Interpretazione della variabilità dei Blazar attraverso modelli di emissione SSC ed EC

1. Interpretazione della variabilità dei Blazar attraverso modelli di emissione SSC ed EC • A.Tramacere dip. Fisica Univ. Perugia • Udine 31/01/2003

2. AGN la classificazione AGN≈100-1000 la lum. dell’intera galassia • Radio quieti≈90% • Seyfert ecc.. • Radio forti≈10% ≈2000 Blazar BL 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

3. Moti super-luminali • Evidenze di moti superluminali da osservazioni VLBI 3C273 Scala Kpc Ripresa Chandra dell’oggetto galattico XTE J1550-564

4. Caratteristiche generali della SED Picco di bassa energia Picco di alta energia Stato alto Stato quiescente

5. La variabilità temporale Vincolo sulle dimensioni della sorgente emittente: Limite sup. MRK 421

6. Modello “Standard”degli AGN • Modelli leptonici • Modelli adronici

7. BLAZAR SED • SSC/ERC parametri del modello(stimati dalle osservazioni) • Legge dell’iniez. elettronica(a legge di potenza, parabolica, gaussiana, ecc..) Input SSC Curva di luce del disco dagli AC ERC Evoluzione Temporale Curve di luce SED Tempi di attr.

8. Interfaccia grafica

9. Varia gmax Varia B Simulazione dell’emissione SSC

10. La radiazione del disco Simulazione ERC Simulazione dell’emissione ERC h=0.05 Tanello_in=105K FSQR LBL HBL

11. AUTOMA CELLLULARE Il disco instabile: il modello AC Sistemi SCO PSD f-a • Densità critica: valanga • diffusione graduale

12. Istogramma ampiezza flare Log(eventi) Il disco instabile: la simulazione

13. Il disco instabile: osservazioni Pounds et al. 20001 osservazioni RXTE di Arakelian 564 (Seyf. 1) a=1.12±0.04 Tvar~giorno(104-5s)

14. Regione accel. Regione radiativa Soluz. Analit. ( ) Evoluzione temporale

15. Parametri simulazione SSC Parametri simulazione ERC Iniezione continua limiteTH SSC ERC

16. La geometria Num fetta Tempi di attraversamento R =10(15-17) cm tblob=10(5-7) s L’osservatore vede la somma di fette che emettono ad istanti diversi ed in stati diversi

17. Tiniez.=Tattr. PKS 2155-304 ASCA (Kataoka 2000) Tempi di attraversamento Fit gaussiano Dt~ 4000s Alta energia precede • Time lag circa 1700 s • Profilo quasi simmetrico (oss.) • Bilancio cooling-fuga

18. MRK 421 XMM-NEWTON SEMBAY et al. 2002 Tempi di attraversamento Presenza del “plateau” Tiniez. >> Tattr.

19. ERC + disco variabile Si può osservare variabilità nelle curve di luce g, dovuta al riprocessamento dell’emissione variabile del disco, da parte della blob

20. Iniezione Random R=1015cm

21. MRK 421

22. PKS 2155-304

23. BL Lacertae

24. 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

25. Andamento delle freq. di picco Analisi spettrale

26. Correlazione dei flussi Analisi spettrale

27. Evoluzione dell’indice spettrale di sincrotrone Analisi spettrale

28. Evoluzione dell’indice spettrale compton Analisi spettrale

29. Potenzialità attuali Risultati raggiunti: • Riproduzione dell’emissione stazionaria del disco e del getto • Riproduzione dell’emissione transiente del disco (AC) • Riproduzione della variabilità del getto sia per SSC che ERC in regime TH e KN • Riproduzione di curve di luce con e senza i tempi di attraversamento , tempi caratteristici e profili congruenti con le osservazioni • Connessione disco getto : scoperta della possibilità di avere variabilità gamma data dal riprocessamento della variabilità del disco (simulazione mai apparsa in letteratura). • Utilizzo del simulatore per analizzare i modelli • Realizzazione di una libreria di software per processi astrofisici di alta energia

30. Da fare Sviluppi futuri: Modello self-consistent a 2-stadi : quiescente/flare , BH+Disco generano plasma • Accelerazione di e+/-/p/ N+/- ( MHD turbolence LF (B+dB) “ALFVEN”) generano il plasma accelerato • Efficace per l’accelerazione dei protoni (C.R.) gli e- perdono per IC • Sopra la sogila di foto-dissociazione plasma + campo fotonico disco(X/UV):produzione di particelle secondarie • In funzione della luminosità del disco posso accumulare più o meno plasma • Superata una certa sogli espulsione blob con campo magnetico congelato ed elettroni (già) relativistici, accelerati ulteriormente dallo shock (FERMI) • Alfeven Waves perpendicolari al disco (ADAF) spiegherebbero l’eiezione della blob • Tenere conto dell’espansione • Interpretare la seq. FSQR LBL HBL in quest’ottica : • Shell solo in HBL ? • La luminosità del disco influenza lo spettro energetico iniziale de plasma ? • Ecc…

32. Spettro energetico a legge di potenza Meccanismi di accelerazione • Pistone supersonico Shock Fermi 1° ord.

33. Potenza totale emessa per Sincrotrone • Spettro emiss. • fissato a Coeff. emiss. ed Ass. Equazione del trasporto radiativo Emissione di Sincrotrone • Spettro emiss. • <a> • Distr. elettronica

34. Regime Thomson Densità fotoni Emissività Compton Emissione Compton , Sez. d’urto in regime KN Campo fotonico isotropo Jones 1968

35. Parametri simulazione Simulazione in regime KN

36. Curve di luce sinc. ed IC Le curve di luce di sincrotrone e Compton generate dagli stessi elettroni devono avere profili simili La curva di sinc. a 1015 Hz e quella di IC a 1024 Hz hanno profili simili

37. Parametri ed osservabili I 7 parametri del modello: qe, gmax,tesc,s,d,R,B Le 7 osservabili: ns_break, ns_picco, ns_max, nc_picco,Ls_tot, Lc_tot,a

38. Curve di luce di sincrotrone convoluta Analisi spettrale

39. Curve di luce compton convoluta Analisi spettrale

40. Spettro di sincrotrone convoluto Analisi spettrale

41. Spettro di sincrotrone convoluto Analisi spettrale

42. Spettro compton convoluto Analisi spettrale

43. Spettro compton convoluto Analisi spettrale

44. Analisi spettrale:osservazioni

45. Analisi spettrale:osservazioni

46. Il disco sottile: modello staz. • Potenziale grav. Rel. • Rot. Diff. + visc. e=10%>>0.7% Dissipazione Corpo nero “diluito”