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Índice: Agujeros negros supermasivos Agujeros negros supermasivos Formación de jets relativistas Formación de jets relativistas Modelo estándar de jet.

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1 Índice: Agujeros negros supermasivos Agujeros negros supermasivos Formación de jets relativistas Formación de jets relativistas Modelo estándar de jet relativista Modelo estándar de jet relativista Motor central y jets en AGN Cursos de Verano 2003 Universidad de Alcalá José L. Gómez Instituto de Astrofísica de Andalucía (CSIC) Institut dEstudis Espacials de Catalunya/CSIC

2 Agujeros negros supermasivos Los AGN son los objetos que emiten la mayor cantidad de energía (10 48 erg/s), de manera continuada, conocidos en el universo. Cual es la fuente de esta enorme cantidad de energía? Se piensa que proviene del acrecimiento de material en torno a agujeros negros supermasivos. Evidencias indirectas: Luminosidad Luminosidad. Emiten mas de 100 veces la energía de las estrellas de la galaxia, y lo hacen durante muchos millones de años. Compacidad Compacidad. Presentan variabilidad en escalas de horas, incluso minutos. Esto supone un tamaño muy pequeño. Argumentos de causalidad, dado que no se puede transmitir información a mayor velocidad que la luz, implican que el tamaño máximo del motor central debe ser 10 horas luz Sistema Solar.

3 Agujeros negros supermasivos Evidencias indirectas: Espectro Espectro. Emiten en todo el espectro electromagnético, desde longitudes de onda de radio hasta rayos, es decir un factor en longitud de onda. Líneas de emisión Líneas de emisión. Estas muestran velocidades para la región de emisión de líneas anchas (BLR) de más de 5000 km/s. Se necesita un enorme pozo de potencial para producir estas velocidades. Velocidades relativistas Velocidades relativistas. Las observaciones radio muestran jets con plasma viajando a velocidades muy cercanas (~ 99.9%) a la de la luz. Es difícil imaginar mecanismos capaces de acelerar plasma a estas velocidades que no impliquen pozos de potencial relativistas. Ensanchamiento relativista de líneas Ensanchamiento relativista de líneas. Líneas en emisión Fe K α presentan enormes ensanchamientos, en algunos casos del orden de 0.3 c, así como alas asimétricas características del movimiento de gas en un disco de acrecimiento de velocidades relativas. Ala desplazada hacia el rojo

4 Agujeros negros supermasivos Imagen H Máseres H 2 O NGC 4258 NGC 4258 presenta máseres de H 2 O observables con el VLBA. Estos presentan movimientos siguiendo una órbita perfectamente Kepleriana A partir de estas velocidades es posible determinar el pozo de potencial necesario, obteniéndose una masa de M o Máseres desplazados al rojo Máseres desplazados al azul Miyoshi et al. (1998)

5 Agujeros negros supermasivos centro galáctico Observaciones VLBI a una longitud de onda de 1.4 mm han permitido determinar que el tamaño de la región de emisión radio (Sgr A*) en el centro galáctico es de 0.8 UA. En el infrarrojo, a una longitud de onda de 2.2 μm, se han observado movimiento de estrellas en torno a Sgr A* con velocidades de hasta 1,600 km/s. Eckart y Genzel (1997) Estas medidas permiten estimar que la masa requerida para producir estos movimientos orbitales es de M o, y que ademas está confinada en un tamaño del orden de 1 UA.

6 Agujeros negros supermasivos Centaurus A es una de las radio fuentes más brillantes y cercanas, situada a tan solo 3 Mpc VLA 6 cm Optico HST Rayos X, Chandra Composición multifrecuencia

7 Agujeros negros supermasivos Centaurus A es una de las radio fuentes más brillantes y cercanas, situada a tan solo 3 Mpc El espectro obtenido con el VLT muestra una alta dispersión, indicativa de la existencia de rápidos movimientos en torno a un objeto central muy masivo De las curvas de rotación se deduce una masa para el agujero negro central de M o

8 Agujeros negros supermasivos Observaciones de M87 con el HST muestran velocidades de rotación correspondientes a un agujero negro de M o

