico

Fermi 1° ord.

Shock

Spettro energetico alegge di potenza

Emissione di Sincrotrone

Coeff. emiss. ed Ass.

•Spettro emiss. <

•Distr. elettronica

•Spettro emiss.fissato

•Potenza totale emessa per Sincrotrone

Equazione del trasporto radiativo

Emissione Compton

Regime Thomson

Sez. d’urto in regime KNDensità fotoni

Emissività Compton

,

Campo fotonico isotropoJones 1968

Simulazione in regime KN

Parametri simulazione

Curve di luce sinc. ed IC

La curva di sinc. a 1015 Hz e quella di IC a 1024 Hz hanno profili simili

Le curve di luce di sincrotrone e Compton generate dagli stessi elettroni devono avere profili simili

Parametri ed osservabili

I 7 parametri del modello:

qe, max,tesc,s,R,B

Le 7 osservabili:

s_break, s_picco, s_max, c_picco,Ls_tot, Lc_tot,

Analisi spettrale

Curve di luce di sincrotrone convoluta

Analisi spettraleCurve di luce compton convoluta

Analisi spettraleSpettro di sincrotrone convoluto

Analisi spettraleSpettro di sincrotrone convoluto

Analisi spettrale

Spettro compton convoluto

Analisi spettraleSpettro compton convoluto

Analisi spettrale:osservazioni

Analisi spettrale:osservazioni

Il disco sottile: modello staz.

•Potenziale grav. Rel.

•Rot. Diff. + visc.

Dissipazione

Corpo nero “diluito”