I buchi neri supermassicci (SMBH) sono probabilmente gli oggetti più energetici nelle galassie. Per loro natura sono compatti, formalmente invisibili ma capaci di produrre fenomeni estremamente energetici su tutto lo spettro elettromagnetico.
Purtroppo (o per fortuna), questi oggetti sono molto distanti dal Sistema Solare. Il più vicino è SgrA* al centro della nostra Galassia, trincerato dietro una spessa coltre di stelle, gas e polveri. Altri sono distanti milioni di anni luce e quindi deboli e di dimensioni apparenti ancora più ridotte. Con specifiche tecniche interferometriche e complessi processi di analisi, gli astronomi sono riusciti a restituirci le prime immagini di questa classe di oggetti nel dominio delle onde radio millimetriche. È il caso della famosa immagine di M87A* che non spicca per nitidezza, ma c’è da dire che essa rappresenta una regione di spazio comparabile al nostro Sistema Solare alla distanza di ben 53 milioni di anni luce!
Potenti ma sfuggenti
Senza tecniche speciali e osservazioni multi-spettrali, degli SMBH otteniamo immagini che mostrano gli effetti globali nelle loro galassie ospiti, come i nuclei attivi (AGN) con la presenza di getti relativistici e lobi contrapposti di emissione. Per il resto, poco o nulla tradisce la presenza di tali mostri gravitazionali, non di rado quiescenti come quello al centro della Via Lattea.
La radiazione elettromagnetica, tuttavia, trasporta molte più informazioni di quanto spesso crediamo. Mediante l’osservazione delle righe spettrali, ad esempio, gli astrofisici possono studiare in che modo e a quale velocità un oggetto si muove nello spazio, comprenderne le condizioni fisiche e chimiche. Da queste osservazioni possono essere eseguite altre stime e misure.
Grazie a tali proprietà della luce, può essere indagata ovviamente la regione nei pressi di uno SMBH e il suo disco di accrescimento. Non è un compito facile a causa delle dimensioni intrinseche, pari a una frazione piccolissima dell’intera galassia ospite. La cosa è ulteriormente complicata dalle dimensioni apparenti, quindi queste osservazioni sono possibili soltanto in galassie relativamente vicine. Ed è quello che ha fatto un gruppo di ricerca producendo la prima osservazione della regione periferica del disco di accrescimento di uno SMBH. La ricerca è illustrata su The Astrophysical Journal Letters (ApJL 953 L3).
L’uso della spettroscopia
Lo studio spettroscopico dei dischi di accrescimento può migliorare la comprensione degli SMBH e l’evoluzione delle loro galassie ospiti. Questo è stato l’approccio seguito nello studio guidato dalla giovane dottoranda Denimara Dias dos Santos. Utilizzando gli strumenti del telescopio Gemini North, ha ottenuto la prima rilevazione in assoluto di due linee di emissione nel vicino infrarosso (NIR) prodotte nel disco di accrescimento della galassia III Zw 002, riuscendo a stabilire un limite fisico alle dimensioni di tali strutture.
Le linee di emissione sono foriere dello stato eccitato degli atomi che, scendendo a un livello energetico inferiore quantizzato, rilasciano luce nel processo a specifiche lunghezze d’onda. Poiché ogni atomo ha un insieme unico di livelli energetici, le righe spettrali permettono di stabilirne l’origine. La lettura di uno spettro, quindi, permette di ottenere molte informazioni sull’ambiente osservato.
La regione della linea larga
Nel caso specifico di un disco di accrescimento, non può essere però trascurato l’effetto dell’enorme gravità del buco nero sulla materia che lo compone. Il gas eccitato vortica a migliaia di chilometri al secondo prima di essere inghiottito dalla voragine gravitazionale. Uno degli effetti è osservato nelle linee di emissione che si presentano allargate e con picchi meno profondi rispetto a quanto osserviamo in situazioni di riposo. La regione del disco di accrescimento dove hanno origine queste linee è chiamata “regione della linea larga”.
Essendo un disco in veloce rotazione, sotto la giusta prospettiva, è osservato un secondo fenomeno che può essere utilizzato come prova della presenza di un disco di accrescimento: le linee di emissione allargate si presentano con un profilo a doppio picco. Questo accade perché il gas da un lato si allontana dall’osservatore, mentre dall’altro si muove verso di esso. Questi movimenti relativi allungano e comprimono le linee di emissione, rispettivamente a lunghezze d’onda più lunghe e più corte. Come risultante, appare una linea allargata con due picchi distinti, uno proveniente da ciascun lato del disco.
Questi profili a doppio picco sono osservabili in sorgenti poste quasi frontalmente ed era stato osservato essenzialmente nelle linee H-alfa e H-beta. Originate nella regione della linea larga, queste linee a doppio picco non ci dicono un granché sulle dimensioni fisiche del disco di accrescimento. Tuttavia, recenti osservazioni nel NIR hanno rivelato una regione della linea larga esterna non osservata in precedenza.
(Tratto da Denimara Dias dos Santos et al 2023 ApJL 953 L3)
Due righe infrarosse
La linea Paschen-alfa dell’idrogeno ha origine nella zona interna di questa regione, mentre la linea OI (ossigeno neutro) ha origine nella sua periferia. Attraverso il loro studio possiamo quindi stabile la distanza dallo SMBH in base al moto orbitale esibito. Queste due righe sono in una banda spettrale che non risente molto dell’assorbimento atmosferico e sono emerse inaspettatamente durante le osservazioni con lo spettrografo Gemini Near-Infrared (GNIRS).
Che il nucleo della galassia III Zw 002 (anche Mrk 1501 and PG 0007+106), una Seyfert 1 AGN posta a z = 0,089, rivelasse prove di un disco di accrescimento, gli astronomi lo sapevano dal 2003. Nel 2021, la galassia è stata osservata anche nel NIR. GNIRS è, infatti, in grado di osservare l’intero spettro del vicino infrarosso (800-2500 nanometri) in una sola volta su più bande. GNIRS ha ottenuto uno spettro pulito e calibrato in cui sono stati registrati più profili a doppio picco. Non solo è stata confermata la presenza del disco ma anche migliorata, per la prima volta, la conoscenza della sua regione periferica.
Vincoli fisici alle dimensioni
Il rilevamento delle righe infrarosse a doppio picco impone vincoli rigorosi alla geometria della regione, ma fissano pure limiti fisici oggettivi. La loro formazione avviene infatti a distanze precise nel disco. Confrontando le osservazioni con i modelli, il team è stato in grado di estrarre parametri che forniscono un quadro più chiaro della regione delle linee larghe in III Zw 002.
La linea Paschen-alfa ha origine a un raggio di 16,77 giorni luce dallo SMBH. La linea OI è invece originata in un anello a 18,86 giorni luce. I calcoli indicano che il raggio esterno della regione sia di 52,43 giorni luce, osservata sotto un angolo di 18° rispetto alla linea di vista. Lo SMBH è di 400-900 milioni di masse solari.