9 Agujeros negros supermasivos Desarrollo histórico 1795:Laplace sugirió la posibilidad de que existieran objetos tan masivos que ni siquiera la luz pudiese escapar 1915:Einstein publica la teoria de la relatividad general 1915:Schwarzschild obtiene las soluciones a las ecuaciones de Einstein 1931:Chandrasekhar postula que las estrellas masivas pueden implosionar 1963:Kerr obtiene las soluciones para agujeros negros en rotación 1968:Wheeler acuña el nombre de agujero negro

10 Agujeros negros supermasivos La solución de Schwarzschild la gravedad curva el espacio- tiempo El concepto básico para entender la física de un agujero negro se basa en que la gravedad curva el espacio- tiempo, y esta curvatura es mayor cuanto mayor es la masa. La solución de Schwarzschild a las ecuaciones de Einstein ( c =1, G =1) Para un observador en reposo, el tiempo propio viene dado por r s =2M, o radio de Schwarzschild Esta ecuación nos dice que los relojes van más lentos cerca de una gran masa, pero ademas para r s =2M, o radio de Schwarzschild el tiempo propio no está definido.

11 Agujeros negros supermasivos La solución de Schwarzschild Este radio se obtiene también si igualamos la velocidad de escape clásica a la de la luz De hecho, la métrica de Schwarzschild establece que la velocidad radial de una partícula es Y por tanto partícula que se acerque al radio de Schwarzschild se moverá a la velocidad de la luz Es decir, un observador en reposo verá que una partícula que se acerque al radio de Schwarzschild se moverá a la velocidad de la luz, independientemente de su momento angular específico l.

12 Agujeros negros supermasivos La solución de Schwarzschild corrimiento al rojo gravitatorio Pero además, la ralentización del tiempo en un espacio curvado por gravedad da lugar al corrimiento al rojo gravitatorio. Un observador en reposo vería que una nave espacial que se acerque a un agujero negro aumentaría su velocidad hasta hacerse igual a la de la luz, y en el momento de llegar al horizonte de sucesos su imagen se quedaría congelada. horizonte de sucesos La longitud de onda del fotón se hace mayor a medida que nos acercamos al radio de Schwarzschild, conocido también como horizonte de sucesos, llegando a hacerse infinita a esta distancia. Para r=r s los fotones se quedan congelados, según vistos por un observador en reposo.

13 Agujeros negros supermasivos La solución de Kerr agujero negro está completamente aislado del Universo exterior Dado que ni siquiera la luz puede escapar del horizonte de sucesos, el agujero negro está completamente aislado del Universo exterior. Un agujero negro viene caracterizado únicamente por tres parámetros: M (masa), J (momento angular), y Q (carga). agujero negro en rotación viene dado por la métrica de Kerr Un agujero negro en rotación viene dado por la métrica de Kerr, y está caracterizado por Siendo a =J/M, y por tanto recuperamos la solución de Schwarzschild para a =0. visible Nótese que para a>1 (J>M) se tendría r + <0, y la singularidad estaría fuera del horizonte de sucesos, visible al Universo exterior. los agujeros negros no tiene pelos conjetura de censura cosmica Nada lo impide, excepto el principio basado en los agujeros negros no tiene pelos, establecido por Roger Penrose. Tambien expresado como conjetura de censura cosmica, o no puede haber singularidades desnudas.

14 Agujeros negros supermasivos La solución de Kerr agujero negro está completamente aislado del Universo exterior Dado que ni siquiera la luz puede escapar del horizonte de sucesos, el agujero negro está completamente aislado del Universo exterior. Un agujero negro viene caracterizado únicamente por tres parámetros: M (masa), J (momento angular), y Q (carga). agujero negro en rotación viene dado por la métrica de Kerr Un agujero negro en rotación viene dado por la métrica de Kerr, y está caracterizado por Siendo a =J/M, y por tanto recuperamos la solución de Schwarzschild para a =0. θ r+r+ roro En la ergosfera, r +

15 Agujeros negros supermasivos Como veríamos un agujero negro? Disco de acrecimiento visto con un ángulo de inclinación de 60° Ángulo de inclinación de 10° Cash et al. (2003)

16 ©Steffen

17 Formación de jets relativistas Mecanismo de Blandford y Payne: Líneas de campo magnético ancladas en el disco de acrecimiento extraen material de las regiones más internas del disco, siendo eyectadas a lo largo del eje de rotación del agujero negro.

