Surveys nei raggi X con i satelliti Beppo Sax e Chandra

Capitolo 1. Introduzione
Figura 1.1.: Vengono qui mostrate le bande passanti e quelli assorbite dall’ atmosfe-
ra terrestre; il tutto ovviamente dipende dall’ altitudine sul livello del
mare.
Le bande passanti sono rispettivamente: Radio, IR, visibile ed UV-soft.
Le bande assorbite sono rispettivamente: mm, submm, UV-hard, X e & .
Gli AGN (§ 2) sono galassie, in cui si osserva emissione di origine chiaramente
non stellare nelle zone centrali, spesso non risolte, dette nuclei. Tali oggetti astro-
 sici sono storicamente suddivisi in due grandi classi: i Radio Intensi (Radio Ga-
lassie, Radio Quasars, Blazars) ed i Radio Quieti (Quasars Radio Quieti, LINERs,
Galassie di Seyfert). All’ interno di queste classi storiche esistono delle sottoclassi
di oggetti, che differiscono tra loro in merito alle loro proprieta’ spettrali (Seyfert
di tipo 1 e 2; Quasar di tipo 1 e 2), vedi § 2.1.
Il processo in grado di spiegare l’ alta luminosita’ di questi oggetti in regioni, che
possono essere anche dell’ ordine del millesimo di '( (o meno), e’ l’ accrescimento
di materia su un buco nero supermassivo, vedi §2.4.
Le differenti caratteristiche spettrali possono essere facilmente spiegate secondo
il MODELLO DI UNIFICAZIONE (§ 2.5) tramite effetti geometrici: in entrambe le
classi si suppone che ci sia un nucleo costituito da un buco nero che accresce mate-
ria, probabilmente attraverso un disco di accrescimento, intorno al quale puo’ essere
presente un  toro di materiale otticamente spesso; se quest’ ultimo non intercet-
ta la linea di vista, allora si vede direttamente il nucleo (la caratteristica spettrale
comune sara’ la presenza delle  righe larghe oltre a quelle  strette ) e l’ oggetto
viene classi cato come AGN di tipo 1; se, invece, il toro impedisce l’ osservazione
diretta della radiazione nucleare, allora l’oggetto viene chiamato AGN di tipo 2 (con
presenza solo di  righe strette negli spettri).
Il contributo sommato ed integrato nello spazio e nel tempo di queste classi di
al fondo X, si tratta tuttavia di oggetti, che possiedono uno spettro meno hard di quello degli
AGN, il loro contributo risulta percio’ trascurabile ad alte energie.
2
Sorgenti Galattiche LX
Stelle

corone
	
Binarie X
Residui Supernovae
)+* ,.-


0/2143657	980:

,;=<?>

,@BADC3!EGF.H6IH
JLKNM ,
Pulsar Binarie
)+* ,.-


0/2143657	980:

, @BA >

, @PO C3!EGF.H6IH
Supernovae
)Q* ,.-


0/2143657	980:

