Tipologie di galassie: AGN, galassie nane e ultraluminose
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Tipologie di galassie: AGN, galassie nane e ultraluminose

Esistono diversi modi per classificare le galassie, oltre alla forma. La categoria di galassie più famosa e anche importante è quella delle galassie dal nucleo attivo, le AGN (Active Galactic Nuclei). Un universo di galassie nane, galassie fantasma, galassie ultraluminose, galassie a starburst oppure morte. Ciascuna con le proprie caratteristiche.

Gli Active Galactic Nuclei, un po' di storia

Già dall'inizio del Secolo scorso alcune galassie iniziarono a interessare la comunità scientifica a causa di righe di emissione ben più luminose della media. Con Carl Seyfert il tema degli Active Galactic Nuclei sale a una ribalta che dura ancora

Molte galassie sono in possesso di una regione centrale nettamente più brillante rispetto alla media delle altre galassie ma anche più della luminosità di tutto il resto della galassia stessa. Questi nuclei vengono chiamati Active Galactic Nuclei (AGN) e gran parte dell'energia emessa dalla regione è di tipo non termica, quindi non stellare. Molti AGN sono potenti sorgenti X, radio e ultraviolette oltre che ottiche. Il fatto che queste sorgenti siano molto spesso variabili nel breve periodo indica come la sorgente di emissione debba essere nell'ordine di ore-luce o giorni-luce, il che fornisce molte indicazioni riguardo i processi sottesi. 

Un Active Galactic Nuclei (AGN) è una regione compatta al centro di una galassia caratterizzata da una luminosità superiore al livello normale relativamente a più di una porzione dello spettro elettromagnetico, a indicare una origine non stellare. La galassia che ospita l'AGN è detta galassia attiva.

Le caratteristiche degli AGN sembrano strettamente legate al buco nero supermassivo ospitato al centro delle galassie e dipendono da fattori quali: 

  • massa del buco nero centrale della galassia
  • tasso di accrescimento del buco nero;
  • inclinazione del disco di accrescimento rispetto alla nostra linea di vista
  • grado di oscuramento del nucleo da parte delle polveri
  • presenza di getti

La scoperta della prima categoria di AGN è attribuita a Carl Seyfert, astronomo dal quale la categoria ha preso il nome (galassie di Seyfert). Le osservazioni di Seyfert seguirono tuttavia le osservazioni già effettuate da parte di Edward Fath relativamente alle righe di emissione in NGC 1068 e M 81 e quelle di altri astronomi come Heber Curtis, Vesto Slipher, Milton Humason e Nicholas Mayall

La radioastronomia ha fornito gli strumenti essenziali per individuare un campione sempre più vasto di galassie in grado di mostrare particolari righe spettrali. Molte di queste galassie erano ellittiche e decisamente vicine, come Messier 87 e Centaurus A, altre apparivano quasi puntiformi e vennero chiamate quasi-stellar radio sources (quasar).

Nel 1963, dalla misurazione del redshift del quasar 3C 273 apparve chiaro che dovesse trattarsi di un oggetto cento volte più potente rispetto alle altre radiogalassie identificate all'epoca, testimonianza di un processo in grado di scatenare energie elevatissime, un processo che andava quindi ben oltre la semplice attività stellare e che andava a coinvolgere il buco nero al centro delle galassie. Il tema dell'accrescimento del buco nero divenne quindi dominante e anche oggi il tema degli AGN è uno dei temi più interessanti dal punto di vista dell'astronomia osservativa e teorica, anche e soprattutto relativamente al tema cosmologico dell'evoluzione galattica. 

Per un periodo molto lungo gli AGN hanno avuto il record di redshift maggiori grazie alla luminosità manifestata e grazie a questa caratteristica hanno assunto un ruolo centrale per la caratterizzazione dell'universo alle epoche di osservazione. Oggi è pensiero comune che gli AGN forniscano una visione abbastanza distorta rispetto alle "tipiche" galassie ad alto redshift. Si tratta di oggetti frequentemente osservati nel primo universo il che porta a pensare che i buchi neri supermassivi si siano formati molto presto nella storia dell'universo stesso, in epoche in cui il materiale a disposizione era superiore a quello di oggi. 

