Selezione di un catalogo di nuovi blazars nella survey a

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F̀  S M, F  N
D  F
Selezione di un catalogo di nuovi blazars nella
survey a multifrequenza ROXA
Tesi di laurea specialistica in Scienze dell’Universo di:
Sara Turriziani
Relatore Esterno:
Dr. Paolo Giommi
Relatore Interno:
Prof. Fausto Vagnetti
A A 2006–2007
Twinkle, twinkle quasi-star
Biggest puzzle from afar
How unlike the other ones
Brighter than a billion suns
Twinkle, twinkle, quasi-star
How I wonder what you are.
- George Gamow, “Quasar” (1964)
Ai miei nonni, mami, papi ed Angie
Ad Alex
When you’re gone
The pieces of my heart are missing you
- Avril Lavigne
Indice
Sommario
1
Proprietà Generali degli AGN Radio-Loud e Caratteristiche dei Blazar
5
1.1
Il ”Paradigma” Generale degli AGN . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
6
1.2
Classificazione degli AGN . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
8
1.3
Schemi Unificati per AGN Radio-Loud . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
9
1.3.1
Radio-Galassie e Blazar . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
13
1.3.2
Effetti del Beaming relativistico . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
15
Le proprietà dei Blazar . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
17
1.4.1
Classificazione dei Blazar . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
19
1.4.2
Evoluzione cosmologica dei Blazar . . . . . . . . . . . . . . . . .
22
Distribuzione Spettrale di Energia . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
24
1.5.1
Processi di Sincrotrone e Compton Inverso . . . . . . . . . . . . .
29
1.5.2
Modelli SSC e EC . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
31
1.5.3
Analisi della SED . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
33
1.6
Considerazioni sulla “Blazar Sequence” . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
35
1.7
Survey di Blazar . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
36
1.7.1
Copertura dello Spazio dei Parametri . . . . . . . . . . . . . . . .
41
Perché studiare i Blazar . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
42
1.4
1.5
1.8
2
1
Survey Radio profonde: NVSS e ATCAPMN
45
2.1
NRAO VLA SKY SURVEY . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
45
2.2
ATCA catalogue of compact PMN sources . . . . . . . . . . . . . . . . . .
47
3
La ROSAT ALL SKY SURVEY
49
4
La SLOAN DIGITAL SKY SURVEY
53
4.1
Apparato Sperimentale . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
55
4.2
Note tecniche sugli strumenti . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
56
ii
INDICE
4.3
4.4
4.5
4.6
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59
61
67
69
5
2dFGRS e 2dFQSO
5.1 2dF Galaxy Redshift Survey . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
5.2 2dF QSO Survey . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
73
73
78
6
Una panoramica generale su BROWSE
81
7
Il catalogo ROXA
7.1 Il metodo di selezione . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
7.1.1 La cross-correlazione radio - X . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
7.1.2 Selezione dei candidati Blazar . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
7.2 Classificazione delle controparti ottiche usando dati dalle survey SDSS e 2dF
7.2.1 Classificazione delle Sorgenti . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
7.3 ROXA ONLINE . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
83
83
84
84
85
86
90
8
ROXA J081009.9+384757.0
8.1 SDSS J081009.9+384757.0 e RX J0810.2+3847
8.2 Osservazioni con Swift e riduzione dati . . . . .
8.2.1 Analisi dell’immagine ottenuta con XRT
8.2.2 Analisi spettrale dati XRT . . . . . . . .
8.2.3 Risultati dalle osservazioni con UVOT . .
8.3 Analisi dei risultati . . . . . . . . . . . . . . . .
93
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94
95
96
97
98
9
Data Processing Software . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
Differenze principali tra la DR1 e le successive Data Release
Dati disponibili su web della SDSS . . . . . . . . . . . . . .
Problemi informatici e protocolli di trasferimento . . . . . .
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Conclusioni
103
BIBLIOGRAFIA
106
A Note sulla SDSS
119
A.1 Algoritmo di selezione per i quasar . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 119
A.2 Conversione tra magnitudini e flussi . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 122
B IRAF
125
C Catalogo ROXA
127
Ringraziamenti
129
Sommario
Sebbene i blazar siano numericamente solo una piccola frazione dell’intera popolazione
di Nuclei Galattici Attivi, si ha sempre più evidenza che essi costituiscano la popolazione dominante di sorgenti extra-galattiche nelle bande delle microonde, X dura e gamma.
Inoltre, è stato verificato che i blazar sono anche i principali contaminanti delle mappe delle fluttuazioni della radiazione cosmica di fondo (Cosmic Microwave Background, CMB;
cfr. Giommi & Colafrancesco 2004; Giommi & Colafrancesco 2005; Giommi et al. 2006).
Attualmente il numero totale di blazar conosciuti sta rapidamente crescendo e si attesta su
circa duemila unità, ma gli osservatori spaziali dei prossimi anni, quali AGILE, GLAST e
Planck, saranno in grado di rilevare diverse migliaia di oggetti di questo tipo. È quindi necessario ed auspicabile identificare nuovi campioni di blazar in modo da poterne studiare le
caratteristiche multi-frequenza e le proprietà statistiche proprio in preparazione ai risultati
di queste importanti missioni spaziali.
La recente ampia disponibilità di grandi cataloghi astronomici multi-frequenza e dati
spettrali - quali NVSS, ATCAPMN, RASS, SDSS e 2dF - può essere agevolmente sfruttata per costruire grandi campioni di blazar senza dover richiedere tempo di telescopio
aggiuntivo.
Questo progetto presenta il catalogo ROXA (Radio Ottico X realizzato presso ASDC;
Turriziani et al. 2007), che consiste in una lista di 816 oggetti di cui 510 sono blazar confermati. Per la costruzione di ROXA, è stato dapprima assemblato, con l’ausilio del software
EXOSAT/BROWSE, un catalogo di 7662 oggetti scelti in modo che avessero proprietà
blazar-like attraverso una cross-correlazione tra ampie survey radio (NVSS, ATCAPMN)
e X (RASS), utilizzando le magnitudini ottiche del catalogo GSC2. Si è poi studiato il
sottocampione di oggetti contenute nella Data Release 4 della Sloan Digital Sky Survey
(SDSS-DR4) e nelle survey 2dFQSO e 2dFGRS, per poter identificare spettroscopicamente
i candidati blazar e verificare cosı̀ la validità del metodo di selezione.
Il catalogo finale consta nel 62.5% di blazar confermati, nel 13% di QSO per i quali non
sono disponibili informazioni spettrali nel radio e solo nel 19% dei casi i candidati sono
risultati essere sicuramente di tipo non blazar. Dato che nel campione il rapporto tra QSO
con spettro piatto e ripido è 254/102, si presume che la maggioranza dei QSO senza infor-
2
INDICE
mazioni spettrali sia di tipo blazar. In conclusione, si può ragionevolmente affermare che
l’algoritmo di selezione ha un’efficienza di circa il 70%. Il catalogo ROXA include inoltre
173 nuove identificazioni di blazar, ovvero circa il 10% dei blazar attualmente conosciuti.
La soglia relativamente alta nella banda d’energia X (imposta dalla survey RASS) seleziona preferibilmente oggetti con alto rapporto f x / fr portando alla scoperta di numerosi nuovi
High Energy Peaked BL Lac (HBL). Il catalogo quindi include molti nuovi target potenziali
per osservazioni nelle bande GeV-TeV.
In linea di principio, sarebbe possibile costruire un campione molto più vasto utile per l’identificazioni di sorgenti di foreground nelle mappe della CMB e nelle osservazioni nella
banda gamma, se si applicasse questo metodo di selezione all’intero cielo e non solo a regioni limitate. Attualmente, i dati ottici maggiormente corrispondenti alle esigenze sono quelli
provenienti dal progetto della SDSS. Per questo motivo si pensa di aggiornare il catalogo
ROXA appena nuove release di dati della SDSS saranno disponibili.
ROXA J081009.9+384757.0 (Giommi et al. 2007b), con un redshift z=3.95, è uno degli
oggetti di tipo blazar tra i più significativi del campione, con una Distribuzione Spettrale di
Energia fortemente inusuale. Il satellite Swift (Gehrels et al. 2004) ha permesso di confermare l’identificazione della sorgente con il blazar che quindi è uno dei più luminosi FSRQ
conosciuti nella banda X, con un alto rapporto flusso X su flusso radio ( f x / fr ! 5 × 10−11
erg cm−2 s−1 Jy−1 ), tipico degli oggetti HBL, che hanno il picco del sincrotrone nella banda
X. Una conseguenza importante della ipotesi plausibile che il massimo da emissione di sincrotrone di ROXA J081009.9+384757.0 si trovi nella banda X dura è che questo oggetto
contraddirebbe fortemente la dichiarata anti-correlazione tra luminosità e posizione del picco del sincrotrone, spesso chiamata “Blazar Sequence” (Fossati et al. 1998; Ghisellini et al.
1998), la cui validità è stata già messa in dubbio da una serie di studi su grandi campioni di
blazar selezionati in vari modi (e.g. Giommi et al. 1999, 2002a, 2006; Padovani et al. 2003;
Caccianiga & Marchã 2004; Antón & Browne 2005; Nieppola et al. 2006; Landt et al. 2006;
Padovani 2007). Se l’emissione da sincrotrone di ROXA J081009.9+384757.0 raggiungesse davvero il massimo nella banda X dura, allora il picco della componente Compton in
uno scenario SSC (Synchrotron Self Compton) si verrebbe a trovare nella banda di energia
γ. Questo oggetto è in definitiva un target molto promettente per GLAST per determinare
la forma dello spettro della componente di Compton Inverso.
Recentemente è stata riportata la scoperta di un blazar ad alto redshift, IGR J22517+2218
(Bassani et al. 2007), nei dati di INTEGRAL (Winkler et al. 2003), con una SED simile a quella di ROXA J081009.9+384757.0. È quindi importante comprendere se ROXA J081009.9+384757.0 è una sorgente unica o, come sembra, il prototipo di una nuova
classe di AGN veramente molto luminosi. La ricerca di altri FSRQ di alto redshift, basata
su un approccio multifrequenza, è quindi di rilevanza cruciale per studiare la fisica di questa
INDICE
3
famiglia di sorgenti extragalattiche ed in particolare la loro abbondanza.
In questo lavoro è stata utilizzata una cosmologia con parametri in accordo con i risultati del Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP; Bennett et al. 2003): H 0 =70 km
s−1 Mpc−1 , Ω M =0.3, ΩΛ =0.7 (Spergel et al. 2003).
keywords: radiation mechanisms: non-thermal – galaxies: active – galaxies: blazars, Xray: galaxies: individual: ROXA J081009.9+384757.0
4
INDICE
Capitolo 1
Proprietà Generali degli AGN
Radio-Loud e Caratteristiche dei
Blazar
A journey that begins where everything ends!
You can’t escape the most powerful force in the universe.
- “The Black Hole” (1979)
Le survey di questi ultimi anni hanno permesso di incrementare di molte unità il numero
di galassie conosciute, ma di esse solo una piccola frazione esibisce (∼ 1%) fenomeni
connessi ad attività nucleare (sorgenti indicate come radio-loud). Questi fenomeni sono in
linea generale: 1. un nucleo (core) compatto (meno di 0.1 pc) e luminoso al punto che la
sua luminosità (fino a 1047 erg s−1 ) sovrasta quella dell’intera galassia che lo ospita, che è
data invece dalla somma delle emissioni di tutte le sue stelle; 2. una radiazione continua
della componente nucleare che si estende dal radio ai raggi X, ed in alcuni casi nella banda
di energia γ; 3. le righe di emissione nella banda ottica prodotte nelle regioni centrali non
sono originate da processi stellari; 4. radiazione del continuo fortemente variabile o righe
di emissione o presenza di entrambe le caratteristiche; inoltre, 5. presenza di emissione
radio non termica proveniente dal centro in forma di jet. Le galassie che nelle osservazioni
mostrano una o più di una di queste proprietà sono comunemente indicate come Active
Galactic Nuclei (AGN), nome che enfatizza il fatto che l’attività risulta essere confinata
principalmente nelle regioni centrali.
6
1.1 Il ”Paradigma” Generale degli AGN
La struttura approssimativa di un AGN, basata su diversi tipi di osservazioni, è riassunta in
Fig. 1.1 (un adattamento dalla rassegna sugli AGN radio-loud ad opera di Urry & Padovani
(1995)). L’idea alla base della classificazione è che l’emissione dalle regioni più interne
dell’AGN sia altamente isotropa.
Il modello attualmente riconosciuto valido per descrivere le caratteristiche osservative
degli AGN include la presenza di un buco nero (M ! 10 6 − 109 M" ), situato al centro,
che funge da macchina gravitazionale, attirando verso il centro il materiale circostante. A
causa della conservazione del momento angolare il materiale in caduta forma un disco di
accrescimento, che irradia convertendo il potenziale gravitazionale in energia termica. Si
ritiene sia l’alta efficienza della trasformazione di materia in energia in un tale flusso di
materia in accrescimento a permettere che gli AGN producano in volumi piccoli (∼ 10R G =
5 × 10−5 pc per un buco nero di 108 M" , in cui RG = GM/c2 è il raggio gravitazionale del
buco nero) luminosità straordinarie (fino a 10 47 erg s−1 ), che sono di gran lunga più grandi
di quelle osservate in processi stellari ordinari, di tipo non esplosivo. L’assunto più comune
circa lo stato del plasma all’interno del disco di accrescimento è che esso sia otticamente
spesso e termico. Questo implica che l’energia rilasciata si estende approssimativamente
dall’ottico ai raggi X soffici con una frazione sostanziale di fotoni emessi nell’ultravioletto
(UV).
In aggiunta al buco nero centrale e al disco di accrescimento che lo circonda, nuvole
massicce di gas si muovono rapidamente nella buca di potenziale del buco nero a distanze
alquanto più grandi. Queste nuvole sono investite dalla radiazione proveniente dal disco
di accrescimento e producono le intense righe di emissione caratteristiche dello spettro di
un AGN (cfr. Fig. 1.3, in basso), principalmente tramite processi di fotoionizzazione ed
eccitazione per collisione. Le nuvole più vicine alla sorgente centrale (∼ 0.001 − 1 pc)
sono più dense (generalmente nel range di densità n ∼ 10 8 − 1012 cm−3 ) e si muovono più
−1
velocemente. Queste originano le righe di emissione larghe ( >
∼ 1000 km s ) nello spettro
dell’oggetto, che sono usualmente transizioni permesse. Le più importanti tra loro sono le
righe dell’idrogeno dalle serie di Balmer e di Lyman e le transizioni degli ioni di carbonio
e magnesio. Queste nuvole sono comunemente indicate come la broad-line region (BLR)
con FWHM tipico > 1000 − 2000 km s−1 , fino a FWHM ! 10000 km s−1 . Le nuvole di gas
più distanti (fino ad alcuni kpc; e.g. Schmitt & Kinney (1996); Bennert et al. (2002)) hanno
velocità e densità più basse (n ∼ 103 −106 cm−3 ) e formano la cosiddetta narrow-line region
(NLR) con FWHM tipico < 1000 − 2000 km s−1 . Sono permesse righe di emissione strette
e, data la densità elettronica relativamente bassa (n e ∼ 1010 cm−3 ), anche righe proibite. Le
più forti tra queste ultime sono le transizioni di ossigeno ionizzato e neon.
1.1 Il ”Paradigma” Generale degli AGN
F 1.1. Diagramma schematico del paradigma attualmente in uso per descrivere le caratteristiche degli AGN (nota: non in scala; adattato da Urry & Padovani
(1995)). Un disco d’accrescimento luminoso circonda il buco nero super-massivo
centrale. Righe di emissione larghe e strette sono prodotte rispettivamente in nuvole
di materiale più vicine (chiazze scure) e più distanti (chiazze chiare) dalla sorgente
centrale. Un toro spesso di polvere (o un disco deformato) oscura la regione che
emette righe larghe per osservazioni lungo linee di vista trasversali. Forti jet radio
emettono dalla regione vicina al buco nero negli AGN radio-loud. Per un buco nero
di 108 M! , il raggio gravitazionale è di ∼ 10−5 pc, il disco di accrescimento emette
principalmente da ∼ 3 − 100 × 10−5 pc, la regione responsabile delle righe d’emissione larghe è localizzata entro ∼ 5 − 50 × 10−3 pc dal buco nero ed il raggio del
toro di polvere è probabilmente di ∼ 0.1 pc. La regione in cui sono prodotte le righe
d’emissione strette si estende approssimativamente da 1 a alcuni 10 3 pc e i jet radio
sono stati osservati su scale da 0,1 a diverse volte 100 kpc.
7
8
Dato che non si osservano righe di emissione larghe in tutti gli AGN, ma quasi sempre
righe strette, si ipotizza l’esistenza di un toro (o disco deformato) spesso di polvere. Si
assume che il toro di polvere sia localizzato esternamente al disco di accrescimento e che
escluda la BLR per certe orientazioni dell’AGN rispetto la linea di vista. Una forte evidenza
che esso esista effettivamente viene da osservazioni dirette di righe di emissione larghe polarizzate nella luce polarizzata diffusa di numerosi AGN (Antonucci & Miller 1985; Cohen
et al. 1999; Lumsden et al. 2001).
In oggetti radio-loud si ha la presenza aggiuntiva di un jet relativistico, in direzione circa
perpendicolare al disco, che produce una forte anisotropia e amplificazione dell’emisione
del continuo (“relativistic beaming”). Questi jet sono fiotti di plasma (probabilmente per la
maggior parte elettroni e positroni o elettroni e protoni) che sono collimati ed accelerati da
un forte campo elettromagnetico, quindi irradiano per processi di sincrotrone. I jet emettono
da regioni vicine al buco nero centrale e alimentano lobi estesi a distanze davvero molto
grandi (fino a diverse centinaia di kpc) da entrambi i lati rispetto alla sorgente centrale.
In generale, le diverse componenti dominano a diverse lunghezze d’onda: il jet è preponderante per l’emissione a frequenze radio e γ (sebbene contribuisca anche all’emissione in altre bande), il disco di accrescimento è ritenuto un forte emettitore nella banda
ottica/UV/X soffice, mentre il materiale assorbente emetterà prevalentemente nell’infrarosso (IR). È dunque evidente che una comprensione piena del fenomeno AGN potrà venire
soltanto da studi multifrequenza.
1.2 Classificazione degli AGN
Storicamente, le righe di emissione hanno fornito il primo importante criterio di classificazione.
Sulla base degli spettri ottici e UV, gli oggetti con righe di emissione larghe (FW H M >
2000 Kms−1 ) sovrapposte ad un continuo luminoso sono stati classificati come sorgenti di
Tipo 1, mentre le sorgenti di Tipo 2 includono quegli AGN i cui spettri mostrano solo
righe strette e un continuo debole. Le differenze del continuo in queste due classi sono
state spiegate con successo come un mero effetto di orientazione, causato dalla presenza di
materiale assorbente (generalmente si fa riferimento ad un “toro” di polvere come spiegato
nel paragrafo 1.1) lungo alcune linee di vista che oscura le regioni centrali. In oggetti di
Tipo 1, le regioni nella buca di potenziale del buco nero non sono nascoste dal toro, per
cui si può osservare direttamente l’emissione dal disco e dalla BLR. In oggetti di Tipo 2,
queste regioni invece sono oscurate dal toro, che assorbe parte dell’emissione del disco
(da cui un continuo più debole) e dunque è visibile solo la radiazione proveniente dalle
regioni più esterne, ovvero dalla NLR. Le galassie di Seyfert e le radio-galassie possono
1.3 Schemi Unificati per AGN Radio-Loud
9
avere spettri di entrambi i tipi, mentre alcuni Quasar di Tipo 2 sono stati scoperti soltanto
di recente (Franceschini et al. 2000). In questa classificazione un posto speciale è occupato
dalla classe degli oggetti BL Lacertae (BL Lac), caratterizzati da una peculiare debolezza od
anche dall’assenza (equivalent width EW < 5 Å) delle righe di emissione e della presenza
di un forte continuo non termico.
Un’altra suddivisione importante è quella che si basa sulla preponderanza o meno della
emissione radio rispetto a quella ottica.
La definizione del rapporto tra flusso radio a 5 GHz e flusso ottico nella banda B,
R = F5 /F B , permette di distinguere tra AGN Radio-Loud e Radio-Quiet nel caso in cui
R sia rispettivamente maggiore o minore di 10. Forti jet relativistici sono presenti solo
negli oggetti radio-loud, sebbene flussi uscenti di materia a velocità alte ma non relativistiche (∼ 0.1c) sembrino essere presenti anche in oggetti radio-quiet, fenomeno indicato
come BAL (presenza di Broad Absorption Lines in spettri UV-ottici). Le sorgenti radioloud costituiscono il 10% dell’intera popolazione di AGN (Ivezić et al. 2002). Gli spettri
IR-ottico-UV di AGN radio-quiet e radio-loud sono molto simili (e.g., Francis et al. 1993),
suggerendo cosı̀ che la componente termica sia pressappoco la stessa in entrambe le classi.
Attualmente, ancora non è ben chiaro se la bimodalità osservata sia un’effettiva dicotomia
(Xu et al. 1999) all’interno della popolazione degli AGN oppure, al contrario, sia soltanto
apparente e frutto di un qualche bias di tipo osservativo. La seconda interpretazione sembra essere sostenuta da survey recenti che hanno trovato una vasta popolazione di sorgenti
deboli “intermedie”, non osservate in studi precedenti (Helfand et al. 1999).
Le due cause di anisotropia, i.e. l’oscuramento della luce dall’infrarosso all’ultravioletto
da parte di gas otticamente spesso e polvere e l’irraggiamento relativistico da jet radio,
sono entrambe importanti per gli oggetti radio-loud su cui si focalizzerà l’attenzione nel
prosieguo del capitolo.
La simmetria complessa e non sferica costruita dal motore centrale ha portato a classificare
gli AGN in molte tipologie apparentemente differenti. All’interno della classe degli AGN
di tipo radio-loud, attualmente gli oggetti si differenziano nelle classi di quasar, BL Lac e
radio-galassie.
Gli AGN Radio-Loud sono le sorgenti che esibiscono le strutture radio più spettacolari. Le radio-galassie raggiungono le dimensioni lineari più grandi e i loro spettri (ottici)
mostrano solo righe di emissione deboli (quando presenti). Quindi, si ritiene che queste
sorgenti siano orientate in modo che i loro jet radio si trovino a grandi angoli rispetto alla linea di vista. La loro BLR è dunque presumibilmente oscurata dall’ipotizzato toro di
10
materiale assorbente. Una eccezione in questo ambito è rappresentata dalle Broad Line Radio Galaxies (BLRG), cosı̀ classificate sulla base della loro apparenza estesa in immagini
ottiche dirette. Tuttavia, è attualmente largamente accettato che che queste galassie siano
semplicemente dei quasar di bassa luminosità trovati preferibilmente a basso redshift dove
è possibile osservare la galassia ospite (e.g., Vagnetti & Spera 1994; Hardcastle et al. 1998;
Dennett-Thorpe & Marchã 2000).
Storicamente, le radio-galassie sono state classificate in due diverse tipologie morfologiche (Fanaroff-Riley Tipo I, FRI e Fanaroff-Riley Tipo II, FRII) da Fanaroff & Riley (1974),
che hanno trovato una correlazione tra la morfologia e la potenza radio di queste galassie.
Sulla base dei loro studi si distingue tra radio-galassie FRI e FRII se la luminosità osservata
è rispettivamente sotto o sopra la cosiddetta “luminosity break” pari a L 178MHZ ∼ 2 × 1025
W Hz−1 . Le loro morfologie radio tipiche sono schematizzate in Fig. 1.2. Nel caso di
radio-galassie FRI (riquadro in alto) si osservano jet radio simmetrici con l’intensità più
alta vicino il nucleo e che decrescono allontanandosi da esso scomparendo in una debole
nebulosità diffusa. Le sorgenti FRII, invece, hanno le luminosità radio più alte, di gran lunga
superiori rispetto alla galassia ospite, e mostrano jet più collimati portando alla definizione
di regioni di emissione radio estesa (“lobi”), che includono zone luminose prominenti (dette
“hot spots”). I jet sono spesso troppo deboli per essere osservati. È stato successivamente
compreso che la luminosità radio critica che separa i due gruppi di radio-galassie aumenta
con la luminosità ottica della galassia ellittica ospite (Owen & Ledlow 1994). Le sorgenti FRI generalmente non mostrano forti righe di emissione, mentre le FRII comprendono
Narrow Line Radio Galaxies (NLRG) e Broad Line Radio Galaxies (BLRG).
L’origine della dicotomia FRI/FRII è ancora un problema molto discusso. Molti autori hanno collegato le differenze morfologiche principalmente alla transizione da un jet
inizialmente supersonico (forse relativistico), ma relativamente debole a un flusso transonico/subsonico che decelera sostanzialmente a causa del fenomeno di entrainment con il
plasma termico dentro la regione interna (∼ 1 K pc) della galassia ospite ellittica (De Young
1993; Bicknell 1995; Kaiser & Alexander 1997). Un approccio alternativo postula che le
radio-galassie FRI e FRII differiscano principalmente sull’importanza della spinta del fascio
relativa ai parametri di base del mezzo (Gopal-Krishna & Wiita 2001). In questa versione
dello scenario di decelerazione, è posta l’enfasi sul rallentamento dell’avanzata dell’hot spot
alla fine del jet piuttosto che sul rallentamento della parte preponderante del flusso all’interno del jet. In contrasto, altri hanno argomentato in favore di differenze più fondamentali
che esistono tra le due classi, coinvolgendo la natura del motore centrale, come la massa
del buco nero e la sua rotazione, o anche la possibilità che la composizione del plasma nel
jet sia differente (Celotti et al. 1993; Baum et al. 1995; Reynolds et al. 1996; Meier 1999;
Ghisellini & Celotti 2001).
F 1.2. Immagini radio dei due tipi di radio-galassie. Riquadro in alto: una
radio-galassia FRI (bassa luminosità e jet diffusi le cui luminosità superficiali scendono allontanandosi dal centro). Riquadro in basso: una radio-galassia FRII (maggiore luminosità e lobi ben delineati con luminosi hot spot). Da Urry & Padovani
(1995).
11
12
Gli AGN radio-loud sono anche classificati sulla base delle loro proprietà spettrali radio;
infatti, all’interno della classe dei quasar si distingue tra “Steep Spectrum Radio Quasar”
(SSRQ) e “Flat Spectrum Radio Quasar” (FSRQ) quando l’indice spettrale radio, α r (Fν ∝
ν−αr ), ad alcuni GHz risulta essere rispettivamente maggiore o minore di 0.5. Gli spettri
radio differenti sono indice della loro distinta morfologia: gli SSRQ hanno nuclei radio
più deboli e mostrano radio-lobi estesi (spettro ripido) simili a quelli delle radio-galassie
(sebbene in scala ridotta), mentre i FSRQ sono generalmente maggiormente polarizzati e
dominati dal nucleo rispetto agli SSRQ e mostrano anche un’alta variabilità. Inoltre i FSRQ
sono distinti in altri sottogruppi per le loro proprietà osservative: High Polarization Quasar
(HPQ), Optical Violent Variable (OVV), Core Dominated Quasar (CDQ).
Queste proprietà spesso sono tutte presenti e sono anche associate a moti superluminali,
alte temperature di brillanza ed emissione su larga banda (dal radio alla banda di energia γ),
suggerendo che si tratti di manifestazioni diverse sottese da un unico processo fisico, che
ora è riconosciuto essere la beamed emission. Infatti, gli spettri radio piatti delle sorgenti
compatte sono di solito interpretate come risultato della somma di spettri di sincrotrone
delle diverse componenti lungo il jet, ciascuna auto-assorbita ad una determinata frequenza.
Nei FSRQ questa emissione è aumentata da effetti di beaming col risultato di dominare
sull’emissione estesa, caratterizzata da uno spettro ripido.
Una piccola frazione degli AGN radio-loud è caratterizzata da proprietà spettrali molto
peculiari, con assenza di forti righe di emissione o di assorbimento (EW < 5 Å nello
spettro ottico), rendendo difficile la determinazione dei loro redshift. Sono chiamati oggetti
“BL Lac” , dal nome del prototipo di questa classe, BL Lacertae. Un modello unificato
per i BL Lac (Padovani & Giommi 1995) propone uno scenario in cui BL Lac scoperti
in survey radio o X (rispettivamente indicati come RBL e XBL) appartengono alla stessa
popolazione di base e sono distinti solo dal picco della loro emissione di sincrotrone nella
loro Distribuzione Spettrale di Energia (SED). Oggetti con il massimo dell’emissione di
sincrotrone a bassa energia (tipicamente nell’Infrarosso) si trovano generalmente in survey
radio, LBL (Low Energy Peaked BL Lac), mentre gli oggetti più rari che hanno il picco del
sincrotrone nella banda UV/X sono chiamati HBL (High Energy Peaked BL Lac) e sono
prevalentemente selezionati in survey X, dove è emesso il massimo della loro potenza di
sincrotrone.
A parte i caratteristici spettri featureless, molto poco distingue i BL Lac dai FSRQ:
entrambi mostrano nuclei radio, spettri radio piatti, alta polarizzazione (spesso più alta nei
BL Lac), moto superluminale, alte temperature di brillanza e variabiltà forte e rapida. La
sola altra differenza è che oggetti di tipo HBL sono maggiormente frequenti nei BL Lac.
