Gabriele Giovannini gabriele.giovannini@unibo.it 051 6399415 c/o IRA - INAF

1. Gabriele Giovannini gabriele.giovannini@unibo.it 051 6399415 c/o IRA - INAF 051 2095716 via Ranzani 1 - DIFA II piano – ex Dip.to Astronomia Ricevimento: Lunedi e Martedi 12 - 13 Appuntamento tramite posta elettronica Esami: argomento a scelta date: possibili accordi – appelli circa mensili

2. Outline del corso di Astrofisica: Basi Generali di Evoluzione Stellare: proprieta’ osservative diagramma H-R oggetti colassati PULSAR e Supernovae Radiazione di Sincrotrone (cenni Galassie a Spirale Massa Oscura Misure di massa di galassie Ellittiche ed Ammassi Universo in espansione – legge di Hubble Cosmologia Moderna ed il Big Bang (cenni)

3. Possibili testi: Observational Astrophysics – Smith Introduction to Stellar Astrophysics – Bohm Vithense Stellar Structure and Evolution Astrofisica – Gratton vecchio Introduction to Astrophysics – Carrol and Ostlie Dispense di Radioastronomia – Fanti vecchio, nuova versione? Astrofisca Stellare – Castellani Dalle Stelle all’Universo Lezioni di Astrofisica - Braccesi Stelle, galassie e universo – fondamenti di astrofisica A.Ferrari

5. Energy= 1.69x10^-6 eV Frequency= 408x10^6 Hz (408MHz) Wavelength= 73.5 cm

6. Energy= 5.18x10^-3 eV Frequency= 1.25x10^12 Hz Wavelength= 2.40x10^-2 cm (240 microns)

7. Energy= 2.5 eV Frequency= 6.0x10^14 Hz Wavelength= 5.0x10^-5 cm(5000 Angstroms)

8. Energy= 2keV - 10keV Frequency= 5x10^17 Hz - 2.5x10^18 Hz Wavelength= 6.2x10^-8 cm - 1.2x10^-8 cm (6.2 - 1.2 angstroms) Energy= > 100MeV Frequency= > 2.5x10^22 Hz Wavelength= < 1.2 x 10^-12 cm ( < 0.00012 angstroms )

9. Stelle: emettono onde e.m. Sole: Massa 1.989 10^33 g Raggio: 6.960 10^10 cm Luminosita’ integrata su tutto lo spettro (bolometrica): 3.90 x 10^33 erg/s Temperatura superficiale 5800 gradi K Eta’ > 4.5 x 10^9 yr Se perdita di energia costante: 5.5 x 10^50 erg E= mc^2  6.1 x 10^29 g circa 0.1%  Massa costante

10. Essendo angolo piccolo: p = U.A./D

11. Angolo piccolo: p =a/r a=UA=1.4960 10^13 cm P” = 206265a/r R= 3.0857 10^18 cm/p P=1”  r = 1pc = 3.0857 10^18 cm = 3.26 YR luce 1yr luce = 9.4606 10^15 cm Alpha centauri = 0.76” = 1.32 pc

13. Altro problema: coordinate: come individuare oggetti su Sfera celeste: Due sono i metodi maggiormente usati: Azimut ed Altezza (o elevazione) Comodo per singolo sito, difficilmente esportabile

15. Il piu’ usato si basa su Ascensione retta e Declinazione ed e’ simile A queela usato sulla terra (latitudine e longitudine)

17. RA in h m s Dec o ‘ “ Oggetto a 10h 50m 30s +45 30 00 E’ sullo zenith a 10h 50m 30s ora siderale Giorno siderale e’ + corta di 4m/day di giorno solare Ora siderale = ora solare il 21/09 21/03 = RA = 0 Dec = 0 (il sole) 21/06 6h Dec = + 23 27 21/09 12 0 21/12 18 -23 27

18. Precessione: B1950 J2000

20. Radio galaxies of high and low power have quite different morphologies on the large scale (Fanaroff & Riley 1974) FR II : High power: P1.4 GHz > 1024.5 W Hz-1CLASSICAL DOUBLES EDGE BRIGHTNED : Radio core, asymmetric collimated jets, hot-spots Cyg A 3C 109 3C 219

21. FR I : Low power: P1.4 GHz < 1024.5 W Hz-1 EDGE DARKENED : Radio core, symmetric jets with opening angles  10-15o, low brightness lobe 3C 296 3C 449 3C 31

22. QUASAR Proprieta’: -- Starlike identificati con sorgenti radio -- Continuo variabile -- eccesso UV -- Broad Lines -- Alto z -- Emissione X -- continuo  spettro non termico Da colore metodo per identificare quasar  scoperta radio quieti Colore cambia con redshift

23. HST immagine di 3C273 – galassia attorno a QSS ben visibile con struttura ottica

24. Quasar radio quieti, simili a QSS ma no o bassa potenza radio Distribuzione continua? Rapporto radio-ottico usando emissione radio a 5 GHz ed emissione ottica a 4400 Amstrong Rr-o = 10--100 radio loud = 0.1--1 radio quiet BAL = QSO con BLR in assorbimento