, @BA >

, @=< C3!EGF.H6IH
Sorgenti Extragalattiche LX
Galassie Ellittiche )Q*  #   ,R1.365S	980:  ,@PO!>  ,TA=;UC3!EGF.H6IH
Cluster di Galassie )Q*  #   ,R1.365S	980:  , A=@ >  , A=V C3!EGF.H6IH
AGN )+*  #   ,R1.365S	980:  ,TA=;!>  ,TA=WUC3!EGF.H6IH
Tabella 1.2.: Luminosita’ tipiche di alcune sorgenti galattiche ed extragalattiche.
oggetti e’ ormai attestato essere l’ origine della gran parte del fondo di radiazione
X, o per lo meno della componente X ad alta energia (X duri) X Y  1.365 , in
quanto ad energie inferiori il contributo principale risulta essere quello di sorgenti
galattiche (supernovae, residui di supernovae, pulsar e binarie X). Inoltre l’ XRB
presenta un massimo ad energie di Z /,[]\$,$1.365 , quindi una ideale survey X deve
approssimarsi il piu’ possibile a questo intervallo di energia.
Osservativamente sembra che la principale classe di AGNs responsabile del fon-
do di radiazione X sia quella oscurata e tale tendenza emerge maggiormente alle alte
energie. Grazie alla peculiarita’ degli AGN di essere forti emettitori X, e’ possibile
scovarli tramite le Survey X profonde. Le survey X, per questo scopo, sono piu’
potenti delle altre surveys svolte ad altre lunghezze d’ onda, specialmente ad alte
energie, poiche’ il background risulta sensibilmente minore e quindi il campione
utilizzato non e’ affetto dalle forti incertezze statistiche presenti ad altre lunghezze
d’ onda.
Con la costruzione dei moderni strumenti imaging per astronomia X e’ stato
possibile tracciare delle mappe di emissione X in piu’ bande energetiche; tuttavia
per i nostri scopi la banda privilegiata e’ quella che si approssima maggiormente al
massimo dell’ XRB e cioe’ la banda X dura :^\_-  >  ,TC`1.365 .
Le osservazioni profonde nell’ X fatte dai satelliti ROSAT, ASCA, Beppo SAX,
HEAO-1, Chandra ed XMM hanno infatti mostrato la natura di AGN delle  sorgenti
serendipite 2 rivelate nelle surveys e tali AGN sono in gran parte fortemente oscura-
2
Il termine  serendipite si riferisce a qualcosa di trovato, ma non voluto; applicando il termine
alle sorgenti nel cielo, si tratta di quelle sorgenti rivelate, e quindi identi cate per la prima volta,
solamente perche’ presenti nelle vicinanze del target principale dell’ osservazione. Si tratta
3
Capitolo 1. Introduzione
ti. In particolare la survey HELLAS (Fiore et al., 2001) ha risolto circa il /,a dell’
XRB al  usso limite di \_-cbed  ,gfhiA3!EGF7dGj  fg;kHTfh ; ha trovato che almeno  I/ delle
sorgenti HELLAS mostrano uno spettro piu’ hard di quello di una semplice legge
di potenza non assorbita, quindi una sostanziale frazione degli AGN che formano l’
XRB risulta oscurata.
La survey HELLAS ha utilizzato campi pubblici del MECS di SAX  no al
marzo del 1999; da allora si sono resi disponibili innumerevoli altri campi.
Gli obiettivi di questa tesi sono:
% Ampliamento del campione originale della Survey HELLAS (Fiore et al.,
2001) del satellite italo-olandese Beppo SAX nella banda :^\_-  >  ,TC_1.365 e
quindi l’ ottenimento di una maggiore copertura del cielo ad alta risoluzione
al  usso limite proprio della survey e l’ ottenimento di una migliore statistica
basata su un campione piu’ grande, § 3.2.5.3, § 6;
% Analisi del campo  pg1115 di AXAF-Chandra nelle bande :l,.-  > # Cm1.365 , : # >+bTC`1.365
e
:l,.-c/.>QbTC`1.365
con rivelazione delle sorgenti X presenti. Veri ca della sospet-
ta sovradensita’ riscontrata da una precedente osservazione del campo nella
banda soft X con il satellite ROSAT (Fiore et al., 1993); tramite il confronto
dei risultati ottenuti con le