Attualmente si ritiene che i BL Lac ed i FSRQ appartengono alla stessa classe, in quanto
le loro proprietà osservative sono ben spiegate dall’emissione di plasma relativistico che si
13
muove in direzione dell’osservatore e si indica con “blazar” tutti quegli AGN con un jet
di plasma che emette a piccoli angoli rispetto alla linea di vista. Il termine ‘blazar’ è stato
inventato da Ed Spiegel nel 1978 e combina le parole BL (Lac) e (qu)asar. Il suo uso in
letteratura è tuttavia riconducibile probabilmente alla rassegna di polarizzazione ottica in
oggetti extra-galattici di Angel & Stockman (1980). Nel seguito, quindi, si indicheranno sia
i FSRQ che i BL Lac come blazar.
Una sottoclasse di BL Lac simile ai SSRQ, indicando BL Lac orientati ad angoli intermedi, non è attualmente conosciuta (i BL Lac selezionati nella banda X erano stati inizialmente presi in considerazione come candidati ma sono stati in seguito esclusi, vedi sezione
1.4.1).
1.3.1 Radio-Galassie e Blazar
I BL Lac ed i FSRQ sono sorgenti radio intense caratterizzate dai loro spettri ottici distinti.
Questo è spiegato in Fig. 1.3. Mentre nei BL Lac si osservano righe d’emissione deboli
o del tutto assenti e la loro emissione del continuo è generalmente modellizzabile con una
legge di potenza o con una parabola logaritmica, i FSRQ esibiscono forti righe di emissione
sia strette che larghe.
Lo schema di unificazione corrente cerca di combinare le radio-galassie con i BL Lac
ed i quasar, assumendo che gli ultimi siano radio-galassie (la “parent population”) in cui
il jet è diretto molto vicino alla linea di vista. Effetti relativistici amplificano il continuo
non termico prodotto nel jet, originando tutte le caratteristiche osservative tipiche di questi
oggetti. In particolare, gli oggetti BL Lac sono visti come la controparte beamed delle
radio-galassie FRI e i quasar delle FRII.
Dato che lo schema di unificazione è basato sull’anisotropia dell’emissione del jet indotta dal beaming relativistico (cfr. sezione 1.3.2), esso implica direttamente che tutte le
proprietà isotrope (i.e. indipendenti dalla orientazione) di BL Lac e quasar, ovvero emissione radio estesa, luminosità delle righe di emissione strette, luminosità e tipologia della
galassia ospite e ambiente, debbano essere simili a quelle della loro ipotizzata “parent population”. A questo riguardo, gli AGN radio-loud si trovano generalmente in galassie ellittiche
luminose (e.g., McLure et al. 1999; Urry et al. 2000), il che sostiene l’ipotesi unificatrice di
blazar e radio-galassie in generale ma non fornisce un test in particolare sulle associazioni
BL Lac/FR I e quasar/FR II. Studi sulle proprietà ambientali degli AGN radio-loud sono in
qualche modo inconcludenti. FRII e quasar si trovano in ammassi di ricchezza simile (e.g.,
Wold et al. 2000). D’altra parte, lo studio di Wurtz et al. (1997) ha trovato per un campione
relativamente ampio di BL Lac (45 sorgenti) che i loro ambienti sembrano essere più simili
a quelli di quasar e delle FRII che delle FRI. Tuttavia, non è chiaro se gli ambienti delle FRI
e FRII differiscano. Prestage & Peacock (1988), analizzando un campione di ∼200 radio
14
F 1.3. Spettri ottici dei Blazar. I riquadri in alto ed in basso mostrano, rispettivamente, l’oggetto HBL SHBL J124149.3-145558 ed il quasar 1RXS 130350.539503 osservati nella Sedentary Survey. Lo spettro senza righe del BL Lac spesso
rende difficile il calcolo del redshift, se non impossibile. Dall’altra parte, gli spettri
dei quasar sono caratterizzati da tipiche righe di emissione sia larghe che strette.
sorgenti a redshift z < 0.25, hanno trovato che le radio-galassie FRI si trovano in ammassi
più ricchi rispetto alle FRII. Ma con studi a redshift più alto i loro ambienti risultano essere
simili (Hill & Lilly 1991). Studi più recenti, sebbene su campioni molto più ridotti di AGN
radio-loud, concludono che essi abbiano gli stessi ambienti anche a basso redshift (z ! 0.2)
(McLure & Dunlop 2001). Ad ogni modo un risultato comune a tutti questi studi è che le
proprietà degli ammassi in cui risiedono i vari tipi di AGN radio-loud sono contenute in un
ampio range.
Se si prende in considerazione invece la loro emissione radio estesa e le luminosità
dalle righe strette, si ottiene una discrepanza. Si trova che i quasar hanno potenze radio
estese (e morfologie) analoghe a quelle tipiche delle radio-galassie FRII (e.g., Murphy et al.
1993; Fernini et al. 1997). I BL Lac, tuttavia, possono avere potenze radio estese tipiche
15
di entrambe le morfologie di radio-galassie, i.e. FRI e FRII (e.g., Kollgaard et al. 1992;
Murphy et al. 1993; Cassaro et al. 1999; Rector & Stocke 2001). Parlando invece di righe
di emissione strette, esse sono relativamente deboli o assenti nelle radio-galassie FRI come
nei BL Lac (che tra l’altro è uno dei loro criteri di definizione). D’altra parte, i quasar
hanno (per definizione) forti righe di emissione strette, mentre queste possono essere sia
intense che deboli nelle radio-galassie FRII (e.g., Laing et al. 1994; Tadhunter et al. 1998).
Appare quindi problematico considerare i BL Lac unicamente come controparti beamed
delle radio-galassie FRI.
Un’altra predizione importante dello schema di unificazione è che le proprietà statistiche della ”parent population” devono essere simili alle proprietà della popolazione beamed,
una volta che sia stato preso in considerazione il beaming. In particolare, a causa del piccolo
angolo di vista il numero totale di sorgenti beamed deve essere piccolo rispetto al numero
delle sorgenti ”parent”. Un test meglio rifinito è basato sulla predizione che, la funzione di
luminosità della ”parent population” sotto gli effetti del beaming si trasformi nella funzione
di luminosità della popolazione beamed (attesa). Lo studio dell’ultima condizione richiede
la disponibilità di campioni completi ben definiti sia di sorgenti della “parent population”
che di quella beamed, pertanto è piuttosto delicato. Tuttavia questa costituisce una delle
evidenze più robuste in favore del modello di unificazione. Applicando questa condizione
alla funzione di luminosità di un campione statisticamente ben definito, Urry & Padovani
(1995) hanno calcolato le proprietà del beaming della popolazione dei blazar: gli autori
hanno cosı̀ trovato che il fattore di Lorentz Γ si trova nell’intervallo 5 < Γ < 40 sia per le
radio-galassie FRI che per le FRII. Si nota in particolare che questo risultato è in accordo
con misure di moti superluminali (Vermeulen & Cohen 1994). Urry & Padovani (1995)
hanno applicato lo stesso modello anche alle funzioni di luminosità radio osservate per i
quasar (sia FSRQ che SSRQ) e di radio-galassie FRII dal 2 Jy sample (per la descrizione
del campione cfr. 1.7). Un test simile dello schema unificante BL Lac/FRI è molto più sottile. I BL Lac, infatti, non solo sono molto più rari dei quasar e quindi campioni completi
permettono una bassa statistica, ma risulta anche spesso difficile determinare il loro redshift
a causa dei loro spettri quasi featureless, quando non impossibile. Pur tuttavia, comparando
le funzioni di luminosità di BL Lac e radio-galassie FRI a frequenze radio, ottiche ed X, si
ottiene un buon accordo con l’ipotesi del beaming, entro gli errori (Padovani & Urry 1990,
1991; Urry et al. 1991).
1.3.2 Effetti del Beaming relativistico
Come arguito in primis da Rees (1966), il plasma all’interno dei jet degli AGN radio-loud
si muove a velocità relativistiche e in questo modo trasporta efficientemente l’energia dalle
vicinanze del buco nero super-massivo ai lobi distanti. Questo, tuttavia, ha forti implicazioni
16
per l’osservatore che vede il jet relativamente a piccoli angoli come si ritiene sia nel caso di
BL Lac e quasar.
Si immagini una sorgente che emette isotropicamente nel suo sistema di riferimento
di quiete K # . Conseguentemente, nel sistema di riferimento dell’osservatore K, in cui la
sorgente è vista muoversi a velocità altamente relativistiche (β = v/c ∼ 1), si verificano tre
effetti (adattato da Rybicki & Lightman 1979):
1. Aberrazione della luce: la distribuzione angolare della radiazione è fortemente piccata in avanti (vedi grafico in basso).
In particolare, dato che per una particella in un campo magnetico velocità ed accelerazione sono perpendicolari (in K # ), i fotoni emessi osservati in K formano un angolo
!
dato da sin φ = 1/Γ, dove Γ = 1/ (1 − β2 ) è il fattore di Lorentz della particella
accelerata. Questo significa che in K metà dei fotoni sono concentrati in un cono di
semiapertura ∼ 1/Γ e non sono irradiati su tutto angolo solido disponibile pari a 2π.
2. Tempo di arrivo dei fotoni: Gli intervalli d’emissione e del tempo d’arrivo dei fotoni
(rispettivamente, ∆te e ∆ta ) sono differenti. Nel sistema di riferimento dell’osservatore K si ha ∆ta = ∆te (1 − β cos φ) (in pratica, l’effetto Doppler). Se si misura ∆t e# in K # ,
∆te = Γ∆te# portando a ∆ta = Γ(1 − β cos φ)∆te# ≡ ∆te# /δ, dove δ è il fattore Doppler.
3. Blueshift in frequenza: Dato che le frequenze sono inverse dei tempi, si ha ν = δν # .
A causa del primo effetto si osserva che l’intensità del jet risulta drammaticamente aumentata se il suo vettore velocità è allineato vicino la linea di vista. A questo effetto si fa
riferimento con il termine di ‘beaming’ o ‘Doppler boosting’. In particolare, dato che I ν /ν3
è un invariante relativistico, si ottiene per l’intensità specifica osservata I ν (ν) = δ3 Iν# ! (ν# ) e
l’integrazione sulla frequenza dà I = δ 4 I # . In maniera analoga, si trova per il flusso ricevuto,
assumendo che lo spettro dell’emissione di sincrotrone possa essere approssimato da una
1.4 Le proprietà dei Blazar
17
legge di potenza della forma F ν# ! ∝ (ν# )−α , Fν = δ p+α Fν# ! (ν) con p = 3 e 2 nel caso di un
sorgente in moto isotropa e di un jet continuo, rispettivamente. Casi più complicati sono
possibili (Lind & Blandford 1985). L’effetto del beaming è massimizzato per angoli di vista
φ = 0◦ , nel qual caso δ ! 2Γ a . Il secondo effetto predice l’osservazione di un apparente
moto superluminale per oggetti con jet orientati ad angoli molto piccoli come indicato per
primo dal lavoro di Rees (1966).
Storicamente, la classificazione degli AGN si è basata principalmente su caratteristiche osservative e ciò ha portato alla proliferazione di diverse classi di oggetti, in modo confuso
e poco organico. Tutte le sorgenti di questo tipo, tuttavia, possono essere viste come parte
di un paradigma in cui gli AGN sono divisi in Thermal Emission Dominated (TED) AGN b ,
nei quali la radiazione emessa è in gran parte generata dal meccanismo di accrescimento
su un buco nero super-massivo, e Non-Thermal Emission Dominated (NTED) AGN c , in cui
l’emissione osservata è in larga parte non termica ed è generata da un jet di materiale che si
allontana dal nucleo a velocità relativistiche (e.g. Giommi & Colafrancesco 2005). Inquadrati all’interno di questo scenario, i blazar sono un piccolo sottoinsieme di NTED AGN
in cui il jet è allineato vicino la linea di vista, il che rende la loro emissione fortemente
amplificata da effetti relativistici (come proposto in origine da Blandford & Rees 1978).
I blazar sono il più raro (∼ 5%) ed estremo tipo conosciuto degli AGN osservati. Sebbene i
blazar siano dunque una minuta frazione della popolazione totale di Nuclei Galattici Attivi,
si ha sempre più evidenza che essi costituiscano la popolazione extra-galattica dominante
nelle bande di energia delle microonde, X dura e gamma. È stato inoltre dimostrato che i
blazar sono i principali contaminanti nelle mappe delle fluttuazioni della radiazione cosmica di fondo (Cosmic Microwave Background, CMB; cfr. Giommi & Colafrancesco 2004;
Giommi & Colafrancesco 2005; Giommi et al. 2006). Attualmente il numero totale di blazar
conosciuti sta rapidamente crescendo e si attesta su circa duemila unità, ma gli osservatori
spaziali AGILE, GLAST e Planck riusciranno a rilevare diverse migliaia di oggetti di questo
tipo. È dunque auspicabile in preparazione di queste missioni identificare nuovi campioni
di blazar in modo da studiarne le caratteristiche multi-frequenza e le proprietà statistiche.
Si riconosce una sorgente come blazar se mostra le proprietà generalmente associate a
emissione da beam allineato, quali:
a
fenomeni di de-amplificazione relativistica hanno luogo per angoli più grandi di φ
√
arccos (Γ − 1)(Γ + 1)
b
AGN Dominati da Emissione Termica
c
AGN Dominati da Emissione Non Termica
=
18
• emissione forte e rapidamente variabile in tutte le bande d’energia dello spettro elettromagnetico, dal radio ai GeV, qualche volta anche nei TeV;
• emissione radio dominata dal core con indice spettrale piatto; moto superluminale
delle regioni radio compatte;
• la presenza di un jet su uno dei lati (è supposta l’esistenza anche di un jet dall’altro
lato, ma con emissione fortemente de-amplificata da effetti relativistici);
• infine, alte temperature di brillanza (T b ∼ 1011 − 1018 K), vicino a od anche oltre il
limite Compton (T b ≈ 1012 ).
Si è visto che quelle sorgenti che inizialmente mostrano di possedere solo alcune di queste proprietà, in osservazioni successive mostrano anche le altre, rafforzando l’ipotesi che
esse siano essenzialmente caratteristiche del tutto equivalenti ed inseparabili, riconducibili
ad un unico processo fisico, ovvero radiazione prodotta in jet relativistici, in cui il plasma si
muove a velocità relativistiche a piccoli angoli dalla linea di vista. Questa interpretazione è
alla base dello schema unificato per gli AGN radio-loud (Urry & Padovani 1995).
Le prime due proprietà sono state fondamentali nella “ricerca” di oggetti blazar, dimostrando che oggi costituiscono lo strumento più potente per selezionarli nei campioni di
grandi survey, in cui è molto alto il numero di candidati. Infatti, essendo tra gli oggetti
extra-galattici più brillanti nelle due bande di energia più accessibili oltre quella ottica, i.e.
radio e X, la cross-correlazione tra cataloghi radio ed X è attualmente uno dei mezzi più
efficaci di selezione di nuovi campioni, e.g. la Deep X-ray Radio Blazar Survey (DXRBS)
(Perlman et al. 1998; Landt et al. 2001; Padovani et al. 2007) e la Sedentary Survey of High
Energy Peaked BL Lac (Giommi et al. 1999, 2005; Piranomonte et al. 2007; Giommi et al.
2007).
Un’altra caratteristica spesso osservata è la polarizzazione. Questi oggetti mostrano
polarizzazione lineare (> 1 − 2%) ed un ampio range di livelli di polarizzazione nella banda
ottica, variando da quasi zero (< 1%, compatibile con i livelli indotti dalla polvere) fino a
50-60%. Poiché però ci sono sorgenti che presentano tutte le caratteristiche del fenomeno
blazar eccetto la polarizzazione nella banda ottica, la polarizzazione non è considerata più
tra le proprietà che definiscono il fenomeno, sebbene la maggioranza dei blazar abbia flussi
ottici polarizzati ad un livello > 3% (Kühr & Schmidt 1990).
Identificando i blazar con quegli AGN in cui il jet punta in direzione dell’osservatore,
è necessaria una revisione critica di definizioni e caratteristiche delle sottoclassi dei blazar,
focalizzando l’attenzione sulle differenze fisiche intrinseche tra di esse. I blazar, infatti,
esistono in diverse tipologie, il che pone l’annoso problema di identificare le ragioni fisiche
che sottendono alle loro caratteristiche osservative. Le distinzioni principali si basano sulla
forma delle righe di emissione e sulle proprietà dell’emissione del continuo su larga banda.
19
1.4.1 Classificazione dei Blazar
Storicamente, i blazar sono stati divisi in FSRQ e oggetti di tipo BL Lac (sezione 1.3).
Il primo BL Lac ad essere scoperto, che ha dato poi nome all’intera classe di oggetti, è
stato BL Lacertae (BL Lac). Questo era un oggetto radio compatto e fortemente variabile
che era stato identificato inizialmente con una stella da Hoffmeister nel 1929. Tuttavia, il
suo spettro ottico era piuttosto inusuale, poichè era featureless e l’emissione del continuo
saliva ripidamente alle lunghezze d’onda infrarosse. Per questo motivo, BL Lac attirò da
subito le attenzioni dei ricercatori; una spiegazione del suo spettro fu possibile solo quando
vennero scoperti i quasar OVV e si comprese che le loro proprietà multifrequenza, quali
alta polarizzazione e rapida variabilità, erano essenzialmente simili: in questo contesto, lo
spettro di BL Lac venne semplicemente spiegato ipotizzando l’emissione da un Dopplerboosted jet (Blandford & Rees 1978). Successivamente, sono stati trovati oggetti simili e
Strittmatter et al. (1972) ha suggerito che essi costituissero una nuova classe di sorgenti
extra-galattiche.
Tuttavia, sebbene un jet beamed che sovrastasse l’emissione della galassia ospite riuscisse a spiegare bene la mancanza di righe di assorbimento e la peculiare forma del continuo dei BL Lac, non era in grado di fornire una spiegazione convincente per l’assenza anche
delle righe di emissione forti tipiche degli spettri dei quasar. Il lavoro di Blandford & Rees
(1978) è stato il primo a postulare che i BL Lac siano le controparti fortemente beamed
dei quasar, il che spiega le loro esigue righe di emissione, ma in seguito non è stata trovata
nessuna ulteriore evidenza a sostegno di questo scenario. Quindi, trovare tale spiegazione
e comprendere in questo modo la connessione tra i BL lac ed i quasar è diventato (e lo è
ancora) uno dei problemi più rilevanti nell’ambito della fisica degli AGN radio-loud .
Per esempio, i jet astrofisici sembrano essere associati con i processi di accrescimento,
come avviene in generale per buchi neri super-massivi. La mancanza delle righe di emissione nei BL Lac potrebbe essere dovuta alla mancanza di nuvole di materia che emettano
lungo la linea di vista o del disco di accrescimento o di entrambi. Tutte queste diverse possibilità, se risultassero vere, avrebbero forti implicazioni sulla comprensione della fisica degli
AGN. Le nuvole di materia che emettono lungo la linea di vista per la maggior parte forniscono il materiale che viene poi accresciuto e l’esistenza di dischi di accrescimento senza
queste nuvole porrebbe seri problemi alle teorie sulla formazione dei dischi di accrescimento. Se, tuttavia, non esistesse un disco di accrescimento nei BL Lac, sarebbe necessario
rivedere i modelli attualmente comunemente accettati per la formazione di jet relativistici
(e.g. Blandford & Znajek 1977). In questo contesto, i BL Lac assumono una importanza
cruciale per la comprensione del meccanismo che porta alla formazione di potenti jet in
alcuni AGN, meccanismo strettamente connesso alla dicotomia radio-loud/radio-quiet.
20
F 1.4. Il valore del Ca H&K break vs. la larghezza equivalente nel sistema
di riferimento di quiete delle righe d’emissione osservata più intensa per sorgenti
radio-loud dal 200mJy sample. Le frecce stanno ad indicare gli upper limits. La
linea diagonale rappresenta l’incremento simulato della intensità della riga di emissione con la diminuzione dell’emissione non termica da jet per il BL Lac 3C 371
ed è stata suggerita per separare i BL Lac (a sinistra della retta) dai FSRQ (a destra
della retta). L’area racchiusa dalla retta tratteggiata corrisponde ai valori della larghezza equivalente Wλ ≤ 5 Å e i valori del Ca H&K break C ≤ 0.25 proposti da
Stocke et al. (1991) per classicare i BL Lac (da Marchã et al. (1996)).
In origine, i BL Lac sono stati definiti come radio sorgenti compatte altamente polarizzate e fortemente variabili con spettri completamente featureless, ovvero assenza sia di
righe di emissione che di assorbimento (Strittmatter et al. 1972). Tuttavia, si è scoperto che
i BL Lac possano avere temporanemente delle deboli righe di emissione (e.g. Ulrich 1981;
Sitko & Junkkarinen 1985; Corbett et al. 1996), specialmente quando sono osservati in un
faint state, e questo ha cominciato a rendere maggiormente confusa la loro distinzione dai
quasar. Quindi, le prime survey che hanno costruito campioni notevoli e completi di BL
Lac, 1 Jy radio survey e Einstein Medium Sensitivity Survey (EMSS) nella banda X, hanno
introdotto un limite ben definito sulla larghezza delle loro righe di emissione.
La 1 Jy radio survey ha definito i suoi BL Lac come sorgenti radio compatte con spettro
piatto (αr ≤ 0.5) e larghezza equivalente delle righe di emissione nel sistema di riferimento di quiete Wλ < 5 Å. Lo spettro radio piatto ha assicurato che questi oggetti fos-
21
sero veramente dominati dal nucleo e quindi beamed. Le altre due proprietà dei blazar,
i.e. forte polarizzazione e forte variabilità, non sono state incluse come prerequisiti per la
classificazione.
Per contro, la survey X EMSS, non ha utilizzato nessuna informazione radio per classificare i suoi oggetti come BL Lac (tenendo conto dell’esistenza di BL Lac radio-quiet
che emettessero X, che non sarebbero stati altrimenti trovati) ed ha scelto un limite simile
alla 1 Jy radio survey per la larghezza equivalente delle righe di emissione nel sistema di
riferimento dell’osservatore (5Å ) per separare i BL Lac dagli AGN con righe di emissione
(Stocke et al. 1991). Per assicurare un beaming sostanziale e separare cosı̀ i BL Lac dalle
radio-galassie in ammassi che erano sorgenti X non risolte e dalle galassie normali, nella
EMSS si richiedeva un valore del Ca H&K break inferiore al 25%. Questa richiesta era basata sulla scoperta che questa caratteristica di assorbimento stellare era in media ∼ 50% per
galassie ellittiche non attive (Dressler & Shectman 1987). Per quanto riguarda la polarizzazione (Stocke et al. 1991; Jannuzi et al. 1994) e variabilità (Heidt & Wagner 1998), si è visto
che i BL Lac di EMSS hanno valori più bassi quelli tipici dei BL Lac del campione della 1
Jy radio survey. Tuttavia, similmente al caso della 1 Jy radio survey, queste caratteristiche
non erano incluse nei criteri di classificazione. La EMSS, essendo un campione di sorgenti
X serendipite da pointed observations, copriva un’area di ∼ 700 gradi quadri con limite per
il flusso X nella banda 0.3 - 3.5 keV pari ad alcuni 10 −13 erg cm−2 s−1 ed ha scoperto 44
BL Lac (Stocke et al. 1991; Morris et al. 1991; Rector et al. 2000).
Marchã et al. (1996) hanno revisionato poi lo schema di classificazione per i BL Lac
introdotta da EMSS e 1 Jy radio survey. Questi autori hanno utilizzato un campione di radio
sorgenti con spettro piatto di basso redshift (con flussi di f r ≥ 200 mJy a 8.4 GHz e V ≤ 17
mag) per indagare le differenze ”naturali” tra i BL Lac e altre sorgenti radio con spettro
piatto non affette da criteri di classificazione pre-imposti. Basandosi sui loro studi, hanno
compreso che ogni sorgente con valori di Ca H&K break C ≤ 40% aveva probabilmente
una extra componente di emissione non termica e quindi poteva essere classificata come
blazar. In aggiunta a questo, hanno fatto notare che la forza delle righe di emissione negli
AGN radio-loud dipende fortemente dal contributo non termico del jet e, quindi, dal valore
del Ca H&K break. Hanno poi simulato l’incremento della larghezza equivalente con la
diminuzione del continuo non termico (i.e aumento di valore per il Ca H&K break) per
la riga di emissione più forte, Hα (λ = 6562Å ) dell’oggetto BL Lac classico 3C 371
ed hanno ottenuto una retta nel piano Ca H&K break-larghezza equivalente (Fig. 1.4).
Questa retta obliqua insieme alla retta costante C = 40% definisce una regione triangolare
in questo piano, che, come suggerivano questi autori, potrebbe essere un valido criterio
di classificazione atto a separare i BL Lac sia dalle radio-galassie (oggetti con C > 40%)
che dai quasar (a destra della retta obliqua). I BL Lac selezionati seguendo questi criteri
22
estesi vengono indicati come ’candidati BL Lac’ per distinguerli da quelli che soddisfano le
richieste classiche usate da EMSS e 1 Jy radio survey. In seguito, Scarpa & Falomo (1997)
hanno mostrato che c’è una continuità nel continuo ottico e nella luminosità della riga del
Mg II (λ = 2798Å ) tra BL Lac e FSRQ e ha ipotizzato invece l’esistenza di due popolazioni
di blazar dal punto di vista della forza delle righe di emissione.
La separazione piuttosto arbitraria tra i blazar proposta da Marchã et al. (1996) e i risultati di Scarpa & Falomo (1997) hanno reso fortemente necessaria la revisione dei criteri
di classificazione dei blazar. Landt et al. (2002, 2003) hanno utilizzato un campione omogeneo di blazar dalla DXRBS, i.e., un campione selezionato con modalità uniformi e non
affette da bias, per ricavare uno schema di classificazione su basi fisiche. In particolare,
questi autori hanno mostrato che la distribuzione della larghezza equivalente per la riga di
emissione stretta [O III] (λ = 5007Å ) risulta essere bimodale negli AGN radio-loud ed hanno proposto una separazione più fisica di questa classe in sorgenti con righe di emissione
dell’[O III] intrinsecamente deboli e forti (rispettivamente AGN radio-loud dubbed weak- e
strong-lined).
Dato che la larghezza equivalente delle righe di emissione negli AGN radio-loud dipende fortemente dall’orientazione, con oggetti aventi i loro jet vicini alla linea di vista che
mostrano valori più piccoli, questi autori hanno infine proposto di usare a questo scopo un
piano di larghezze equivalenti [O II] (λ = 3727Å) - [O III] (λ = 5007Å) (vedi Fig. 1.5).
Questo piano consente di districarsi tra effetti di orientazione e variazioni intrinseche e di
separare i blazar dalle radio-galassie nelle due classi.
Questa revisione è attualmente di particolare interesse poiché diverse survey abbastanza
grandi di blazar (che impiegano lo schema di classificazione di Marchã et al. (1996)) sono
state realizzate, come e.g. la “Sedentary Survey of High energy Peaked BL Lac” (Giommi
et al. 1999, 2005; Piranomonte et al. 2007; Giommi et al. 2007), la “DXRBS” (Perlman
et al. 1998; Landt et al. 2001; Padovani et al. 2007), la “RGB (ROSAT All Sky Survey
[RASS]-Green Bank) survey” (Laurent-Muehleisen et al. 1998, 1999) e la “REX (Radio
Emitting X-ray sources) survey” (Caccianiga et al. 1999, 2000).
1.4.2 Evoluzione cosmologica dei Blazar
L’evoluzione cosmologica delle proprietà dei blazar è stata studiata su pochi campioni abbastanza grandi. Finora, è stato stabilito che i FSRQ evolvono positivamente, sia in campioni
selezionati nel radio che nell’X (come mostrato da Wolter & Celotti (2001) con il primo
campione selezionato in X di FSRQ).
Un metodo semplice per individuare l’evoluzione in un campione completo di oggetti
è l’applicazione di un test V/V m (Schmidt 1968). Questo test si basa sul rapporto tra il
23
F 1.5.
Le larghezze equivalenti nel sistema di riferimento di quiete di
[O III] (λ = 5007Å) Vs [O II] (λ = 3727Å) per oggetti dalle survey DXRBS e
2 Jy. I cerchi pieni, i quadrati vuoti e le stelline rappresentano le sorgenti con valori
del Ca H&K break rispettivamente di C = 0, 0 < C < 0.25 e C > 0.25. Le frecce
stanno ad indicare gli upper limits. Le linee tratteggiate e punteggiate rappresentano
i siti simulati per gli oggetti con C > 0 e C = 0. La linea continua separa gli AGN
weak-lined (sotto la linea) da quelli strong-lined come definiti in Landt et al. (2003).
volume degli oggetti in relazione al redshift massimo permesso nella survey, z max . Se si ha
un campione di n oggetti, dei quali ciascun oggetto occupa un volume V i , e questo oggetto
viene osservato (a causa dei limiti della survey) fino ad un volume V max,i , ne segue che la
media
n
1 " Vi
*
+= ·
Vmax
n i=1 Vmax,i
V
(1.1)
avrà un valore nell’intervallo [0,1]. Il valore atteso per un campione uniformemente
distribuito nello spazio è *V/V m + = 0.5. L’area della survey non è importante per questo
valore, perché Vi /Vmax,i = d3p /d3p,max con d p la distanza propria del redshift z dell’oggetto e
24
d p,max il valore proprio per zmax . Quindi, il lavoro di Avni & Bahcall (1980) ha esteso il test
a campioni con limiti multipli di flusso usando V e /Va . Qui Ve è il volume, che è racchiuso
dall’oggetto, e Va è il volume accessibile (vedi Fig. 1.6), in cui l’oggetto può essere trovato
(e.g. dovuto ad un limite di flusso nella survey). Quindi anche survey con differenti limiti
in flusso in varie bande di energia possono essere combinate dal V e /Va -test.