L'AGN più vicino è Arp 220, consistente in una coppia di nuclei attivi separati da 1200 anni luce e formatisi in seguito a una fusione galattica. Ciascuno dei due buchi neri ha un disco di gas molecolare di poche centinaia di anni luce con una zona di formazione stellare evidente. Le osservazioni spinte di Atacama Large Millimeter/Submillimeter Array (ALMA), in banda submillimetrica, sono riuscite a separare le componenti legate alla polvere da quelle legate al gas. Ciascun nucleo consiste di due strutture concentriche, la più ampia delle quali è probabilmente associata al disco con starburst mentre l'altra, di circa 60 anni luce, contribuisce per il 50% alla luminosità sub-millimetrica, circa il doppio delle stime precedenti.

Ultimo aggiornamento del: 18/09/2018 00:13:52

Processi e tipologie di Active Galactic Nuclei

I maggiori indiziati per la generazione delle energie da parte degli AGN sono essenzialmente il buco nero supermassiccio e i getti relativistici. In base alle combinazioni di questi e altri fattori vengono individuate diverse categorie di AGN

La teoria standard in tema di AGN fornisce quindi ampio spazio al buco nero centrale e al suo ruolo. Materiale freddo presente nei dintorni del buco nero andrebbe quindi a formare un disco di accrescimento intorno al centro, con i processi dissipativi del disco che andrebbero a trasportare materia verso l'interno e momento angolare verso l'esterno. Nel frattempo, il disco stesso vedrebbe aumentare la propria temperatura . Lo spettro elettromagnetico atteso da un processo simile raggiunge il picco nella zona ottica-ultravioletta ma oltre a questo si forma una corona di materiale caldo sull disco, corona che per scattering di Compton inverso riesce a emettere a raggi X. La radiazione proveniente dal disco di accrescimento eccita gli atomi prossimi al buco nero producendo particolari righe di emissione. Gran parte di questa radiazione viene oscurata dal mezzo interstellare e dalla polvere appena al di fuori del disco di accrescimento, ma una parte viene invece assorbita e riemessa principalmente in banda infrarossa

[Ap]L'emissione dal gas che compone la broad-line zone intorno agli AGN è una fonte di informazioni di indubbio valore riguardo la massa del buco nero centrale e il suo tasso di crescita ma si tratta di un gas la cui natura è poco compresa: l'emissione registrata è inferiore alle attese a determinate velocità e questo ha portato molti astronomi a pensare che al centro di queste galassie possa esserci una coppia di buchi neri anziché un solo oggetto. La complessità del moto è però ben spiegata dalla presenza di piccole nubi di polvere che potrebbero parzialmente andare a oscurare la regione più interna degli AGN: il gas in caduta si disporrebbe in tal caso a formare un disco di accrescimento e il super-riscaldamento del gas emetterebbe radiazione termica. Parte della luce sarebbe assorbita e riemessa (ri-processata) dall'idrogeno e da altri gas mentre sopra e sotto questa zona si creerebbe una regione di polvere. Quando la polvere supera certe soglie viene investita dalla forte radiazione da parte del disco e questa radiazione potrebbe essere tanto intensa da creare un cumulo di polvere ai confini della broad-line region. Questo fenomeno creerebbe una parziale o totale estinzione della radiazione , che apparirebbe di conseguenza più flebile e arrossata. Includendo questi cumuli di polvere nei modelli si è riusciti a replicare molte osservazioni che fino a metà 2018 erano imputate a fantomatiche coppie di buchi neri: nessuna asimmetria, quindi, nel disco ma semplicemente presenza di nubi di polvere di passaggio (Monthly Notices of the Royal Astronomical Society - C. Martin Gaskell - 04/04/2018).[/Ap]

Alcuni dischi di accrescimento vanno a produrre coppie di getti relativistici altamente collimati verso direzioni opposte dal centro del disco. La direzione del getto dipende dal momento angolare del disco di accrescimento e dall'asse di rotazione del buco nero. La composizione dei getti a piccola scala è ancora lontana dall'essere compresa, così come il meccanismo di produzione dei getti stessi i quali sono maggiormente osservabili nello spettro radio grazie agli interferometri. Oltre al disco di accrescimento, quindi, la radiazione proveniente dai getti è la seconda fonte di energia che risulta visibile. 