18 Formación de jets relativistas Simulaciones relativistas MHD en relatividad general (Koide et al. 1997, 2000) muestran la formación de un jet a partir del acrecimiento en torno a un agujero negro en rápida rotación, a =0.95 Simulaciones numéricas Se genera un jet más interno generado por la alta presión interna, rodeado de un jet externo más rápido producido por la presión del campo magnético. Un onda de Alfvén extrae energía de la ergosfera a costa del momento angular del agujero negro. Primeras simulaciones capaces sólo de estudiar varios periodos de rotación del disco, obteniéndose jets medianamente relativistas (0.4 c ).

19 Formación de jets relativistas Relación Disco – Jet: Dado que los jets son alimentados a partir de material del disco de acrecimiento, debe existir una relación entre la emisión del disco y jet Disco interno emite en rayos X Jet emite fundamentalmente en radio Observaciones simultáneas a longitudes de onda de radio y rayos X deben proporcionar información sobre la posible correlación en la emisión

20 Formación de jets relativistas Radiogalaxia 3C120 Potente emisor de energía en todo el espectro electromagnético, generada por acrecimiento en torno a un agujero negro de M o Está situada a una distancia de 150 Mpc (z=0.003), por lo que es una fuente relativamente cercana lo que permite observaciones de alta resolución lineal (< 0.1 pc) Posee una intensa línea de emisión en Fe (6.4 kev) con ensanchamientos. Por tanto, la mayor parte de la emisión en rayos X proviene del disco. Emisión radio del jet

21 Formación de jets relativistas Radiogalaxia 3C120 RXTE Observaciones semanales con el satélite RXTE durante varios años Michigan & Metsähovi Seguimiento mensual de la emisión y estructura (VLBA) en radio Mínimos en rayos X debidos a la desaparición de parte del disco interno. Estos producen un aplanamiento en el espectro debido a que la emisión en rayos X pasa a estar dominada por la corona, con un espectro mas plano. Marscher et al. (2002)

22 Formación de jets relativistas Radiogalaxia 3C120 Observaciones semanales con el satélite RXTE durante varios años Michigan & Metsähovi Seguimiento mensual de la emisión y estructura (VLBA) en radio RXTE Mínimos en rayos X vienen seguidos de la aparición de nuevas regiones de emisión (componentes) en el jet con un retraso de años. El material que forma estas componentes corresponde al que estaba en el disco y no es engullido por el agujero negro. Marscher et al. (2002)

23 Formación de jets relativistas Radiogalaxia 3C120 Observaciones semanales con el satélite RXTE durante varios años Seguimiento mensual de la emisión y estructura (VLBA) en radio Mínimos en rayos X vienen seguidos de la aparición de nuevas regiones de emisión (componentes) en el jet con un retraso de años. El material que forma estas componentes corresponde al que estaba en el disco y no es engullido por el agujero negro. Marscher et al. (2002)

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25 Formación de jets relativistas M87 – Colimación del jet Fue el primer jet observado (1917 por Herber D. Curtis), extendiéndose hasta unos 10,000 años-luz. Se encuentra a tan solo 15 Mpc, y posee uno de los agujeros negros más masivos ( M o ). Esto permite alcanzar la mejor resolución lineal en términos de R s.

26 Formación de jets relativistas M87 – Colimación del jet Fue el primer jet observado (1917 por Herber D. Curtis), extendiéndose hasta unos 10,000 años-luz. Se encuentra a tan solo 15 Mpc, y posee uno de los agujeros negros más masivos ( M o ). Esto permite alcanzar la mejor resolución lineal en términos de R s. Observaciones de VLBI a 7 mm proporcionan una resolución de 100 μas, unos 10 R s para M87. Esto ha permitido determinar que la colimación tiene lugar en los primeros R s y se extiende hasta 1000 R s. Junor, Biretta & Livio 1999

27 Formación de jets relativistas M87 – Colimación del jet Fue el primer jet observado (1917 por Herber D. Curtis), extendiéndose hasta unos 10,000 años-luz. Se encuentra a tan solo 15 Mpc, y posee uno de los agujeros negros más masivos ( M o ). Esto permite alcanzar la mejor resolución lineal en términos de R s. Observaciones de VLBI a 7 mm proporcionan una resolución de 100 μas, unos 10 R s para M87. Esto ha permitido determinar que la colimación tiene lugar en los primeros R s y se extiende hasta 1000 R s. Colimación en otras fuentes Centaurus A: Se encuentra a 3.4 Mpc y posee un agujero negro de M o. Con el VLBA a 1.3 cm se obtiene una resolución de 300 μas o unos 1000 R s. Se necesita un incremento en resolución hasta 100 μas. Radiogalaxia 3C120: Se encuentra a 156 Mpc y posee un agujero negro de M o. Con el VLBA a 7 mm se obtiene una resolución de 150μas o unos R s. Se necesita un incremento en resolución hasta 4 μas.