	!2
n	
su campi di prova (CDFS di Chan-
dra, Hasinger & Giacconi et al., 2001, § 3.2.5.4; Lockmann Hole di XMM,
Hasinger et al., 2000, § 3.2.5.5 ed altre surveys ROSAT nella banda soft X),
§ 7;
% Confronti e paragoni tra i risultati ottenuti dalle survey dei satelliti con la
veri ca del modello di sintesi corrente per la XRB (Comastri et al., 2001) e
della funzione comune di evoluzione delle popolazioni di AGN col redshift
(La Franca et al., 2001), § 6. Riempimento della discontinuita’ presente tra
le survey X a grande copertura osservativa e bassa risoluzione (tipo HEAO-1,
Piccinotti & Grossan, 1982) e le survey piu’ profonde ma meno estese (tipo
HELLAS, Fiore et al., 2001 ed ASCA, Georgantopoulos et al., 1998).
Schematicamente si puo’ suddividere questo lavoro di tesi in 3 parti: Parte-I) Back-
ground Scienti co, composta da quelle conoscienze teoriche fondamentali per la
comprensione del lavoro svolto (§ 2 e 3); Parte-II) Strumentazione, una rapida ras-
segna delle tecniche, degli strumenti e dei satelliti per astronomia X utilizzati (§ 4
e 5); Parte-III) Lavoro Sperimentale, in cui vi e’ una dettagliata spiegazione delle
operazioni eseguite nell’ ambito di questo lavoro al  ne di raggiungere gli obiettivi
pre ssati (§ 6, 7 e 8).
quindi di sorgenti trovate  per caso .
4
2. Nuclei Galattici Attivi
Il termine AGN,  ACTIVE GALACTIC NUCLEI e’ riferito all’ esistenza di feno-
meni energetici non attribuibili ad emissione stellare nei nuclei o nelle regioni cen-
trali di galassie. A differenza degli spettri stellari o galattici, gli spettri degli AGN
non possono essere spiegati in termini di emissione di corpo nero ad una singola
temperatura, vedi  g. 2.1.
In realt questa de nizione Ł un po’ vaga. ¨ molto probabile che la maggior
parte delle galassie possegga dei nuclei che sono attivi nel senso che presentano
sorgenti di radiazione oltre a quelle termonucleari all’ interno delle stelle: la stessa
Via Lattea, ad esempio, ospita al suo centro un buco nero di grande massa ( /fld

,o
Jqp
: Genzel et al., 1997, vedi Appendice E per le quantita’ astro siche), come
molte altre galassie  normali . Un oggetto viene classi cato come AGN se questa
attivit Ł chiaramente riconoscibile.
La classi cazione storica per gli AGNs e’ basata sulla loro emissione radio:
le due classi fondamentali sono gli AGN RADIO QUIETI,  RQO ed i RADIO
INTENSI,  RLO .
Un altra suddivisione possibile per gli AGN si basa sulla loro luminosita’, si
possono distinguere, infatti, due classi fondamentali di AGN: le GALASSIE DI SEY-
FERT, che possiedono una luminosita’ tipica nell’ ottico che risulta paragonabile all’
energia totale emessa da tutte le stelle nella galassia (per esempio   , hPh L p ) nella
sola regione nucleare; ed i QUASARS (QSOS), che sono di gran lunga piu’ luminosi
(anche un fattore