Il getto osservato in NGC 1275. Credit G. Giovannini - Nature Astronomy
Il getto osservato in NGC 1275. Credit G. Giovannini - Nature Astronomy

L'accuratezza delle riprese cresce sempre più e così anche il getto proveniente dal buco nero supermassiccio al centro di 3C 84 (anche nota come NGC 1275 o Perseus A) viene esaltato in immagini in grado di arrivare a distanze molto prossime al buco nero centrale. Uno dei misteri dei getti riguarda proprio la loro origine e al rilascio delle immagini, nel 2018, è subito balzato agli occhi che già alla ridotta distanza raggiunta il getto appare decisamente ampio, più di quanto atteso. Una ampiezza simile può implicare il fatto che parte del getto sia lanciato dalla parte esterna del disco di accrescimento che circonda il buco nero. Il getto di NGC 1275 è risultato anche molto diverso da quello della vicina galassia M 87, l'unica galassia confrontabile in quanto a bontà di dettagli ripresi: la differenza può essere dovuta alla diversa età dei getti visto che NGC 1275 ha rinvigorito il proprio sbuffo poco più di un decennio fa e si sta ancora formando.

In aggiunta a questo, gli AGN sono indicati come sorgente dei raggi cosmici ultra energetici.

Riassumendo, le caratteristiche con le quali può presentarsi un AGN sono: 

  • Emissione ottica continua dal nucleo: si presenta quando si ha visione diretta del disco di accrescimento, con o senza getti; 
  • Emissione infrarossa dal nucleo: si presenta quando la radiazione dal disco di accrescimento viene filtrata da gas e polvere presenti al di fuori del nucleo galattico. In tal caso la radiazione è di tipo termico;
  • Righe larghe di emissione in banda ottica: sono generate dal materiale freddo posto nelle vicinanze del buco nero centrale. L'ampiezza delle righe è legata all'alta velocità del gas, in grado di causare spostamenti Doppler dei fotoni emessi;
  • Righe strette di emissione in banda ottica: sono generate dal materiale freddo più distante;
  • Emissioni radio continue: sono essenzialmente legate alla presenza di un getto relativistico e generalmente mostrano le caratteristiche della radiazione di sincrotrone;
  • Emissioni continue a raggi X: sono legate alla presenza di getti e alla corona del disco di accrescimento;
  • Emissioni di raggi X: derivano dall'illuminazione di elementi pesanti freddi, come il ferro a 6.4 keV.

La fase di AGN non è eterna e una delle ipotesi di termine prevede l'esaurimento di materiale in grado di terminare nel buco nero. In base a questo pensiero, generalmente accettato, la stessa Via Lattea sarebbe una galassia "normale" divenuta tale dopo aver attraversato la fase di AGN e prova di questa attività, anche recente, sarebbe osservabile oggi in banda gamma nelle Bolle di Fermi. Allo stesso modo, anche galassie attualmente non attive potrebbero divenire o tornare tali qualora la quantità di materia ingurgitata dal buco nero tornasse a salire oltre certe soglie.