28 Formación de jets relativistas Colimación en otras fuentes Centaurus A: Se encuentra a 3.4 Mpc y posee un agujero negro de M o. Con el VLBA a 1.3 cm se obtiene una resolución de 300 μas o unos 1000 R s. Se necesita un incremento en resolución hasta 100 μas. Radiogalaxia 3C120: Se encuentra a 156 Mpc y posee un agujero negro de M o. Con el VLBA a 7 mm se obtiene una resolución de 150μas o unos R s. Se necesita un incremento en resolución hasta 4 μas. RadioastronARISE Las misiones de interferometría espacial Radioastron y ARISE proporcionarán una resolución de 10 μas, por tanto permitiendo determinar las escalas de colimación para fuentes situadas a una distancia 100 Mpc y con un agujero negro de masa 10 8 M o.

29 Modelo estándar de jet relativista Jet Relativistas en AGN Originados del acrecimiento de materia en torno a agujeros negros supermasivos relativistas Están formados por plasma (pares electrón+positrón o electrón+protón) con energía interna y velocidades relativistas Campo magnético arrastrado del disco probablemente colima y acelera el plasma

30 Modelo estándar de jet relativista Jet Relativistas en AGN Emisión no-térmica Emisión no-térmica producida por procesos sincrotrón e inverso Compton Sincrotrón Sincrotrón es el responsable de la emisión a longitudes de onda de radio inverso Compton A más altas energías (óptico, rayos X) hay una fuerte componente sincrotrón, pero el inverso Compton también puede jugar un papel importante SSC En los modelos SSC los fotones que producen el inverso Compton se asume que provienen del propio jet, de ahí el nombre de Synchrotron Self Compton EC En el modelo EC (External Compton) estos fotones provienen de la corona que rodea al agujero negro (son externos al jet) Ghisellini & Maraschi 1996 Espectro del cuásar 3C 279

31 Modelo estándar de jet relativista Jet Relativistas en AGN Emisión no-térmica Emisión no-térmica producida por procesos sincrotrón e inverso Compton Sincrotrón Sincrotrón es el responsable de la emisión a longitudes de onda de radio inverso Compton A más altas energías (óptico, rayos X) hay una fuerte componente sincrotrón, pero el inverso Compton también puede jugar un papel importante SSC En los modelos SSC los fotones que producen el inverso Compton se asume que provienen del propio jet, de ahí el nombre de Synchrotron Self Compton EC En el modelo EC (External Compton) estos fotones provienen de la corona que rodea al agujero negro (son externos al jet) M87 a diferentes frecuencias Recientes observaciones en rayos X con Chandra muestran que esta puede ser sincrotrón, aunque otros autores sugieren lo contrario. Radio (VLA) Óptico (HST) Rayos X (Chandra) Marshall et al. (2002)

32 Modelo estándar de jet relativista Jet Relativistas en AGN Mantienen una increíble colimación, con una ángulo de apertura fijo de varios grados, terminando en una fuerte interacción (hot spots) con el medio externo inter galáctico. 3C353 Evolución a lo largo del jet Presenta perdidas de energía a lo largo del mismo debido a: Expansión adiabática La conservación del flujo magnético nos permite estimar la evolución del campo a lo largo del jet

33 Modelo estándar de jet relativista Expansión adiabática Podemos estimar la evolución de la energía de los electrones a lo largo del jet partiendo de una distribución potencial de la forma: conservación del número de partículas De esta manera, la conservación del número de partículas supone Tomando los valores entre los radios r 0 (con N 00 y E min,0 ) y r tenemos Considerando que la expansión es adiabática y tenemos una ecuación de estado ultrarelativista tenemos que y por tanto

34 Modelo estándar de jet relativista Expansión adiabática Considerando que la expansión es adiabática y tenemos una ecuación de estado ultrarelativista tenemos que y por tanto Tiempo Las pérdidas de energía por expansión adiabática no dependen de la energía de los electrones. La distribución potencial de energías solo se desplaza hacia energías menores