,,
) delle Seyfert.
Il Continuo spazia su piu’ bande elettromagnetiche (vedi  g. 2.1), inoltre il
Range di Luminosita’ Ottica ed X spazia su piu’ di / decadi.
2.1. Classi cazione degli AGN
La classi cazione degli AGN puo’ risultare confusa se non si ha ben presente la
 sica che c’ e’ dietro ad ogni componente. In molti casi le differenze sostanziali tra
i vari tipi di AGNs risiedono nel differente modo di osservarli.
5
Capitolo 2. Nuclei Galattici Attivi
Figura 2.1.: SED caratteristico degli AGN (Spectral Energy Distribution) a
confronto con quello di una galassia normale.
Una prima suddivisione puo essere fatta, come gia’ visto, sulla base del’ inten-
sita’ dell’ emissione radio. Si hanno quindi due classi:
r Oggetti Radio Intensi (RLO,  Radio Loud Objects ), che presentano un’ in-
tensa emissione radio; sono rispettivamente: RADIO GALASSIE, QUASARS,
BLAZARS (BL LACS ed OVVS).
r Oggetti Radio Quieti (RQO,  Radio Quiet Objects ), che presentano una de-
bole emissione radio (o non ne emettono affatto, ad esclusione della norma-
le emissione radio della galassia ospite); sono rispettivamente: QUASARS
RADIO QUIETI (QSOS), LINERS, GALASSIE DI SEYFERT.
Un confronto tra le caratteristiche spettrali dei due tipi di oggetti puo’ essere fatto
tramite la  g. 2.2.
Il criterio piu’ utilizzato per discriminare tra i due sottogruppi principali (Galas-
sie di Seyfert e Quasars) e’ in base alla luminosita’ bolometrica.
2.1.1. Galassie di Seyfert
Carl Seyfert (1943) fu il primo a riconoscere che c’ erano molte galassie  attive 
come il prototipo NGC1068 e che esse rappresentavano una classe distinta di oggetti
astro sici. Egli seleziono’ un gruppo di galassie sulla base dell’ alta luminosita’
centrale e dell’  apparenza stellare del nucleo galattico e scopri’ che lo spettro
6
2.1.1 Galassie di Seyfert
Figura 2.2.: Esempi di distribuzione dell’energia per un campione di QSOs radio
quieti (curva solida) e radio intensi (curva tratteggiata), Elvis et al.,
1994. La scala dei  ussi e’ stata arbitrariamente normalizzata a sut
9v
 .
ottico tipico di molte di queste galassie era dominato da forti righe di emissione
nucleare.
Si possono riassumere le caratteristiche salienti di questi spettri:
% Le righe sono  larghe ( full width di anche b  ,,w1  IH ).
% Le righe dell’ idrogeno a volte sono  piu’ larghe delle altre righe.
Nel 1955 inoltre si scopri’ anche una certa emissione radio da parte delle galassie
di Seyfert; tale emissione, se paragonata a quella delle galassie normali, era intensa,
ma, rispetto a quella degli oggetti RLO, era debole.
Le evidenze sperimentali piu’ immediate per questi oggetti sono:
1. I nuclei sono irrisolti (le dimensioni del nucleo sono minori di  ,,xj )
2. L’ emissione nucleare deve durare per piu’ di  , W anni, poiche’ le galassie di
Seyfert rappresentano circa

I

,,
delle galassie spirali.1
1Si puo’ anche ipotizzare che le galassie di Seyfert siano sempre tali, in questo caso avrebbero
una vita media paragonabile a quella dell’ Universo ( y{z}|6~i anni); oppure si puo’ affermare
che tutte le spirali passano attraverso la fase di galassia di Seyfert, quindi poiche’ la percentuale
delle galassie di Seyfert rispetto a quelle normali e dell’ 1%, allora in tale fase rimarranno circa
~i=€‚
~i„ƒ z}|†… anni.
7
Capitolo 2. Nuclei Galattici Attivi
3. Se il materiale nel nucleo e’ gravitazionalmente legato, allora la massa nu-
cleare dovra’ essere molto elevata.2
Il problema fondamentale per gli AGN e’ come un tale ammontare di energia possa
essere generato in un cosi’ piccolo spazio, vedi §2.4.
Le galassie di Seyfert sono degli AGN di bassa luminosita’, cioe’ con Jˆ‡ Y

#g -
Ł‰‹ 
Œ_Ž	 ; esse possiedono un nucleo dall’ aspetto di un quasar, ma la
galassia ospite e’ chiaramente visibile; si tratta di galassie con una brillanza super-
 ciale alta per i nuclei e spettroscopicamente presentano delle righe di emissione
caratteristiche. Otticamente le galassie di Seyfert assomigliano ad una normale ga-
lassia spirale (ma non tutte le Seyfert sono spirali e viceversa). Oggi le galassie di
Seyfert sono identi cate spettroscopicamente dalla presenza di righe di emissione
forti ed altamente ionizzate, vedi  g. 2.3.
Si puo’ inoltre introdurre un’ ulteriore classi cazione delle galassie di Seyfert
in base alle righe di emissione.
Seyfert-1, sono galassie che possiedono due set distinti di righe spettrali, ve-
di § 2.2.1: un set di righe e’ caratteristico di gas a bassa densita’
( ffiZ  ,T@‘  ,oŽj  fg@ ) e ionizzato, che corrisponde a velocita’ del gas di
alcune centinaia di chilometri al secondo (velocita’ maggiore di quelle
delle galassie normali) e che vengono dette  NARROW LINES (righe
strette); si tratta di righe che si originano in regioni speci che dell’
AGN dette NLR, NARROW LINE REGIONS, vedi § 2.3.2. Un secondo
set di righe detto  BROAD LINES (righe larghe) e’ altresi’ osservato,
ma solo nelle transizioni permesse, tali righe larghe presuppongono ve-
locita’ di anche