F 1.6. Il volume accessibile è calcolato per ciascun oggetto individualmente.
Risultati dalla letteratura indicano una evoluzione maggiore per quasar selezionati in
X, sebbene consistente a 2σ (per il 2 Jy sample, V/V m = 0.64 ± 0.04, mentre per FSRQ
selezionati in X V/Vm = 0.76 ± 0.06, Urry & Padovani (1995); Wolter & Celotti (2001)).
Meno chiara la tendenza dei BL Lac; tuttavia sembra esserci una differenza tra le due classi:
gli LBL mostrano una evoluzione leggermente positiva, consistente con nessuna evoluzione
a 2σ (V/Vm = 0.60 ± 0.05, da 1 Jy sample di Stickel et al. (1991)), abbastanza simile con
gli FSRQ selezionati in radio. Invece, gli HBL mostrano una evoluzione negativa, più o
meno allo stesso livello in σ, (V/V m = 0.399 ± 0.057, Rector et al. (2000)), indicando che
gli oggetti X brillanti sono meno luminosi o meno numerosi ad alto redshift.
1.5 Distribuzione Spettrale di Energia
Una delle altre principali differenze tra i blazar sta nella loro Distribuzione Spettrale di
Energia globale. Dato che essi emettono in tutte le bande dello spettro elettromagnetico,
è essenziale considerare e studiare la loro emissione in maniera globale. Lo strumento
principe che permette questo tipo di analisi è la cosiddetta Distribuzione Spettrale di Energia
(“Spectral Energy Distribution”, SED). In Fig. 1.7 è mostrata la SED di un tipico BL Lac.
Essa è stata costruita ricercando informazioni ottenute in varie bande, ottenute da strumenti
25
differenti ed in epoche differenti e delinea l’emissione globale della sorgente. Generalmente
è disegnata nel piano log(νF ν ) vs log(ν); in questo modo il grafico fornisce direttamente le
informazioni dell’output relativo di energia in ciascuna banda di frequenze.
F 1.7. La SED di un tipico blazar: 3C279.
Grazie ai risultati dell’Energetic Gamma Ray Experiment Telescope (EGRET, 100 MeV
- 10 GeV) e dei telescopi Cherenkov (> 250 GeV), è oggi noto che la SED dei blazar è caratterizzata da due ampi picchi, il primo nei mm fino ad energie nella banda X, il secondo
nella banda di energia dal MeV al TeV. Questi due picchi risultano essere correlati, se il primo è nei mm, il secondo è ad energie dell’ordine del MeV, mentre quando il primo è nella
banda X, il secondo è ad energie GeV-TeV. Lo scenario attualmente più in uso è descritto dal
processo di Compton Inverso, probabilmente prodotto dalla stessa popolazione di elettroni
responsabile della radiazione di sincrotrone, come suggerito dalla variabilità spesso correlata. In questo “scenario Compton”, i modelli proposti differiscono nella geometria adottata
(modelli di jet con una zona omogenea o disomogenei), nella natura dei fotoni bersaglio che
vengono diffusi a energie più alte dal processo di Compton Inverso, o in entrambi. Infatti,
i fotoni possono essere gli stessi prodotti localmente (Synchrotron Self Compton models, o
26
SSC, Maraschi et al. (1992); Bloom & Marscher (1996)), oppure essi provengono dall’ambiente “esterno” (i.e. fuori dalla regione che emette γ, External Compton models, o EC;
Dermer & Schlickeiser (1993)).
Con l’ausilio della SED, è possibile studiare le proprietà dell’emissione dei blazar, perché permette di considerare l’intero output radiativo in un modo comprensibile e di estrarre
i parametri fondamentali per testare i modelli di emissione (vedi 1.5.2).
Tra questi, i parametri principali che si diversificano nei blazar sono la luminosità
bolometrica, il rapporto tra i picchi dell’emissione di sincrotrone e del Compton Inverso
(“Compton Dominance”, Lc /L s ) e la posizione (in frequenza) dei due picchi. I FSRQ emettono il massimo della loro potenza di sincrotrone nei mm-vicino la banda ottica, mostrano
una forte “Compton Dominance” (fino a 100) e sono caratterizzati dalle più alte luminosità
bolometriche. I BL Lac abbracciano un ampio range di energie di picco, dall’IR (LBL)
ad energie UV/X (HBL), e mostrano “Compton Dominance” e luminosità più basse. Come
mostrato in Fig. 1.8, all’interno dello spettro di energia di ampia banda dei blazar, la regione
X è particolarmente importante dato che a queste energie possono essere viste (e sono state
viste) una varietà di diverse componenti spettrali. Queste includono la componte Compton
piatta ed in salita, la transizione tra i due regimi e la coda di alta energia del picco dello
spettro di sincrotrone che è prodotto da elettroni molto energetici, a volte estremi.
Fino a tempi recenti, il quadro dato da survey X e radio presentava un’apparente bimodalità nella distribuzione di queste sorgenti, con gli oggetti selezionati nel radio prevalentemente di tipo LBL e quelli selezionati in X principalmente di tipo HBL. Attualmente,
tuttavia, la compilazione di nuovi cataloghi di blazar basati sulla correlazione di survey radio ed X (come DXRBS e RGB) sta rivelando uno scenario maggiormente continuo e un
range più armonioso nelle frequenze dei picchi. Per esempio, tutti gli FSRQ vicini conosciuti hanno SED simili a quelle degli LBL. Tuttavia, ora c’è una crescente evidenza che le
survey profonde recenti, come e.g. la DXRBS, debbano contenere HFSRQ, ovvero FSRQ
con picco di sincrotrone ad alte energie, le controparti strong-lined degli HBL (Padovani
2002; Padovani et al. 2003). Questo potrebbe dunque significare che gli AGN in generale producano jet relativistici con un ampio range di cut-off spettrali di energie e ciò ha
implicazioni notevoli per la comprensione di formazione e fisica dei jet.
Dato che la costruzione di una SED ben campionata richiede molte osservazioni a diverse frequenze, compito non facile per grandi campioni, è importante avere alcuni parametri
che possano fornire indicazioni sulle caratteristiche della SED. Indicatori di questo tipo sono per esempio gli indici spettrali α ro , αox e αrx : dato che differenze di forma della SED
implicano diverse relazioni tra flussi a frequenze fissate (che sono per convenzione 5 GHz,
5500 Å e 1 keV), questi indici cambiano di conseguenza, quindi permettono una prima
identificazione della tipologia di blazar unicamente da suoi flussi monocromatici della sor-
27
F 1.8.
La Distribuzione Spettrale di Energia dei BL Lac è mostrata come
una sequenza di spettri di Synchrotron Self Compton che raggiungono il massimo
ad energie differenti. Oggetti la cui componente di sincrotrone ha il picco a basse
energie sono detti LBL e il massimo della loro potenza di radiazione di sincrotrone
è nella banda IR-Ottica, mentre i cosiddetti High energy peaked BL Lac (HBL)
raggiungono il massimo nella banda UV o X. Non è noto quanto lontano vada la
sequenza di νpeak . Se essa continuasse fino ad energie molto alte, potrebbe accadere
che in oggetti veramente estremi (UHBL) la componente di sincrotrone raggiunga
anche la banda γ. Da notare che per la stessa luminosità di picco, la potenza radio
diminuisce di ordini di grandezza nell’andare da LBL a HBL e possibilmente ad
UHBL.
gente in esame a quelle tre frequenze (una volta effettuata la correzione-K d ). I diversi tipi di
blazar (e di AGN) occupano diverse regioni nel piano α ro − αox (Fig. 1.9). Questo permette
Se si osservano le sorgenti con un filtro centrato su una lunghezza d’onda λ0 e di ampiezza ∆λ, la luce che cade nella banda sarà stata emessa alla lunghezza d’onda λe = λ0 /(1 + z) in una banda di ampiezza
∆λe = ∆λ0 /(1 + z). In altre parole, con uno stesso filtro si misurano flussi emessi in bande diverse a redshift
diversi. Questo effetto si può facilmente correggere se si conosce lo spettro della sorgente. Questa è chiamata
correzione-K ed è necessaria ad esempio per rendere confrontabili le magnitudini di un catalogo di galassie.
Chiaramente la bontà della correzione dipenderà dalla capacità di distinguere le sorgenti con spettri di tipo
diverso.
d
28
anche di studiare in che modo i diversi campioni osservativi tendano a selezionare i diversi
tipi di oggetti.
F 1.9. Diagramma αox − αro di 1,362 AGN per cui dati radio, ottici ed X sono
disponibili dalla letteratura (Padovani et al. 1997). I cerchi vuoti rappresentano i BL
Lac; i triangoli vuoti i radio quasar, gli asterischi le radio-galassie e i quadrati pieni
gli altri tipi di AGN che emettono righe. La retta tratteggiata αro = 0.2 è la retta che
si assume separare le popolazioni di AGN radio-loud e radio-quiet. Davvero pochi
BL Lac cadono al di sotto di questa linea. La retta continua rappresenta il sito di
αrx = 0.56, che è equivalente a rapporto flusso X su flusso radio fx / fr = 3 × 10−10 erg
cm−2 s−1 Jy−1 . La regione triangolare delimitata dalle due rette (etichettata HBL
zone) include principalmente BL Lac (dettagli nel testo).
Nei paragrafi seguenti si riassumeranno brevemente i concetti di base e le equazioni
usate per comprendere e modellizzare l’emissione dei blazar. Quindi, verranno riconsiderate
le equazioni basilari in uso per sottolineare come si possano porre dei limiti sui diversi
modelli dalle quantità osservate.
29
1.5.1 Processi di Sincrotrone e Compton Inverso
Radiazione di Sincrotrone
Una particella carica di energia γmc2 che si muove in una regione con un campo magnetico
B perde energia irradiando con uno spettro di frequenza che ha il picco intorno a
4
ν ≈ λ2 νL
(1.2)
3
dove νL è la frequenza di Larmor (= eB/2πmc). La potenza emessa dalla particella, essendo
* è
α l’angolo tra la velocità *v e il campo magnetico B,
P s = 2σT c U B γ2 β2 sin α2
(1.3)
dove σT è la sezione d’urto Thompson e U B (= B2 /8π) la densità di energia del campo
magnetico. Per una distribuzione isotropa di elettroni la media sugli angoli di pitch porta
all’espressione per il cooling rate medio degli elettroni:
4
Ė syn = σT c U B γ2 β2
3
(1.4)
Per una popolazione di elettroni, assunta una distribuzione di energia a legge di potenza
N(γ) = N0 γ−n tra γ1 e γ2 , l’emissività totale si calcola integrando eq. 1.4 su N(γ), ottenendo
j syn (ν) = B1+α N0 ν−α
(1.5)
dove α = (n − 1)/2. Una distribuzione a legge di potenza delle particelle irradianti
corrisponde a un profilo a legge di potenza dello spettro emesso. Lo spettro emesso si
estende fino alla frequenza massima ν max , data da νmax ∼ γ22 νL .
Dato che gli elettroni assorbono anche fotoni di energia approssimativamente simile a
quella che emettono, una data popolazione di elettroni può auto-assorbire parte della radiazione di sincrotrone che produce. La frequenza a cui la profondità ottica è ≥ 1 viene indicata
come la frequenza di auto-assorbimento ν t . In questo caso, lo spettro risultante sarà ∝ ν 2 o
5
ν 2 , nel caso che ci sia o meno l’equilibrio termico. Al di sopra di ν t , invece, la regione è
otticamente sottile per cui lo spettro è dato da eq. 1.5.
Emissione da Compton Inverso
Nel processi Compton Inverso, un elettrone di energia γm e c2 urta un fotone di frequenza ν
e lo diffonde a frequenza più alta ν c :
νc ∼
4 2
γ ν
3
(1.6)
30
Questa equazione è valida nel limite Thompson, i.e. fin quando l’energia del fotone, nel
sistema di riferimento di quiete per l’elettrone, è inferiore all’energia corrispondente alla
massa dell’elettrone (γhν ≤ 511keV). A energie più alte, la diffusione non è più elastica
nel sistema di riferimento di quiete dell’elettrone e bisogna utilizzare la sezione d’urto di
Klein-Nishina.
Un elettrone che si muove in un bagno isotropo di fotoni vedrà metà dei fotoni (tutti
quelli con θ ≥ π/2) provenienti dall’interno di un cono di angolo 1/γ, a causa del beaming.
Tutti i fotoni diffusi dall’elettrone all’interno di un angolo π/2 nel suo sistema di riferimento di quiete, saranno emessi in un angolo di 1/γ nella direzione del moto nel sistema di
riferimento dell’osservatore. Facendo la media su tutti gli angoli, il cooling rate medio per
l’elettrone si ottiene dalla differenza tra la potenza incidente e quella diffusa. Per un campo
isotropo di fotoni, è
4
(1.7)
Ė = σT c Urad γ2 β2
3
dove U rad è la densità d’energia della radiazione “iniziale”.
Per una distribuzione di energia a legge di potenza per gli elettroni (∝ γ −n ), l’emissività
totale per campo monocromatico di fotoni di energia ε 0 è
jIC (εc ) =
1 (4/3)α τc Urad εc −α
( )
4π
2
R/c ε0 ε0
(1.8)
dove R/c è approssimativamente il tempo scala di fuga dei fotoni, τ c = σT N0 R è il
numero totale del numero di fotoni diffusi, U rad /ε0 è la densità d’energia della radiazione
“iniziale”, εc /ε0 è il guadagno per diffusione e α = (n − 1)/2 è l’indice spettrale. Di nuovo,
come nel processo di sincrotrone, una distribuzione di energia a legge di potenza per le
particelle si mappa in uno spettro emesso a legge di potenza, con la stessa pendenza per i
processi di sincrotrone e Compton Inverso.
Per un campo monocromatico di fotoni, l’emissività si ottiene integrando l’eq. 1.8 sul
range di frequenza dei fotoni “iniziali”:
jIC (εc ) =
1 (4/3)α τc −α
ε
4π
2
R/c c
#
ε2
ε1
Urad (ε) −α
ε dε
ε
(1.9)
Da notare che ε1 e ε2 in generale non corrispondono alle energie minima e massima
dello spettro dei fotoni “iniziali”, ma dipendono da ε c . Infatti, per un fotone di data energia
εc , non tutta ε dei fotoni “iniziali” può essere diffusa a quella energia, ma solo quelli per cui
gli elettroni esistono in modo che
ε=
3 εc
.
4 γ2
(1.10)
31
1.5.2 Modelli SSC e EC
Come visto in precedenza, la SED dei blazar è comunemente spiegata, rispettivamente per
il picco di bassa e di alta energia, in termini delle emissioni di sincrotrone e Compton
Inverso, verosimilmente da una singola popolazione elettronica. In questo scenario teorico,
la differenza principale tra i vari modelli è la natura dei fotoni “iniziali” per il processo di
Compton Inverso. I modelli Synchrotron Self Compton (Maraschi et al. 1992) assumono
che i fotoni iniziali siano gli stessi fotoni prodotti localmente dall’emissione di sincrotrone
degli elettroni. Al contrario, i modelli External Compton prendono in considerazione fotoni
prodotti esternamente al jet (Sikora et al. 1994).
Nei paragrafi successivi, verranno esaminate le equazioni base per questi due scenari.
Restringendo l’analisi al caso omogeneo, si assume (per entrambi gli scenari) che la radiazione sia emessa da un jet singolo di dimensione R, che emette isotropicamente nel suo
sistema di riferimento di quiete e con un campo magnetico intrecciato B. Γ è il fattore di
Lorentz globale della massa indistinta di materia come viene vista nel sistema di riferimento
dell’osservatore e γ è il fattore di Lorentz di una singola particella nel sistema di riferimento
del jet.
Synchrotron Self Compton (SSC)
In questo scenario, c’è una singola popolazione di elettroni che produce fotoni attraverso il meccanismo di Compton Inverso. Quindi, gli stessi elettroni “lavorano” due volte
originando una dipendenza quadratica dell’emissività rispetto alla densità degli elettroni.
Per una distribuzione isotropa dell’energia degli elettroni, la densità di energia U dei
fotoni irradiati per sincrotrone nel sistema comovente può essere espressa tramite la luminosità di sincrotrone L(ε):
U(ε) !
3R
3R L(ε)
= 4π
j syn (ε)
4c V
4c
(1.11)
dove 3R/4c è il tempo medio per un fotone di uscita da una regione di raggio R.
Sostituendo i rispettivi termini e notando che l’indice spettrale α è lo stesso, si ha:
jS S C ∝ R N02 B1+α ν−α lnΛ
(1.12)
dove Λ = ε2 /ε1 . Come atteso, l’emissività è proporzionale al quadrato della densità
elettronica.
La frequenza massima dei fotoni diffusi, nel sistema di riferimento del jet, è
νmax !
4 2
γ
νs
3 max
(1.13)
32
Dato che il cooling rate per entrambi i processi ha la stessa dipendenza dai parametri
(eccettuata la densità elettronica), il rapporto di luminosità dei due picchi è dato da
U syn
LC
Ė c
=
=
LS
UB
Ė syn
(1.14)
Compton Inverso da fotoni prodotti esternamente (Externally Produced Photons, EC)
In questo scenario, gli elettroni diffondono fotoni prodotti esternamente rispetto alla regione
di emissione. Sono stati avanzati diversi modelli, in base all’origine dei fotoni “iniziali”:
essi possono provenire direttamente dal disco di accrescimento (Dermer et al. 1992) o possono essere riprocessati e isotropizzati da elettroni liberi intorno il disco, sia nelle nuvole
della BLR che nella polvere della NLR (Sikora et al. 1994). I diversi casi risultano in diversi
spettri dei fotoni “iniziali”.
Se si considera il caso in cui la BLR riprocessa una frazione ξ della luminosità del disco
(Sikora et al. 1994), la densità di energia della radiazione esterna può essere stimata dalla
relazione
ξLdisk
Lext
!
(1.15)
Uext !
2
4πr c
4πr2 c
dove r è la distanza della BLR dal nucleo. Nel sistema comovente la massa indistinta di
materia sperimenterà un incremento di energia a causa del beaming
#
Uext
! Γ2 Uext
(1.16)
Usando questa relazione in eq. 1.9, si ottiene l’emissività nel sistema comovente.
Nel caso in cui la distribuzione spettrale dei fotoni “iniziali” abbia un massimo intorno
all’energia ε0 , si possono approssimare i fotoni “iniziali” come monocromatici. Si ha quindi
j#EC (ε#c ) ∝ N0 Γα+1
Uext ε#c −α
( )
ε0 ε0
(1.17)
La frequenza massima dei fotoni diffusi, nel sistema comovente, è
ε#max !
4 2
γ
Γ ε0
3 max
(1.18)
dove γmax è la massima energia della distribuzione elettronica.
Riassumendo le varie relazioni per l’energia degli elettroni che emettono al picco (γ peak ),
la frequenza del massimo del sincrotrone è
νS =
4 2
γ δ νL
3 b
(1.19)
33
dove νL = 2.8 × 106 B Hz è la frequenza Larmor. La frequenza osservata del picco
Compton è nei due scenari
4
(1.20)
νS S C ! γb2 νS
3
4
νEC ! γb2 Γ δ ν0
(1.21)
3
dove ν0 è la frequenza della radiazione esterna.
È utile anche scrivere qui le dipendenze dei flussi da alcuni parametri base, per i due
meccanismi:
FS ∝ δ4 N0 B2
(1.22)
FS S C ∝ δ4 N02 B2
F EC ∝ δ4 N0 Uext
(1.23)
(1.24)
Con l’aumento della densità elettronica o del campo magnetico aumenta il flusso SSC,
mentre l’aumento della luminosità di disco o del fattore di Lorentz globale Γ (e di conseguenza δ) fa aumentare maggiormente il flusso EC.
1.5.3 Analisi della SED
I parametri principali che si possono derivare dalle SED sono le frequenze dei picchi del
sincrotrone e del Compton Inverso (ν S e νC ) e le loro luminosità LS e LC . La grandezza della
regione che emette R, invece, può essere ricavata misurando il tempo scala della variabilità
imposta dalla condizione di causalità:
R ≤
δctvar
1+z
(1.25)
Nello scenario SSC, queste quantità permettono di verificare il modello. Infatti, i parametri relativi alla sorgente importanti per il modello SSC sono di base quattro, ovvero R,
γ peak , B e δ. Attraverso i tempi scala di variabilità , è possibile esprimere R come funzione
di δ. Si determina direttamente γ peak dal rapporto tra le frequenze dei due picchi, dato che
γ peak = (
3νC 1/2
)
4νS
(1.26)
Introducendo queste relazioxni nell’equazione per la frequenza di sincrotrone e la ‘Compton Dominance”, si può scrivere
Bδ =
B2 δ6 =
ν2S
νC (e/2πme c)
2L2S
2 L
c3 tvar
C
(1 + z)2
(1.27)
(1.28)
34
che consentono di determinare sia B che δ dalle quantità osservate. Nello scenario
SSC, quindi, con le incertezze derivanti la presenza di dati non simultanei, è possibile
fissare inequivocabilmente i parametri SSC dalle caratteristiche principali della SED (più
l’informazione sulla variabilità).
Lo scenario EC, invece, è meno verificabile, poiché ha tre parametri aggiunti ai precedenti (Lext , Rext e νext ) e non è possibile separare B e δ, dato che
3νC
4νext )1/2
(1.29)
B
νS νext
=
δ νC (e/2πme c)
(1.30)
γ peak δ = (
Sono quindi necessarie delle ipotesi sulla natura del campo di fotoni esterno. Per gli
FSRQ la radiazione esterna è prodotta probabilmente dalla BLR, che può essere approssimata da una radiazione di corpo nero che raggiunge il massimo ad energie ottiche-UV
(νext ∼ 1015 Hz). La luminosità può essere prodotta dalle righe degli spettri o da processi
termici UV. Il parametro meno stringente è la dimensione della BLR, che si deduce generalmente da risultati su oggetti radio-quiet, da programmi di monitoraggio per la misura della
variabilità delle righe larghe (Kaspi et al. 2000).
Nominalmente, per verificare i modelli (in particolare, SSC) e ottenere parametri fisici,
è sufficiente avere una SED abbastanza ben campionata, ovvero con informazioni sui picchi
del sincrotrone e del Compton. Tuttavia, i valori più significativi per i parametri sono quelli
che si ottengono da dati simultanei, i.e. quando è disponibile una “immagine” della SED di
un blazar in un determinato momento. Questo attualmente è stato fatto per pochissime sorgenti, quindi, in generale, la modellizzazione per la maggior parte delle sorgenti conosciute
viene fatta con SED storiche, raccogliendo tutti i dati disponibili. Dato che la luminosità
e la frequenza dei due massimi varia nel tempo, i parametri del modello ottenuti in questi
casi dipendono da quando e come l’informazioni spettrali sono determinate (osservazioni
singole o dati mediati nel tempo, stato della sorgente durante osservazioni di massimi di
bassa o alta energia, etc.).
Vale la pena ricordare anche che una delle assunzioni principali dei modelli cosiddetti
“standard” è che entrambi i picchi sono prodotti dalla stessa popolazione di elettroni. Questo
sembra essere confermato negli HBL e in oggetti estremi, dove spesso si osserva una stretta
correlazione tra le due assunzioni. Tuttavia, questo potrebbe non essere il caso per altri
tipi di blazar (e.g. FSRQ): un ulteriore scenario possibile è che l’emissione Compton sia
dominata dalla radiazione da una popolazione di elettroni che differisce da quella che irradia
per sincrotrone (e.g. Costamante 2001).
1.6 Considerazioni sulla “Blazar Sequence”
35
1.6 Considerazioni sulla “Blazar Sequence”
L’esistenza di una “Blazar Sequence” è stata inizialmente ipotizzata in un articolo del 1998
(Fossati et al. 1998), che ha analizzato il grafico della potenza emessa vs. ν peak per tre campioni di blazar, i.e. 2 Jy FSRQ sample, Einstein Slew BL Lac sample, 1 Jy BL Lac sample,
trovando una apparente anti-correlazione e . Ghisellini et al. (1998) hanno inquadrato poi la
suddetta anti-correlazione in uno scenario teorico, in cui essa è il risultato del bilancio tra
accelerazione e cooling delle particelle, in cui si considera che nelle sorgenti che emettono
con potenze maggiori la densità di energia è più alta e quindi le particelle hanno maggiore
probabilità di perdere energia e sono di conseguenza soggette ad un maggior cooling, che si
trasferisce in valori più bassi di ν peak . La “Blazar Sequence” fa delle predizioni specifiche
molto stringenti, ovvero
1. dato che i FSRQ raggiungono potenze maggiori rispetto ai BL Lac, l’esistenza di
un’anti-correlazione tra potenza e ν peak implica che non dovrebbero esistere HFSRQ,
i.e. FSRQ con alti valori di νpeak ;
2. dato che sorgenti di bassa luminosità sono più numerose rispetto a quelle di alta luminosità, l’anti-correlazione tra potenza e ν peak implica che gli HBL sarebbero più
numerosi degli LBL. Questo fatto ha due implicazioni fisiche rilevanti: la prima puramente demografica, importante, ad esempio, in survey profonde, la seconda pone
delle forti posizioni per la fisica dei jet.
La validità di questo scenario è stata più volte messa in discussione negli anni da una
serie di studi (e.g. Giommi et al. 1999, 2002a, 2006; Padovani et al. 2003; Caccianiga &
Marchã 2004; Antón & Browne 2005; Nieppola et al. 2006; Landt et al. 2006; Giommi
et al. 2007b; Padovani 2007). In particolare, Padovani (2007) effettua una serie di semplici
test utilizzando i dati osservativi recenti per verificare la fondatezza della teoria:
1. controllo dell’anti-correlazione potenza vs. ν peak ;
2. scoperta di almeno un oggetto “proibito”, che si posiziona al di fuori dello schema
proposto dall’anti-correlazione (i.e. alto ν peak - alta potenza o basso νpeak - bassa
potenza o entrambe le categorie di sorgenti “proibite”);
3. conteggio delle sorgenti per verificare se gli HBL siano veramente più numerosi degli
LBL.
L’esito dei test è negativo per la “Blazar Sequence”, in quanto Padovani (2007) dimostra che non esiste nessuna anti-correlazione tra potenza e ν peak nei blazar, una volta presi
e
per la descrizione dei campioni cfr. sezione 1.7
36
in considerazione gli effetti di selezione dei campioni. Inoltre, sono stati trovati oggetti al
di fuori della sequenza, sia nelle regioni di basso ν peak - bassa potenza che di alto νpeak alta potenza. È stata trovata anche la classe “mancante” di sorgenti FSRQ, che hanno il picco del sincrotrone nella banda UV/X. Inoltre, contrariamente alle predizioni della “Blazar
Sequence”, tutti i dati osservativi sono consistenti con l’idea che la sottoclasse degli HBL
costituisca una minoranza (∼ 10% dei BL Lac). Ne segue che la “Blazar Sequence” non può
essere valida, almeno nella sua forma più semplice. Rimane un punto ancora da chiarire,
ovvero il motivo per cui la frequenza massima del picco del sincrotrone nei FSRQ sembra
essere ∼ 10-100 volte più piccola di quella raggiunta dai BL Lac. Una possibile eccezione
a questa regola sembra essere però ROXA J081009.9+384757.0 (Giommi et al. 2007b, cfr.
anche Capitolo 8).
1.7 Survey di Blazar
Proprio a causa della loro orientazione peculiare rispetto alla linea di vista, i blazar formano
una classe molto rara di oggetti, in pratica solo ∼ 5% di tutti gli AGN osservati (Padovani
1997). Conseguentemente, fino a tempi recenti, tutti i campioni esistenti di blazar erano estratti da survey caratterizzate da una piccola copertura del cielo o da limiti in flusso
relativamente alti o da entrambi. Questi campioni di blazar “classici” sono:
• 1 Jy BL Lac sample, copertura del cielo pari a 9.81 sr, flussi radio f 5GHz > 1Jy, indice
spettrale radio tagliato a αr ≤ 0.5, V < 20; il campione completo include 34 oggetti
(Stickel et al. 1991; Rector & Stocke 2001)
• EMSS BL Lac sample, copertura del cielo pari a ∼ 700 gradi quadri, flussi X-ray
−13 erg cm−2 s−1 , il campione totale include 44 oggetti (Stocke
f0.3−3.5keV >
∼ 2 × 10
et al. 1991; Morris et al. 1991; Rector et al. 2000).
• Einstein Slew BL Lac sample, copertura del cielo pari a ∼ 10 sr, flussi X f 0.2−4keV >
∼
2 × 10−11 erg cm−2 s−1 ; il campione completo consta di 51 oggetti (Perlman et al.
1996).
