|
|
|
Quasar, Blazar e Galassie di Seyfert.
|
|
Argomenti della pagina
|
|
|
|
Termini da conoscere
|
|
Antimateria,
Buco nero,
Campo magnetico,
Costellazione,
Disco di accrescimento,
Elettrone,
Fotone,
Fusione nucleare,
Ione,
Lunghezza d'onda,
Massa,
Materia,
Mezzo interstellare,
Plasma,
Polvere,
Positrone,
Radiazione di sincrotrone,
Radiazione,
Raggi X,
Redshift,
Righe di emissione,
Spettro elettromagnetico,
Stella
|
|
|
Le galassie AGN: Active Galactic Nuclei |
Alcuni tipi di galassie si rendono visibili dal punto di viste
dell'emissione radio: sono le cosiddette Active Galactic Nuclei
(AGN), ovvero galassie con nuclei attivi caratterizzate da intense righe di emissione di gas ionizzato
all'interno del loro
spettro elettromagnetico. Sono le cosiddette radiogalassie, tra gli oggetti più interessanti
che forniscono supporto all'astrofisica teorica, in grado di emettere una quantità
di onde radio superiori di circa cento volte rispetto alle galassie normali.
|
Una Active Galactic Nuclei è una galassia il cui nucleo denota
una attività superiore a quella delle galassie ritenute "normali", come la nostra. |
Il nome è dovuto al fatto che le AGN sembrano alimentate dalla
sola regione centrale, vicina al loro nucleo. L'energia non viene emessa dagli oggetti
ordinari quali stelle, polveri e gas interstellare e può essere emessa lungo tutto
lo spettro elettromagnetico, dall'infrarosso ai raggi gamma. Alcune AGN
vedono emissioni di getti di materia dal loro nucleo.
Il modello che è generalmente accettato per spiegare queste radiazioni centrali
sono legate alla teoria dei buchi neri supermassicci ,
che dovrebbero occupare il
centro di tutte le galassie. La loro massa è compresa tra 1 milione ed 1 miliardo
di masse solari perciò il disco di accrescimento del buco nero stesso è veramente immenso: il materiale che finisce a far parte del disco di accrescimento
diviene plasma
e produce un fortissimo campo magnetico.
Il materiale che si muove in questo campo magnetico produce radiazione di sincrotrone
e radiazione termica in raggi X.
La temperatura vicino al buco nero, infatti, potrebbe essere addirittura di miliardi
di gradi.
Una delle ipotesi avanzate prevede che con l'esaurimento di materiale che finisce
nel buco nero, questo possa tranquillizzarsi e dar luogo ad una galassia
normale.
In base a questo pensiero, la stessa Via Lattea sarebbe una
galassia divenuta tale
dopo aver attraversato la fase di AGN. Ovviamente sarebbe tutto
da dimostrare, anche perché si ritiene che queste galassie
che con il tempo si sono
tranquillizzate potrebbero tornare di nuovo a dipendere dalla accresciuta voracità
del loro buco nero centrale qualora la quantità di materia ingurgitata tornasse
di nuovo a salire oltre certe soglie.
Oggi riusciamo a classificare gli AGN in base, soprattutto, a tre parametri: massa
del buco nero presente nel nucleo, tasso di accrescimento del buco nero e angolo
formato dal disco di accrescimento e dai suoi getti con la nostra visuale. Variando
questi tre parametri, riusciamo a descrivere moltissimi AGN
che vediamo nell'universo.
Ad esempio, è chiaro che se i getti sono paralleli alla nostra visuale vediamo un
oggetto molto più luminoso.
I più importanti AGN sono i Quasi Stellar Objects
(QSO), galassie dal nucleo molto splendente e di piccole dimensioni.
I QSO si dividono in tre sub-categorie: i
Quasar e le Galassie
di Seyfert ed i
Blazar.
Torna su |
|
Quasar |
Quasi Stellar Radio Source (Sorgente Radio Quasi Stellare), il quasar
è un oggetto astronomico che si presenta puntiforme all'osservazione (con strumenti
davvero molto potenti, data l'enorme distanza) e con uno spettro spostato in maniera
molto consistente verso il rosso.
|
|
Il quasar è un astro di apparenza stellare e di grandissima luminosità,
il cui spettro presenta un forte spostamento verso il rosso a testimonianza dell'enorme
lontananza. |
Il redshift
dei quasar è determinato, in linea con la Legge di Hubble, dall'enorme lontananza dell'oggetto rispetto alla nostra parte di universo.