Molto spesso intorno alla classificazione degli AGN regna molta confusione legata essenzialmente a motivi storici legati alle scoperte dei vari oggetti celestii e alle prime suddivisioni. L'evoluzione delle scoperte e l'aumentare dei campioni osservati ha spinto verso una normalizzazione delle classificazioni e così oggi la prima distinzione è basata essenzialmente su due classi discriminate in base all'emissione radio. Si hanno così AGN silenziosi in banda radio (Radio-Quiet AGN) e AGN con emissioni radio (Radio-Loud AGN)

Radio-Quiet AGN

  • LINERs

Ancora non c'è accordo sull'appartenenza di questa categoria di oggetti alla classe degli AGN dal momento che non è sicuro il coinvolgimento del buco nero centrale. Le Low-Ionization Nuclear Emission-line Regions (LINERs) evidenziano una linea di emissione molto debole dal nucleo galattico (comunque superiore alla media), tanto da essere considerati i più deboli AGN esistenti ad oggi. Identificate negli anni Ottanta da Timothy Heckman, le LINER hanno uno spettro che si caratterizza per linee di emissione da atomi neutri o debolmente ionizzati (ossigeno) e da deboli linee provenienti da atomi maggiormente ionizzati (azoto). Le galassie che ospitano queste regioni vengono chiamate LINER galaxies e per il 75% sono galassie ellittiche o lenticolari. Meno frequentemente le regioni LINER vengono rinvenute in galassie a spirale. Il processo alla base oscilla tra due teorie che vedono l'azione del buco nero supermassiccio oppure l'onda d'urto provocata dalle regioni di formazione stellare. Osservazioni di Spitzer Space Telescope mostrano una connessione tra LINERs presenti nelle galassie a infrarosso (LIRGs - Luminous InfraRed Galaxies) e l'attività di formazione stellare, il che sembrerebbe giocare a favore della seconda teoria. 

  • Galassie di Seyfert

Si tratta  di AGN caratterizzati da linee di emissione molto intense. Le galassie di Seyfert sono tra le più comuni galassie dal nucleo attivo insieme ai quasar. Come i quasar presentano forti righe di emissione da elementi ionizzati ma contrariamente ai quasar la galassia di appartenenza è facilmente osservabile. Le galassie di Seyfert Type I mostrano linee di emissione strette e larghe, con le linee larghe a indicare velocità del gas fino a 1.000-5.000 km/s in prossimità del nucleo. Le galassie di Seyfert Type II hanno soltanto righe strette di emissione, ma comunque sempre più ampie di quelle evidenziate dalle galassie normali, a implicare una velocità del gas di circa 500 - 1.000 chilometro al secondo. Le righe sono dovute alla bassa densità delle nubi di gas a grandi distanze dal nucleo. Successivamente, le galassie di Seyfert che hanno mostrato caratteristiche intermedie alle due classi sono state suddivise in sottoclassi: una galassia di Seyfert di tipo 1.9 è quindi una galassia di Seyfert di Tipo 1 nella quale sono osservate righe larghe in H-alpha (653 nm) mentre una galassia di tipo 1.5 ha righe strette e larghe in Hbeta (486 nm). Le galassie di Seyfert rappresentano circa il 10% di tutte le galassie e sono tra gli oggetti maggiormente studiati in astronomia. Osservate nell'ottico sembrano galassie del tutto normali, ma è in altre frequenze che la caratteristica attiva appare evidente.

Le righe di emissione osservabili nello spettro possono provenire dalla superficie del disco di accrescimento oppure dalla regione centrale stessa, ma l'esatta geometria della regione non è facilmente individuabile a causa della scarsa risoluzione con la quale vengono osservati i centri galattici. Dettagli sempre più raffinati saranno sempre più disponibili nel tempo grazie alle moderne tecnologie di osservazione: un esempio è Markarian 6, galassia di Seyfert distante 263 milioni di anni luce, che a fine 2018 ha rivelato la presenza di una emissione radio molto complessa proveninte dal nucleo unitamente a strutture filamentose che, estese in via ortogonale al disco stellare, potrebbero essere resti dell'attività del nucleo stesso.

