La luminanza variabile dei quasar
I quasar variano in luminosità a causa della massa dei buchi neri e della dinamica del disco di accrescimento.
C. Wolf, S. Lai, J. -J. Tang, J. Tonry
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Indice
I quasar sono oggetti super luminosi nell'universo, alimentati da enormi Buchi Neri al centro delle galassie. Brillano così intensamente perché attraggono gas e polvere, creando un disco di materiale che ruota attorno a loro. Questo disco si scalda e emette Luce, rendendo i quasar alcuni degli oggetti più luminosi dell'universo.
Luminosità nei Quasar?
Cosa Causa i Cambiamenti diUna delle cose interessanti sui quasar è che la loro luminosità non rimane invariata. Anzi, può cambiare nel tempo, a volte in modo drammatico. Gli scienziati sono molto interessati a capire il perché di questi cambiamenti e come si collegano ai buchi neri stessi.
La variazione di luminosità sembra dipendere da diversi fattori. Uno dei fattori principali è la massa del buco nero al centro del quasar. Sembra che più grande sia il buco nero, più complessi possano essere i cambiamenti di luce. Questo succede perché un buco nero più massiccio ha un orizzonte degli eventi più grande, che è il punto oltre il quale nulla può sfuggire alla sua attrazione, influenzando come il materiale ci entra dentro.
Il Ruolo del Tempo
Un altro aspetto importante è il tempo. Diverse lunghezze d'onda della luce possono variare a ritmi diversi. Per esempio, la luce ultravioletta, che ha una lunghezza d'onda più corta rispetto a quella ottica, potrebbe cambiare luminosità più rapidamente della luce ottica. Questa variazione temporale offre indizi sui processi che avvengono nel disco di accrescimento, il disco di materiale che ruota attorno al buco nero.
Il Disco di Accrescimento Spiegato
Dunque, cos'è esattamente questo disco di accrescimento? Immaginalo come una giostra a una fiera. Il materiale cade nel buco nero e inizia a girarci attorno, proprio come i bambini sulla giostra. Man mano che girano più velocemente, sentono la forza del centro più forte, il che riscalda il materiale e crea la luce brillante che vediamo dalla Terra.
Più il materiale è vicino al buco nero, più si scalda. Questo materiale caldo emette luce su tutto lo spettro-dalle onde radio ai raggi gamma. Più luminoso è il quasar, più energia emette, e più possiamo imparare su di esso.
Osservare i Quasar
Per studiare questi cambiamenti di luminosità e capire cosa succede dentro a questi quasar, gli astronomi usano vari strumenti, compresi telescopi che possono osservare in diverse lunghezze d'onda.
Negli anni, sono stati raccolti tanti dati, permettendo agli scienziati di costruire un quadro del comportamento dei quasar. Osservano come cambia la luminosità nel tempo-giorni, mesi o addirittura anni-cercando schemi. Analizzando questi schemi, possono ottenere informazioni sulla fisica di questi oggetti lontani.
Analizzare i Cambiamenti di Luminosità
Quando gli scienziati osservano i cambiamenti di luminosità, spesso usano qualcosa chiamato funzione di struttura, che può essere vista come una scheda per tenere traccia di quanto cambia la luminosità nel tempo.
Immagina di dover riassumere una partita di basket con un solo numero per il punteggio-non direbbe molto sul gioco. Una funzione di struttura fornisce una comprensione più ricca prendendo più istantanee dei cambiamenti di luminosità su diverse scale temporali. In questo modo, gli scienziati possono determinare quanta variabilità c'è nella luminosità dei quasar e in quali scale di tempo avvengono questi cambiamenti.
Cosa Significano Questi Cambiamenti?
Questi cambiamenti di luminosità possono aiutare gli scienziati a capire il buco nero di un quasar. Per esempio, possono stimare la massa del buco nero guardando quanto velocemente cambia la luce. È come indovinare il peso di una torta da quanto sobbalza nel piatto.
Inoltre, questi cambiamenti di luminosità possono suggerire le condizioni nel disco di accrescimento. Per esempio, se la luminosità cambia molto, potrebbe indicare che il materiale sta entrando più rapidamente o che ci sono altre interazioni complesse che avvengono nel disco.
L'Importanza della Massa del Buco Nero
La massa del buco nero gioca un ruolo essenziale nel determinare il comportamento del disco di accrescimento e, quindi, le variazioni di luminosità. Per buchi neri più piccoli, le variazioni sembrano essere più semplici. Tuttavia, man mano che i buchi neri diventano più massicci, la relazione diventa più complessa, con luminosità variabile su un intervallo più ampio di scale temporali.
Questa complessità è abbastanza prevedibile. È come avere una piccola candela che ondeggia nel vento rispetto a un enorme falò-piccole variazioni nelle condizioni li influenzano in modo molto diverso.
Guardando al Futuro
Con il miglioramento della tecnologia, gli astronomi si aspettano di raccogliere ancora più dati sui quasar. I prossimi sondaggi permetteranno agli scienziati di studiare questi oggetti con maggiore dettaglio. Potrebbero persino scoprire nuovi comportamenti o schemi che non sono ancora stati visti.
