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Determinazione della massa di SMBH in 48 QSO a basso redshift

Determinazione della massa di SMBH in 48 QSO a basso redshift. S. Busatto I. Cavasin E. Grigoletto Liceo G. Berto Mogliano Veneto. Sommario. Cos’ è un QSO? Analisi dello spettro dei QSO Analisi dati calcolo massa quasar Conclusioni. Cos’è un QSO?.

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Determinazione della massa di SMBH in 48 QSO a basso redshift

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Presentation Transcript

  1. Determinazione della massa di SMBH in 48 QSO a basso redshift S. Busatto I. Cavasin E. Grigoletto Liceo G. Berto Mogliano Veneto

  2. Sommario • Cos’ è un QSO? • Analisi dello spettro dei QSO • Analisi dati calcolo massa quasar • Conclusioni

  3. Cos’è un QSO? • Oggetti che al telescopio (quindi nel visibile) appaiono simili a stelle ma hanno un alto redshift. • Oggetto la cui luminosità è molto più grande di quella di una normale galassia e le cui dimensioni sono anche dell’ordine di pochi ld. • Sono situati al centro di galassie attive, sono quindi parte degli AGN • La loro luminosità (a tutte le frequenze) deriva sostanzialmente dalla materia che, da un disco di accrescimento, cade in un buco nero super massivo cosicché l’energia potenziale gravitazionale viene convertita in altre forme con una efficienza molto alta. • sono quasar radio quiet (i quasar sono stati scoperti come la controparte ottica di intensissime sorgenti radio)

  4. stella quasar Quasar e stella a confronto visti al telescopio

  5. Lo spettro visibile di un QSO, z<0,8 La luminosità del QSO è di ordine di grandezza 1045 erg/s ~ 1012 L

  6. Il nostro lavoro • Abbiamo analizzato lo spettro di 48 QSO per calcolare la massa del SMBH e per ricercare la relazione tra la luminosità del continuo e la luminosità della linea H e dell’O[III].

  7. I 48 spettri analizzati In formato FITS, già ridotti, tratti da catalogo SDSS DR6 (www.sdss.org/dr6) Sono spettri di QSO con redshift z compreso tra 0,1 e 0,5

  8. Spettro: determinazione distanza QSO redshift lHa osservato Laboratorio Ha [O III] 5007 Å Hb

  9. Calcolo distanza Calcolato il redshift medio z dalle lunghezze d’onda osservate per Hβ e [O III], sono state ricavate le distanze per i 48 oggetti con l’equazione relativistica:

  10. Le distanze ricavate

  11. Spettro: determinazione flusso Flusso

  12. Calcolo luminositàrighe Hb, [O III] Luminosità = flusso osservatox superficie = 4πd² Φ (considerando l’emissione isotropa)

  13. BLR e NLR Narrow Line Region: zona responsabile delle righe d’emissione strette Broad Line Region: zona responsabile delle righe d’emissione larghe

  14. BLR e NLR Allargamento Doppler Minor velocità Maggior velocità Il profilo doppler di una riga è un profilogaussiano

  15. BLR e NLR Righe proibite Righe permesse Righe permesse=diseccitazione spontanea, alta densità Righe proibite=diseccitazione collisionale, bassa densità

  16. BLR e NLR QUINDI: • le righe permesse e proibite indicano che la genesi delle righe avviene in regioni con diversa densità • L’allargamento nettamente diverso, in molti casi, indica una ben diversa velocità di movimento delle nuvole di gas da cui proviene l’emissione, pertanto si sono individuate le BLR e NLR come strutture caratteristiche dei QSO (degli AGN) responsabili dei fenomeni osservati

  17. Determinazione del raggio della BLR L’estensione tipica del raggio della BLR, considerata costituita soprattutto da nuvole di Idrogeno, si calcola con tecniche di reverberation mapping e fotoionizzazione. In letteratura sono presenti alcune relazioni sperimentali che collegano l’estensione della BLR all’emissione del continuo.

  18. Determinazione del raggio della BLR FLUSSO CONTINUO A 5100 Å

  19. Calcolo raggio RBLR Abbiamo utilizzato la formula sperimentale di Kaspi , che stabilisce una relazione tra il raggio della BLR e la luminosità del continuo a 5100Å da noi precedentemente determinata:

  20. Calcolo massa Abbiamo calcolato la massa del SMBH con l’espressione per la massa viriale: dopo aver determinato la velocità tipica di movimento delle nuvole di gas costituenti la BLR…………

  21. La FWHM delle righe Hb e [OIII] 5007 Å fitting gaussiano [O III] 5007 Å FWHM Hb

  22. Calcolo velocità Abbiamo calcolato la dispersione delle velocità nell’ipotesi di moto kepleriano delle nubi di gas della BLR, misurando la FWHM della riga di emissione Hβ ed assumendola come dispersione delle velocità:

  23. SMBH: masse calcolate

  24. Istogramma distribuzione delle masse

  25. Rapporto massa e redshift

  26. Rapporto continuo e Hβ

  27. Rapporto continuo e [OIII] Dati completamente scorrelati Abbiamo analizzato gli spettri dei dati evidenziati e abbiamo rielaborato i diagrammi dei rimanenti QSO senza di essi……

  28. Separando i dati…… • Separando i dati precedentemente individuati e rianalizzando i due insiemi di dati che così si ottengono abbiamo ottenuto i seguenti grafici:

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