Data l'incredibile distanza, il fatto di riuscire a vedere questi oggetti vuol dire
che questi emettono una radiazione che basterebbe da sola ad incenerire la Terra
da molti anni luce di distanza.
Immagine artistica di un quasar
I quasar emettono radiazioni in quasi tutto lo spettro ed alcuni
mostrano variazioni di luminosità molto rapide, il che implica piccole dimensioni
per questi oggetti dal momento che un oggetto non può cambiare luminosità più velocemente
del tempo che la luce impiega ad attraversarlo. Le variazioni di luminosità derivano
anche e soprattutto dall'inclinazione del quasar rispetto a noi
che lo osserviamo: se il getto di materia e gas è rivolto dalla nostra parte, infatti,
la variazione sarà maggiore dal momento che il getto giunge proprio ai nostri occhi
e varia in base alla quantità di materia che il buco nero ingurgita: a volte di
più, a volte di meno.
La loro distanza, e quindi la Legge di Hubble, fu messa in discussione da alcuni
scienziati dal momento che non c'era un meccanismo in grado di spiegare come mai,
da quelle distanze, i quasar risultassero visibili. La fusione nucleare , tipica delle stelle, non era sufficiente. Prima si pensò ad oggetti formati da antimateria
, ma l'elaborazione della teoria che vede all'interno dei quasar un vorace buco
nero supermassiccio con un disco di accrescimento a temperature incredibilmente
ampie ha trovato il giusto successo ed oggi è generalmente accettata. Il disco di
accrescimento, infatti, è in grado di convertire metà della massa
del materiale che cade nel buco nero in energia,
mentre la fusione nucleare riesce a trasformare soltanto una piccola percentuale
della materia stessa. In pratica un quasar nasce con la formazione
dei primi buchi neri supermassicci dovuti all'accumulo di materia innescata ai tempi
del Big Bang dall'accumulo di particelle quantistiche. E' per questo che non troviamo
quasar nell'universo vicino, anche perché non sarebbe un fatto
positivo per la Terra averli come vicini di casa.
Un tempo, si presume, i quasar erano molto più frequenti dal momento
che era presente più quantità di gas e polveri per alimentare il buco nero centrale.
Con il venir meno di queste componenti (ovviamente non totalmente), il buco nero
si è assopito consentendo alle galassie di tranquillizzarsi. Anche la nostra Via Lattea dovrebbe essere in fase di quiete dopo aver passato la fase
di quasar.
Dal punto di vista cosmologico, il redshift più grande trovato
per un
quasar è soltanto 6,4 e rappresenta la massima distanza finora riscontrata
da un oggetto cosmico. Se esistessero quasar più distanti, tuttavia,
sarebbero ancora visibili grazie alla loro elevata luminosità e questo può essere
una indicazione sul fatto che l'uomo è riuscito a vedere l'oggetto più distante
dell'Universo. Tuttavia questo non potrà mai essere dimostrato, e magari ci sono
infiniti oggetti più lontani che non vediamo soltanto perché, semplicemente, non
possiamo.
La loro scoperta risale agli anni Sessanta, grazie all'inizio dell'astrofisica a
varie lunghezze d'onda. Il fatto che li vediamo puntiformi indica che comunque si
tratta di oggetti piccoli, anche se bisogna sempre pensare che - per quanto piccoli
- stiamo sempre parlando di diametri che abbracciano almeno il nostro Sistema Solare.
Negli anni Ottanta, con le nuove tecnologie, si riuscì a risolvere anche il disco
dei quasar, alcuni dei quali mostrarono addirittura una sorta di spirale a testimonianza
che i quasar sono proprio galassie, probabilmente galassie allo stato iniziale.
Il quasar, alla fine, altro non è se non il nucleo brillante di una galassia molto normale.
Torna su |
|
Blazar |
|
|
Un blazar è una sorgente energetica variabile e compatta facente
parte dei Nuclei Galattici Attivi (AGN), associata
ad un buco nero supermassiccio che occupa la parte centrale della galassia stessa. |
I blazar rappresentano uno dei fenomeni più violenti dell'Universo
e vengono distinti in due sottogruppi: i quasar ottivi altamente variabili (OVV)
e gli oggetti del tipo BL Lacertae. Proprio dalla combinazione
tra BL e quasar viene fuori il nome blazar, che comunque prevede
anche oggetti di categoria intermedia alle due sottocategorie principali.
Immagine artistica di un blazar
Anche
i blazar, come gli altri tipi di AGN, traggono la loro fonte energetica dal
materiale che cade nel disco di accrescimento intorno al buco nero che occupa la
parte centrale della galassia: gas, polveri e stelle cadono nel disco di accrescimento
che rilascia enormi quantità di energia sottoforma di fotoni, elettroni, positroni
ed altre particelle elementari.