,
AŽ’

IH
e l’ assenza di righe larghe proibite e’ spie-
gabile col fatto che la densita’ del gas e’ alta ( ffi“S”  , O j  fg@ ), cosic-
che’ la transizione di dipolo non elettrico (radiativa) viene collisional-
mente impedita; anche queste righe si originano da regioni speci che
dell’ AGN dette BLR, BROAD LINE REGIONS, vedi §2.3.1.
Seyfert-2, sono galassie che presentano solamente NARROW LINES nei loro spet-
tri e sono caratterizzate anche da un continuo piuttosto attenuato, vedi
§ 2.2.2.
2Dal  Teorema del Viriale , la massa e’ data da:
•—–
˜!™=š
›
Dove la velocita’ di dispersione e’ ottenuta dalla larghezza delle righe di emissione ( y
z}|†œ Km Žž ) e dove il limite superiore nelle dimensioni del nucleo galattico e’ š Ÿ z}|†| pc per
il fatto che non e’ risolto spazialmente, mentre il limite inferiore sara’ š9¡ z pc, poiche’ le righe
di emissione sono caratteristiche di un gas di bassa densita’.
8
2.1.1 Galassie di Seyfert
Figura 2.3.: In alto a destra e’ mostrato lo spettro tipico a confronto di una galas-
sia di Seyfert 1 ed una Seyfert 2 rispetto agli spettri di diversi oggetti
astro sici, rispettivamente BLLac, Quasar, LINER, BLRG, NLRG e
Galassie Normali.
Attualmente si ritiene che le Seyfert 2 siano in realta’ delle Seyfert 1 in cui siamo
impossibilitati ad osservare direttamente il nucleo e le righe larghe a causa dell’
assorbimento da parte di un materiale circumnucleare, vedi § 2.5.
Come vedremo successivamente tale ipotesi puo’ spiegare facilmente tutte (o
quasi) le differenze osservabili tra i due tipi.3
2.1.1.1. Proprieta’ delle galassie di Seyfert
Le proprieta’ fondamentali delle galassie di Seyfert possono essere di seguito sche-
matizzate:
1. Emissione dal Radio all’ IR.
2. Emissione Ottica ed UV.
3. Righe di Emissione.
3Si potrebbe anche introdurre una notazione diversa per le galassie di Seyfert (Osterbrock, 1981)
che puo’ essere a pieno considerata come sottoclassi cazione; in base alle apparenze dello spet-
tro ottico: Seyfert 1.5; Seyfert 1.8; Seyfert 1.9. Dove quelle con numero maggiore possiedo-
no componenti larghe piu’ deboli rispetto alle componenti strette. Ovviamente la distinzione
principale avviene per H nella serie Balmer che e’ l’ unica nel visibile.
9
Capitolo 2. Nuclei Galattici Attivi
4. Emissione X.
5. Variabilita’.
2.1.1.1.1. Emissione dal Radio all’ IR La forma dello spettro radio indica
un’origine non termica. Probabilmente Ł dovuto ad elettroni relativistici presenti
nella galassia ospite ed in parte ad una componente nucleare. La presenza di tagli
a basse frequenze in alcuni oggetti Ł giusti cata dall’assorbimento di sincrotrone,
anche se la struttura della sorgente Ł sicuramente molto complessa.
L’emissione infrarossa, invece, anche se lo scenario non Ł cos chiaro per tutti
gli oggetti, sembra avere un’origine termica, da attribuire alla presenza di polveri
riscaldate dalla radiazione nucleare. Questa ipotesi Ł suffragata da almeno due ele-
menti caratteristici dello spettro IR delle Seyfert: il massimo nel lontano infrarosso
( s¢Z  ,, v  ) ed il minimo a Z £v  . Il modello delle polveri prevede entram-
bi: intorno ai
"
,Ł