Una classe a parte è data dagli AGN "changing-look" (CLAGN): si tratta di galassie di Seyfert in evoluzione e, man mano che le osservazioni aumentano e migliorano, il loro numero cresce (arXiv, 22 Novembre 2017, Peking University). Il numero di oggetti scoperti era inferiore a 20 mentre lo studio ne ha aggiunti ben 21 in un sol colpo, andando a analizzare i dati della Sloan Digital Sky Survey (SDSS) unitamente a quelli del Large Sky Area Multi-Object Fiber Spectroscopic Telescope (LAMOST). Dei ventuno oggetti, 8 sono passati da Type 1 a Type 2, undici da Type 1 e Type 1.9 e gli altri due da Type 1 a Type 1.8. Quindici degli stessi oggetti mostrano una variazione nel medio infrarosso superiore a 0,2 magnitudini. 

  • Radio-quiet Quasars

Si tratta di una versione più luminosa delle galassie di Seyfert Type1, con una distinzione spesso arbitraria ed espressa in termini di magnitudine ottica. La loro apparenza è puntiforme, quasi stellare e proprio da qui deriva il nome di "quasar" (quasi stellar). Mostrano una emissione continua molto forte nello spettro ottico, una emissione continua nella banda X e righe di emissione strette e larghe in banda ottica. La dicitura Quasi Stellar Object (QSO) fa in genere riferimento a questa categoria di oggetti, che si trovano indifferentemente al centro di galassie ellittiche, a spirale o irregolari. Più il quasar è brillante e più la galassia ospite è massiccia. 

La scoperta dei quasar, in generale, risale agli anni Sessanta con le osservazioni multifrequenza ma fu negli anni Ottanta che, con le tecnologie più nuove, si riuscì a risolvere anche il disco di questi oggetti "quasi stellari". La regione delle righe larghe dei quasar - e la diversità delle stesse - è ancora motivo di dibattito e i modelli in voga fino a ottobre 2017 partivano da una ipotesi di simmetria nel disco che lei origina. Queste regioni -sappiamo già - sono occupate da nubi di gas caldo e ionizzato intorno ai buchi neri attivi e un nuovo modello (Nature Astronomy, Chinese Academy of Sciences, Ottobre 2017) è andato ad apportare correzioni in grado di migliorare la comprensione di queste zone, comprendendo una asimmetria nelle emissioni provenienti dalle regioni stesse. La gravità dei buchi neri accelera i gas circostanti a velocità elevatissime, il gas si riscalda e inizia a emettere luce in tutto lo spettro elettromagnetico . I gas si accendono con diverse "colorazioni", anche se non nei termini più comuni: il gas che si muove verso di noi che osserviamo tende al blu (blueshift) mentre quello che si allontana tende al rosso (redshift). Nella regione di emissione più ampia questi colori iniziano a formare una spirale, una misura della velocità delle nubi di polvere contenute nei dischi dei quasar. Questi aggregati di polvere si muovono: alcuni cozzano con gli altri e altri si fondono cambiando velocità. Alcuni potrebbero muoversi nel quasar, laddove il buco nero vive, mentre altri ruotano intorno e altri vengono invece espulsi.

Alcuni AGN, soprattutto quasar, risultano molto deboli pur avendo una luminosità migliaia di volte superiore a quella della Via Lattea. Il motivo risiede nella grande quantità di polver che le circonda e che affievolisce la luce in uscita. Si chiamano Hot Dust-Obscured Galaxies (Hot-DOGs) e la prima osservazione dettagliata in banda X è di metà 2018. Sono quasar molto attivi, con buchi neri che raggiungono i miliardi di masse solari. A metà 2018 si conoscono un migliaio di oggetti di questo tipo, tutti risalenti a circa 10 miliardi di anni fa, un periodo molto favorevole ai quasar.

  • Quasar 2s

Si tratta di oggetti simili ai quasar ma che non presentano una forte emissione continua nell'ottico né righe larghe di emissione. Si tratta di oggetti molto rari. 

Radio-loud AGN

Gli oggetti di questo tipo rientrano nella vasta categoria delle radiosorgenti e vengono suddivisi nelle seguenti classi.