Lo spettro dei blazar è caratterizzato da righe di emissione dovute
ad anelli opachi presenti intorno al buco nero, che assorbono ed emettono energia.
Al centro del disco di accrescimento, si erge in perpendicolare un getto formato
da plasma, orientato grazie ai campi magnetici formatisi intorno
al buco nero. Spesso questi getti sono diretti verso la Terra, il che spiega l'elevata
luminosità dei blazar e la loro variabilità elevata.
La differenza tra i due oggetti principali che rientrano nella categoria dei
blazar dovrebbe essere legata al fatto che gli OVV
sono potenti radiogalassie mentre i BL Lacertae sono deboli radiogalassie, il che spiega la differenza tra le linee
di emissione.
Solitamente, i blazar sono galassie ellittiche giganti.
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 sembra 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.
Torna su |
|
Galassie di Seyfert |
Scoperte nel 1943 da Carl Keenan Seyfert, le galassie di Seyfert
sono una categoria di AGN caratterizzate da righe spettrali di
emissione di gas altamente ionizzato.
|
|
Una galassia di Seyfert è una galassia a spirale con un nucleo
particolarmente luminoso, con emissione radio più potente rispetto alle altre galassie
ma soprattutto con una potenza molto maggiore nel dominio infrarosso. |
Con una luminosità maggiore di quella del Sole di circa cento volte, emettono
principalmente nell'infrarosso pur avendo una fascia X molto marcata. Il loro spettro
presenta forti righe di emissione ed il piano galattico è caratterizzato da una
ciambella di polveri (detta toro) che avvolge il nucleo e che risulta
trasparente alle radiazioni nello spettro visibile soltanto ad una certa distanza,
data l'alta temperatura del nucleo galattico.
Esempio di Galassia di Seyfert
La scoperta delle galassie di Seyfert fu dovuta al fatto che alcune
galassie, maggiormente a spirale, denotavano regioni centrali più luminose del normale
e forti righe di emissione nello spettro. Nel 1974 le galassie di questo tipo furono
distinte in due sottocategorie: le Seyfert-1
e le Seyfert-2.
Le Seyfert-1 sono caratterizzate da due tipologie di righe: permesse
(molto larghe, larghezza a metà altezza corrispondente a velocità comprese tra 1000
e 10000 Km/s) e proibite (strette, con velocità di 1000 Km/s al massimo).
Le Seyfert-2 sono caratterizzate da righe permesse e proibite molto
simili, con velocità massime di 1000 Km/s.
Dal momento che righe uguali sono originate dalla stessa zona galattica, la differenza
tra i due tipi è che nelle Seyfert-2 le due righe hanno origine dagli stessi punti
del nucleo galattico.
Più in dettaglio, le righe larghe (permesse) sarebbero
originate nella regione chiamata
Broad Line Region (BLR): la ionizzazione nelle
nubi di questa regione dovrebbe essere dovuta ad un disco di accrescimento molto
caldo, a circa 1 Parsec dal nucleo. Le righe più strette derivano dalla Narrow Line Region,
più distante dal nucleo.
Analisi più dettagliate dello spettro galattico riuscirono
in seguito a suddividere anche le linee larghe, scorgendo una parte centrale stretta
molto scura e due ali laterali più chiare. Furono così introdotte delle classi intermedie
tra le Seyfert-1
e le Seyfert-2, come ad esempio le Seyfert-1.5, 1.8, ecc..
Le differenze tra le tipologie di Seyfert, tuttavia, potrebbe essere soltanto una
questione prospettica legata alla sorgente della radiazione rispetto al toro che
circonda il nucleo, che altererebbe lo spettro che giunge a noi.
Essendo una sottoclasse delle AGN, le Galassie di Seyfert ne condividono
l'aspetto essenziale per il quale la forte radiazione emessa, che in alcuni casi
raggiunge quella enorme dei quasar
, è generata dallo spiraleggiamento di materia verso il disco di accrescimento di
un buco nero supermassiccio posto all'interno della galassia stessa.
Le galassie di Seyfert tendono ad essere per la maggior parte galassie a spirale
di tipo Sa ed Sb. Difficilmente i bracci raggiungono un distacco dal nucleo che
porta ad un tipo Sc. Galassie di Seyfert
ellittiche sono davvero molto rare.
Queste galassie sembrano rappresentare una fase di attività della vita di una galassia,
intermedia tra le galassie normali (fase calma) e i quasar
(fase molto attiva).
Torna su |
|
|
|
|