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Nuclei galattici attivi e quasar

Supermassicce buchi neri che inghiottono materia, outflow e impatto sulla formazione stellare

Vieni dei fenomeni più luminosi e dinamici dell'Universo si manifestano quando supermassicce buchi neri (SMJS) nei centri delle galassie inghiottono gas. In questi cosiddetti nuclei galattici attivi (AGN) grandi quantità di energia gravitazionale si trasformano in radiazione elettromagnetica, spesso sovrastando l'intera galassia. La maggior parte della scala di luminosità è occupata dai quasar, AGN abbaglianti visibili a distanze cosmiche. Questi periodi intensi di "alimentazione" del buco nero possono generare potenti outflow – dovuti alla pressione di radiazione, ai venti o ai getti relativistici, che riorganizzano il gas all'interno della galassia e possono persino sopprimere la formazione stellare. In questo articolo discuteremo come gli SMJS alimentano l'attività AGN, quali sono le caratteristiche osservabili e la classificazione dei quasar e quanto sia importante il "feedback" che collega la crescita del buco nero al futuro della galassia.

1. Cosa sono i nuclei galattici attivi

1.1 Motori centrali: buchi neri supermassicci

Al centro di un nucleo galattico attivo si trova un buco nero supermassiccio con massa che può variare da alcuni milioni a miliardi di masse solari. Questi buchi neri risiedono nei nuclei o ammassi galattici. In condizioni normali di basso accrescimento, rimangono relativamente quiescenti. La fase AGN inizia quando abbastanza gas o polvere fluisce verso l'interno – accrescendo il buco nero – formando un disco di accrescimento rotante che emette una grande quantità di radiazione nello spettro elettromagnetico [1, 2].

1.2 Classi di AGN e caratteristiche osservate

Gli AGN mostrano diverse manifestazioni esterne:

  • Galassie Seyfert: Attività nucleare di luminosità media nelle galassie a spirale, con linee di emissione brillanti da nubi di gas ionizzato.
  • Quasar (QSO): Gli AGN più luminosi, spesso dominanti rispetto alla luminosità totale della galassia, facilmente osservabili a distanze cosmiche.
  • Galassie radio / blazar: AGN caratterizzati da potenti getti radio o emissione fortemente beamed verso di noi.

Nonostante le evidenti differenze, queste classi riflettono più le caratteristiche di luminosità, angolo di visione e ambiente, piuttosto che motori fondamentalmente diversi [3].

1.3 Modello unificato

Il vasto “modello unificato” presuppone una SMJS centrale e un disco di accrescimento circondato da una regione delle linee larghe (PLS) con nubi ad alta velocità e un toro polveroso. L'emissione osservata (tipo 1 o tipo 2) dipende dall'orientamento e dalla geometria del toro. Le differenze di massa tra la sorgente luminosa o il buco nero possono spostare gli AGN da Seyfert a bassa luminosità a quasar luminosi [4].

2. Il processo di accrescimento

2.1 Dischi di accrescimento e luminosità

Quando la materia cade nel pozzo gravitazionale profondo di una SMJS, si forma un sottile disco di accrescimento in cui l'energia potenziale gravitazionale si trasforma in calore e luce. Nel modello classico del disco Shakura-Sunyaev, l'emissione può essere elevata, talvolta raggiungendo il limite di Eddington:

LEdd ≈ 1.3×1038 (MBH / M⊙) erg s-1

se il buco nero si accresce al limite di Eddington, la sua massa può raddoppiare in ~108 anni. I quasar generalmente raggiungono o superano una frazione della luminosità di Eddington, spiegando la loro luminosità eccezionale [5, 6].

2.2 "Alimentazione" dei SMBH

I processi galattici devono trasportare il gas da scale di kiloparsec fino alle regioni sub-parsec intorno al buco nero:

  • Juostų valdomi srautai – vidinės juostos ar spiralinės vijų struktūros gali iš lėto (sekuliariai) perimti dujų kampinį momentą ir jas atgabenti į vidų.
  • Sąveikos ir susijungimai – didesniu smurtu dideli ar maži susijungimai greitai tiekia gausius dujų kiekius į branduolį, įžiebia kvazaro stadijas.
  • Aušimo tėkmės – turtinguose spiečių centruose auštančios spiečiaus dujos gali tekėti į galaktikos centrą, maitindamos juodąją skylę.

Priartėjus prie juodosios skylės, vietinės nestabilumos, smūgiai ir klampumas toliau lemia medžiagos patekimą į galutinį akrecinį diską [7].

3. Quasar: i più luminosi AGB

3.1 Scoperta storica

I quasar (inglese “quasi-stellar objects”) furono riconosciuti negli anni '60 come sorgenti puntiformi ma con un grande redshift, indicando un'enorme luminosità. Presto si capì che erano nuclei galattici in cui il buco nero inghiotte gas così intensamente da essere visibili anche a miliardi di anni luce, diventando così importanti indicatori per lo studio dell'Universo primordiale.