,,
v
 la polvere diventa trasparente alla radiazione, mentre
a temperature dell’ordine di Z # ,,, ’ ( Z ¤v  per un corpo nero) si ha la sua
sublimazione.
D’altra parte, Ł probabile che, almeno in alcuni oggetti, vi sia un signi ca-
tivo contributo all’emissione IR da parte di regioni di intensa attivit stellare (il
cosiddetto  starburst ).
2.1.1.1.2. Emissione Ottica ed UV La caratteristica fondamentale dell’e-
missione ottica/UV Ł senz’altro la presenza del BIG BLUE BUMP, una sorta di
 rigon amento dello spettro che si estende da Z \$,,, ¯  no a Z  ,,, ¯, for-
se connesso all’ eccesso molle richiesto negli spettri X di alcune sorgenti. La sua
origine Ł in genere attribuita ad emissione termica da parte del disco di accresci-
mento intorno al buco nero centrale, con temperature che variano da  ,gV ’ a  ,To ’
a seconda che la regione sia otticamente sottile o spessa.
2.1.1.1.3. Righe di Emissione La grande quantit di righe osservate Ł ben
spiegata in termini di ionizzazione da parte della radiazione nucleare (fotoionizza-
zione) di materiale circostante la sorgente centrale delle Seyfert. Abbiamo gi visto
come la presenza di righe larghe permesse sia un criterio di distinzione tra le Sy1 e le
Sy2. Le differenze  siche con le righe strette indicano una diversa collocazione del
materiale che le produce: le righe larghe avrebbero la loro origine nella  broad line
region (BLR), vicino al nucleo; le righe strette nella  narrow line region (NLR),
ad una distanza maggiore dal nucleo.
2.1.1.1.4. Variabilita’ La radiazione emessa dalle Sy1 Ł spesso molto variabile
nel tempo, sia nella componente del continuo, sia nelle righe.
10
2.1.2 Quasars
La banda che mostra i tempi scala piø brevi Ł quella dei raggi X (McHardy,
1990; Grandi et al., 1992), con valori che possono scendere  no al centinaio di
secondi, corrispondente a dimensioni della regione emittente pari a E t jŽ¥ t
/]¦

,gh;§j
 Z



,QE?¨
per buchi neri con  masse tipiche di  ,©<w  ,W Jqp ,
confermando l’origine estremamente compatta della radiazione X.
Un altro risultato interessante viene dallo studio della variabilit delle righe lar-
ghe nello spettro delle Sy1, tipicamente in ritardo di alcuni giorni rispetto al conti-
nuo, ponendo la BLR ad una distanza di appunto qualche giorno-luce dalla sorgente
centrale. Invece, non sono state osservate variazioni nell’intensit delle righe stret-
te, suggerendo che la distanza della NLR sia molto piø grande, in perfetto accordo
con lo scenario dei modelli di uni cazione ( ª 2.5).
2.1.1.1.5. Emissione X Viene trattata in dettaglio nel § 2.2.
2.1.2. Quasars
Il primo quasar fu scoperto tramite la prima survey radio del cielo nel lontano 1950.
Da allora la risoluzione spaziale delle surveys e’ cresciuta tanto da poter risolvere al-
cune di queste Quasi Stellar Radio Sources. I cataloghi piu’ famosi sono: 3C, 3CR,
4C, PKS, AO ed Ohio. Ognuna di queste surveys operava a differenti lunghezze d’
onda, ma sempre nel radio.
Molte di queste sorgenti radio furono risolte in galassie normali rinominate RA-
DIO GALASSIE, mentre alcune di queste sorgenti possedevano una controparte ot-
tica che aveva l’ aspetto stellare (la prima di queste sorgenti radio quasi stellari fu
3C48: una stellina di magnitudine 16). Nonostante l’ aspetto fosse stellare, lo spet-
tro pero’ appariva alquanto confuso, poiche’ presentavano delle forti righe di emis-
sione larghe a lunghezze d’ onda non identi cabili. La fotometria mostro’ inoltre
che tali oggetti rivelavano un anomalo eccesso blu nella radiazione emessa. Quando
poi gli stessi problemi spettro-fotometrici furono individuati su un’ altra sorgente
radio (3C273), si intui’ che le righe osservate erano in realta’ le righe della serie
11
Capitolo 2. Nuclei Galattici Attivi
Balmer dell’ idrogeno e quelle del MgII al redshift inusuale «¬t ,.-   b .4 Questo
redshift osservato era di un ordine di grandezza maggiore di quello osservato per
le galassie di Seyfert (anche il piu’ grande mai misurato allora), che presupponeva
una distanza cosmologica rilevante.
Piu’ problematico era pero’ spiegare l’ enorme luminosita’ implicata ( ­ t