• 2 Jy FSRQ sample, copertura del cielo pari a 9.81 sr, flussi radio f 2.7GHz > 2Jy,
il campione completo composto da 52 oggetti (Wall & Peacock 1985; di SeregoAlighieri et al. 1994).
Gran parte della comprensione corrente del fenomeno blazar si basa proprio su questi
campioni, il che vuol dire su un numero relativamente piccolo di sorgenti intrinsecamente
37
luminose. In altri termini, cosı̀ è stata campionata solo la punta dell’iceberg della popolazione dei blazar, quindi risulta evidente la necessità di campioni di blazar più profondi ed
ampi per poter studiare a fondo le caratteristiche e le proprietà dell’intera popolazione.
Attualmente, molti gruppi di ricerca si sono concentrati sul problema della compilazione di campioni di blazar grandi e profondi. Molti di questi campioni sfruttano il fatto che i
blazar sono sorgenti relativamente forti sia radio che X ed usano quindi un criterio di selezione “doppia” radio/X (al contrario di quanto avvenuto nei campioni cosiddetti “classici”).
Un’altra differenza risiede nel processo di identificazione: infatti, lavorando con cataloghi
fino a ∼ 1, 000 sorgenti, si può ottenere uno spettro ottico per ciascuna di esse ed identificare quindi i blazar. Al contrario, con i cataloghi vasti e profondi attualmente disponibili,
> 100, 000 sorgenti e raggiungendo in alcuni casi i milioni di oggetti, questa procedura
con ∼
diventa difficilmente praticabile senza poter accedere a facilities dedicate o a risorse illimitate. Da qui la necessità di incrementare l’efficienza dei metodi di selezione (e.g., attraverso
metodi di cross-correlazione) per restringere il numero di candidati blazar a numeri di più
facile “gestione”.
Le survey principali più grandi e profonde completate ed in via di completamento in
questi ultimi anni sono:
BL Lac
• “Sedentary” Survey; usa un criterio di selezione radio (NVSS)/X-ray (RASS)/ottico
(APM, COSMOS); limiti della survey sono un taglio f 1.4GHz > 3.5 mJy, f0.1−2.4keV >
∼
10−12 erg cm−2 s−1 ; oltre alla selezione dell’indice spettrale a due punti, α rx <
0.56,
∼
αro > 0.2, per selezionare una regione popolata da High-energy peaked BL Lac
(HBL) ad un livello di confidenza di ∼ 85%. Il campione include 150 HBL, il 100%
identificati (Giommi et al. 1999, 2005; Piranomonte et al. 2007; Giommi et al. 2007);
• DXRBS (Deep X-ray Radio Blazar Survey); usa un metodo di selezione (GB6, PMN)/X
> 50mJy, f
(WGA [ROSAT PSPC]); limiti della survey sono f 5GHz ∼
0.1−2.4keV ≥ 2 ×
−14
−2
−1
10
erg cm s , con un taglio nell’indice spettrale radio α r ≤ 0.7; il campione
statisticamente completo consta di 24 oggetti (44 nell’intero campione, in cui non
si rispetta il limite radio e si non tiene conto del problema dell’assorbimento in determinate regioni di molti fotoni dovuto al wobbling del ROSAT PSPC) ed è quasi
> 94%) al Gennaio 2007 (Perlman et al. 1998; Landt
completamente identificato ( ∼
et al. 2001; Padovani et al. 2007);
• RGB (ROSAT All Sky Survey [RASS]-Green Bank) sample; utilizza una selezione
radio (GB6)/X (RASS), con un limite ottico; limiti della survey sono f 5GHz >
∼ 20 mJy,
−13
−2
−1
f0.1−2.4keV >
erg cm s , B < 18; il campione statisticamente completo
∼ 3 × 10
38
consta di 33 oggetti più brillanti di O = 18.0 mag (127 BL Lac totali nell’intero
campione), di cui il ∼ 94% risultano identificati (Laurent-Muehleisen et al. 1998,
1999);
• REX (Radio-Emitting X-ray) sample; usa criterio di selezione radio (NVSS)/X (RO−14
SAT PSPC); limiti della survey sono f1.4GHz > 5 mJy, f0.1−2.4keV >
∼ 3 × 10
erg cm−2 s−1 ; il campione include 72 oggetti, ∼ 30% sono identificati; un sotto−13 erg cm−2 s−1 e B ≤ 20.5, è
campione di ∼ 55 oggetti con f0.1−2.4keV >
∼ 4 × 10
identificato a ∼ 90% (Caccianiga et al. 1999, 2000);
• CLASS (Cosmic Lens All Sky Survey) sample; usa un criterio di selezione radio (GB6,
NVSS), con un limite ottico; limiti della survey sono f 5GHz > 30 mJy, R < 17.5,
con un taglio nell’indice spettrale radio α r < 0.5. Il campione include 47 sorgenti
ed è identificato a ∼ 70% (Marchã et al. 2001; Caccianiga et al. 2002; Caccianiga &
Marchã 2004);
• FIRST Flat Spectrum sample; usa una selezione radio (FIRST, GB6), con un limite
ottico; limiti della survey sono f1.4GHz > 35 mJy, f5GHz > 20 mJy, B < 19, con
un taglio nell’indice spettrale radio α r < 0.5. Il campione include 87 sorgenti ed è
identificato a ∼ 84% (Laurent-Muehleisen et al. 1999; Fossati 2005);
• RASS-ASDC 1 Jy samplef ; usa una selezione radio (NVSS)/X (RASS); limiti della
−14 erg cm−2 s−1 . Il campione include
survey sono f1.4GHz > 1 Jy, f0.1−2.4keV >
∼ 8 × 10
∼ 25 candidati, di cui ∼ 93% risultano identificati (Giommi et al. 2002b);
• HRX-BL Lac sample; usa un criterio di selezione radio (NVSS)/X (RASSBSC); limiti
−14 erg cm−2 s−1 . Il campione
della survey sono f1.4GHz > mJy, f0.5−2.0keV >
∼ ×10
include ∼ 104 BL Lac identificati (Beckmann et al. 2003);
• Optically identified BL Lacertae objects from the Sloan Digital Sky Survey; usa una
selezione ottica, sulla base delle caratteristiche tipiche dei BL Lac, cercando oggetti extra-galattici con spettri quasi-featureless nella Second Data Release dellaSloan
Digital Sky Survey (SDSS-DR2; Abazajian et al. 2004) senza moto proprio nel catalogo USNO-B (Monet et al. 2003) per costruire un campione di 386 candidati BL
Lac. Sulla base dei loro colori i candidati sono suddivisi in 240 probabili e 146 meno
probabili (Collinge et al. 2005);
In realtà non si tratta di una survey davvero profonda. Il suo scopo era di creare l’equivalente del 1 Jy
sample senza tagli pre-imposti su larghezza equivalente o αr ma principalmente utilizzando la Distribuzione
Spettrale di Energia per trovare BL Lac.
f
39
• The 2QZ BL Lac survey (2BL); usa una selezione ottica di sorgenti identificate da due
survey di oggetti puntiformi con eccesso UV, la 2-degree field (2dF) e la 6-degree
field (6dF) quasi-stellar object (QSO) Redshift Survey (2QZ e 6QZ). Comprende 52
oggetti senza moto proprio apparente, nel range di magnitudini 16.0 < B J < 20.0
(Londish et al. 2002, 2007).
F 1.10.
Campionamento del piano flusso radio-flusso X da parte di diverse
survey di BL Lac (da Padovani (2002)). I segmenti continui spessi rappresentano
i cosiddetti limiti “hard” delle survey, mentre quelli sottili rappresentano i flussi
raggiunti in una banda diversa da quella usata per la selezione. Le sorgenti appartenenti ad una data survey occupano una regione del piano il cui angolo in basso a
sinistra è indicato dall’intersezione dei segmenti spessi e sottili, come esemplificato
per DXRBS (linee brevi tratteggiate). La retta tratteggiata più lunga invece divide gli
HBL dagli LBL, mentre le regioni tratteggiate rappresentano le regioni “proibite”,
dove nessun BL Lac è mai stato trovato finora.
Flat-spectrum Radio Quasar
• Parkes 0.25 Jy sample; usa un criterio di selezione radio (PKS); limite della survey
è f2.7GHz > 250 mJy, con un taglio nell’indice spettrale radio α r ≤ 0.4; 444 sorgenti,
100% identificate (Jackson et al. 2002; Hook et al. 2003; Wall et al. 2005);
• DXRBS sample; usa un metodo di selezione (GB6, PMN)/X (WGA [ROSAT PSPC]);
−14 erg cm−2 s−1 , con un
> 50mJy, f
limiti della survey sono f5GHz ∼
0.1−2.4keV ≥ 2 × 10
40
taglio nell’indice spettrale radio α r ≤ 0.7; il campione statisticamente completo consta di 129 oggetti (200 nell’intero campione) ed è quasi completamente identificato
> 94%) al Gennaio 2007 (Perlman et al. 1998; Landt et al. 2001; Padovani et al.
(∼
2007);
• CLASS sample; usa un criterio di selezione radio (GB6, NVSS), con un limite ottico;
limiti della survey sono f5GHz > 30 mJy, R < 17.5, con un taglio nell’indice spettrale
radio αr < 0.5. Il campione include 100 sorgenti ed è identificato a ∼ 70% (Marchã
et al. 2001; Caccianiga et al. 2002);
• FIRST Flat Spectrum sample; usa una selezione radio (FIRST, GB6), con un limite
ottico; limiti della survey sono f1.4GHz > 35 mJy, f5GHz > 20 mJy, B < 19, con
un taglio nell’indice spettrale radio α r < 0.5. Il campione include 332 sorgenti ed è
identificato a ∼ 84% (Laurent-Muehleisen et al. 1999; Fossati 2005).
Un caso particolare è A Northern Survey of Gamma-Ray Blazar Candidates (SowardsEmmerd et al. 2005), che ricerca candidati blazar che abbiano proprietà simili a quelle
dei blazar osservati da EGRET, per avere un campione di controparti per i puntamenti del
satellite GLAST. Sowards-Emmerd et al. (2005) usano una selezione tramite una Figuradi-Merito (FoM) nella banda radio di sorgenti dallo spettro piatto (dati estratti dalla CLASS
a 3.5cm, che ha come flusso limite radio 140 mJy) per avvalersi poi di telescopi ottici per
osservazioni spettroscopiche di follow-up. Ad oggi, su 710 candidati sono stati identificati
167 oggetti, di cui il 95% sono risultati essere BL Lac o FSRQ.
In questo contesto, è importante il lavoro di raccolta svolto da Massaro et al. (2005),
che ha messo insieme i dati disponibili nelle varie bande per i blazar noti nell’intervallo
0h-6h. Lo scopo del catalogo, che con la pubblicazioni di ulteriori 3 volumi coprirà l’intero
cielo, è organizzare la lista più completa attualmente disponibile di blazar confermati da
poter poi utilizzare per studi statistici sulle proprietà dei blazar, sulla loro evoluzione ed
assemblare altresı̀ una vasta lista di SED di blazar differenti per investigarne i meccanismi
di emissione. Inoltre, questa lista costituirà il campione di base per l’identificazione di
sorgenti γ rivelate dal LAT di GLAST. I blazar sono suddivisi in BL Lac, candidati BL Lac,
FSRQ e “Uncertain Type”, se in possesso di una SED peculiare o di tipologia “intermedia”.
Il primo volume Massaro et al. (2005) contiene informazioni multibanda e SED per 443
sorgenti (190 BL Lac e candidati BL Lac, 227 FSRQ, 26 “Uncertain Type”). Attualmente è
in via di completamento il secondo volume. La previsione è che il catalogo dell’intero cielo
conterrà presumibilmente ∼ 2400 sorgenti blazar.
41
F 1.11.
Campionamento del piano flusso radio-flusso X da parte di diverse
survey di FSRQ (da Padovani (2002)). I segmenti continui spessi rappresentano
i cosiddetti limiti “hard” delle survey, mentre quelli sottili rappresentano i flussi
raggiunti in una banda diversa da quella usata per la selezione. Le sorgenti appartenenti ad una data survey occupano una regione del piano il cui angolo in basso a
sinistra è indicato dall’intersezione dei segmenti spessi e sottili, come esemplificato
per DXRBS (linee brevi tratteggiate). La retta tratteggiata più lunga invece divide gli
HFSRQ (high-energy peaked FSRQ) dai LFSRQ (low-energy peaked FSRQ), mentre le regioni tratteggiate rappresentano le regioni “proibite”, dove nessun FSRQ è
mai stato trovato finora.
1.7.1 Copertura dello Spazio dei Parametri
È importante stimare a quali regioni dello spazio di parametri siano sensibili le varie survey,
per poter capire quali limiti stringenti esse possano o non possano porre sulla demografia
dei blazar. Dato che i criteri di selezione doppia (radio/X) della maggior parte delle nuove
survey ed il fatto che i campioni “classici” di blazar erano selezionati o nel radio o in X,
Padovani (2002) ha analizzato come alcuni di questi campioni coprono il piano flusso radioflusso X.
I risultati di questo lavoro sono mostrati in Fig. 1.10 per i BL Lac ed in Fig. 1.11 per
gli FSRQ. Ciascuna survey è caratterizzata da uno o due limiti in flusso (segmenti spessi),
mentre il flusso più basso raggiunto da un campione in una banda diversa da quella usata
per la selezione è indicata da un segmento sottile. Per esempio, la survey EMSS BL Lacs
raggiunge fx ∼ 2 × 10−13 erg cm−2 s−1 (segmento spesso), che è il flusso X limite per la
42
selezione (in realtà, esiste più di un flusso limite in X, data la natura “serendipita” della
survey). Un limite in una banda risulta in un limite nell’altra ed in questo caso il BL Lac più
debole della survey ha un flusso radio pari a f r ∼ 1 mJy (segmento sottile). Le sorgenti di
una data survey occupano una regione nel piano flusso radio-flusso X il cui angolo in basso
a sinistra è mostrato nelle figure.
Tenendo in considerazione queste figure, Padovani (2002) ha mostrato che è fondamentale comprendere cosa le diverse survey possano stabilire o meno e quali siano i loro limiti
e limitazioni. In particolare, le survey con più di un flusso limite possono fornire un quadro
completo della popolazione di blazar solo se i limiti aggiuntivi sono relativamente vicini ad
uno dei bordi della regione occupata dai blazar nello spazio dei parametri.
Un certo numero di survey completate negli ultimi anni o attualmente ancora in via
di completamento sta indagando sui blazar più comuni, meno luminosi e potrà svelare il
grosso della popolazione dei blazar. Tuttavia, prima di trarre conclusioni sulla demografia
dei blazar, è opportuno aver cura di prendere in considerazione le limitazioni di queste
survey e quali regioni dello spazio dei parametri dei blazar stanno campionando.
1.8 Perché studiare i Blazar
Abbiamo visto che le caratteristiche tipiche dei blazar e la presenza di emissione amplificata consentono di studiare in maniera più approfondita la regione centrale degli AGN,
rendendo quindi possibile indagare sui meccanismi attualmente poco conosciuti responsabili dell’estrazione di energia non termica dal buco nero supermassivo e della collimazione
e accelerazione dei jet relativistici.
In aggiunta, i blazar sono sorgenti ideali per studi multifrequenza poiché la loro emissione si distribuisce su almeno 20 ordini di grandezza dello spettro elettromagnetico, dalla
banda radio ai raggi γ di alta energia. Osservazioni ripetute consentono di raffinare i modelli
teorici dei meccanismi di emissione della radiazione per poter comprendere soprattutto le
caratteristiche principali di questa classe di oggetti.
Inoltre, annoverata tra queste caratteristiche peculiari, esiste un problema aperto concernente l’evoluzione dei BL Lac. È stato documentato che i BL Lac hanno proprietà
cosmologiche che differiscono sia da quelle dei FSRQ che da tutte le altre categorie di
AGN.
In pratica, sebbene gli studi siano basati su un esiguo numero di campioni, oltretutto
di piccole dimensioni (30-50 sorgenti), è stato visto che gli LBL non mostrano evoluzione,
mentre gli HBL sembrano mostrare un’evoluzione negativa, ovvero sono meno numerosi
oppure meno luminosi ad alto redshift.
È interessante far notare come le loro proprietà cosmologiche rendano gli HBL unici nel
1.8 Perché studiare i Blazar
43
panorama delle sorgenti extragalattiche in quanto differiscono totalmente da quelle mostrate
dagli AGN broad emission line, sia di tipo radio-loud che radio-quiet, per i quali invece è
stata trovata una evoluzione fortemente positiva.
È opportuno far notare però che questi risultati sono ad un livello di significatività non
molto elevato. Quindi sono sicuramente indispensabili ulteriori indagini che si basino su
grandi campioni di BL Lac per poterne studiare meglio le caratteristiche evolutive.
Un’altra importante discussione in atto concerne la separazione tra i blazar e le radio
galassie cosı̀ come quella della divisione dei blazar in sottoclassi (BL Lac e FSRQ), che
attualmente non è basata su solidi argomenti fisici. Un passo verso una classificazione
dei blazar stringente dal punto di vista fisico potrebbe venire dalla selezione dei blazar in
termini dell’aspetto globale della Distribuzione Spettrale di Energia, cosı̀ da tener conto
delle proprietà della loro emissione totale.
I blazar sono anche sorgenti totalmente “imprevedibili” ed esibiscono variabilità su quasi tutti i tempi scala e lunghezze d’onda. Un articolo Sky&Telescope degli anni ’80 li ha per
questo soprannominati “viscious little dots”. È quindi importante uno studio approfondito
su questa classe di sorgenti per capire cosa può essere considerato “normale” per ciascun
oggetto.
Infine, nonostante la densità spaziale relativamente bassa di questo tipo di sorgenti, la
forte emissione sull’intero spettro elettromagnetico rende i blazar dei plausibili candidati
a contribuire in maniera significativa ai fondi cosmici extra-galattici a quelle frequenze in
cui il meccanismo di accrezione non produce molta radiazione. Questi fondi extra-galattici
saranno quindi composti in larga parte da radiazione non termica generata in ambienti di
tipo sincrotrone/Compton Inverso. In particolare, i blazar sono le sorgenti extra-galattiche
dominanti nella regione delle microonde, dove è localizzato il picco della CMB. Infatti,
radio sorgenti di questo tipo mostrano un andamento spettrale che non differisce molto da
quello dello spettro della CMB prima e dopo il suo picco di potenza nel range di frequenza
50-200 GHz. Per questo motivo i blazar possono “contaminare” le mappe della CMB ed
essere quindi confusi con fluttuazioni della CMB se sono abbastanza luminosi da essere
rivelati da esperimenti di CMB (per dettagli, Giommi & Colafrancesco 2004; Giommi &
Colafrancesco 2005; Giommi et al. 2006).
44
Capitolo 2
Survey Radio profonde: NVSS e
ATCAPMN
So Einstein was wrong when he said God does not play dice. Consideration of
black holes suggests, not only that God does play dice, but that He sometimes
confuses us by throwing them where they can’t be seen.
- Stephen Hawking
2.1 NRAO VLA SKY SURVEY
NRAO è un osservatorio radioastronomico americano gestito a Charlottesville (Virginia,
USA), che annovera tra i suoi strumenti un radiotelescopio a Green Bank e il Very Large
Array (VLA).
Il VLA è un grande radio-interferometro fondato sul principio della sintesi di apertura,
situato nei pressi di Socorro, New Mexico. Usa 27 paraboloidi, ognuno di 25 m di apertura,
disposti lungo un binario a forma di Y, con due bracci lunghi 21 m e l’altro 18.9 m. Ha
una risoluzione massima di 0.05 arc sec ad una lunghezza d’onda di 1.3 cm e di 1 arc sec
alla lunghezza d’onda di 6 cm. Vale la pena a questo punto spendere due parole per descrivere il principio di sintesi di apertura: si tratta di un tecnica radioastronomica, sviluppata
intorno al 1950 in Inghilterra ed Australia a , per far simulare ad un gruppo di radiotelescopi
la potenza di uno strumento di diametro molto maggiore. Varie antenne paraboliche, intera
Il primo telescopio ad usare questo accorgimento costruttivo fu il telescopio Ryle
46
connesse a coppie, sono collegate elettronicamente per osservare la stessa parte del cielo.
In conseguenza della rotazione terrestre, ogni coppia traccia un anello che simula quello di
un’antenna più grande, con un diametro pari a quello della distanza tra le due antenne. Alcune antenne possono essere mobili, in modo da simulare radiotelescopi di diametri diversi.
Quindi mentre la Terra ruota, la schiera di radiotelescopi esplora un arco corrispondente a
una parte della superficie di un ”supertelescopio” inesistente con un apertura di vari chilometri. Le informazioni ricevute da tutti i telescopi della schiera vengono registrate e poi
combinate per mezzo di un computer per riprodurre un’immagine del cielo (una sintesi)
corrispondente all’immagine che produrrebbe un tale supertelescopio. In pratica la simulazione non è mai perfetta, ma in questo modo si può comunque ottenere un’informazione
decisamente superiore a quella che potrebbe produrre un qualsiasi strumento della schiera,
considerato isolatamente.
Il catalogo NVSS copre il cielo Nord di DEC b = −40 ◦ (82% della sfera celeste) a 1.4
GHz.
I principali dati prodotti da NVSS sono:
1. un set di 2326 ”cubi” continui di 4 ◦ x 4 ◦ con tre piani contenenti immagini Stokes
I,Q ed U;
2. un catalogo di quasi 2 milionic di sorgenti discrete più forti di una densità di flusso S
di circa 2.5 mJy.
3. set processati di dati (u,v). Ogni immagine grande è stata costruita da più di 100
”istantanee” più piccole. Tutti i set di dati (u,v) editi e calibrati per singola sorgente
usati per produrre le ”istantanee”, che hanno contribuito alle immagini più grandi,
sono state combinate in un singolo (u ,v) file multi-sorgenti per gli utenti che hanno
interesse a studiare i dati alla base delle immagini.
Le immagini hanno tutte una risoluzione angolare FWHM di 45 arc sec per produrre la
sensibilità per la brillanza superficiale necessaria per la completezza e l’accuratezza fotometrica. Le rms delle loro fluttuazioni in luminosità sono approssimativamente di 0.45
mJy/beam = 0.14 K (Stokes I) e di 0.29 mJy/beam = 0.09 K (Stokes Q ed U). Le incertezze
rms in RA e DEC variano da < 1 arc sec per le 400,000 sorgenti più forti (S>15 mJy) a 7
arc sec per le sorgenti più deboli rilevabili (S = 2.3 mJy). Il limite di completezza è circa
2.5 mJy.
NVSS è stato realizzato per fornire un servizio alla comunità astronomica e i dati principali,
il software per l’utente ed eventuali update sono stati distribuiti via World-Wide Web da un
b
c
declinazione J2000.0
più di 1.8 milioni nell’intera survey
2.2 ATCA catalogue of compact PMN sources
47
anonimo FTP appena sono stati prodotti e verificati.
Per informazioni più complete su NVSS, fare riferimento al sito ufficiale :
http://www.cv.nrao.edu/nvss/
Una panoramica esauriente su NVSS si può trovare in Condon et al. (1998).
2.2 ATCA catalogue of compact PMN sources
L’Australia Telescope National Facility (ATNF) sostiene la ricerca nel campo della radioastronomia in Australia. Amministrato dal CSIRO, Australia’s national scientific research
organisation, è sovvenzionato dal governo australiano. L’ATNF gestisce l’Australia Telescope, che si compone del Australia Telescope Compact Array (ATCA) a Narrabri e dei
radio telescopi Parkes, vicino Alectown, e Mopra, vicino Coonabarabran. Questi telescopi
possono essere utilizzati insieme come un long baseline array per la Very Long Baseline
Interferometry.
L’Australia Telescope Compact Array (ATCA), al Paul Wild Observatory, è un radiointerferometro a sintesi di apertura (come il VLA). È un array di 6 antenne da 22 m. È
localizzato a 25 km ad ovest della città di Narrabri nella zona rurale a circa 500 km a
nord-est di Sydney. Tra le principali caratteristiche di ATCA si segnala la sua capacità di
operare in banda larga. Attualmente l’ATCA è in una fase di upgrade significativo: si stanno
infatti installando nuovi sistemi riceventi che permetteranno osservazioni a frequenze tra 30
e 50 GHz, ovvero in lunghezze d’onda tra 6 e 10 mm. Questa sarà la prima volta per un
telescopio a sintesi di apertura nell’emisfero australe.
Lo stesso sito ospita anche il Sydney University Stellar Interferometer (SUSI), gli IPS
Space Services e la stazione di astrosismologia solare della Università di Birmingham.
L’ATCA catalogue of compact PMN (Parkes-MIT-NRAO) sources in Tasker (2000) è
una lista di posizioni di sorgenti compatte PMN misurare dall’ATCA da Niven Tasker nel
Febbraio 1995. Il catalogod contiene misurarioni di posizioni e flussi per le diverse sorgenti
a 4800 MHz e a 8640 MHz.
d
disponibile sul sito http://www.atnf.csiro.au/resources/catalogues/pmn atca
48
Capitolo 3
I believe that only scientists can understand the universe. It is not so much
that I have confidence in scientists being right, but that I have so much in
nonscientists being wrong.
- Isaac Asimov
ROSAT ha condotto la prima panoramica del cielo nei raggi X soffici (0.1 - 2.4 keV; 100
- 5 Å) e nell’estremo ultravioletto (0.025 - 0.2 keV; 500 - 60 Å) utilizzando telescopi per
imaging (Trümper 1983; Aschenbach 1988; Wells et al. 1990; Kent et al. 1990). ROSAT
è l’acronimo per Röntgenstrahlen Satellit (satellite nei raggi X). È un satellite in comproprietà tedesca-britannica-americana per l’astronomia X, lanciato il 1 giugno 1990. Ha visto
la prima luce il 16 giugno 1990 (Truemper et al. 1991). Le successive 6 settimane sono
state dedicate alla fase di calibrazione e verifica, ma già includevano una piccola frazione
della sky survey. La parte principale della survey è iniziata il 30 luglio 1990 ed è durata
fino al 25 gennaio 1991. Una striscia del cielo che non era stata coperta dalle osservazioni,
a causa di problemi operativi in gennaio, era stata successivamente osservata nel Febbraio
e nell’Agosto 1991. L’exposure time totale della survey è di 1.031x10 7 s o 119.36 giorni. I
dati ottenuti fino al 1991 sono alla base dei cataloghi BSC (Bright Source Catalogue) e FSC
(Faint Source Catalogue).
La strategia alla base della survey di ROSAT era di osservare il cielo in grandi cerchi i
cui piani erano orientati approssimativamente in maniera perpendicolare alla direzione del
sole. Come risultato, l’exposure time variava da circa 400 s a 40000 s, rispettivamente all’e-
50
F 3.1.
ROSAT ALL Sky Survey in coordinate galattiche. I diversi colori
indicano la diversa esposizione delle aree di cielo osservato: l’exposure time varia
da circa 400 s a 40000 s, rispettivamente all’eclittica equatoriale ed ai poli.
clittica equatoriale ed ai poli. Durante i passaggi attraverso le zone aurorali e all’Anomalia
Sud Atlantica, era necessario spegnere i Position Sensitive Proportional Counters (PSPC),
il che ha comportato una diminuzione dell’esposizione per parti di cielo. Per exposure time
superiore a 50 secondi la copertura del cielo era pari al 99.7% per osservazioni fino al 1991.
Il ROSAT All-Sky Survey Bright Source Catalogue (RASS-BSC, o 1RXS) deriva dalla
all-sky survey durante la prima metà dell’anno 1990/91 della missione ROSAT. Il catalogo
contiene 18811 sorgenti tali che abbiano:
- il ROSAT PSPC count-rate fino a 0.05 cts s−1 nella banda di energia 0.1 -2.4 keV;
- la detection likelihood pari a 15;
- almeno 15 conteggi.
Le 18811 sorgenti sono state sottoposte sia ad una procedura di validazione automatica
sia ad un processo di verifica per ispezione visuale nel quale sono stati verificati i risultati
dello standard processing per il 94% delle sorgenti.
Il restante 6% è stato analizzato con metodi interattivi ed è stato assegnato un flag alle
sorgenti nei seguenti casi:
- sorgenti vicine;
- sorgenti con errori posizionali;
- sorgenti estese;
- sorgenti che mostrano una struttura complessa di emissione;
51
- sorgenti ”mancate” dal software di analisi standard.
Sono inoltre disponibili immagini in banda larga (0.1 -2.4 keV) per le sorgenti flagged
come estese, con emissione complessa o con errori posizionali.
Sono forniti per ciascuna sorgente il nome ROSAT, la posizione in coordinate equatoriali, l’errore della posizione, l’exposure time, due hardness-ratio con i relativi errori,
l’estensione, la la likelihood dell’estensione, la detection likelihood e il raggio di estrazione
della sorgente.
Il catalogo presenta una copertura del cielo del 92% ad un limite di brillanza pari a 0.1
cts s−1 (8,547 sorgenti).
La tabella delle possibili identificazioni dei candidati e le immagini in banda larga sono
disponibili in formato elettronico (Voges et al. 1999) a .