25. 3 – Curve di rotazione NGC 4258 curve di rotazione water maser L’emissione Maser si estende da 0.16 a 0.28 pc Mbh = 3.6 107 M● (Myoshi et al. 1995 Nature 373, 127) Moto delle stelle al centro della nostra galassia (near IR) La stella con orbita piu’ stretta si avvicina a 130 AU Posizione BH coincide con radio ed X-ray sorgente, variabile Mbh ≈ 3 x 106 M●

28. Se misuriamo velocita’ stelle vicino a sfera di infuenza BH ci aspettiamo che la loro velocita’ aumenti a causa del BH Se Mbh = 108 M● la sfera di influenza e’ 11pc = 0.14” per Virgo

30. Se mettiamo 3 x 106 M● in un raggio < 130 AU abbiamo un tempo di collisione tra stelle di circa 10 anni per cui non puo’ essere stabile

31. Centaurus a – NGC 5128

32. Very Long Baseline Interferometry : VLBI EVN V L B A Spatial VLBI

34. 1144+35

35. 3C 264

36. VLBI studies of radio galaxy nuclei :one of the most important results is the detection of proper superluminal motion Expansion of about 6 pc in 3.5 years:  velocity  6c

37. QUASAR 1642+690 z = 0.75 The southernmost feature is moving at about 9c (Venturi et al. 1997)

38. QUASAR 1928+738 z = 0.302 Aug 97 Sep 01 Observation performed with the space VLBI at 5 GHz (Murphy et al. 2003)

39. By the time that light leaves from position (2), light emitted from position (1) will have travelled a distance AC The difference in arrival time for the observer is : SUPERLUMINAL MOTION The apparent velocity as seen by the observer is For example :  = 10o and v = 0.999c then : v(OBS) = 10.7 c

40. The detection of superluminal motions and of one-sided jets in the majority of both low power and high power radio galaxies indicates that the jets at their basis are all strongly relativistic

41. Effetto Doppler e boosting relativistico Se una sorgente si muove con v = βc in una direzione che forma angolo θ con la linea di vista abbiamo o = e/((1-βcosθo)) = e D Dove  e’ il fattore di Lorentz e D = 1/((1-βcosθo)) e’ il Doppler factor (velocita’ positiva in avvicinamento D > 1 quando β > 0 e o > e Se velocita’ bassa  ≈ 1 e D  (1 + β cosθo) Doppler classico Consideriamo sorgente con Luminosita’ totale Le e luminosita’ monocromatica L(e) La potenza irradiata in banda e sara’ ricevuta in banda o = e D

42. Consideriamo come varia luminosita’ – essendo radiazione per unita’ di tempo teniamo conto trasformazione energia fotoni o = e x D Trasformazione dei tempi dto = dte - dte  v cosθ/c = dte(1 – β cosθ) = dte/D sorgente si e’ avvicinata tra tempo emissione 2 fotoni La radiazione ricevuta in superficie unitaria compresa in cono angolo solido do che sara’ diverso da de do = de/D2 si ottiene da aberrazione relativistica ricordando che do ≈ π dθo2

43. In conclusione Lo = Le x D4 Boosting relativistico o Doppler boosting o relativistic beaming Se lavoriamo con luminosita’ monocromatiche Lo(o)do = Le(e)de x D4 da cui Lo(o) = Le(e) x D3 Se lo spettro e’ di sincrotrone L()  - possiamo scrivere Lo(o) = Le(e) x D3+ = Le(o) x D4 D-(1-) Il termine D-(1-) e’ noto come correzione K

44. JET RELATIVISTIC EFFECTS (DOPPLER BOOSTING) : Doppler factor Jet pointing toward the observer is AMPLIFIED

45. From the ratio between the approaching and the receding jet, the jet velocity and orientation can be constrained JET SIDEDNESS RATIO Ma se parliamo di getti o plasmoidi quasi continui si parla di brillanza: la lunghezza della struttura nella direzione del moto e’ influenzato da D ma lo spessore della struttura no (moto unidimensionale) ne segue che:

46. Jet sidedness Se  = 5 (β = 0.98) e  = 0.7 e θ = 0 risulta Ba/Br = R = 2 x 104 Ne consegue che dati 2 getti intrinsecamente uguali vedo solo quello che si muove verso di me e non l’altro From the jet to cj brightness ratio R we derive: Main problem: low luminosity radio jets do not give strong constraints: in 3C264 the highest j/cj ratio is > 37 corresponding to θ < 52o and β > 0.62

47. What’s all this Unification? • Historically it is attempt to explain as much as the spread of observational properties as possible in terms of orientation effects. • Assume some axis; i.e. rotation • More generally, it is an attempt to explain the diversity of observational properties in terms of a simple model

48. The AGN Paradigm

49. Introduction • AGN are not spherically symmetric and thus what you see depends on from where you view them. This is the basis of most unification models. • It was the discovery of superluminal motion and the interpretation in terms of bulk relativistic motion of the emitter that first made people realize that orientation in AGN was important. • I will outline the consequences of Doppler boosting, describe the historical development of schemes and then review the modern evidence. • N.B. Relativistic beaming is not the only mechanism that can make AGN emission anisotropic

50. Doppler boosting • When an emitting body is moving relativistically the radiation received by an observer is a very strong function of the angle between the line of sight and the direction of motion. • The Doppler effect changes the energy and frequency of arrival of the photons. • Relativistic aberration changes the angular distribution of the radiation.