/.-

¯® F ), infatti dalla formula del modulo di distanza,   J t°±i² F ³“´iµ¶n·‘¸ ‰ #  ,
si ottiene una magnitudine assoluta di 3C273 J0‡ t  #  -c/ ‰¹±i² FŒD	 , di un fat-
tore

,,
piu’ luminosa di una spirale normale come la Via Lattea o la Galassia di
Andromeda.
L’ importanza dei quasars fu subito evidente, in quanto le grandi luminosita’
permettevano di esplorare l’ universo lontano ed erano testimonianze evidenti di fe-
nomeni  sici estremi non osservabili localmente. Attualmente (inizio anno 2002) il
massimo redshift osservato per un quasar e’ «7 " - # b (quasar J103027.10+052455.0).
I quasars rappresentano la sottoclasse piu’ luminosa degli AGN con una magni-
tudine nucleare
Jº‡q» 
#4 -
g‰S 
Œ_k	 ; come gia’ sappiamo una piccola minoran-
za ( ¼   , %) di questi oggetti sono radio sorgenti che de nivano originariamente
la classe dei quasar. In generale i quasar si differenziano dalle galassie di Seyfert
per il fatto che sono spazialmente non risolti (grandezza angolare ½q¾ G¿ ¿ ); ad ogni
modo molte di queste sorgenti sono circondate da un tenue alone sfumato spesso
detto  Quasar Fuzz , che sembra essere generato dalla luce stellare diffusa della
galassia ospite ed altre sorgenti presentano altre caratteristiche morfologiche come
 Jets e  Lobi Bipolari .
I Quasar Radio Intensi presentano spesso una notevole variabilit ed un’alta
percentuale di polarizzazione, oltre ad emissione nella banda X. L’evoluzione co-
smologica dei QSO con il  redshift Ł molto forte: si pu , infatti, approssimare la
dipendenza della luminosit in funzione del redshift come:
)

«
	
tÁÀ ) G  ‰ˆ« 	à« ¾ #j
²
H!¥Ž-
#
¾Ä«„¾ / (2.1)
4
Il redshift e’ la quantita’ de nita come la differenza tra la lunghezza d’ onda osservazionale di una
sorgente in moto meno quella osservata in laboratorio diviso la lunghezza d’ onda nel laboratorio
stessa: Å
ƒ¢ÆÈÇÉÆ 
Æ

ƒÊÆ
Æ

Ç
z
–
˜ Ë
nel caso non relativistico
La piu’ ovvia interpretazione del redshift e’ di natura cosmologica come conseguenza dell’
espansione dell’ Universo e quindi rispetta la legge di Hubble:
Ì
ƒ
Ë
Å

Í

ƒÏÎ |k|†| Å!Ð$Ñ ~ Mpc ƒflÒ‘Ó | Ð©Ñ ~ Mpc
Dove
Ð

e’ la costante di Hubble in unita’ di zU|k|†ÔeÕºÖUž Ñ ~ •Ø× Ë Ñ ~ .
12