Il ROSAT All-Sky Survey Faint Source Catalogue (RASS-FSC) (Voges et al. 2000a) deriva dalla all-sky survey della missione ROSAT nella banda di energia 0.1-2.4 keV e contiene
105 924 sorgenti, costituendo l’estensione “debole” naturale del RASS-BSC. Le sorgenti hanno almeno 6 fotoni ed una detection likelihood, -ln (1-P), pari almeno a 7, dove P
rappresenta la probabilità di rilevamento della sorgente. Nel catalogo sono forniti per ciascuna sorgente il nome ROSAT, la posizione in coordinate equatoriali con il relativo errore,
il count rate della sorgente ed il suo errore, il count rate del background, l’exposure time,
la data di osservazione, due hardness-ratio con i relativi errori, l’estensione, la likelihood
dell’estensione e la detection likelihood.
La tabella delle possibili identificazioni dei candidati e le immagini in banda larga sono
disponibili in formato elettronico (Voges et al. 2000b) b .
http://wave.xray.mpe.mpg.de/rosat/catalogues/rassbsc
http://wave.xray.mpe.mpg.de/rosat/catalogues/rass-fsc/ o anche via ftp anonimo (host ftp.xray.mpe.mpg.de,
directory rosat/catalogues/rass-fsc)
a
b
52
Capitolo 4
Some day you will find me
Caught beneath the landslide
In a champagne supernova in the sky
- Noel Gallagher
Le caratteristiche principali della Sloan Digital Sky Survey sono ampiamente riassunte
in Stoughton et al. (2002) (nel seguito indicato come EDR paper); in essa sono descritti i
mezzi con cui i dati della survey sono distribuiti alla comunità astronomica; inoltre contiene
informazioni esaustive sull’hardware usato per ottenere i dati, il software usato per processarli, le quantità misurate per ciascun oggetto ed è in grado di fornire una panoramica sulle
proprietà dei dati della EDR (Early Data Release), una primitiva distribuzione di dati che
ha analizzato circa 462 gradi quadri, rilevando 14 milioni di oggetti ed all’incirca 54008
spettri.
La SDSS è una survey ottica fotometrica e spettroscopica che si propone di mappare metà
del cielo Nord e qualche piccola fascia del cielo Sud (quindi si tratta in totale di approx. un
quarto della Sfera Celeste, 10000 gradi quadri circa), producendo una quantità di dati che si
stima in 15 TB e collezionando gli spettri di all’incirca 10 6 galassie, 100000 quasar, 30000
stelle e 30000 fortunose scoperte. Nel luglio 2001, la SDSS ha distribuito alla comunità
scientifica i primi dati ufficiali, noti come EDR appunto, ottenuti dopo il cosiddetto periodo
di commissionamento, durante il quale sono stati testati i vari apparati e le varie procedure
del sistema di campionamento e analisi dei dati. Nel Marzo 2003 è stata divulgata la DR1
(Abazajian et al. 2003), circa il 20% dell’intera survey, nel Marzo 2004 la DR2 (Abazajian
54
et al. 2004), che copre un’area di cielo pari circa al 35% del progetto della SDSS, il 27 settembre 2004 la DR3 (Abazajian et al. 2005), nel luglio 2005 la DR4 (Adelman-McCarthy
et al. 2006) ed infine nel luglio 2006 la DR5 (Adelman-McCarthy et al. 2007a).
La SDSS ha completato la prima fase di operazioni (SDSS-I) nel giugno 2005. In 5
anni, SDSS-I ha ottenuto immagini di oltre 8,000 gradi quadri di cielo in cinque bande passanti, scoprendo circa 200 milioni di oggetti celesti e misurando gli spettri di oltre 675,000
galassie, 90,000 quasars ed 185,000 stelle. Questi dati hanno supportato studi che spaziano
dalla ricerca di asteroidi e stelle vicine alla struttura su larga scala dell’Universo.
La SDSS è entrata in una nuova fase, SDSS-II, che finirà nel giugno 2008. Con un
consorzio che include attualmente 25 istituti del mondo, SDSS-II porterà avanti tre survey distinte: la Sloan Legacy Survey, SEGUE e la Sloan Supernova Survey , per rispondere a quesiti fondamentali sulla natura dell’Universo, l’origine di quasar e galassie e la
formazione e l’evoluzione della nostra Galassia, la Via Lattea.
In particolare, la Sloan Legacy Survey comprenderà una scansione continua di 7,500
gradi quadri del Cielo Nord ad alta latitudine, un totale di 740 gradi quadri della Calotta
Sud Galattica (3 stripes) e gli spettri di 860,000 galassie e di 105,000 quasars.
SEGUE (Sloan Extension for Galactic Understanding and Exploration) mapperà invece
la struttura della Via Lattea. Infatti, anche se ad alta latitudine, la SDSS ha compiuto tantissime scoperte sulla Galassia, rivelando nuove strutture nell’alone stellare galattico. SEGUE
includerà 3,500 gradi quadri di nuova fotometria, una parte della quale su una griglia regolare che estesa sul Piano Galattico e alcuni campionamenti di strutture come il Sagittarius
Dwarf Tidal Stream.
SEGUE otterrà anche gli spettri di 240,000 stelle, con accuratezza per la velocità radiale
tipicamente di 10 km s−1 e per l’abbondanza chimica tipicamente di 0.3 dex. Questi dati
getteranno nuova luce sulla struttura della Galassia, sulla formazione dei suoi componenti
principali e sui processi stellari che producono gli elementi della tavola periodica.
La Sloan Supernova Survey si propone di scoprire diverse centinaia di supernovae di
Tipo Ia per misurare la storia dell’espansione dell’Universo. Nei tre mesi in cui la Calotta
Sud Galattica è visibile per l’osservazione, la survey scansionerà ripetutamente un’area di
300 gradi quadri per scoprire e misurare oggetti variabili e supernovae. Le scoperte di supernovae vengono immediatamente annunciate per permette il follow-up con altri telescopi.
Grazie alla sua combinazione di apertura e campo di vista, il telescopio SDSS-II si trova ad
essere posizionato in maniera unica per scoprire supernovae nel range di redshift 0.1-0.4,
colmando la lacuna tra survey locali e survey esistenti pianificate a redshift maggiori.
Dopo una sola stagione di operazioni, la Sloan Supernova Survey ha scoperto 139
supernovae di Tipo Ia confermate, uno dei campioni più vasti mai compilati di supernovae
in un singolo programma osservativo. Il dataset complessivo sarà fondamentale per studiare
4.1 Apparato Sperimentale
55
le proprietà della Energia Oscura, e allo stesso modo indagherà su molti aspetti della fisica
delle supernovae e la variabilità intrinseca dei quasar.
Il 28 giugno 2007 la SDSS ha rilasciato 10 Tb di dati con la prima release della seconda
fase operativa, la DR6 (Adelman-McCarthy et al. 2007b).
Prima di esaminare le differenze tra le varie distribuzioni di dati attualmente disponibili, che non riguardano solo una diversa copertura della Sfera Celeste, si ritiene opportuno
fornire una breve descrizione dell’hardware e del software della SDSS.
4.1 Apparato Sperimentale
Brevemente, la survey utilizza un telescopio dedicato di 2.5 m, con un campo visuale di 3 ◦ ,
situato presso l’APOa , New Mexico. Il telescopio ha montati due strumenti: una fotocamera CCD che raccoglie i dati in modo Drift-Scan (noto anche come TDI b ) quasi simultaneamente in cinque bande fotometriche (ugriz) c e un paio di doppi spettrografi che usano
fibre ottiche per raccogliere simultaneamente 640 spettri di oggetti opportunamente selezionati dai dati fotometrici. Le immagini fotometriche sono prese durante notti di condizioni
ottimali (buon seeingd , luna nuova), mentre la spettroscopia è fatta in quelle notti che si
possono considerare meno che perfette. I dati sono fotometricamente calibrati utilizzando
un ulteriore telescopio di 20 pollici di diametro e , noto come PTf o MTg , localizzato vicino
al sito del telescopio principale. I dati sono quindi processati attraverso una serie di pipelinesh interdipendenti, che scoprono gli oggetti nelle immagini, misurano le loro proprietà,
applicano una serie di calibrazioni fotometriche e astrometriche, selezionano gli oggetti che
poi successivamente saranno sottoposti alla spettroscopia, estraggono e calibrano gli spettri
e ricavano redshift e tipo spettrale dagli spettri.
Il sistema di acquisizione dei dati registra le informazioni dalla fotocamera CCD, dagli
spettrografi e dal PT; i dati sono successivamente trasferiti via nastro magnetico e un picApache Point Observatory
Time Delay Integration
c
approx. copre una banda da 3000 a 11000 Å
d
qualità della visione
e
0.5 m
f
Photometric Telescope
g
Monitor Telescope
h
pipeline: programma computerizzato che processa dati digitalizzati con lo scopo di estrarre da essi un certo
tipo di informazioni
a
b
56
F 4.1. Schema dell’interno del telescopio SDSS. Fonte: SDSS
colo volume del campione è spedito su internet i . Ciascun sistema fa uso di report filesj per
seguire le osservazioni.
4.2 Note tecniche sugli strumenti
Dato che il telescopio SDSSk dovrà mappare un quarto dell’intero cielo, esso deve produrre
immagini a fuoco di un grande campo visivo. Molti telescopi moderni, come i maestosi
telescopi Keck di 10 m alle Hawaii, sono utilizzati per osservare piccole regioni alla volta.
Per poter osservare un’ampia area del cielo in una sola volta, il telescopio SDSS ha richiesto
pertanto una differente e complessa tecnologia costruttiva.
L’interno del telescopio è dominato da due specchi riflettenti. La luce viene riflessa dagli specchi in un sistema di messa a fuoco, che include due lenti correttive per minimizzare
la distorsione. Il diagramma in Figura 4.1 mostra come la luce incidente colpisce lo specchio primario del diametro di 2.5 m, rimbalza indietro e colpisce lo specchio secondario
più piccolo (1.08 m), quindi è riflessa indietro attraverso un foro nello specchio principale.
La luce passa attraverso la prima lente correttiva e successivamente attraverso la seconda
lente sul piano della fotocamera. Il telescopio può prendere immagini nettamente a fuoco
da un’area di 3 ◦ , pari al diametro di 30 lune piene.
Sebbene il suo progetto sembri quello di un tipico telescopio Cassegrain, le superfici
degli specchi hanno una forma differente e il sistema di focalizzazione usa un elemento
N.d.A. ovviamente solo i collaboratori SDSS hanno la password per accedere a questi primi dati
archivi
k
N.d.A. con questa dicitura ci si riferisce al telescopio del diametro di 2.5 m
i
j
4.2 Note tecniche sugli strumenti
57
correttivo addizionale. La sistemazione del telescopio è altrettanto unica. Molti telescopi
sono tenuti dentro una cupola, che possiede una piccola apertura per l’osservazione. Tuttavia, questo congegno spesso fa sı̀ che il calore rimanga intrappolato all’interno della cupola
durante il giorno. Quando il calore è ceduto durante la notte, la sua fuga causa turbolenze
d’aria che offuscano le immagini riprese dal telescopio. Per ovviare questo inconveniente,
il telescopio SDSS è completamente rimosso dal suo sito e porta con sé una sua protezione
contro il ventol .
In aggiunta al telescopio principale, SDSS usa il PT per monitorare i sottili cambiamenti
della temperatura e della pressione atmosferica durante lo svolgimento della survey. Queste
informazioni consentono agli astronomi di calibrare la luminosità di un oggetto, misurata
con il telescopio principale.
La fotocamera CCDm montata sul telescopio SDSS è probabilmente la più complessa
fotocamera mai costruita. Essa consiste di due array: uno fotometrico che include 30 2048
x 2048 SITe/Tektronix CCD, con pixels di 24 µm, ciascuno di 2 pollici quadrati, con un’area
fotografica effettiva di 720 cm2 , ed uno astrometrico che usa 24 400 x 2048 CCD con gli
stessi pixels. Lo strumento è quindi un mosaico di 54 CCD sul piano focale del telescopio
principale. I 30 rivelatori fotometrici sono disposti in 6 colonne di 5 chip ciascuna in modo
che due scansioni successive coprano una striscia di cielo ampia 2.5 ◦ . Gli scienziati hanno rinchiuso ciascuna colonna di 5 dispositivi in un dewar n . Per aumentare la sensibilità,
ciascun dewar è raffreddato con azoto liquido a −80 ◦ C. Ciascun CCD è composto da oltre
quattro milioni di elementi ”fotografici”, che emettono elettroni quando viene assorbita la
luce. Gli elettroni sono a loro volta amplificati in segnali elettronici che possono essere
digitalizzati, registrati su nastri magnetici ed infine introdotti in un computer. Una notte di
osservazione produce circa 200 GB di dati su una dozzina di nastri. Ciascuna delle cinque
file di CCD riceve la luce attraverso un filtro di differente colore, cosı̀ ciascuna fila registra
la luminosità di un oggetto in un colore diverso.
I 24 CCD astrometrici, invece, sono montati sulla periferia del piano focale; essendo chip
più piccoli, il tempo di esposizione effettivo è di solo 11 secondi, cosı̀ la survey può osservare stelle più luminose senza saturazione. Le posizioni di queste stelle luminose o sono
necessarie per confrontare gli oggetti presenti nei cataloghi astrometrici usati da astrom p .
una scatola metallica tutt’intorno il tubo del telescopio
si tratta di sensori elettronici per il rilevamento della luce in silicio chiamati Charge-Coupled Devices
(dispositivi ad accoppiamento di carica)
n
camera a vuoto sigillata
o
dette anche candele standard
p
vedi la sezione DATA PROCESSING SOFTWARE
l
m
58
F 4.2. Fotocamera CCD. Fonte: SDSS
Il disegno in Figura 4.2 mostra schematicamente una panoramica della fotocamera
CCD. Diversamente dalle fotocamere tipiche, questa non scatta fotografie ferme. Anzi,
il telescopio è ”parcheggiato” in una posizione fissa e, mentre la Terra ruota, il cielo si muove dentro la fotocamera dall’alto verso il basso. Gli elettroni emessi dalla luce incidente si
muovono lungo i CCD alla stessa velocità con cui il cielo si sposta dentro la fotocamera,
assicurando che il segnale provenga sempre dagli stessi oggetti. Quando un elettrone in movimento urta il bordo del CCD, viene ”letto” attraverso gli amplificatori. Questa estrazione
è fatta continuamente e produce come risultato lunghe, strette righe, dette strips, del cielo
fotografato in una osservazione. Dato che c’è un certo spazio tra i CCD, per poter avere
un’immagine completa, il telescopio deve essere spostato di un poco e viene fotografata
una seconda strip, leggermente sfasata rispetto alla prima. Una coppia di strips è quindi
combinata in una singola stripe, che non ha spazi vuoti.
Ulteriori informazioni sulla fotocamera CCD della SDSS si possono trovare in Gunn et al.
(1998).
Ci sono due spettrografi identici, entrambi permanentemente montati sul retro del telescopio SDSS. Gli astronomi SDSS forano una lastra di alluminio, detta plate nella nomenclatura SDSS, in 640 punti: ciascun foro corrisponde alla posizione di un oggetto selezionato per la spettroscopia, i.e una stella, una galassia, un quasar. In ciascun foro viene
4.3 Data Processing Software
59
poi alloggiato un cavo a fibre ottiche. Ciascuno spettrografo monta 320 fibre, tutte in silice UV-enhanced con un diametro interno di 180 µm. Le fibre catturano la luce da 640
oggetti simultaneamenteq e le inviano ai due spettrografi, che la separano nei diversi colori che la compongono e gli spettri risultanti sono quindi registrati usando opportuni CCD.
Il range spettrale è tra 3800-9200 Å con una risoluzione di 1800-2100, utilizzando sottili
2048x2048 CCD Tektronix con pixels di 24 µm.
Per migliorare la risoluzione dei dati spettrografici, la luce da ciascun oggetto è separata in
una metà blu ed una metà rossa e lo spettro di ciascuna metà è registrato da un CCD separato. La separazione è ottenuta da un ”separatore di radiazione” con una speciale membrana,
che riflette la metà blu mentre permette la trasmissione della metà rossa.
Dato che la luce è stata separata, ogni osservazione spettroscopica origina quattro immagini: una rossa e una blu per lo spettrografo #1 ed analogamente per lo spettrografo #2. r
Ciascun canale spettrografico (blu o rosso) è stato ottimizzato dopo che parte dell’ottica era
stata corretta per piccole deviazioni di fabbricazione dai valori designati. Conseguentemente, ciascuno spettrografo risulta essere differente nei dettagli.
I vari plates sono posizionati sul piano focale del telescopio, proprio come la fotocamera
CCD. In una notte di buone condizioni per la spettroscopia, gli astronomi usano dai sei ai
nove plates, ottenendo gli spettri di 5000 oggetti.
4.3 Data Processing Software
È opportuno a questo punto fornire alcune informazioni sulla nomenclatura utilizzata dagli
scienziati SDSS per descrivere i dati per poter poi comprendere come i dati sono processati.
Il numero run designa una singola scansione continua del cielo da parte della fotocamera
CCD della SDSS e una stripe è il cerchio massimo coperto da un run, ampia 2.5 ◦ . Tipicamente una scansione dura alcune ore. Ogni stripe si compone di due strips, separate in
declinazione Nord/Sud cosı̀ che le scansioni sovrapposte delle sei colonne della fotocamera
CCD coprono completamente la stripe. Una scanline sono i dati da un singolo set di CCD
che investiga la stessa area di cielo. Ciascun set di 5 CCD è alloggiato in un singolo dewar:
ogni dewar ha 6 set di CCD separati da circa l’80% della larghezza del CCD. L’area di cielo
osservata dalle 6 colonne della fotocamera, dette anche camcols, è chiamata strip. Una data
area di cielo è fotografata da due scansioni successive, bilanciata dalla larghezza di un CCD
circa, per riempire una stripe. Il flusso dei dati di un singolo CCD in una scanline è tagliata
48 delle 640 fibre disponibili sono assegnate all’osservazione di oggetti spettroscopici standard per poter
eseguire successivamente la calibrazione degli spettri registrati
r
per registrare le quattro immagini si usano 4 CCD del tipo specificato in precedenza
q
60
in una serie di frames di 2048 x 1489 pixels e si sovrappongono del 10% con i frames adiacenti. I frames nei 5 filtri della stessa parte di cielo sono indicati col nome di field.
I dati dall’APO sono trasferiti al Fermilab via corriere espresso per essere processati e
calibrati.
All’APO si producono tre differenti gruppi di dati:
- i dati acquisiti dalla fotocamera CCD;
- i dati proveniente dal PT;
- gli spettri registrati dagli spettrografi.
I dati fotometrici sono processati con gli ”imaging pipelines”: astrom s esegue la calibrazione astrometrica; pspt caratterizza il comportamento della PSF u come funzione del tempo e
della posizione nel piano focale; framesv trova, separa e misura le proprietà degli oggetti:
poiché le informazioni per ciascun oggetto sono contenute in cinque frames, uno per filtro,
in questo modo si processano insieme i frames di un unico field; nfcalib w applica le calibrazioni fotometriche agli oggetti. Questa calibrazione fa uso dei risultati del telescopio
fotometrico processati con mtpipex . La combinazione tra psp e frames è a volte indicata
come photoy .
Run fotometrici individuali che si sovrappongono sono preparati per la spettroscopia nel
seguente modo: resolve seleziona una primitiva risoluzione per gli oggetti che cadono in
un’area di sovrapposizione; targetz seleziona gli oggetti per le osservazioni spettroscopiche;
plateaa specifica le posizioni dei plates sulla sfera celeste e le posizioni dei punti in cui si
perforerà ciascun plate per il successivo inserimento delle fibre spettroscopiche.
I dati spettroscopici sono prima estratti e calibrati con spectro2d ab , quindi classificati
con spectro1dac , che determina i redshift di assorbimento e di emissione e misura le righe
astrometric pipeline
postage stamp pipeline
u
Point Spread Function
v
frames pipeline
w
final calibration pipeline
x
monitor telescope pipeline
y
photometric pipeline
z
target selection pipeline
aa
plate pipeline
ab
2d pipeline
ac
1d pipeline
s
t
4.4 Differenze principali tra la DR1 e le successive Data Release
61
in ciascuno spettro.
Le diverse release della SDSS hanno utilizzato successive versioni dei vari pipelines; i
collaboratori SDSS continuano a sviluppare i vari programmi per il processamento dei dati,
cercando soprattutto di migliorare i problemi conosciuti e le tecniche di calibrazione fotometrica.
La DR1, cosı̀ come in precedenza EDR, confrontava ciascun oggetto della SDSS con l’oggetto più vicino in USNO-A2.0ad , utilizzando un raggio di confronto di 30 arc sec; DR2,
invece, utilizza USNO-B1.0ae con un raggio di confronto di 1 arc sec.
C’erano alcuni bug in DR1, risolti nella DR2 (dettagli in Abazajian et al. 2004):
- calcolo errato di RA, ascensione retta, e DEC, declinazione, per quegli oggetti che
erano rilevati solo nel filtro r, e.g. nane brune fredde e quasar con redshift superiore
a 5.7;
- calcolo errato delle magnitudini modello: l’immagine di ciascun oggetto rilevato in
ciascuno dei cinque filtri durante la fotometria viene fittato con i profili radiali esponenziale e di De Vaucouleurs, con arbitrario rapporto tra gli assi e inclinazione, convoluto con il locale PSF. Tuttavia, questi fit usavano un modello incorretto di PSF,
la qual cosa aveva causato errori sistematici nei parametri dei fit, specialmente per
oggetti di piccola dimensione.
Miglioramenti ulteriori nella DR2 rispetto alla DR1 riguardano principalmente i moti
ad
USNO-A2.0 è un catalogo di 526280881 stelle basato su una rimessa in ordine sistematica delle scansioni
PMM (Precision Measuring Machine), che erano la base per USNO-A1.0. La maggiore differenza tra A2.0 e
A1.0 sta nel fatto che mentre A1.0 usa Guide Star Catalog (Lasker et al. 1987) come punto di riferimento, A2.0
usa ICRF realizzato dall’USNO ACT Catalog (Urban et al. 1997). A2.0 fornisce informazioni sul moto proprio
usando le POSS I. Per maggiori informazioni cfr. Monet & et al. (1998).
ae
USNO-B1.0 è un catalogo di tutto il cielo che raccoglie informazioni su posizione, moto proprio, magnitudini in varie bande passanti ottiche per 1042618261 oggetti derivati da 3643201733 diverse osservazioni. Si
presuppone che sia completo fino a V=21, con accuratezza astrometrica di 0.2 arc sec a J2000, accuratezza fotometrica di 0.3 magnitudini e un’accuratezza dell’85% nel distinguere stelle da oggetti non prettamente stellari.
USNO-B1.0 fornisce moti propri e posizioni basandosi su varie survey fotografiche Schmidt, principalmente
POSS I e POSS II. Per informazioni più dettagliate cfr. Monet et al. (2003).
62
propri e radiali di stelle e il deblendingaf di galassie luminose.
Eccetto la copertura del cielo, i pipeline ed i database sono identici in DR5, DR4, DR3
e DR2. Quindi, la DR5 si può considerare con buona approssimazione un vero e proprio
“superset” della DR4, che è un “superset” della DR3, che è a sua volta un “superset” della
DR2. La DR2 include la rielaborazione di tutti i dati inclusi nella DR1 e di quei dati della
EDR che hanno superato i criteri di qualità dei dati nella survey ufficiale.
La DR6 è la prima release dalla DR2 ad avere cambiamenti significativi nel processing
software, includendo miglioramenti nella calibrazione fotometrica, nella riduzione spettroscopica e per la prima volta offre nel catalogo parametri standard per atmosfere stellari, quali
[Fe/H], log(g) e Te f f , e misure di indici di riga relativi a caratteristiche comuni alla velocità
radiale di ciascuna stella. I cambiamenti maggiormente significativi nella spettrofotometria
includono:
- uma migliore spettrofotometria, ora calibrata sulle magnitudini di PSF non su quelle
di filtro. La scala del flusso spettrofotometrico risulta quindi più brillante di 0.35 mag
ovvero del 25%.
- disponibilità di prodotti aggiuntivi quali esposizioni individuali di 15 minuti e spettri
di cielo.
Inoltre l’algoritmo per le dispersioni di velocità è stato modificato (cfr. Bernardi 2007) ed
sono disponibili stime migliori di velocità radiali delle stelle. Inoltre, sono presenti nel database per la prima volta i risultati di due codici indipendenti per la stima del redshift e
classificazione spettrale.
Le principali caratteristiche dei dati distribuiti da SDSS con la DR4, i cui dati sono stati
utilizzati nel presente lavoro di tesi, sono invece riassunte nelle tabelle delle pagine seguenti: i dati fotometrici in Tabella 4.1, quelli spettroscopici in Tabella 4.2.
In aggiunta, la DR4 per la prima volta contiene 276 plates “extra” e “special”:
- 61 “extra” combinazioni plate/MJD che sono osservazioni ripetute di 52 plates distinti
della survey principale;
- 206 distinti “special” plates, che sono osservazioni ripetute di target spettroscopici,
per la maggior parte nella calotta sud, che sono stati selezionati della collaborazione
SDSS per una serie di programmi scientifici specializzati (da notare che alcuni di
questi plates sono esterni alla area sottoposta a scansione fotometrica dalla DR4);
af
processo per cui oggetti sovrapposti nelle immagini sono separati
63
- infine, 9 “extraspecial” osservazioni ripetute di “special” plates.
Tra i problemi noti dalla DR2 e non risolti nella DR4 uno riguarda il filtro u. Esso ha
una naturale perdita verso il rosso a 7100 Å che si suppone di bloccare con una membrana
a interferenza. Tuttavia, nel vuoto del dewar, il taglio in lunghezza d’onda della membrana
è spostato verso il rosso (vedi EDR paper), permettendo a parte di questa perdita di passare. L’estensione di questa contaminazione è diversa per ciascuna colonna della fotocamera
CCD. Non è ancora completamente chiaro se si tratta di un effetto deterministico; c’è una
certa evidenza che sia variabile da un run all’altro in condizioni simili in una data colonna
della fotocamera.
C’è una grande dispersione nella perdita verso il rosso per le stelle più rosse.
Inoltre ci sono diversi buchi, holes nella nomenclatura SDSS, nella versione BEST del
database che non si ritrovano nella versione TARGET ag, dovuto al fatto che l’ultima versione di photo finisce in time-out per molti fields che versioni precedenti del pipeline processavano senza problemi. In altre parole, se il pipeline fosse stato eseguito per un tempo più
lungo, avrebbe portato a termine l’operazione con successo.
Distribuzioni future includeranno questi dati.
Gli oggetti rilevati nei fields segnati come holes ah non sono stati inclusi nella DR4.
Uno studio del weak lensing con i dati fotometrici SDSS (Mandelbaum et al. 2005) ha
scoperto un sistematico decremento del 5% nella densità numerica di oggetti deboli entro
90” di galassie luminose (r < 18). È stato scoperto che questo è dovuto ad una sovrastima
del fondo cielo nelle vicinanze di oggetti luminosi, che ovviamente influenzerà tutte le
quantità fotometriche misurate negli oggetti deboli, inclusa la classificazione come stelle o
galassie. Maggiormente luminoso l’oggetto, maggiore sarà la sovrastima del fondo cielo;
infatti, restringendosi a galassie di foreground più luminose di r = 16, la densità numerica
di galassie più deboli risulta essere il 10% sotto la media. L’effetto è attribuibile al modo
in cui sono stimati i livelli di fondo cielo nella SDSS: le isofote deboli più esterne di una
galassia luminosa possono causare un bias verso valori più alti nella stima dei valori del
fondo cielo (cfr. Stoughton et al. 2002).
Si tratta di un problema rilevante per quegli studi che riguardano correlazioni nelle
posizioni di oggetti brillanti con oggetti deboli, in quanto causa l’introduzione di una anticorrelazione spuria nelle scale affette dal problema. Inoltre esso riguarda anche la fotomeper la definizione di BEST e TARGET vedi la sezione successiva: DATI DISPONIBILI SU WEB DELLA
SDSS
ah
10 gradi quadri: 0.3% nella DR4
ag
64
tria delle galassie brillanti stesse (cfr. Lauer et al. 2007; Bernardi et al. 2007; Lisker et al.
2007).
Gli scienziati della SDSS stanno correntemente studiando il modo più opportuno di
modificare i pipelines fotometrici per risolvere il problema.
È stato recentemente riportato inoltre che stelle con colori estremi possono avere fotometria inconsistente a causa delle piccole differenze nella risposta fotometrica per diverse
camcols (Ivezić et al. 2007).
È stato rilevato un bug nel codice per la misura delle righe (in uso dalla DR3 in poi)
che assegna valore nullo alla larghezza equivalente di alcune righe di emissione, anche se
la riga è stata rilevata in maniera significativa.
I dati in EDR e DR1 erano nominalmente corretti per l’assorbimento galattico. La
spettrometria in DR2/DR3 è stata largamente migliorata rispetto alla DR1, ma gli spettri
finali calibrati in DR2/DR3 non sono corretti per l’arrossamento galattico di foreground
(che è stimato essere molto piccolo, con un valore mediano di 0.034 per E(B-V) su tutta la
survey). Questo non è stato modificato per le successive data release.