  • Radio-loud Quasars

Si tratta di quasar esattamente uguali a quelli visti nella suddivisione radio-quiet, con l'aggiunta di emissione radio proveniente da getti. Mostrano quindi una forte emissione continua nell'ottico con righe di emissione larghe e strette, una forte emissione X e una emissione radio molto estesa. Il quasar con la più brillante emissione radio ad oggi risale a un universo di più di 13 miliardi di anni fa, è chiamato PSO J352.4034-15.3373 e deve la sua estrema luminosità al getto relativistico di plasma. Il quasar più attivo vede il proprio buco nero divorare una massa solare ogni due giorni e si trova invece a 12 miliardi di anni luce di distanza. La sua crescita è dell'1% ogni milione di anni.

  • Blazars o BL Lac Objects

Si tratta di oggetti con rapide variazioni, emissione ottica polarizzata ed emissioni in banda X e radio. Non presentano righe di emissione nella banda ottica quindi il redshift di questi oggetti può essere determinato esclusivamente tramite lo spettro della galassia di appartenenza. Le righe di emissione risentono della variabilità dell'oggetto e in genere riescono ad essere visibili soltanto nei punti di minor emissione variabile. La parte variabile dovrebbe essere legata all'orientamento dei getti rispetto alla linea di vista.

Anche qui si è in presenza di fenomeni estremamente violenti e in genere si opera una distinzione tra quasar ottivi altamente variabili (OVV) e oggetti di tipo BL Lacertae (BL Lac), con il nome blazar derivante proprio dall'unione tra BL e quasar sebbene esistano categorie intermedie. In base alle proprietà ottiche si è soliti individuare anche i flat-spectrum radio quasars (FSRQs), con righe di emissione larghe in banda ottica I blazar sono studiati anche per misurare gli effetti relativistici espressi nella Relatività Speciale di Einstein: i getti di plasma si muovono a velocità nette che arrivano anche al 99% della velocità della luce e l'osservazione dalla Terra può essere resa complicata dal momento che il getto proveniente dal blazar con direzione Terra appare più luminoso e vira verso il blu a causa dell'effetto Doppler, mentre il getto che si allontana dalla Terra vira verso il rosso e sembra meno luminoso, anche se in effetti i due getti sono identici visti dal blazar che li emette. All'inizio, molti blazar furono scambiati per stelle variabili anche se il loro periodo di variabilità è del tutto indipendente da qualsiasi modello.
Alcuni dei Blazar identificati sono BL Lacertae nella costellazione della Lucertola, controparte ottica di una radiosorgente distante 90 milioni di anni luce, Markarian 421 nella costellazione dell'Orsa Maggiore, OJ 287 nella costellazione del Cancro, OJ 279 nella Vergine. L'emissione dei blazar è dominata dalla radiazione che proviene da uno dei getti prodotti, puntato verso l'osservatore. L'allineamento amplifica il flusso osservato con un aumento Doppler delle frequenze e una contrazione dei tempi scala di variabilità e proprio un effetto simile è stato osservato in un eccezionale outburst del blazar Cta 102, in grado di aumentare di sei magnitudini il flusso minimo registrato fino alla seconda metà del 2016. Il getto ha presentato una emissione esaltata a diverse frequenze in tempi diversi, assumendo un movimento sinuoso e disomogeneo che ha fin da subito attratto gli scienziati e molti telescopi a diverse frequenze. Cta 102 è stato definito il blazar più brillante mai osservato e il getto dovrebbe aver forma curva, con radiazioni emesse a diverse frequenze da regioni diverse. Il burst sarebbe il risultato di un eccezionale allineamento, avvenuto 8 miliardi di anni fa, della regione a emissione ottica (Nature, INAF, Dicembre 2017). 