3.2 Radiazione multi-banda

L'enorme luminosità dei quasar copre radio (se ci sono getti), infrarossi (polvere nei torus), ottico/UV (spettro del disco di accrescimento) e raggi X (corona del disco, getti relativistici). Negli spettri sono generalmente presenti forti ampie linee di emissione da nubi ad alta velocità vicino al buco nero e forse linee strette da gas più lontano [8].

3.3 Significato cosmologico

La quantità di quasar spesso raggiunge un massimo intorno a z ∼ 2–3, il periodo in cui le galassie si formavano attivamente. Essi segnano la crescita precoce dei buchi neri supermassicci nella storia cosmica. Gli studi sulle linee di assorbimento dei quasar rivelano anche il gas intermedio e la struttura del mezzo intergalattico.

4. Getti e feedback

4.1 Venti e getti indotti dagli AGB

I dischi di accrescimento generano una forte pressione di radiazione o campi magnetici, da cui originano getti dipolari che possono raggiungere migliaia di km/s. Negli AGB radio-luminosi si trovano getti relativistici, vicini alla velocità della luce e che si estendono ben oltre i confini della galassia. Questi getti possono:

  • Espellere o riscaldare il gas, sopprimendo la formazione stellare nel bulge.
  • Trasportare metalli ed energia nell'alone o nel mezzo intergalattico.
  • Inibire o stimolare la formazione stellare localmente, a seconda della compressione da onde d'urto o della rimozione del gas [9].

4.2 Impatto sulla formazione stellare

Feedback AGN, cioè l'idea che i buchi neri attivi possano modificare significativamente lo stato dell'intera galassia, è diventata una parte fondamentale dei modelli moderni di formazione galattica:

  1. Modalità quasar: Episodi ad alta luminosità con forti getti capaci di espellere grandi quantità di gas freddo, spegnendo così la formazione stellare.
  2. Modalità radio: AGN meno luminosi con getti che riscaldano il gas circostante (ad esempio, nei centri degli ammassi) impedendone il raffreddamento e l'accumulo.

Questo effetto aiuta a spiegare il "rosso" delle ellittiche massicce e le relazioni osservate (ad esempio, tra massa del buco nero e massa del bulge) che collegano la crescita dei SMBH e l'evoluzione galattica [10].

5. Unità tra galassie ospiti e AGB

5.1 Fusione vs. fonte di attivazione secolare

I dati osservativi indicano che l'attivazione degli AGB può essere causata da diversi scenari:

  • Grandi fusioni: Collisioni ricche di gas portano rapidamente grandi quantità di gas al nucleo, facendo entrare il buco nero in uno stato di quasar. Questo può coincidere con un picco di formazione stellare seguito da una sua soppressione.
  • Cause secolari: Un "alimentazione" stabile del buco nero guidata da barre o piccoli flussi può mantenere una luminosità media del nucleo Seyfert.

I quasar più luminosi spesso mostrano distorsioni da marea o segni morfologici di fusioni recenti, mentre AGN meno luminosi si trovano quasi esclusivamente in galassie a disco poco disturbate con barre o pseudobulge.

5.2 Relazione tra bulge e buco nero

Le osservazioni mostrano una stretta correlazione tra la massa del buco nero (MBH) e la dispersione delle velocità stellari nel bulge (σ) o la massa – la cosiddetta relazione MBH–σ. Ciò suggerisce che l'"alimentazione" del buco nero e la formazione del bulge siano strettamente connesse, supportando l'ipotesi che il nucleo attivo possa regolare la formazione stellare nel bulge e viceversa.

5.3 Cicli di attività AGB

Nel corso del tempo cosmico ogni galassia può attraversare molteplici fasi AGB. Spesso il buco nero accresce vicino al limite di Eddington solo per una parte del tempo, generando brillanti esplosioni di AGN o quasar. Quando le riserve di gas si esauriscono o vengono espulse, l'AGB si spegne e la galassia torna "normale", con un buco nero centrale dormiente.

6. Osservazione degli AGB su scala cosmica

6.1 Studi sui quasar remoti

I quasar sono visibili fino a spostamenti verso il rosso molto elevati, anche oltre z > 7, quindi brillavano già nel primo miliardo di anni dell'Universo. Rimane ancora aperta la domanda su come i SMBH siano cresciuti così rapidamente: forse i "semi" erano già grandi (ad esempio, per collasso diretto) o si sono verificati episodi che superano i tassi di accrescimento di Eddington. Osservando questi quasar distanti, possiamo studiare l'epoca di reionizzazione e la formazione precoce delle galassie.