Si segnalano infine dei mismatch tra i dati spettroscopici e fotometrici: in effetti, per
svariate ragioni, una piccola frazione di oggetti con spettroscopia non ha una controparte
nel database fotometrico BEST. Inoltre, la DR4 non contiene informazioni fotometriche per
alcuni degli ” plates. Anche la DR5 contiene 361 “extra” e “special” plates, una frazione
dei quali non si trova nei dati fotometrici del database BEST. Per rendere disponibili questi
dati fotometrici aggiuntivi, insieme alla DR5 è stata distribuita la DRsup (DR supplemental). Ugualmente per la DR6 ( 467 “extra” e “special” plates), che è stata distribuita insieme
alla DR6sup.
Ulteriori note sulla SDSS si trovano in Appendice A.
F 4.3.
Proiezione di Aitoff in coordinate equatoriali dell’area sottoposta a
fotometria nella DR4. Fonte: SDSS
T 4.1. DR4 - FOTOMETRIA
Area Esaminata
6670 gradi quadri
Catalogo di Immagini
180 milioni di oggetti unici
Volume dei Dati
immagini 7.5 TB
cataloghi (DAS, formato fits )1.5 TB
cataloghi (CAS, SQL database)3.0 TB
Lunghezze d’onda medie
u = 3551Å
g = 4686 Å
r = 6165 Å
i = 7481 Å
z = 8931 Å
Magnitudini limite
(95% della ripetibilità del
rilevamento di sorgenti puntiformi)
u = 22.0
g = 22.2
r = 22.2
i = 21.3
z = 20.5
Ampiezza del PSF
mediana = 1.4 in r
Calibrazione Fotometrica
r = 2%
u-g= 3%
g-r= 2%
r-i= 2%
i-z=3%
Astrometria
< 0.1 rms per coordinata
65
66
F 4.4.
Proiezione di Aitoff in coordinate equatoriali dell’area sottoposta a
spettroscopia nella DR4. Fonte: SDSS
T 4.2. DR4 - SPETTROSCOPIA
Area Spettroscopica
4783 gradi quadri
Banda
3800-9200 Å
Risoluzione
1800
Rapporto Segnale-rumore
>4 per pixel at g=20.2
Accuratezza Redshift
30 km/sec rms per il main galaxy sample (da osservazioni ripetute)
Magnitudini Limite per la
selezione dei campioni
Galassie: Petrosian r <17.77
Quasar: PSF i <19.1
Catalogo Spettroscopico
Volume dei Dati
849,920 spettri, classificati in
565,715 Galassie
67,382 Quasar (redshift <2.3)
9,101 Quasar (redshift >2.3)
102,714 Stelle
50,373 stelle tipo M ed oltre
44,363 spettri di cielo
10,272 classe oggetti non identificati
spettri calibrati (2d) 51 GB
spettri, redshift, misure sulle righe (1d) 140 GB
4.5 Dati disponibili su web della SDSS
67
F 4.5. Panoramica sui dati e la loro distribuzione per SDSS EDR. La colonna
più a sinistra contiene tutti i tipi di dati disponibili. La seconda colonna contiene i
server che immagazzinano i dati. Notare che non tutti i dati prodotti si trovano su
ciascuno dei server. La terza colonna contiene le interfacce previste per questi server. La scelta dell’interfaccia da usare si basa sui risultati che si vogliono ottenere,
elencati nella quarta colonna. Fonte: EDR paper
4.5 Dati disponibili su web della SDSS
Nella Figura 4.5 sono riassunti i prodotti finali dei dati per fotometria e spettroscopia, i tre
database server usati per presentare questi dati alla comunità astronomica e le interfacce
utenti sviluppate per aiutare gli astronomi a trattare e a lavorare effettivamente con i dati.
La figura si riferisce all’EDR ma per le successive release ci sono poche differenze strutturali che saranno menzionate in seguito.
I ‘”data products” descritti in figura sono:
• ”Image Parameters”, ovvero posizioni, flussi e forme di tutti gli oggetti rilevati;
• ”Spectroscopic Parameters”, ovvero redshift, classificazione spettrale e righe misurate per ciascun oggetto;
• ”Color Images”, ovvero immagini JPEG costruite dai dati fotometrici nelle bande g,
r ed i;
• ”Images”, ovvero immagini FITS dei frames corrette dei cinque filtri, una mask che
registra come ciascun pixel è stato utilizzato negli imaging pipelines, immagini bin-
68
ned 4x4 dei frames corretti dopo che sono stati rimossi gli oggetti rilevati, immagini
”atlas”, che includono tutti i pixel significativi di ogni oggetto rilevato e le immagini
GIF degli spettri, con le caratteristiche identificate ai ;
• ”Spectra”, ovvero gli spettri, sottratti dal cielo, calibrati sul flusso e sulle lunghezze
d’onda, con errori e maschere;
• ”Other Data Products”, ovvero il numero degli oggetti caricati sui database, le sintesi
delle condizioni d’osservazione per i fields fotometrici e per i plates spettroscopici,
etc.
F 4.6. L’organizzazione dello skyServer
Sono stati costruiti tre database per immagazzinare le immagini e i dati spettroscopici:
1. il Catalog Archive Server, nel seguito CAS contiene i parametri fotometrici e spettroscopici misurati per tutti gli oggetti. È stato costruito con un object-oriented database
server;
ai
righe di emissione, redshift, classificazione spettrale
4.6 Problemi informatici e protocolli di trasferimento
69
2. lo skyServer contiene informazioni del tutto identiche, ma è stato costruito con un
relational database server: esso è stato progettato soprattutto a scopo divulgativo ed
include sezioni per bambini, studenti delle scuole superiori o semplici appassionati di
astronomia, cosı̀ come tool per professionisti (cfr. Fig 4.6);
3. il Data Archive Server, nel seguito DAS, è costruito come il CAS con un objectoriented database server e contiene tutti gli altri prodotti dei dati della survey, ovvero
le immagini, gli spettri calibrati, etc.
I dati in un database sono contenuti in Tables, organizzate in righe e colonne. Nel
CAS sono state definite Views sulle Tables, che rappresentano uno speciale sottoinsieme
della Table originaria. Molte Tables hanno uno o più indici che permettono di accelerare
le ricerche sulle Tables stesse. Functions e Procedures contengono un certo numero di
parametri per eseguire una sequenza di comandi predefinita. Generalmente, i loro nomi
hanno f o sp come prefissi. Un elenco completo delle Tables, con il tipo di dati contenuti in
ciascuna di esse, si trova nella sezione Schema Browser dello skyServer.
Inoltre nelle DR4, DR5 e DR6 c’è una nuova Table nel CAS, photAuxAll, che contiene
errori e covarianze per ascensione retta e declinazione cosı̀ come le coordinate galattiche
per tutti gli oggetti.
Per eseguire ricerche con il CAS occorre utilizzare il protocollo SQL aj, il linguaggio ”ufficiale” dei database. Si possono però usare IQS ak e SQSal , due interfacce grafiche per la
ricerca di dati fotometrici e spettroscopici. Dalla DR2 in poi sono parte integrante del CAS.
Per ciascuna release esistono due diverse versioni del database fotometrico implementati
nel CAS: BEST e TARGETam. BEST è il database di default e contiene i dati fotometrici
del catalogo della più alta qualità possibile al tempo della distribuzione dei dati. TARGET
contiene i dati fotometrici degli oggetti al momento in cui Target è stato eseguito. Se nuove
osservazioni o calibrazioni migliori sono disponibili, i dati fotometrici sono riprocessati e
confluiscono nel BEST database, ma non vengono riprocessati con Target. TARGET pertanto contiene i dati fotometrici congelati al tempo della selezione per la spettroscopia.
Il CAS permette di visualizzare i risultati delle query in formato .html o di scaricarli in file
.xtm o .csv. Le due Form Query, IQS e SQS, possono eseguire al massimo query con un
time-out di 3600 secondi e che contengano al massimo 500000 oggetti, listati per righe. Per
Structure Query Language
Imaging Query Server
al
spectro Query Server
am
per amore di precisione: BESTDR4 e TARGETDR4 per la DR4
aj
ak
70
query più lunghe sul sito della DR4 è stato costruito un settore apposito: CasJobs Batch
Query Services, dove l’utente crea un account, MyDB, con il quale può fare query in SQL
di qualunque dimensione e senza limiti di tempo. Il risultato delle ricerche è scaricato nell’account MyDB. Ci sono altre interfacce web per effettuare query SQL al CAS, ma hanno
tutte problemi di time-out e di numero di oggetti. Tra le interfacce web si segnala Navigate
che, date RA e DEC, ritorna un’immagine a colori centrata nella posizione inserita, che volendo può essere facilmente stampata. Inoltre permette, tramite il tasto Explore, di ottenere
tutte le informazioni fotometriche e spettroscopiche relative all’oggetto in esame.
Un altro tool di facile utilizzo e che supporta una interfaccia grafica è radial search, che
permette di ottenere la fotometria nelle cinque bande SDSS di oggetti osservati nelle vicinanze delle coordinate immesse dall’utente.
Alternativamente si possono scaricare alcuni clients per effettuare query direttamente al
CAS, come SDSS Query Analyzer (sdssQA), un GUI SQL query tool, che non ha problemi
di time-out, ma può al massimo dare risultati di 18000 righe, SDSS Command Line Query
Tool, uno script per operare SQL query dalla command-line oppure skyserver.el, che invece
permette di fare SQL query da un emacs buffer.
Il DAS contiene tutti i prodotti dei dati della survey, dalle immagini agli spettri. È accessibile via http a http://das.sdss.org/DR4/data o con la password dr4 tramite il server rsync a
rsync://[email protected]/DR4.
I file e le directories dentro DAS sono designati dai parametri identificatori SDSS dei dati
desiderati: run/rerun/camcol/field per la fotometria; plate/MJD an /fiberIDao per la spettroscopia. Il modo più semplice di ottenere queste designazioni è di usare IQS o SQS. Mentre
per la DR1 era possibile avere un link diretto con la DAS retrieval form per eseguire il download dei dati, gli utenti dalla DR2 in poi devono salvare i risultati della query in file .csv
e fare manualmente l’upload su DAS retrieval form ap . Piccoli set di risultati possono essere
scaricati come archivi .tar o .zip, mentre set più ampi (dai 10 file in su) devono essere scaricati utilizzando il protocollo rsync. Selezionato rsync come protocollo di download, quando
i dati sono pronti, all’utente viene chiesto di scaricare un file chiamato sdss-rsync.lis nella
directory locale in cui si vogliono poi immagazzinare i dati. Quindi nella Konsole di Linux
si sceglie il path della directory scelta per il download e si esegue al prompt :
..>rsync -vtrLPR –copy-unsafe-links –include-from=sdss-rsync.lis rsync://dr4@rsync. sdss.org/DR4/
./
per poter ricevere i file.
Il sistema viene connesso al sever rsync SDSS che richiede una password, che è semplicemente ”dr4”. Il tempo di attesa varia in proporzione al numero di dati richiesti e agli utenti
tempo giuliano d’osservazione
numero identificativo della fibra che ha eseguito la spettroscopia dell’oggetto
ap
http://das.sdss.org/DR4-cgi-bin/DAS
an
ao
71
collegati con il server rsync SDSS per scaricare i dati. Possono volerci anche alcune ore per
scaricare i dati richiesti: per 10000 file, ad esempio, si impiega un’ora-un’ora e mezzo.
Rsync è spesso installato per default su sistemi Unix o Linux aq , altrimenti può essere scaricato al sito http://samba.anu.edu.au/ftp/rsync/ per poi provvedere all’installazione nel sistema operativo; gli utenti Windows, invece, non possono scaricare ed eseguire direttamente
rsync: infatti, deve essere prima installato cygwin, un emulatore di linux, scaricabile gratuitamente al sito http://www.cygwin.com/, che lavora sui sistemi Windows 32-bit da Windows
95 in poi con l’eccezione di Windows CE. Utenti Macintosh con OSX possono scaricare ed
installare rsync come gli utenti Unix, mentre gli utenti con OS9.x non possono sfortunatamente utilizzare questo protocollo.
Inoltre il server DAS ha un time-out di 20 minuti: non si possono processare query che
impieghino più di 20 minuti. In questo caso, conviene spezzare la richiesta in richieste
più piccole in modo che possano essere processate dal DAS. Indicativamente, se si sceglie
rsync come metodo di download, la richiesta di 100 file è processata in 5 secondi, quella
di 5000 file in 11 minuti, mentre richiedere 10000 file supera i 20 minuti prescritti perciò
la richiesta va in time-out. Se si selezionano archivi .tar o .zip come metodo di download,
il processamento della richiesta è sensibilmente più lungo, motivo per il quale si possono
richiedere al massimo 10 file.
In DR4, cosı̀ come in DR3 e DR2, mancano i redshift fotometrici per le galassie, che sono stati invece calcolati e caricati nel CAS per la DR5 e la DR6. Con la DR5 inoltre sono
costruite delle coverage mask che permettono ai ricercatori interessati alla large-scale structure di calcolare agevolmente spettri di potenza e quantità correlate.
aq
per esempio, su Red Hat Linux 7.2
72
Capitolo 5
2dFGRS e 2dFQSO
A long time ago in a galaxy far, far away...
- Star Wars (1977)
Il Two Degree Field system (‘2dF’), il cui schema è mostrato in Fig. 5.1, è sicuramente
lo strumento astronomico più complesso in dotazione all’Advanced Technology Telescope
(ATT), e forse anche al mondo. È stato progettato per consentire l’acquisizione simultanea
di fino a 400 spettri di oggetti in ogni punto in un campo del cielo entro 2 ◦ . Consta di un
correttore di grande campo, un compensatore per la dispersione atmosferica, una gru robotica per il posizionamento di fibre ottiche a 0.3” e due spettrografi che possono allocare
ciascuno 200 fibre per produrre spettri a bassa e media risoluzione. Un meccanismo rotolante con due plates di campo permette che il campo successivo sia configurato mentre il
primo viene osservato.
5.1 2dF Galaxy Redshift Survey
La 2dF Galaxy Redshift Survey (2dFGRS; Colless et al. 2001) è la survey spettroscopica
principale ad approfittare delle potenzialità uniche del complesso 2dF costruito all’AngloAustralian Observatory. La 2dFGRS è integrata dalla 2dF QSO Survey (2dFQSO; Shanks
et al. 2000).
La 2dFGRS ha ottenuto spettri per 245591 oggetti, principalmente galassie, più luminose di una magnitudine nominale limite corretta per l’estinzione pari a B j=19.45. Sono stati
inoltre misurati redshift affidabili (i.e con parametro quality ≥ 3) per 221414 galassie. Le
74
2dFGRS e 2dFQSO
F 5.1.
Schema del Two Degree Field system (‘2dF’), progettato per l’acquisizione simultanea di fino a 400 spettri di oggetti in un campo del cielo entro
2 ◦ . Consta di un correttore di grande campo, un compensatore per la dispersione
atmosferica, una gru robotica per il posizionamento di fibre ottiche a 0.3” e due
spettrografi che possono allocare ciascuno 200 fibre per produrre spettri a bassa e
media risoluzione. Un meccanismo rotolante con due plates di campo permette che
il campo successivo sia configurato mentre il primo viene osservato.
galassie coprono un’area approssimativa di 1500 gradi quadri selezionati dalla estesa APM
Galaxy Surveya in tre regioni: una strip “North Galactic Pole” (NGP), una strip “South
Galactic Pole” (SGP) e campi “random” intorno alla strip SGP (cfr. Fig. 5.2). In Fig. 5.3
invece è mostrata la distribuzione delle galassie nella survey completata.
I dati della survey sono stati utilizzati per studiare una serie di problemi fondamentali
concernenti la formazione delle galassie e la cosmologia. Tra questi risultati si possono
segnalare:
• Una misura accurata dello spettro di potenza del clustering delle galassie su scale fino
a 300h−1 Mpc, che permettono determinazioni precise della densità totale di massa
dell’universo e della frazione barionica (Percival et al. 2001).
La APM Galaxy Survey (Sutherland et al. 1988) contiene posizioni, magnitudini, grandezza e forme per
circa 3 milioni di galassie selezionate dalle lastre fotografiche della UKST (UK Schmidt Telescope) Survey
realizzata al complesso APM (Automatic Plate Measuring) a Cambridge, UK. L’UKST Survey ha fotografato
tutto il cielo Sud utilizzando l’emulsione Kodak III-aJ con un’ampia banda passante blu, B j . La magnitudine
limite tipica è B j = 22. Gran parte del cielo Sud è stato fotografato dall’UKST anche con l’emulsione III-aF e
un filtro rosso, R.
a
75
F 5.2. L’area coperta dalla 2dF Galaxy Redshift Survey è approssimativamente
di 1500 gradi quadri selezionati dalla APM Galaxy Survey (in rosso) in tre regioni:
una strip NGP, una strip SGP e campi random intorno alla strip SGP. I campi individuali della survey sono evidenziati da cerchi neri vuoti nella proiezione di Aitoff.
L’equatore galattico è indicato da una linea verde.
• Misura della distorsione del disegno di clustering nello spazio del redshift, che pone
limiti indipendenti sulla densità totale di massa e sulla distribuzione spaziale della
materia oscura (Peacock et al. 2001; Hawkins et al. 2003).
• Un nuovo upper limit molto forte sulla massa totale del neutrino (Elgarøy et al. 2002)
• In combinazione ad osservazioni della CMB, misure precise della costante di Hubble
e della densità barionica, oltre all’evidenza dell’esistenza di una costante cosmologica
non nulla (energia oscura) e limiti sulla equazione di stato di quest’ultima (Efstathiou
et al. 2002; Percival et al. 2002).
• Prime misure dirette del parametro di bias delle galassie, sia da correlazioni ad alto
ordine nella distribuzione delle galassie (Verde et al. 2002) e dal confronto con lo
spettro di potenza della CMB (Lahav et al. 2002).
• Una caratterizzazione della funzione di luminosità delle galassie sia nell’ottico (Norberg et al. 2002b) che nell’infrarosso (Cole et al. 2001), con la misura nel primo caso
del rate di formazione stellare attuale e nel secondo della funzione di massa stellare
delle galassie.
• Distribuzione delle galassie in funzione della luminosità totale della brillanza superficiale centrale (Cross et al. 2001).
• Funzioni di luminosità per galassie di diversi tipi spettrali, sia nel campo (Folkes et al.
1999; Madgwick et al. 2002) che in ammassi (De Propris et al. 2003).
76
2dFGRS e 2dFQSO
F 5.3. Distribuzione proiettata delle galassie nella survey completata, in funzione del redshift e dell’ascensione retta; le variazioni nella densità delle galassie
con l’ascensione retta sono attribuibili a variazioni della larghezza effettiva delle
strips NGP e SGP.
• Variazione delle proprietà di clustering delle galassie in funzione della luminosità
(Norberg et al. 2002a) e del tipo spettrale (Madgwick et al. 2003).
• Limite alla storia cosmica di formazione stellare dallo spettro della galassia media nell’universo locale (Baldry et al. 2002) e dipendenza ambientale dei rate di
formazione di galassie nelle vicinanze degli ammassi (Lewis et al. 2002).
• Proprietà e funzioni di luminosità di radio-sorgenti di vario tipo (Sadler et al. 2002;
Magliocchetti et al. 2002).
• Proprietà di ammassi di galassie presedentemente identificati nella survey e stime
dinamiche delle masse degli ammassi (De Propris et al. 2002).
La final release della 2dFGRS comprende i seguenti elementi:
• cataloghi fotometrici per intera survey (source catalogues), che contengono dati per
382323 sorgenti;
• cataloghi spettroscopici per 245591 oggetti, con parametri spettroscopici quali redshift e tipo spettrale;
• il database che permette la ricerca nei dati della release pubblica;
• il software survey mask che permette di determinare se una data regione è coperta dalla survey, oltre alla magnitudine limite ed alla completezza della survey alla posizione
desiderata;
77
• documentazione e materiali aggiuntivi quali immagini e filmati disponibili on-line.
In particolare il database della 2dFGRS consta principalmente di tre parti:
1. Un set di FITS file, uno per ciascun oggetto del catalogo delle sorgenti (il catalogo
fotometrico di input), che contiene tutte le informazioni relative a ciascuna sorgente
osservata, le osservazioni spettroscopiche e le analisi successive.
2. Un Mini SQL (mSQL) database, che contiene tutti i parametri per ciascun oggetto e
permette di effettuare ricerche complesse e di costruire sottoinsiemi di sorgenti, oltre
al recupero di spettri e immagini per gli insiemi selezionati.
3. Una interfaccia www, che permette di organizzare ricerche nel database mSQL in
diversi modi con differenti possibilità di output.
Nel database finale dei FITS file ci sono 382323 oggetti, ciascuno associato al proprio
FITS file. A ciascuna sorgente osservata è assegnato un numero seriale (SEQNUM) e il
nome del FITS file associato all’oggetto è proprio questo numero seriale.
Ciascun FITS file ha una parte principale contenente tutti i dati del catalogo delle sorgenti relative all’oggetto (in formato di keyword FITS) e una sky chart DSS (Digital Sky
Survey) dell’oggetto stesso. La versione WWW del database contiene altresı̀ ulteriori immagini SuperCOSMOS.
Le successive estensioni del FITS file contengono le osservazioni spettroscopiche e i parametri ottenuti per l’oggetto, in ordine cronologico. Ciascuna estensione spettrale contiene
lo spettro dell’oggetto, l’array della varianza spettrale, lo spettro del medio cielo sottratto
dallo spettro dell’oggetto osservato e varie keyword FITS che riportano informazioni inerenti l’osservazioni spettroscopica e i parametri derivati quali il redshift e la qualità dello
spettro stesso. Molti file contengono diverse estensioni spettrali che corrispondono ad osservazioni ripetute della stessa sorgente.
L’interfaccia WWW del database può visualizzare i risultati della ricerca nel database
in formato HTML, oppure come file di testo compresso (gzipped ASCII) contente i parametri selezionati nella ricerca od ancora come archivio compresso (gzipped tarfile) dei file
FITS degli oggetti selezionati nella ricerca. Se i risultati vengono visualizzati come tabella
HTML, è possibile selezionare gli oggetti in maniera interattiva, in modo da poter accedere
alle immagini ed agli spettri contenuti nel database. Se è stato possibile effettuare misure di
redshift dagli spettri, il plot di ciascuno spettro evidenzia le caratteristiche spettrali predominanti al redshift associato con lo spettro.
78
2dFGRS e 2dFQSO
Ulteriori informazioni sul contenuto del database possono essere trovati in Colless et al.
(2001), che descrive la data release da 100k. Tuttavia, la release finale include cambiamenti e aggiunte rispetto alla data release da 100K. In particolare, il catalogo delle sorgenti
nella release finale è maggiormente ”pulito” rispetto alla data release da 100k. Documentazioni aggiuntive ed aggiornamenti sulla survey e sul suo database sono disponibili sul sito
http://www.mso.anu.edu.au/2dFGRS/Public/Release/Database/DBdescription.html
5.2 2dF QSO Survey
F 5.4. La survey copre due strips in declinazione di 75 ◦ ×5 ◦ nel South Galactic
Pole ed in una regione equatoriale vicino al North Galactic Pole. I campi individuali
della survey sono evidenziati da cerchi neri vuoti. L’equatore galattico è indicato da
una linea verde. I puntini neri indicano i QSO noti prima dell’inizio della survey
(dal catalogo Veron-Cetty & Veron (2000).
La 2dF QSO Survey (2dFQSO (2QZ); Shanks et al. 2000) copre due strips in declinazione di 75 ◦ × 5 ◦ , nel South Galactic Pole a declinazione −30 ◦ nel range di ascensione
retta da 21h40 a 03h15 (SGP strip) ed in una regione equatoriale (declinazione 0 ◦ ) vicino
al North Galactic Pole nella regione di ascensione retta da 09h50 a 14h50 (NGP strip o strip
equatoriale), come mostrato in Fig. 5.4.
La survey 2QZ è limitata in flusso nella banda B j . Le magnitudini sono determinate
dalle scansioni APM delle lastre fotografiche UKST. Limite della survey sono 25 < B j <
20.85, mentre la più luminosa 6dF QSO Redshift Survey (6QZ) ha limiti 16.0 < B j < 18.25.
La selezione per colore è stata fatta nel piano u − B j B j − r (cfr. Fig. 5.5).
Anche in questo caso le osservazioni sono state effettuate presso l’Anglo-Australian
Telescope con l’ausilio del sistema spettrografico multi-oggetto 2-degree Field. La parte
più luminosa della survey - 6dF QSO Redshift Survey (6QZ) - è stata portata avanti con
5.2 2dF QSO Survey
79
F 5.5.
La selezione per colore nella 2dFQSO è stata fatta nel piano u − B j
B j − r. Nel plot in figura i candidati QSO sono quelli rappresentati dai punti al di
sotto o a sinistra della linea tratteggiata. I punti doppi blu indicano i QSO già noti.
l’UK Schmidt Telescope con l’ausilio dello spettrografo multi-oggetto 6-degree Field, che
permette invece di ottenere fino a 150 spettri per oggetti in un campo di 6 ◦ di diametro.
Già nel 2000, con i suoi 6000 redshift di quasar, la survey 2QZ era la più grande e
completa survey di QSOs mai realizzata. Scopo della survey, completata nel 2002, era
di ottenere spettri e redshift per 25000 QSO, per avere un miglioramento di un ordine di
magnitudine nella statistica di clustering per i QSO. La survey completa non solo permette
di studiare la funzione di luminosità dei quasar e la sua evoluzione, ma anche di porre dei
limiti stringenti sul valore di Ω o dalla misura dell’evoluzione del clustering dei QSO, di
mettere limiti sulla costante cosmologica tramite un test geometrico diretto e di determinare
la forma dello spettro di potenza delle fluttuazioni fino a scale di 1000 Mpc.
80
2dFGRS e 2dFQSO
Capitolo 6
Una panoramica generale su
BROWSE
Science is organized knowledge. Wisdom is organized life.
- Immanuel Kant (1724-1804)
BROWSE è un programma che utilizza un sistema di gestione di database per selezionare dati da tavole contenenti informazioni e quindi eseguire operazioni di analisi sui dati
estratti. Il nome del programma riflette il fatto che esso permette agli astronomi di avere
uno strumento per “scorrere, leggere scorrendo”, in inglese “browse” per l’appunto, grandi
volumi di dati, selezionandoli o scartandoli a seconda della necessità. È enfatizzata la visualizzazione dei dati in modo da poter ottenere una stima immediata della qualità dei dati,
delle proprietà delle sorgenti e delle caratteristiche generali.
BROWSE è stato originariamente creato per permettere l’accesso al database di EXOSAT,
che contiene i risultati e i prodotti dei dati dalla missione EXOSAT a(1983-1986). BROWSE
usa un DBMSb sviluppato dal team di EXOSAT ed è ottimizzato per ricerche astronomiche
(e.g. ricerca per coordinate). Esso si basa su un software DBMS originale sviluppato all’inizio della missione EXOSAT da P. Giommi e M. White come parte del programma che
esaminava le sorgenti scoperte da EXOSAT. Ulteriori e successivi sviluppi hanno portato
ad aggiungere strumenti per l’analisi dati al pacchetto iniziale, come, ad esempio, pgplot
sviluppato alla Caltech, che provvede una interfaccia grafica. Negli anni novanta BROWSE
a
b
European Space Agency’s X-ray astronomy mission
Database Management System
82
Una panoramica generale su BROWSE
è stato adottato da HEASARCc, che ha continuato il suo sviluppo come ambiente per la
gestione di database, in collaborazione con l’ESA.
Le funzioni di BROWSE includono:
• ricerche per coordinate, nome o altri parametri;
• visualizzare i valori dei parametri;
• graficare i valori dei parametri e di file di dati;
• creazione di sottocampioni dalla tabella principale del database;
• stabilire correlezioni (relazioni) tra le tabelle;
• ricerca di file di dati;
• analisi di file di dati selezionati;
• un’interfaccia SQL.
Per caricare un nuovo database su BROWSE si deve scrivere un programma in fortran
77 che legge i dati da un file ASCII e li trasferisce dentro BROWSE. Il programma fortran ha come nome load nomedatabase.f; per costruire il database è necessario un altro
file nomedatabase par.dat, che contiene la lista dei parametri implementati nel database e
il relativo formato. I parametri possono essere di tipo numerico o sotto forma di stringhe
di caratteri; BROWSE permette di caricare valori numerici del tipo integer*2, integer*4,
real*4, real*8, mentre le stringhe devono avere una lunghezza compresa tra c*2 e c*254.
Per utilizzare l’interfaccia SQL basta scrivere sql al prompt di BROWSE. Il protocollo
SQL viene utilizzato per creare le tabelle (database) e per creare gli indici una volta caricato
un nuovo database: gli indici permettono di accedere alle entry d del database ordinandole
per il parametro che è indicizzato. Sono utili per effettuare ricerche rapide all’interno del
database; i parametri utilizzati di frequente come indici sono le coordinate, il nome e il
tempo. Gli indici del database sono scritti in un file del tipo index nomedatabase.xco .
c
d
High Energy Astrophysics Science Archive Research Center (NASA)
le differenti righe della tabella
Capitolo 7
Il catalogo ROXA
The greatest discoveries of science have always been those that forced us to
rethink our beliefs about the universe and our place in it.
