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”