6.2 Campagne multi-banda

Rassegne come SDSS, 2MASS, GALEX, Chandra e nuove missioni come JWST, insieme a futuri potenti telescopi terrestri, coprono gli AGB da onde radio a raggi X, abbracciando più dettagliatamente tutto lo spettro da Seyfert a bassa luminosità fino ai quasar estremamente luminosi. Allo stesso tempo, la spettroscopia integrale di campo (ad esempio, MUSE, MaNGA) rivela la cinematica dell'ospite e la distribuzione della formazione stellare attorno al nucleo.

6.3 Lensing gravitazionale

Talvolta i quasar dietro ammassi massicci sono influenzati dal lensing gravitazionale, che crea immagini ingrandite rivelando strutture più fini degli AGN o distanze di luminosità estremamente precise. Tali fenomeni permettono di affinare le stime della massa del buco nero e di studiare i parametri cosmologici.

7. Prospettive teoriche e di simulazione

7.1 Fisica dell'accrezione su disco

I classici modelli di disco alfa Shakura-Sunyaev, migliorati da simulazioni magnetoidrodinamiche (MHD) dell'accrezione, spiegano come il momento angolare venga trasportato e come la viscosità nel disco determini la velocità di accrescimento. I campi magnetici e la turbolenza sono fondamentali per generare getti o getti (ad esempio, il meccanismo Blandford–Znajek, associato ai buchi neri rotanti).

7.2 Modelli di evoluzione galattica su larga scala

Le simulazioni cosmologiche (ad esempio, IllustrisTNG, EAGLE, SIMBA) includono sempre più ricette dettagliate di feedback AGB per conciliare la bimodalità osservata nei colori delle galassie, la relazione massa buco nero-ammasso e la soppressione della formazione stellare negli aloni massicci. Questi modelli mostrano che anche brevi episodi di quasar possono alterare significativamente il destino del gas ospite.

7.3 Necessità di affinare la fisica del feedback

Sebbene i progressi siano significativi, permangono incertezze su come l'energia interagisca specificamente con i gas interstellari multifase. Per "collegare" la fisica dell'accrezione su scala di parsec con la regolazione della formazione stellare su scala di kiloparsec, è necessario comprendere i dettagli dell'interazione tra getti e mezzo interstellare, l'inclusione del vento o la geometria dei torus polverosi.

8. Conclusioni

Nuclei Galattici Attivi e quasar riflettono le fasi più energetiche dei nuclei galattici, governate dall’accrescimento di buchi neri supermassicci. Irradiando energia e guidando i flussi, fanno più che brillare – trasformano le galassie ospiti, determinano le storie di formazione stellare, la crescita degli ammassi o persino l’ambiente su larga scala tramite feedback. Che siano innescati da grandi fusioni o da un lento flusso di gas poco profondo, gli AGN sottolineano il legame stretto tra buco nero e evoluzione galattica – mostrando che anche un piccolo disco di accrescimento può avere conseguenze per la galassia o addirittura su scala cosmica.

Con osservazioni variabili a diverse lunghezze d'onda e il miglioramento delle simulazioni, comprendiamo sempre meglio i modi di “alimentazione” degli AGN, i cicli di vita dei quasar e i meccanismi di feedback. Infine, svelare l'interazione tra buchi neri e i loro ospiti è un momento cruciale per comprendere la trama dell'Universo – dai primi quasar ai buchi neri più tranquilli che ora risiedono in ammassi di galassie ellittiche o a spirale.

Nuorodos ir platesnis skaitymas

  1. Lynden-Bell, D. (1969). “Nuclei Galattici come Quasar Vecchi Collassati.” Nature, 223, 690–694.
  2. Rees, M. J. (1984). “Modelli di Buchi Neri per Nuclei Galattici Attivi.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 22, 471–506.
  3. Antonucci, R. (1993). “Modelli unificati per nuclei galattici attivi e quasar.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 31, 473–521.
  4. Urry, C. M., & Padovani, P. (1995). “Schemi Unificati per Nuclei Galattici Attivi Radio-Loud.” Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 107, 803–845.
  5. Shakura, N. I., & Sunyaev, R. A. (1973). “Buchi Neri in Sistemi Binari. Aspetto Osservativo.” Astronomy & Astrophysics, 24, 337–355.
  6. Soltan, A. (1982). “Masse dei resti di quasar.” Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 200, 115–122.
  7. Hopkins, P. F., et al. (2008). “Un modello unificato, guidato da fusioni, per l'origine di starburst, quasar e sfere.” The Astrophysical Journal Supplement Series, 175, 356–389.
  8. Richards, G. T., et al. (2006). “Distribuzioni di Energia Spettrale e Selezione Multi-banda di Quasar di Tipo 1.” The Astrophysical Journal Supplement Series, 166, 470–497.
  9. Fabian, A. C. (2012). “Evidenze Osservative del Feedback degli Nuclei Galattici Attivi.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 50, 455–489.
  10. Kormendy, J., & Ho, L. C. (2013). “Coevoluzione (o meno) di Buchi Neri Supermassicci e Galassie Ospiti.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 51, 511–653.
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