- Robert L. Park, in The New York Times, 7 December 1999
La recente ampia disponibilità di grandi cataloghi astronomici multi-frequenza e dati
spettrali - quali NVSS, ATCAPMN, RASS, SDSS e 2dF - può essere agevolmente sfruttata
per costruire grandi campioni di blazar senza dover richiedere tempo di telescopio aggiuntivo. In questo capitolo si presenta il catalogo ROXA (Radio Ottico X realizzato presso ASDC;
Turriziani et al. 2007), che consiste in una lista di 816 oggetti di cui 510 sono blazar confermati. Il catalogo include inoltre 173 nuove identificazioni di blazar, ovvero circa il 10%
dei blazar attualmente conosciuti.
7.1 Il metodo di selezione
Per definire il campione si è fatto ampio uso della disponibilità di grandi cataloghi astronomici e dell’esistenza di servizi on-line che consentono un semplice accesso a finding chart
e magnitudini.
Il metodo si presenta del tutto analogo a quello utilizzato per la costruzione di DXRBS
(Perlman et al. 1998; Landt et al. 2001; Padovani et al. 2007) e Sedentary Survey (Giommi
et al. 1999, 2005; Piranomonte et al. 2007; Giommi et al. 2007) e si schematizza in tre passi:
84
Il catalogo ROXA
1. prima, una cross-correlazione tra survey radio e X (NRAO VLA Sky Survey (NVSS;
Condon et al. 1998), ATCAPMN (ATCA catalogue of compact PMN sources in
Tasker (2000)) e ROSAT All Sky Survey (RASS; Voges et al. 1999; Voges et al.
2000a,b).
2. A ciascun match radio/X-ray, sono state assegnate le magnitudini ottiche dal Guide
Star Catalog (GSC2; Lasker et al. 1995; McLean et al. 2000).
3. Per tutti i match radio/X sono stati calcolati gli indici spettrali ottico-X (α ox ) e radioottico (αro ) e sono state selezionate solo le sorgenti con i valori dei parametri α ox e
αro all’interno della cosiddetta blazar area (per maggiori dettagli, e.g. Perlman et al.
1998; Giommi et al. 1999; Landt et al. 2001; Padovani et al. 2007).
7.1.1 La cross-correlazione radio - X
Come per la Sedentary Survey (Giommi et al. 1999, 2005; Piranomonte et al. 2007; Giommi
et al. 2007) e DXRBS (Perlman et al. 1998; Landt et al. 2001; Padovani et al. 2007), è stato
utilizzato il software EXOSAT/BROWSE per cross-correlare i cataloghi NVSS e RASS. La
cross-correlazione ha usato un raggio di 1 arcmin, risultando in 16.596 match.
Il campione è stato ristretto a quelle sorgenti con latitudine Galattica | b| > 20 o trovando 12.988 candidati. Sono state selezionate solo quelle con ∆ rx < 2.5σrx , dove σrx =
!
σ2x + σ2r è l’incertezza totale legata alla posizione (radio+X) e ∆ rx è la distanza tra le posizioni radio e X. Questa procedura ha trovato 9663 oggetti.
È stata inoltre stimata la percentuale di coincidenze spaziali accidentali per oggetti non
correlati, con una operazione di shifting delle coordinate di tutte le sorgenti in uno dei
cataloghi di un valore fisso e ripetendo la procedura di cross-correlazione con gli stessi parametri. In questo modo si è appurato che solo nell’ 1- 2 % dei casi si potrebbe trattare di
associazioni spurie.
7.1.2 Selezione dei candidati Blazar
Per ciascun match RASS-NVSS, sono state ricercate le magnitudini delle controparti ottiche con l’ausilio del catalogo GSC2. Nel caso in cui non fosse presente nessuna sorgente
GSC2 entro i pochi arcosecondi dell’incertezza della posizione NVSS, è stato assunto che
la controparte ottica dovesse essere più debole di Jmag=19.5, approssimativamente il limite
in flusso della GSC2 (McLean et al. 2000).
Nei rarissimi casi nei quali era presente più di un oggetto della GSC2, è stato scelto
inizialmente l’oggetto più brillante quale controparte ottica.
85
È stato utilizzato il software EXOSAT/BROWSE per assegnare ai candidati blazar il
flusso a 5 GHz attraverso cross-correlazioni con diversi cataloghi radio, quali NORTH6cm
(Becker et al. 1991), GB6 (Gregory et al. 1996) e Parkes-MIT-NRAO (PMN; Griffith &
Wright 1993).
Per quelle sorgenti con nessun informazione disponibile sul flusso a 5 GHz, esso è stato
−αrm , con α
stimato come F 5Ghz = F1.4GHz × ( 20
rm pari a 0.25, che è il valore medio che si
6 )
assume per sorgenti con lo spettro piatto.
I flussi ottici e nella banda X sono stati corretti per l’assorbimento Galattico e per la
correzione-K dipendente dal redshift.
Alle sorgenti di cui non era stato possibile ottenere informazioni sul redshift è stato
assegnato un redshift tipico pari al valore medio del redshift trovato in sorgenti con lo stesso
rapporto tra flusso X e radio ( fx / fr ).
Per costruire il campione di candidati blazar sono stati calcolati gli indici spettrali otticoX (αox ) e radio-ottico (αro ) e sono stati selezionati le sorgenti con α ro > 0.2, regione del
diagramma αox -αro dove si localizzano la maggior parte dei blazar (e.g. Giommi et al.
1999, per dettagli).
È stato deciso di rilassare la condizione di radio-loudness α ro > 0.2 a αro > 0.1 (dove
αro e αox sono gli usuali effettivi indici spettrali definiti tra le frequenze nel rest-frame di
5 GHz, 5000 Å e 1 keV) per gli oggetti che non hanno una controparte ottica nel catalogo
GSC2, dato che un lower limit in Jmag genera un lower limit in α ro .
L’algoritmo di selezione ha prodotto un campione di 7662 candidati blazar.
La Fig. 7.1 mostra la distribuzione degli oggetti del campione nel diagramma α ro αox , mentre nella Fig. 7.2 le 7662 sorgenti sono visualizzate in coordinate Galattiche. La
distribuzione spaziale non uniforme in quest’ultimo grafico rispecchia la sensibilità della
survey RASS, che era più alta intorno alle coordinate dell’eclittica, e il più alto limite in
flusso radio del catalogo ATCAPMN a declinazioni a sud di -40 o .
7.2 Classificazione delle controparti ottiche usando dati dalle
survey SDSS e 2dF
Per tutte le sorgenti nel campione in sono stati utilizzati i servizi on-line offerti dalla SDSS
(nello specifico, lo SkyServer-Radial search) per ottenere le misurazioni SDSS (ascensione
retta, declinazione e magnitudini nei filtri u’ g’ r’ i’ z’) per ciascun oggetto ottico rilevato
entro 6 arcsec da ciascuna posizione NVSS.
È stato trovato che 2.353 sorgenti RASS+NVSS hanno controparti ottiche nella SDSS-
86
Il catalogo ROXA
F 7.1.
blazar
La distribuzione αox – αro per l’intero campione dei 7.662 candidati
DR4 (incluse alcune controparti ottiche multiple, nel seguito MOC a ).
È stato quindi utilizzato lo SkyServer DR4 Spectroscopic Query (utilizzando il parametro proximity con un raggio di 10 arcsec) e servizi online del DAS per acquisire gli spettri
per ciascuna sorgente. Sono stati utilizzati i parametri SDSS precedentemente scaricati dallo
SkyServer-Radial search per ottenere parametri spettrali e file relativi agli oggetti classificati come galaxy, star o unknown dai pipelines SDSS. Sono stati identificati 669 spettri tra
le 2353 controparti ottiche SDSS.
In maniera del tutto analoga sono stati cercati oggetti che avessero controparti ottiche
nei database 2dFGRS e 2dFQSO. Questa ulteriore operazione ha dato come risultato l’acquisizione di spettri e stime di magnitudine B j per altri 199 oggetti da 2dFGRS e per 94 da
2dFQSO (incluse MOC).
7.2.1 Classificazione delle Sorgenti
Tutti i candidati con MOC sono stati associati a un singolo oggetto ottico tramite una procedura di ispezione visuale che si è avvalsa dei servizi online offerti da NVSS, ESO e NED.
a
acronimo per Multiple Optical Counterparts
87
F 7.2.
Le coordinate Galattiche dei 7.662 candidati blazar sono mostrate in
proiezione di Aitoff
Per ciascuna sorgente è stata cross-correlata la finding chart ottica (ESO e SuperCOSMOS
Survey) con le posizioni RASS and NVSS e con la posizione nel catalogo FIRST (White
et al. 1997) quando disponibile. In questo modo è stato possibile scegliere la migliore controparte ottica per ciascun candidato blazar. Inoltre, sono state escluse quelle sorgenti che
nella RASS avevano una estensione superiore ai 30 arcsec. Questa condizione non è stata
però applicata per le osservazioni con meno di 20 fotoni dato che in questi casi l’incertezza
nella stima dell’estensione in X diventa troppo grande.
Sono state costruite le SED e analizzati gli spettri ottici, con il calcolo del CaH&K quando necessario, per classificare propriamente ciascun oggetto (la larghezza equivalente delle
righe di emissione negli AGN radio-loud dipende fortemente dal contributo dall’emissione
non termica del jet e, conseguentemente, sul valore del Ca H&K break (Marchã et al. 1996;
Scarpa & Falomo 1997)). Sorgenti con dati fotometrici della SDSS, sebbene non selezionati
per la spettroscopia dai pipelines SDSS, sono rimasti nel campione nei casi in cui essi erano
già noti in letteratura come riportato in NED.
Le stime automatizzate del redshift da parte di SDSS e 2dF e successive classificazioni
spettrali sono risultate poco attendibili per diversi oggetti di tipo BL Lac a causa dell’assenza di righe di emissione. Quando possibile, sono stati ricalcolati i redshift con l’uso di
IRAF analysis package (Tody 1986, 1993).
Si è deciso di definire anche delle classi di transizione (transition classes) per quelle
sorgenti che mostrano proprietà in comune a due classificazioni standard.
Per quello che concerne le Radio Galassie ed i BL Lac le sorgenti sono state definite
essere:
• BL Lac se L x > 1044 erg s−1 o Ca H&K < 0.4 o entrambi
88
Il catalogo ROXA
T 7.1. Statistica del Catalogo ROXA
Oggetti Noti
Oggetti Nuovi
Totale
Campione %
BL LAC
182
60
242
29.7%
FSRQ
147
99
246
30.1%
oggetti di transizione BL Lac/FSRQ
1
7
8
1.0%
candidati BL LAC
7
7
14
1.7%
blazars confermati
337
173
510
62.5%
oggetti di transizione R.G./BL Lac
0
24
24
3.0%
oggetti di transizione R.G./FSRQ
0
2
2
0.2%
Radio-Galassie
24
8
32
3.9%
SSRQ
59
43
102
12.5%
QSO RL
60
50
110
13.5%
Galassie NELG
12
2
14
1.7%
BLRG
2
0
2
0.2%
altro
18
2
20
2.5%
Totale
512
304
816
100%
• Radio Galassia se Ca H&K > 0.4 E L x < 5 × 1043 erg s−1
• oggetto di transizione Radio Galassia/BL Lac se Ca H&K > 0.4 E L x compreso tra
5 × 1043 e 1044 erg s−1
Inoltre altre transition classes sono state definite per quegli oggetti che mostrano proprietà ottiche borderline rispetto la loro classificazione standard. Si tratta di oggetto di
transizione BL Lac/FSRQ e di oggetto di transizione R.G./FSRQ.
A questo punto sono stati ricalcolati i parametri α ro e αox stimando Vmag come segue:
• per oggetti SDSS: V = g’ - 0.55(g’ - r’) - 0.03
• per oggetti 2dF: V = B j + 0.5
• per oggetti osservati sia dalla SDSS che dalla 2dF sono state utilizzate le magnitudini
SDSS.
Il catalogo finale ROXA include 816 oggetti, 510 dei quali sono blazar confermati (i.e.
62.5%). 110 sorgenti tra le restanti (il 13% del totale) sono QSO confermati (dagli spettri
89
ottici SDSS o 2dF) ma attualmente non è disponibile il loro indice spettrale radio e quindi
rimangono candidati blazar. Solo il 19% dei candidati è risultato essere di tipo non blazar.
La Tabella 7.1 riassume la statistica della classificazione delle sorgenti. La prima colonna della Tabella 7.1 contiene la classificazione, la seconda colonna riporta il numero di
oggetti noti (ovvero sorgenti già classificate in letteratura), la terza colonna il numero di
oggetti nuovi (classificati in questo lavoro di tesi per la prima volta), la quarta riporta il
numero totale di oggetti e l’ultima colonna dà le percentuali rispetto all’intero campione.
La dicitura blazar confermati include BL Lac, FSRQ, oggetti di transizione BL Lac/FSRQ
e candidati BL Lac.
Con altro si comprendono diverse categorie di sorgenti di tipo non blazar, quali stelle e
vari tipi di galassie (Normali, Starburst e Seyfert).
Si mette in risalto l’identificazione di ben 173 nuovi blazar.
F 7.3.
La distribuzione nel diagramma αro – αox dei blazar confermati nella
ROXA. I simboli indicano: % – BL Lac, % – FSRQ, • – HFSRQ, ⊕ – BL Lac/FSRQ,
+ – candidato BL Lac, x – candidato HFSRQ
La Fig. 7.3 riporta la distribuzione degli indici multi-banda dei blazar confermati nel
catalogo ROXA.
In Tabella C.1 è riportata la prima pagina della versione cartacea del catalogo ROXA,
90
Il catalogo ROXA
che sarà presto disponibile in formato elettronico anche presso il sito del Centre de Donnes
astronomiques de Strasbourg (CDS)b .
7.3 ROXA ONLINE
Il catalogo ROXA è attualmente disponibile online sul sito dell’ASDC:
http://www.asdc.asi.it/roxa/public.php (Fig. 7.4).
F 7.4. Pagina web del catalogo ROXA
La tabella online non viene però caricata dal browser indicizzata in RA, ma parzialmente indicizzata in RA. Per procedere all’ordinamento diretto c , utilizzando la freccia ⇑ in alto
a sinistra della colonna della RA; la freccia in alto a destra della colonna ⇓, invece, permette di ottenere l’ordinamento inversod . Come si può vedere tutte le colonne prevedono la
possibilità di effettuare l’ordinamento diretto o inverso. Inoltre le colonne di redshift, magnitudini nei filtri SDSS gr, Vmag, B j e flusso radio hanno un’altra piccola icona, ”Stat”,
che apre una window con alcuni parametri di rilevanza statistica e con relativo istogramma
http://cdsweb.u-strasbg.fr/
dal più piccolo al più grande
d
dal più grande al più piccolo
e
massimo e minimo valore, media matematica, deviazione standard, shewness e curtosi
b
c
7.3 ROXA ONLINE
91
per il parametro listato nella colonna in esame.
Il sito permette non solo di esaminare la tabella, ma anche di scaricarla in formato LATEX o
testo.
Inoltre, la seconda colonna “SHOW SED” permette di vedere la Distribuzione Spettrale di
Energia di ogni singola sorgente costruita raccogliendo tutti i dati disponibili in letteratura.
92
Il catalogo ROXA
Capitolo 8
ROXA J081009.9+384757.0
Not only is the universe stranger than we imagine, it is stranger than we can
imagine.
- Sir Arthur Stanley Eddington
Come visto nella sezione 1.6, per spiegare le differenti SED osservate in campioni di
blazar selezionati nel radio e in X Fossati et al. (1998) hanno proposto che i blazar formino
una sequenza in cui l’energia del massimo del sincrotrone sia anticorrelata con la luminosità
dell’oggetto. Ghisellini et al. (1998) hanno inserito questa ipotesi all’interno di un impianto
teorico in cui la sequenza sarebbe il risultato del bilancio competitivo tra l’accelerazione
delle particelle ed il raffreddamento radiativo. In questo scenario, quindi, solo oggetti BL
Lac di bassa potenza posso raggiungere il massimo dell’energia del sincrotrone nella banda
X, mentre l’energia del picco non può andare molto oltre il range di frequenza IR per i
FSRQ.
Al contrario, la sorgente ROXA J081009.9+384757.0 (Giommi et al. 2007b) osservata
da Swift (Gehrels et al. 2004) è risultata essere uno dei più luminosi FSRQ conosciuti nella
banda X (ROXA J081009.9+384757.0= SDSS J081009.9+384757.0) con un alto rapporto
flusso X su flusso radio ( fx / fr ! 5 × 10−11 erg cm−2 s−1 Jy−1 ), tipico degli oggetti HBL, che
hanno il picco del sincrotrone nella banda X.
Si descrivono nei successivi paragrafi i risultati dell’osservazione di Swift e se ne discute
l’impatto sull’ipotesi della “blazar sequence”.
94
ROXA J081009.9+384757.0
8.1 SDSS J081009.9+384757.0 e RX J0810.2+3847
SDSS J081009.9+384757.0 è una sorgente ad alto redshift (z=3.95) che coincide con la
sorgente radio compatta FIRST J081009.9+384756, che ha un flusso radio di 27-30 mJy a
1.4 GHz (dai dati delle survey FIRST e NVSS; White et al. 1997; Condon et al. 1998) e di
22 mJy a 5GHz (dai dati del catalogo GB6; Gregory et al. 1996).
La Fig. 8.1 mostra lo spettro ottico della sorgente in esame (preso da Sloan Digital
Sky Survey (SDSS) archive, Data Release 3, Abazajian et al. 2005) che ha chiaramente le
caratteristiche di assorbimento della Lyman α forest, insieme a righe di emissione forti di
Idrogeno, Ossigeno e Carbonio, che sono tipiche dei QSO ad alto redshift.
Dato che l’indice spettrale radio della sorgente FIRST J081009.9+384756 è piatto (essendo α1.4−5.GHz ! 0.2, f (ν) ∝ ν−α ) e il rapporto tra emissione radio ed ottica è α ro = 0.48, si
può ragionevolmente classificare SDSS J081009.9+384757.0 come un FSRQ. Prochaska
et al. (2005) hanno studiato che SDSS J081009.9+384757.0 è un sistema di assorbimento
damped Lyman-α con nuvole di materiale assorbente localizzate a redshift z=1.69, 3.0, 3.2
e 3.9.
È stata stimata la pendenza del continuo ottico-ultravioletto come α o ! 0.5, (rappresentata dalla linea tratteggiata in Fig. 8.1) assumendo che il flusso minimo tra le righe
del CIV e del SiIV a ∼ 7200 Å, ( ∼ 1450 Å nel sistema di riferimento di quiete per il
QSO), è l’emissione del continuo come nel composite QSO spectrum realizzato da Vanden Berk et al. (2001). A causa della presenza di forti righe di emissione non è semplice
associare un errore a questa pendenza. Le linee tratteggiate in Fig. 8.1, corrispondenti
a αo = 1.8 e αo = 0.2, rappresentano limiti conservativi alla pendenza del continuo che
verranno utilizzati in seguito in questo capitolo.
La posizione di SDSS J081009.9+384757.0 è entro l’errore di RX J0810.2+3847, una
delle sorgenti della ROSAT All Sky Survey (RASS, Brinkmann et al. 2000) ed è inclusa nel
catalogo di blazar ROXA (Turriziani et al. 2007, cfr. Capitolo 7). L’associazione tra il quasar SDSS J081009.9+384757.0 (magnitudine r = 19.7) con la sorgente X RASS è tuttavia
incerta a causa della presenza di un oggetto molto più luminoso entro l’errore di posizione
della sorgente X, i.e SDSS J081010.9+384745.6, una late type star di magnitudine r=17.3.
Il flusso X della sorgente RX J0810.2+3847 è ! 10 −12 erg cm−2 s−1 nella banda di
energia 0.1-2.4 keV.
8.2 Osservazioni con Swift e riduzione dati
Il satellite Swift , multi-frequency Gamma Ray Burst observatory (Gehrels et al. 2004), ha
osservato RX J0810.2+3847 come un fill-in target il 3 Marzo 2006. Queste sono brevi
esposizioni effettuate quando il satellite non è impegnato in osservazioni di Gamma Ray
95
F 8.1. Lo spettro ottico di ROXA J081009.9+384757.0. La linea tratteggiata
disegnata alla destra della riga Lyman α è una stima dell’emissione del continuo basata sul composite QSO spectrum template realizzato da Vanden Berk et al. (2001).
Le linee punteggiate rappresentano limiti conservativi alla pendenza del continuo
(dettagli nel testo).
Burst (GRB). Swift ha a bordo tre diversi strumenti: il Burst Alert Telescope (BAT, Barthelmy et al. 2005) sensibile nella banda di energia 15-150 keV, lo X-Ray Telescope (XRT,
Burrows et al. 2005) sensibile nella banda 0.2-10.0 keV ed in grado di misurare la posizione di sorgenti X con precisione di alcuni secondi d’arco, e l’UV and Optical Telescope
(UVOT, Roming et al. 2005). Scopi dell’osservazione erano: i) confermare l’associazione
della emissione X con il FSRQ ad alto redshift SDSS J081009.9+384757.0, ii) misurarne
lo spettro X tra 0.3 e 10 keV, ed infine iii) ottenere dati ottici-X simultanei.
8.2.1 Analisi dell’immagine ottenuta con XRT
Swift XRT è stato utilizzato in modalità full imaging Photon Counting mode per l’intera
durata della osservazione (5991 secondi). La riduzione dei dati è stata quindi effettuata
utilizzando il software XRTDAS (v1.7.1) sviluppato all’ASI Science Data Center (ASDC)
e distribuito come parte dell’HEAsoft 6.0.4 package, da NASA High Energy Astrophysics
Archive Research Center (HEASARC). I dati cleaned level-2 sono stati successivamente
analizzati con l’ausilio di XIMAGE package.
Una sorgente X puntiforme è stata chiaramente individuata a R.A. (J2000.0)=08h 10m
10.2s Dec (J2000.0) = +38◦ 47# 55.3## con un net count rate di (3.2 ± 0.2) × 10−2 cts/s. La
posizione XRT ed il suo errore associato (4 ## , 90% Moretti et al. 2006), mostrato in Fig. 8.2
96
ROXA J081009.9+384757.0
F 8.2. Immagine ottica dall’archivio SDSS che copre la regione circolare di
errore di 22 arco secondi associata alla sorgente X RX J0810.2+3847. La regione
d’errore di Swift XRT molto più piccola (4 arcsec) associa senza ombra di dubbio
la sorgente X al flat spectrum radio quasar SDSS J081009.9+384757.0.
sovraimposto all’immagine ottica dall’archivio SDSS, sono pienamente consistenti con la
posizione di SDSS J081009.9+384757.0 e permettono di escludere la più luminosa stella di
tipo late quale controparte della emissione X. Dato che SDSS J081009.9+384757.0 risulta
essere l’unica sorgente radio-ottica all’interno del piccolo errore di XRT, si può concludere
che questo quasar costituisce la controparte ottica delle sorgenti radio ed X.
8.2.2 Analisi spettrale dati XRT
L’osservazione con XRT ha rilevato soltanto 200 conteggi, ne consegue che i fit dell’analisi
spettrale risultano essere scarsamente stringenti.
Sono stati selezionati fotoni con grades nel range 0-12 e sono stai usati i parametri di
screening di default per generare file di eventi level 2 cleaned. Lo spettro XRT nella banda
0.3-10 keV è stato estratto da una regione circolare intorno la sorgente con raggio di 20
pixels, che includono il 90% dei fotoni emessi dalla sorgente. Lo spettro è stato rebinned
in modo da includere almeno 30 fotoni per ciascun canale, per poter utilizzare la statistica
del χ2 . La procedura di fitting spettrale è stata realizzata con XSPEC 11.3 package (Arnaud
1996) e, data la statistica devvero ridotta, i dati sono stati modellizzati solo con una legge
di potenza. Come primo approccio è stato fissato l’assorbimento a bassa energia al valore
Galattico (N H =5 × 1020 cm−2 ) in direzione della sorgente (Dickey & Lockman 1990). Il
97
best fit dà come risultato un photon index pari a Γ = 1.5 ± 0.2 ed un reduced χ 2 di 1.0 (3
d.o.f.).
Dato che SDSS J081009.9+384757.0 è un damped Lyman α system con una significativa quantità di materiale localizzata a redshift tra 1.69 e 3.9 (Prochaska et al. 2005), è atteso
un eccesso di assorbimento alla basse energie comparato al valore Galattico. È stato quindi
effettuato un fit dello spettro lasciando N H come parametro libero ed ottenendo quali valori
del best fit NH = (8 ± 7) × 1020 cm−2 e Γ = 1.7 ± 0.4. Chiaramente, la statistica disponibile
non è abbastanza buona da poter fornire limiti stringenti su entrambi i paramentri spettrali.
Il flusso non assorbito tra 2 e 10 keV è ! 10−12 erg cm−2 s−1 , simile a quello osservato da
ROSAT, corrisponde alla luminosità X isotropa molto grande di 1.5 × 10 47 erg s−1 .
Osservazioni X di altri quasar ad alto redshift con osservazioni ROSAT, ASCA e BeppoSAX hanno mostrato che un assorbimento significativo nella banda X soffice è una caratteristica comune dei quasar radio loud (Cappi et al. 1997; Fiore et al. 1998; Fabian et al.
2001). Questo implica che la luminosità intrinseca di ROXA J081009.9+384757.0 potrebbe
essere più alta di quanto ora riportato e che la sua pendenza spettrale X potrebbe essere più
ripida di Γ = 1.7. In questo caso anche il valore vero del rapporto f x / fr potrebbe essere
persino più grande di quello osservato.
8.2.3 Risultati dalle osservazioni con UVOT
UVOT (Roming et al. 2005) è un telescopio da 30 cm equipaggiato con due grism a e sei
filtri a banda larga (V, B, U, UVW1, UV M2, ed UVW2). Durante l’osservazione di Swift ,
UVOT ha ottenuto una serie di immagini in ciascuno dei filtri disponibili. Il tempo di
esposizione è stato di 462 secondi nel filtro V e di 402 secondi nel filtro B. I filtri UV non
hanno raccolto dati utili poiché in queste bande la sorgente in esame è fortemente interessata
dall’assorbimento Lyman α.
Mentre tutte le sorgenti brillanti visibili nell’immagine SDSS, inclusa la stella latetype e le sorgenti luminose a nord e a sud della regione circolare dell’errore di ROSAT
(vedi Fig. 8.2), sono state chiaramente rilevate nelle immagini di UVOT nei filtri V e B,
SDSS J081009.9+384757.0 non è stato rilevato neanche nel maggiormente sensibile filtro
B.
Lower limit alla magnitudine di SDSS J081009.9+384757.0 sono V > 17.9 e B > 20.4.
Il limite nel filtro V è in qualche modo più alto di quello ottenuto con immagini a esposizioni
simili perché in questo caso l’immagine è risultata essere particolarmente rumorosa.
Il grism è l’accoppiamento di un reticolo di diffrazione in trasmissione e di un prisma sottile. Il reticolo può
essere inciso direttamente sul prisma o incollato. L’elemento disperdente in questo caso è il reticolo, mentre
il prisma ha il solo compito di riallineare la direzione della lunghezza d’onda centrale dello spettro in uscita
(generalmente il primo ordine) nella direzione dell’asse ottico.
a
98
ROXA J081009.9+384757.0
8.3 Analisi dei risultati
La sorgente ROXA J081009.9+384757.0 è stata scoperta come un candidato blazar con alto
fx / fr e alta luminosità nella survey a multifrequenza ROXA (Turriziani et al. 2007). L’associazione tra emissione radio, ottica ed X nel caso di ROXA J081009.9+384757.0 era tuttavia incerta a causa della presenza nella regione d’errore della sorgente X RX J0810.2+3847
di due controparti ottiche plausibili. L’osservazione con il satellite Swift ha stabilito senza
ombra di dubbio che SDSS J081009.9+384757.0 è la controparte ottica corretta della sorgente X di ROSAT e che, di conseguenza, ROXA J081009.9+384757.0 è un blazar ad alto
redshift con fx / fr ! 5 × 10−11 erg cm−2 s−1 Jy−1 (∼ 2.5 × 10−11 nel sistema di riferimento di
quiete del quasar) e che quindi, αrx ≈ 0.65. Una simile grande emissione X, comparata al
flusso radio, anche tenendo conto delle correzione-K, è stata osservata cosı̀ lontano solo in
una frazione esigua di blazar (meno dell’1% della popolazione, vedi Fig. 4 di Giommi et al.
(2006), vedi anche Padovani et al. (2003)), in grande maggioranza in oggetti BL Lacertae,
con emissione di sincrotrone ad altissime energie. ROXA J081009.9+384757.0 è il primo
FSRQ di alta luminosità a mostrare queste caratteristiche spettrali a banda larga estreme.
In Fig. 8.3 è riportata la SED di ROXA J081009.9+384757.0, costruita combinando i
dati simultanei di XRT e gli upper limit di UVOT con dati non simultanei radio (FIRST,
NVSS e GB6), ottici (dalle magnitudini SDSS), dati da ROSAT e upper limit da WMAP
nelle microonde. Questi upper limit sono stati calcolati dai dati di WMAP three-year (Hinshaw et al. 2007) considerando che le mappe di fluttuazioni in tutti i canali di WMAP non
mostrano alcun eccesso nella posizione della sorgente e misurando il rumore locale in una
regione circolare vicina di 1 grado di diametro (De Bernardis, comunicazione privata).