blazar sono le sorgenti gamma più numerose tra quelle extragalattiche. Un esempio è Markarian 501, distante 456 milioni di anni luce e blazar di tipo BL Lac. E' uno dei più vicini a noi e per questo soggetto a numerose osservazioni soprattutto a opera del Large Area Telescope a bordo di Fermi Gamma Ray Space Telescope della NASA. I dati presi tra agosto 2008 e giugno 2018 hanno evidenziato delle oscillazioni ritmiche nelle emissioni gamma, un segnale quasi periodico (QPOQuasi Periodic Oscillation) con periodicità intorno ai 332 giorni con decadimento durante gli anni più recenti. L'oscillazione è rimasta presente per circa undici anni prima di divenire meno evidente e più debole. Finora sono pochissimi i blazar ad aver evidenziato oscillazioni per più di cinque anni quindi si potrebbe essere di fronte a un oggetto raro con alte frequenze in periodi durati più di sette anni. A giustificare l'emissione possono concorrere diversi processi che prendono in causa sistemi binari di buchi neri, precessione dei getti e disco di accrescimento sottoposto a forze gravitazionali forti.

 

  • Radiogalassie

GRG J1301+5105 osservato da LoTSS-PDR. CreditMacario e Andemach, 2017
GRG J1301+5105 osservato da LoTSS-PDR.
Credit Macario e Andemach, 2017

Le radiogalassie mostrano una emissione radio dal nucleo e dai getti, con il resto delle proprietà del tutto eterogenee. In linea generale possono esser suddivise a loro volta in radiogalassie a basso o alto livello di eccitazione: nel primo caso non sono presenti forti righe di emissione e quelle che ci sono devono quindi essere alimentate da processi di diverso tipo. L'emissione X e ottica è consistente con una emissione interamente proveniente dai getti. Le radiogalassie ad alto livello di eccitazione presentano righe di emissione simili a quelle delle galassie di Seyfert di tipo 2. Solitamente le radiogalassie si trovano al centro di galassie ellittiche.

Una categoria a parte è data dalle Giant Radio Galaxies (GRGs), radiogalassie il cui diametro supera i 6.5 milioni di anni luce e decisamente rare nell'universo benché molto importanti per lo studio della formazione e dell'evoluzione delle radiosorgenti. La più grande tra queste GRG è stata scoperta dal Giant Metrewave Radio Telescope (GMRT) nel 2017 e misura 7 milioni di anni luce con una età stimata in 20 milioni di anni. 

Caratteristiche degli AGN
Tipo Nucleo Attivo Righe strette Righe larghe Raggi X UV Far IR Radio Getti Variabile Radio loud
Normale No Deboli No Debole No No No No No No
LINER ? Deboli Deboli Deboli No No No No No No
Seyfert I Si Si Si A volte A volte Si Poco No Si No
Seyfert II Si Si No A volte A volte Si Poco No Si No
Quasar Si Si Si A volte Si Si A volte A volte Si A volte
Blazar Si No A volte Si Si No Si Si Si Si
BL Lac Si Si Raro Si Si No Si Si Si Si
OVV Si No > BL Lac Si Si No Si Si Si Si
Radiogalassia Si A volte A volte A volte A volte Si Si Si Si Si

 

Ultimo aggiornamento del: 04/10/2018 14:31:37

L'unificazione degli AGN

Le diverse proprietà che sono state elencate finora possono derivare da processi diversi, attivi nelle galassie, oppure da inclinazioni differenti degli oggetti rispetto al nostro punto di vista. In tal caso si cerca una unificazione delle classi

Le diverse proprietà che sono state viste finora potrebbero derivare esclusivamente da differenti prospettive e poco più. In virtù di questo pensiero si è provveduto a creare modelli unificatii basati sull'orientamento degli AGN, anche se l'unificazione stessa è ancora sottoposta a test osservativi al fine di verificarne la realtà. 

Unificazione "radio-quit"