35 Modelo estándar de jet relativista Perdidas por emisión La mayor parte de la radiación sincrotrón de los electrones relativistas se produce a la frecuencia Es decir, los electrones de mayor energía emiten a frecuencias mayores. Por lo que los electrones de mayor energía emiten más, y por tanto pierden energía a un ritmo mayor Además, la energía emitida por radiación sincrotrón viene dada por ( =0) ( =2) ( =4)

36 Modelo estándar de jet relativista Perdidas de energía debidas a la expansión adiabática y emisión sincrotrón Evolución a lo largo del jet Enfriamiento del jet Rayos X Óptico Radio Esta perdida de energía es la responsable de que solo unos pocos jets sean observables en el óptico.

37 Modelo estándar de jet relativista Efectos relativistas velocidades cercanas a la de la luz El plasma del jet viaja a velocidades cercanas a la de la luz, y por tanto se ve afectado por diversos efectos relativistas: Aberración de la luz La transformación de velocidades entre los sistemas K y K viene dado por Si tomamos u = c tendremos las leyes de transformación para la luz KK v θ u x y y x θ u aberración de la luz O ecuaciones de la aberración de la luz

38 Modelo estándar de jet relativista Efectos relativistas velocidades cercanas a la de la luz El plasma del jet viaja a velocidades cercanas a la de la luz, y por tanto se ve afectado por diversos efectos relativistas: Aberración de la luz Tomemos un fotón emitido en un ángulo de 90° en el sistema propio K, es decir, con θ= π /2, tendremos Para una fuente que emite isotrópicamente en el sistema propio K y se mueve con una velocidad γ respecto del observador en K, en éste sistema la emisión se concentra dentro de un ángulo θ=1/γ. Si viajas cerca de la velocidad de la luz el Uiverso se concentra en un cono de ángulo 1/γ. Para velocidades altas γ>>1, y θ se hace muy pequeño, de modo que KK v x y y x

39 Modelo estándar de jet relativista Efectos relativistas velocidades cercanas a la de la luz El plasma del jet viaja a velocidades cercanas a la de la luz, y por tanto se ve afectado por diversos efectos relativistas: Efecto Doppler θ v1 2 Consideremos una fuente que emite un periodo de radiación mientras se mueve entre los puntos 1 y 2. Si la frecuencia en el sistema propio es ω, entonces el tiempo necesario para recorrer la distancia entre 1 y 2 en el sistema del observador viene dado por el efecto de dilatación del tiempo La diferencia en los tiempos de llegada Δt A de la radiación emitida en 1 y 2 será igual a Δt menos el tiempo que tarda la radiación en recorrer la distancia Por tanto la frecuencia medida por el observador es

40 Modelo estándar de jet relativista Efectos relativistas Contracción de Lorentz + Aberración de la luz + Doppler (retrasos temporales) Desde dentro

41 Modelo estándar de jet relativista Efectos relativistas velocidades cercanas a la de la luz El plasma del jet viaja a velocidades cercanas a la de la luz, y por tanto se ve afectado por diversos efectos relativistas: Invariantes Lorentz: De la invariancia Lorentz de la densidad de partículas en el espacio de fases se tiene que reforzamiento Doppler (Doppler boosting) Si sumamos la aberración de la luz y el aumento de emisión tenemos el llamado reforzamiento Doppler (Doppler boosting) Desde el punto de vista del obserador, la emisión aumenta en un factor δ 3 y se concentra en un ángulo 1/ γ Por tanto, la intensidad medida por el observador, I ν, estará relacionada con la emitida en el sistema propio del jet, I ν por

42 Modelo estándar de jet relativista Efectos relativistas velocidades cercanas a la de la luz El plasma del jet viaja a velocidades cercanas a la de la luz, y por tanto se ve afectado por diversos efectos relativistas: Razones de flujos para el jet y contrajet Esta vendrá dada por θ Siendo α el índice espectral de la fuente ( ). Por ejemplo, para γ=5 ( =0.9798), α=0.6, y θ=30° se tiene

43 Agujeros negros supermasivos Como veríamos un agujero negro? Disco de acrecimiento visto con un ángulo de inclinación de 60° Ángulo de inclinación de 10° Cash et al. (2003)


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