Analizzando la luce dei quasar, gli scienziati possono apprendere di più su come le galassie crescono e si evolvono. I quasar fungevano da fari, guidando i ricercatori nella loro ricerca di capire l'universo.
Conclusione
I quasar sono oggetti cosmici affascinanti alimentati da buchi neri. I loro cambiamenti di luminosità, guidati dalle dinamiche complesse dei dischi di accrescimento, forniscono preziose informazioni sulla natura dei buchi neri e sulla loro crescita. Con la ricerca in corso e i progressi tecnologici, siamo certi di apprendere ancora di più su questi oggetti straordinari nell'universo.
Chi l'avrebbe mai detto che studiare snack distanti per buchi neri potesse essere così illuminante?
Titolo: Timescales of Quasar Accretion Discs from Low to High Black Hole Masses and new Variability Structure Functions at the High Masses
Estratto: The UV-optical variability of quasars appears to depend on black-hole mass $M_{\rm BH}$ through physical timescales in the accretion disc. Here, we calculate mean emission radii, $R_{\rm mean}$, and orbital timescales, $t_{\rm orb}$, of thin accretion disc models as a function of emission wavelength from 1000 to 10000 Angstrom, $M_{\rm BH}$ from $10^6$ to $10^{11}$ solar masses, and Eddington ratios from 0.01 to 1. At low $M_{\rm BH}$, we find the textbook behaviour of $t_{\rm orb}\propto M_{\rm BH}^{-1/2}$ alongside $R_{\rm mean} \approx$ const, while towards higher masses the growing event horizon imposes $R_{\rm mean} \propto M_{\rm BH}$ and thus a turnover into $t_{\rm orb}\propto M_{\rm BH}$. We fit smoothly broken power laws to the numerical results and provide analytic convenience functions for $R_{\rm mean}(\lambda,M_{\rm BH},L_{3000})$ and $t_{\rm orb}(\lambda,M_{\rm BH},L_{3000})$ in terms of the observables $\lambda$, $M_{\rm BH}$, and the monochromatic luminosity $L_{3000}$. We then calculate variability structure functions for the ~2200 brightest quasars in the sky with estimates for $M_{\rm BH}$ and $L_{3000}$, using lightcurves from NASA/ATLAS orange passband spanning more than 7 years. The median luminosity of the accretion disc sample is $\log L_{\rm bol}/(\mathrm{erg\,s}^{-1})\approx 47$ and the median $\log M_{\rm BH}/M_\odot\approx 9.35$. At this high mass, the theoretical mass dependence of disc timescales levels off and turns over. The data show a weak dependence of variability on $M_{\rm BH}$ consistent with the turnover and a model where disc timescale drives variability amplitudes in the form $\log A/A_0=1/2\times\Delta t/t_{\rm orb}$, as suggested before. In the future, if the black-hole mass is known, observations of variability might be used as diagnostics of the physical luminosity in accretion discs, and therefore constrain inclination or dust extinction.
Autori: C. Wolf, S. Lai, J. -J. Tang, J. Tonry
Ultimo aggiornamento: 2024-11-04 00:00:00
Lingua: English
URL di origine: https://arxiv.org/abs/2411.02759
Fonte PDF: https://arxiv.org/pdf/2411.02759
Licenza: https://creativecommons.org/licenses/by/4.0/
Modifiche: Questa sintesi è stata creata con l'assistenza di AI e potrebbe presentare delle imprecisioni. Per informazioni accurate, consultare i documenti originali collegati qui.
Si ringrazia arxiv per l'utilizzo della sua interoperabilità ad accesso aperto.
Link di riferimento
- https://orcid.org/0000-0002-1860-0886
- https://orcid.org/0000-0002-4569-016X
- https://orcid.org/0000-0003-2858-9657
- https://orcid.org/0000-0001-9372-4611
- https://www.sdss.org
- https://www.cosmos.esa.int/gaia
- https://www.cosmos.esa.int/web/gaia/dpac/consortium
- https://dx.doi.org/#2
- https://arxiv.org/abs/#1
- https://dblp.uni-trier.de/rec/bibtex/#1.xml
- https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2024A&A...684A.133A
- https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2019PASP..131a8002B
- https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2021ApJ...921...36B
- https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2013MNRAS.431..210C
- https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1994ApJ...429..582C
- https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2017ApJ...834..111C
- https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2020ApJ...903..112D
- https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1999ApJ...514..682E
- https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2002apa..book.....F
- https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2020ApJ...900...25J
- https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1990MNRAS.246..369L
- https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2011MNRAS.417..681L
- https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1993ApJ...414L..85L
- https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2005ApJS..157..335L
- https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2021ApJ...910..103L
- https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1983ApJ...268..582M
- https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2018FrASS...5....6M
- https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2005MNRAS.359.1469M
- https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2018NatAs...2...63M
- https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2022MNRAS.513.1046N
- https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2019NatAs...3..272R
- https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2012MNRAS.427.1800R
- https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2011arXiv1108.0396S
- https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2024ApJ...965L..29S
- https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2008ApJ...680..169S
- https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2022MNRAS.514..164S
- https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2011A&A...533A..67S
- https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1997ARA&A..35..445U
- https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2003ApJ...584L..53U
- https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2024NatAs...8..520W
- https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2012ApJ...758..104Z