Il modello unificato indica nelle galassie di Seyfert Type I quelle galassie delle quali è possibile avere visione diretta del nucleo attivo mentre indica nelle galassie di Seyfert Type II quelle il cui nucleo è osservato attraverso strutture di polvere e gas in grado di oscurarne la visione diretta, creando righe di emissione o emissione X soft. Le due tipologie potrebbero quindi essere riconducibili allo stesso identico oggetto visto, però, sotto diverse angolazioni, con un toro di materiale che, visto da sopra, non interferisce con la radiazione dal nucleo e che invece, visto lateralmente, la va a coprire. Al di fuori del toro c'è materiale che può deviare l'emissione nucleare verso la nostra linea di vista consentendoci di osservare radiazione continua in ottico e in banda X. Anche l'emissione infrarossa è spiegabile con l'assorbimento e la riemissione della radiazione da parte del toro. Sulla base di questa unificazione, a lungo gli astronomi hanno preferito studiare le galassie di Seyfert II trascurando le Type I a causa della luminosità eccessiva pensando di studiare lo stesso oggetto a parte l'inclinazione. Questo modello unificato è stato però messo in discussione in un lavoro apparso su Nature del 28 settembre 2017 a firma della University of Maryland, secondo il quale a caratterizzare la luminosità sarebbe il tasso di accrescimento del buco nero centrale e il conseguente rilascio di energia. In realtà il modello unificato non riusciva a spiegare tutte le differenze osservate nello spettro delle diverse tipologie mentre la nuova analisi dei dati X forniti da Swift Burst Alert Telescope ha portato a tener presente un nuovo processo. Sono state così studiati 836 AGN nello spettro X duro per misurare la massa e il tasso di crescita dei nuclei centrali, con l'aiuto di ben dodici telescopi terrestri. Il progetto è iniziato nel 2009 e ha coinvolto più di 40 ricercatori in tutto il mondo. Sulla base dei risultati, occorre quindi riprendere lo studio di tutti gli AGN per giungere a modelli sempre migliori senza limitarsi alle Seyfert II. 

Unificazione "radio-loud"

Secondo il modello, i radio-loud quasar possono essere unificati con le radiogalassie con righe strette di emissione esattamente come sono state unificate le galassie di Seyfert. Testimonianza a favore dell'unificazione è offerta dalla struttura radio a larga scala di questi oggetti e anche la radiazione X si sposa bene con l'idea. Le radiogalassie mostrano le prove di un assorbimento da parte di un toro, cosa che invece manca nei quasar. Quando l'angolo di vista è molto piccolo rispetto alla linea di vista, allora l'osservazione è dominata dai getti relativistici e quel che vediamo sono diverse tipologie di blazar.

Il toro rotante di polvere intorno a un buco nero supermassiccio è stato osservato direttamente per la prima volta grazie ad ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) a inizio 2018 sebbene la teoria lo indicasse come reale già da decenni. L'osservazione può dire molto riguardo il legame di crescita tra buco nero e galassia visto che intuitivamente maggiore è la dimensione di uno e maggiore sarà la dimensione dell'altro, ma in realtà la diversità di massa è notevole. Oggetto di osservazione è stato il centro di M 77, una galassia dal nucleo attivo: le immagini sono riuscite a risolvere una struttura gassosa e compatta con un raggio di 20 anni luce e questa struttura ruota intorno al buco nero, come atteso dall'Unified Model of AGN. La chiave di volta è stata la selezione dell'emissione molecolare, osservando l'emissione a microonde delle molecole di HCN e di HCO+, che emettono soltanto in gas denso.  Il toro sembra avere una asimmetria mentre la rotazione non va a seguire la gravità del buco nero in maniera fedele, contenendo anche una componente di moto randomico. Questo indica una violenta storia per l'AGN, fatta probabilmente di fusione con galassie minori. 

Regione centrale della galassia M 77 ripresa da ALMA. Credit HST in dati ottici, ALMA
Regione centrale della galassia M 77 ripresa da ALMA. Credit HST in dati ottici, ALMA

L'osservazione non spiega, comunque, come possa la polvere disporsi intorno alla zona centrale e rimanervi, ma a questo ha risposto SOFIA attraverso osservazioni della polarizzazione infrarossa proveniente dal centro di Cygnus A e dovuta al toro. Sono proprio i forti campi magnetici a costringere la polvere a orbitare in modo molto stretto intorno al centro della galassia fornendo così al buco nero la possibilità di alimentarsi in maniera continua (Leggi di più).

Ultimo aggiornamento del: 17/10/2018 17:45:30