I flussi ottici derivati dalle magnitudini SDSS z, i e r (non sono state usate le misure nei
filtri g ed u dal momento che queste sono fortemente influenzate dall’assorbimento della
Lyman α forest) sono consistenti con gli upper limit di UVOT (in particolare con il valore
B) e descrivono un continuo piatto con una potenza che è inferiore rispetto a quella nelle
frequenze X, implicando che la SED globale non può avere un picco vicino la banda ottica.
La SED dal radio alla banda X di ROXA J081009.9+384757.0 mostrata in Fig.8.3 può
essere descritta da una sola componente, ben approssimabile da una legge di potenza, che
curva solo dopo l’UV (linea tratteggiata) e raggiunge la banda X con un photon index ancora piuttosto piatto. Questo è anche sostenibile considerando che l’emissione nella banda
X soffice potrebbe essere più grande di quella mostrata in Fig.8.3 a causa della presenza
probabile di assorbimento intrinseco ed intergalattico (vedi par. 8.1 e 8.2.2).
Questa semplice descrizione suggerisce che l’emissione sia probobilmente causata da
radiazione di sincrotrone con una potenza che raggiunge il massimo ad energie superiori di
10 keV (∼ 50 keV nel sistema di riferimento di quiete). Questa è una energia estremamente
alta che è stata osservata in rari casi durante forti flare solo in blazar vicini con luminosità
99
F 8.3.
La SED (Spectral Energy Distribution) di ROXA J081009.9+384757.0 realizzata utilizzando i dati radio dalle survey radio
NVSS, FIRST e GB6, upper limit nelle microonde (a 23, 33, 41, 61 and 94 GHz)
ricavate da dati WMAP three-year, fotometria ottica dalla SDSS, dati X da ROSAT
(cerchi pieni) e Swift XRT (diamanti vuoti) e upper limit di UVOT nei filtri V e
B. I rettangoli disegnati nelle microonde rappresentano il range in flusso a 1 σ
e quello massimo osservato da blazar in cui l’emissione X è dovuta a radiazione
da Compton Inverso (vedi testo per dettagli). Le linee continue nella banda ottica
rappresentano la stima migliore e gli upper limit conservativi per la pendenza del
continuo (cfr. anche Fig. 8.1).
di almeno di due ordini di grandezza inferiori a quella di ROXA J081009.9+384757.0 (e.g.
MKN501, Pian et al. 1998; Massaro et al. 2004).
La copertura della SED con dati limitati, tuttavia, lascia aperte possibili spiegazioni
alternative circa l’origine dell’emissione su larga banda mostrata da questa sorgente: in particolare, non si può escludere che l’emissione X sia dovuta a diffusione per Compton Inverso
sia in scenari di tipo SCC che in quelli con Compton esterno. In questi casi bisogna considerare la possibilità che il picco della emissione di sincrotrone si troverebbe nell’infrarosso
lontano con associata una potenza dell’ordine di ∼ 10 −12 erg cm−2 s−1 (vedi la curva punteggiata in Fig. 8.3) dove non sono attualmente disponibili misure, anzi con i dati esistenti
non possono essere calcolati neanche degli utili upper limit. Tuttavia, si ritiene che questa
possibilità sia poco plausibile in quanto in questo caso: i) lo spettro ottico si troverebbe
nella parte della componente di sincrotrone che scende rapidamente con una pendenza α o
maggiore di 2, che è solo marginalmente consistente con lo spettro ottico della sorgente
(vedi Fig. 8.3) anche senza de-arrossare lo spettro (cfr. sezione 8.1); ii) il rapporto f x / fr di
ROXA J081009.9+384757.0 è molto più grande rispetto a quello di blazar conosciuti con
spettro X da Compton Inverso (e.g. Giommi et al. 2006; Giommi et al. 2007a); iii) in Fig.
100
ROXA J081009.9+384757.0
F 8.4. La SED di ROXA J081009.9+384757.0 (cfr. Fig. 8.3) è disegnata insieme a quella di 3C454.3 dopo essere stata opportunamente riscalato per accordarsi
con il fusso radio ed il redshift di quest’ultimo blazar. I cerchi pieni grandi sono i
flussi osservati durate il violento flare di 3C454.3 nel Maggio 2005, mentre i simboli
più piccoli sono dati storici non simultanei presi dalla letteratura (cfr. Giommi et al.
2006, per dettagli).
8.3 i rettangoli disegnati nelle microonde rappresentano il flusso aspettato (±1σ: rettangolo
continuo e nel range completo di osservazione: rettangolo tratteggiato) da rapporti osservati
tra flussi in banda X e nelle microonde in un grande campione di sorgenti individuate da
WMAP (Giommi et al. 2006; Giommi et al. 2007a) quando l’emissione X è originata dal
processo di Compton Inverso; iv) se si ipotizza che l’emissione X sia dovuta a fotoni che,
con frequenze originarie nelle microonde o nell’infrarosso lontano, siano diffusi ad energie
più alte da meccanismo Compton, si ritiene che la SED raggiunga un massimo nell’infrarosso lontano. In questo caso lo spettro di bassa energia di ROXA J081009.9+384757.0,
per essere consistente con gli upper limit di WMAP, dovrebbe appiattirsi fortemente dopo
la banda radio (cm) e diventare fortemente invertito nelle microonde (Fig.8.3).
L’assunzione che l’emissione X da ROXA J081009.9+384757.0 non sia dovuta a radiazione di sincrotrone implica che questa sorgente debba essere caratterizzata da una SED
globale peculiare con i rapporti fx / fr e fx / f94GHz ordini di grandezza più grandi che nei
blazar di tipo LBL tradizionali e con uno spettro fortemente invertito dalle microonde all’infrarosso lontano. Quindi ROXA J081009.9+384757.0 dovrebbe essere considerata un
blazar inusuale o verosimilmente il prototipo di una nuova classe di AGN radio loud.
Una ulteriore possibilità è ipotizzare che ROXA J081009.9+384757.0 sia stata osservata durante un flare ottico e X estremamente violento come quello di 3C454.3 nel Maggio
101
2005 (Pian et al. 2006; Giommi et al. 2006). Per testare questa ipotesi è stata disegnata
in Fig. 8.4 le SED di entrambe le sorgenti dopo aver opportunamento scalato il flusso di
ROXA J081009.9+384757.0 in modo da accordarsi con il flusso radio ed il redshift di
3C454.3. Sebbene i flussi ottici ed X riscalati siano ancora sostanzialmente maggiori di
quelli di 3C454.3, non si può escludere la presenza di un flare ancora più forte. Tuttavia,
questa spiegazione risulta essere poco attendibile poiché sia il flusso ottico che quello X di
3C454.3 durante il flare del 2005 hanno mostrato variazioni di grandi fattori su tempi scala
di ore o di giorni mentre ROXA J081009.9+384757.0 è stata osservata approssimativamente allo stesso livello di flusso in osservazioni separate di anni sia nell’ottico (la sorgente
era chiaramente visibile vicina alla magnitudine limite delle POSS, R ! 20, ed è stata poi
rilevata come oggetto con magnitudine r = 19.7 nella SDSS) e nella banda X da ROSAT e
Swift .
F 8.5.
La SED di ROXA J081009.9+384757.0 di Fig. 8.3 (convertita in
luminosità) viene mostrata sovraimpressa allo schema della ”Blazar sequence” di
Fossati et al. (1998).
La conclusione più plausibile sembra essere quindi che ROXA J081009.9+384757.0 sia
il primo FSRQ di alta luminosità con picco del sincrotrone nella banda X dura. La sua
luminosità X, pari a ∼ 1.5 × 1047 erg/s, una delle più grandi mai osservate in ciascun AGN,
è stata osservata essere rimasta praticamente costante ed invariata tra le osservazioni di
ROSAT e Swift che sono separate tra loro di ∼ 10 anni.
Una conseguenza importante della ipotesi plausibile che il massimo da emissione di sincrotrone di ROXA J081009.9+384757.0 si trovi nella banda X dura è che questo oggetto
contraddirebbe fortemente la dichiarata anti-correlazione tra luminosità e picco del sincrotrone, spesso chiamata “Blazar Sequence” (Fossati et al. 1998; Ghisellini et al. 1998) (vedi
Fig.8.5). Si ricorda che la validità di questo scenario è stata già messa in dubbio da una
102
ROXA J081009.9+384757.0
serie di studi su grandi campioni di blazar selezionati in vari modi (e.g. Giommi et al. 1999,
2002a, 2006; Padovani et al. 2003; Caccianiga & Marchã 2004; Antón & Browne 2005;
Nieppola et al. 2006; Landt et al. 2006; Padovani 2007, cfr. anche sezione 1.6).
Se l’emissione da sincrotrone di ROXA J081009.9+384757.0 raggiungesse davvero il
massimo nella banda X dura, allora il picco della componente Compton in uno scenario
SSC si verrebbe a trovare nella banda di energia γ. Questo oggetto è in definitiva un target
molto promettente per GLAST per determinare la forma dello spettro della componente di
Compton Inverso.
La possibilità che un tale picco di sincrotone di alta energia sia dovuto a un beaming
Doppler molto alto, del tipo δ > 50, non risulta essere soddisfacente perché il continuo
ottico sarebbe cosı́ intenso da sopraffare le righe di emissione, che invece sono molto pronunciate. Se il beaming fosse invece più tipico degli oggetti tipo blazar (e.g. δ ! 10), allora
ROXA J081009.9+384757.0 sarebbe in grado di accelerare elettroni fino ad energie nel
TeV e sarebbe quindi simile a sorgenti vicine HBL osservate in questa banda di energia.
I dati attualmente disponibili non permettono di descrivere la SED della sorgente ROXA J081009.9+384757.0 con una copertura tale che sia sufficiente a stabilire con certezza
la sua natura. Studi futuri dettagliati (sia osservativi che teorici) su un oggetto cosı̀ peculiare potranno dunque fare luce sulla sua energetica, gli effetti relativistici e l’impatto
cosmologico.
È anche importante comprendere se si tratta di una sorgente unica o del prototipo di una
nuova classe di AGN veramente molto luminosi. La ricerca di altri FSRQ di alto redshift,
basata su un approccio multifrequenza, è quindi di rilevanza cruciale per studiare la fisica
di questa famiglia di sorgenti extra-galattiche ed in particolare la loro abbondanza.
Recentemente, è stata riportata la scoperta da parte di INTEGRAL b di un blazar ad
alto redshift (IGR J22517+2218, Bassani et al. 2007), con una SED simile a quella di
ROXA J081009.9+384757.0.
INTErnational Gamma-Ray Astrophysics Laboratory (INTEGRAL) è una missione della Agenzia Spaziale
Europea per l’esploazione del cielo nella banda di energia dai 15 keV ai 10 MeV con monitoraggio simultaneo
delle sorgenti nella bande X (4-35 keV) ed ottica (banda V, 550 nm). INTEGRAL ha a bordo quattro strumenti,
dei quali due principali, ovvero un Imager (IBIS) ed uno Spettrometro (SPI) e due per il monitoring, i.e. un
monitor X ed una camera ottica (Winkler et al. 2003).
b
Capitolo 9
Conclusioni
Long words name little things. All big things have little names, such as life
and death; peace and war; or dawn, day, night, love, home. Learn to use little
words in a big way - It is hard to do. But they say what you mean. When you
don’t know what you mean, use big words: They often fool little people.
SSC Booknews, July 1981
In questo lavoro di tesi è stato presentato il catalogo ROXA (Radio Optical X-ray ASDC;
Turriziani et al. 2007, cfr. Capitolo 7), che consiste in una lista di 816 oggetti di cui 510
sono blazar confermati e 173 sono nuove identificazioni. Risultato particolare del catalogo
è la sorgente ROXA J081009.9+384757.0 (Giommi et al. 2007b, cfr. Capitolo 8), che per
le sue peculiarità spettrali si pone al di fuori dello scenario teorico della “Blazar Sequence”
postulato quasi dieci anni fa (Fossati et al. 1998; Ghisellini et al. 1998) e potrebbe essere il
capostipite di una nuova classe di blazar molto luminosi.
Il catalogo ROXA è stato estratto da un campione di 7662 oggetti selezionati, attraverso
una procedura di cross-correlazione tra NVSS, ATCAPMN, RASS ed il catalogo ottico
GSC2, in modo che avessero proprietà simili a quelle dei blazar conosciuti nel diagramma
αro -αox .
Il metodo di selezione, già usato per le survey DXRBS e Sedentary, è stato successivamente testato, tramite l’analisi approfondita degli oggetti del campione dei candidati per i
quali era disponibili gli spettri ottici osservati dalle survey SDSS DR4, 2dFGRS e 2dFQSO. Sono state costruite ed analizzate le SED e gli spettri degli oggetti in modo da poterli
classificare e l’operazione ha confermato la validità dell’algoritmo di selezione.
104
Conclusioni
Il catalogo finale consta nel 62.5% di blazar confermati, nel 13% di QSO per i quali non
sono disponibili informazioni spettrali nel radio (e che quindi rimangono candidati), e solo
nel 19% dei casi le sorgenti sono risultate essere sicuramente di tipo non blazar. Dato che il
rapporto tra QSO con spettro piatto e ripido è 254/102 (per dettagli, Tabella 7.1 ), si presume
che la maggioranza dei QSO senza informazioni spettrali sia di tipo blazar. In conclusione,
si può ragionevolmente affermare che l’algoritmo di selezione abbia un’alta efficienza (∼
70%). Inoltre, il catalogo contribuisce in maniera sostanziale alla identificazione di nuovi
blazar, trovando 173 nuove sorgenti di tipo blazar, ovvero circa il 10% dei blazar attualmente
conosciuti.
Il metodo utilizzato per la costruzione del catalogo ROXA è complementare ai lavori di
Sowards-Emmerd et al. (2005) e Collinge et al. (2005), poiché questi autori hanno utilizzato
approcci mono-banda mentre l’algoritmo di selezione qui presentato ha un approccio multibanda.
Sowards-Emmerd et al. (2005) hanno selezionato radio sorgenti dallo spettro piatto per
avvalersi poi di telescopi ottici per osservazioni spettroscopiche di follow-up, mentre l’approccio multi-banda utilizzato per la costruzione del catalogo ROXA, combinato ai dati disponibili dalle survey SDSS, 2dFQSO e 2dFGRS, non ha richiesto tempo aggiuntivo di telescopio. Inoltre, la selezione nella sola banda radio ha portato alla scoperta principalmente
di sorgenti di tipo LBL, mentre i limiti utilizzati nella selezione del catalogo ROXA, dominati dal flusso limite relativamente alto nella banda X della RASS, ha favorito la scoperta
di oggetti di tipo HBL dato che essi emettono il massimo della loro potenza di sincrotrone
nelle vicinanze o all’interno della banda X. Questo bias nei confronti di sorgenti di tipo
HBL è stato rafforzato dalla richiesta di eccesso ultravioletto nella selezione di oggetti da
osservare spettroscopicamente dai pipelines della SDSS (cfr. A.1; Richards et al. 2002). La
presenza di HBL permette a ROXA di contribuire con nuovi candidati per le osservazioni
GeV/TeV.
Il catalogo ROXA è anche complementare al lavoro di Collinge et al. (2005), che ricercava oggetti extra-galattici con spettri quasi-featureless nella Second Data Release della
Sloan Digital Sky Survey (SDSS-DR2; Abazajian et al. 2004) senza moto proprio nel catalogo USNO-B (Monet et al. 2003) per costruire un campione di candidati BL Lac. Tuttavia,
per poter confermare la classificazione sono necessarie ulteriori informazioni in altre bande
dello spettro elettromagnetico, motivo per il quale per la costruzione del catalogo ROXA
si è optato per una selezione multi-frequenza. Sebbene le selezioni nel radio e nella banda X possano introdurre dei bias, l’alta efficienza dell’algoritmo ha consentito di scoprire
numerose nuove sorgenti di tipo blazar.
Con Sowards-Emmerd et al. (2005) si condivide l’obiettivo di costruire cataloghi di
blazar più ampi possibile da poter usare come target per le osservazioni delle prossime
105
missioni spaziali di alta energia (e.g. AGILE e GLAST).
È tra i progetti futuri la richiesta di osservazioni radio di alta frequenza per misurare
la pendenza spettrale dei 110 QSO che hanno attualmente informazioni radio ad una singola frequenza ed anche per misurare in maniera più dettagliata gli spettri nucleari dei 102
QSO dallo spettro ripido, in quanto la ripidità dei loro spettri potrebbero essere dovute ai
contributi delle componenti radio estese.
In principio, applicando questo metodo di selezione all’intero cielo e non solo a regioni
limitate, sarebbe possibile costruire un campione molto più grande da poter utilizzare per
l’identificazione di sorgenti di foreground che contaminano le mappe della CMB e i dati nella banda gamma (cfr. Giommi et al. 2006). Attualmente, i dati ottici maggiormente
adatti al tale scopo sono quelli della SDSS: è quindi previsto l’aggiornamento del catalogo
ROXA non appena nuove release di dati saranno disponibili dalla SDSS.
ROXA J081009.9+384757.0 (Giommi et al. 2007b), con un redshift z=3.95, è uno degli
oggetti di tipo blazar tra i più significativi del campione, con una Distribuzione Spettrale di
Energia fortemente inusuale. Il satellite Swift (Gehrels et al. 2004) ha permesso di confermare l’identificazione della sorgente con il blazar che quindi è uno dei più luminosi FSRQ
conosciuti nella banda X, con un alto rapporto flusso X su flusso radio ( f x / fr ! 5 × 10−11
erg cm−2 s−1 Jy−1 ), tipico degli oggetti HBL, che hanno il picco del sincrotrone nella banda X. Una conseguenza importante della ipotesi plausibile che il massimo da emissione di
sincrotrone di ROXA J081009.9+384757.0 si trovi nella banda X dura è che questo oggetto contraddirebbe fortemente la dichiarata anti-correlazione tra luminosità e picco del
sincrotrone, spesso chiamata “Blazar Sequence” (Fossati et al. 1998; Ghisellini et al. 1998)
(cfr. anche Fig.8.5 e sezione 1.6), la cui validità è stata già messa in dubbio da una serie
di studi su grandi campioni di blazar selezionati in vari modi (e.g. Giommi et al. 1999,
2002a, 2006; Padovani et al. 2003; Caccianiga & Marchã 2004; Antón & Browne 2005;
Nieppola et al. 2006; Landt et al. 2006; Padovani 2007). Se l’emissione da sincrotrone di
ROXA J081009.9+384757.0 raggiungesse davvero il massimo nella banda X dura, allora il picco della componente Compton in uno scenario SSC (Synchrotron Self Compton)
si verrebbe a trovare nella banda di energia γ. Questo oggetto è in definitiva un target
molto promettente per GLAST per determinare la forma dello spettro della componente di
Compton Inverso.
Recentemente è stata riportata la scoperta di un blazar ad alto redshift, IGR J22517+2218
(Bassani et al. 2007), nei dati di INTEGRAL (Winkler et al. 2003), con una SED simile a quella di ROXA J081009.9+384757.0. È quindi importante comprendere se ROXA J081009.9+384757.0 sia una sorgente unica o, come sembra, il prototipo di una nuova
classe di AGN veramente molto luminosi. La ricerca di altri FSRQ di alto redshift, basata
106
su un approccio multifrequenza, è quindi di rilevanza cruciale per studiare la fisica di questa
famiglia di sorgenti extra-galattiche ed in particolare la loro abbondanza.
Ci si aspetta che nuovi oggetti di questo tipo saranno presumibilmente scoperti nei dati
del BAT (Barthelmy et al. 2005) di Swift e di IBIS (Ubertini et al. 2003) di INTEGRAL,
il che renderà possibile studiare in maniera approfondita (sia dal punto di vista osservativo
che teorico) le caratteristiche peculiari di questi oggetti nello spazio dei parametri e fare
luce dunque sulla loro energetica, gli effetti relativistici e l’impatto cosmologico.
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July 11-13, 1990 (A92-20226 06-35). Bellingham, WA, Society of Photo-Optical Instrumentation Engineers, 1990, p. 230-243. Research supported by SERC., ed. H. S. Hudson
& O. H. Siegmund, 230–243
White, R., Becker, R., Helfand, D., & Gregg, M. 1997, ApJ, 475, 479
Winkler, C., Courvoisier, T. J.-L., Di Cocco, G., et al. 2003, A&A, 411, L1
Wold, M., Lacy, M., Lilje, P. B., & Serjeant, S. 2000, MNRAS, 316, 267
Wolter, A. & Celotti, A. 2001, A&A, 371, 527
Wurtz, R., Stocke, J. T., Ellingson, E., & Yee, H. K. C. 1997, ApJ, 480, 547
Xu, C., Livio, M., & Baum, S. 1999, AJ, 118, 1169
Appendice A
Note sulla SDSS
Equipped with his five senses, man explores the universe around him and calls
the adventure Science.
- Edwin Powell Hubble
A.1
Algoritmo di selezione per i quasar
Un piccolo cenno merita l’algoritmo di selezione dei quasar per la spettroscopia ottica utilizzato dalla SDSS, descritto in Richards et al. (2002). I candidati a quasar sono selezionati
tramite i loro colori non stellari nella fotometria a larga banda (ugriz) e cercando gli oggetti
non risolti nel radio catalogo della FIRST. L’algoritmo automatico è sensibile per i quasar a
redshift minore di 5.8. Sorgenti estese sono lo stesso selezionate come possibili quasar con
lo scopo di investigare l’evoluzione degli AGN all’estremità debole della funzione di luminosità. Oltre a selezionare quasar ”normali”, il progetto dell’algoritmo è tale da renderlo
sensibile a scoprire AGN atipici come BAL a quasar e quasar fortemente arrossati.
La completezza dell’algoritmo è presupposta essere del 90%, mentre la sua efficienza b è
migliore del 65%. Il bilancio tra completezza ed efficienza è molto delicato: essendoci nei
dati molte più stelle che quasar, migliorare l’efficienza implica il non selezionare oggetti in
regioni dello spazio dei colori in cui si trovano sia stelle che QSO, ma ciò porta inevitabilmente ad avere una diminuzione nella completezza. A differenza di altre survey di quasar,
l’algoritmo di selezione dei quasar è stato realizzato prima che fossero acquisiti molti dei
a
b
Broad Absorption Line
rapporto tra quasar effettivi e quasar candidati
F A.1. Curve dei filtri (ugriz). Fonte: EDR paper
dati fotometrici; inoltre, era stato richiesto che l’algoritmo dovesse essere completamente
automatizzato e che operasse su un singolo oggetto per volta indipendentemente dalla presenza di altri oggetti.
La banda passante di lunghezze d’onda dei filtri utilizzati nella SDSS consentirebbe di
selezionare quasar fino a redshift oltre 6. L’algoritmo automatizzato qui descritto però necessita l’esistenza del flusso in almeno due bande, il che impone un limite superiore per il
redshift intorno a 5.8, basato sulla trasmissione minima tra le curve dei filtri i e z a 8280
Å a cavallo dell’emissione Lyman α. È possibile utilizzare i dati della survey per scoprire
quasar ad alto redshift studiando tutti quegli oggetti rilevati solo nel filtro z. Tuttavia una
ricerca del genere va oltre le possibilità della survey proprio come l’efficienza di una selezione automatica di oggetti rilevati nel solo filtro z è troppo bassa; ricerche di quasar di
redshift molto alto richiede una spettroscopia al di là delle operazioni standard della SDSS.
All’estremità di basso redshift, il progetto del filtro u e il gap tra i filtri u e g sono stati scelti in modo da enfatizzare la differenza tra oggetti le cui Distribuzioni Spettrali di Energia
(SED) seguono una legge di potenza, come i quasar di redshift inferiore a 2.2, e oggetti che
sono fortemente influenzati dal decremento di Balmer, come le stelle di tipo A, che sono
storicamente le prime ”contaminanti” nelle survey multicolore dei quasar a basso redshift.
Le curve dei filtri SDSS sono in Figura A.1.
Brevemente, l’algoritmo di selezione dei quasar è strutturato come segue:
1. oggetti con flussi problematici e/o spurii sono rifiutati;
2. le sorgenti puntiformi non risolte sono confrontate con gli oggetti nel catalogo FIRSTc senza riferimento al loro colore;
3. le sorgenti rimaste dopo il primo passo sono comparate con la distribuzione di stelle e
galassie non attive in due distinti spazi di colore a tre dimensioni, uno per i candidati
a quasar di basso redshift, basato sui colori (ugri) d ; l’altro, per i candidati a quasar
di alto redshift è basato invece sui colori (griz) e . Nello spazio quadridimensionale
dei colori SDSS, le stelle in particolare appartengono ad un luogo di punti unidimensionale, che è stato esplicitamente modellato e sarà tenuto fisso per tutta la durata
della survey. Tutti quegli oggetti che giacciono fuori dalle regioni di colore popolate da stelle e galassie ”normali” sono selezionati per la successiva spettroscopia se
soddisfano una serie di altri criteri, quali tagli in magnitudine.
È importante evidenziare che durante il processo di selezione non viene segnata alcuna linea
di demarcazione tra i quasar e i loro cugini meno luminosi, ovvero le galassie di Seyfert:
infatti, oggetti che hanno colori di AGN a basso redshift sono selezionati per la spettroscopia anche se sono risolti. Questa politica è in contrasto con quella di altre survey di quasar,
nelle quali si scartano usualmente gli oggetti estesi, imponendo cosı̀ un limite inferiore alla
distribuzione dei redshift della survey. Nella SDSS il termine quasar è spesso usato come
sinonimo di AGN; in effetti, i dati SDSS completi serviranno per verificare se la tradizionale separazione fatta in letteratura tra quasar e galassie di Seyfert abbia realmente motivo di
esistere.
L’algoritmo seleziona oggetti più deboli di i = 15. Per la selezione nello spazio (ugri) si
prendono in considerazione gli oggetti fino ad i = 19.1, mentre per gli oggetti selezionati
nello spazio (griz) la ricerca è spinta fino a i = 20.2.
Basandosi sull’esperienza delle precedenti survey multicolore e dai dati del periodo di commissionamento della SDSS, è noto che esistono regioni dello spazio dei colori che pur essendo fuori del luogo dei punti ”stellare” sono popolati soprattutto da altri oggetti che non
da quasar. Inoltre ci sono regioni popolate da quasar che l’algoritmo cosı̀ strutturato non
analizzerebbe. Quindi sono state definite alcune regioni dello spazio i cui oggetti sono esplicitamente esclusi o inclusi.
Sono scartati tutti quegli oggetti, che si trovano in tre regioni dello spazio: la regione tipicamente dominata dalle nane bianche (WD), la regione dalle stelle di tipo A (A stars) e la
regione occupata da coppie di stelle rosso-blu non risolte, generalmente formate da stelle
il confronto è fatto entro un raggio di 2 arc sec
(u - g), (g - r), (r - i)
e
(g - r), (r - i), (i - z)
c
d
di tipo M e nane bianche (WD+M). La regione di inclusione ”mid-z” tiene invece conto
delle intersezioni tra il luogo dei punti ”stellare” e quello che potrebbe essere definito come ”luogo dei punti dei quasar” per quasar di redshift tra 2.5 e 3.0. Questa inclusione ha
diminuito l’efficienza dell’algoritmo, ma altrimenti non sarebbe stato possibile investigare
questo range di redshift.
L’algoritmo cosı̀ descritto è operativo dal 24 Agosto 2001; tutti gli spettri registrati con questa versione finale del codice costituiscono le basi per il campione statistico di quasar della
SDSS.
A.2
Conversione tra magnitudini e flussi
È necessaria una nota sul particolare sistema di magnitudini usate nella SDSS, espresse
come magnitudini asinhf , qualche volta chiamate informalmente ”luptitudes” . La transformazione da misure di flusso lineari a magnitudini asinh è designata per essere virtualmente
identica alle magnitudini astronomiche standard g ad alto S/Nh , ma devia dal comportamento a basso S/N ed anche a valori negativi del flusso, dove il logaritmo nelle magnitudini
Pogson fallisce. Dettagli sulle ”luptitudes” possono essere trovati in Lupton et al. (1999).
Qui si vogliono fornire solo le equazioni di trasformazione nei due diversi sistemi per un
confronto immediato:
Pogson
mag = −2.5 ∗ log10 (
f
)
fo
(A.1)
asinh
f
2.5
f
mag = −
∗ [asinh( o ) + ln(b)]
ln10
2b
(A.2)
dove b è il ”softening parameter” per la banda fotometrica in questione ed è dato per completezza in Tabella A.1.
Le magnitudini SDSS sono magnitudini AB. Il sistema AB è definito cosı̀ che ciascun filtro
ha una densità di flusso di punto zero di 3631 Jy i . Per ottenere la densità di flusso dai dati
SDSS, occorre invertire la relazione (A.2) ed esprimere ffo in funzione della magnitudine.
Quindi, la densità di flusso S è semplicemente:
seno iperbolico inverso
magnitudini Pogson
h
rapporto segnale-rumore
i
1 Jy = 1 Jansky = 10−26 W Hz−1 m−2 = 10−23 erg s−1 Hz−1 cm−2
f
g
T A.1. SOFTENING PARAMETER
Filtro
u
g
r
i
z
b
1.4 10−10
0.9 10−10
1.2 10−10
1.8 10−10
7.4 10−10
Magnitudine di flusso zero
24.63
25.11
24.80
24.36
22.83
S = 3631Jy ∗
f
fo
m(f/f0 = 10b)
22.12
22.60
22.29
21.85
20.32
(A.3)
Quindi bisognerebbe applicare la correzione dell’offset di punto zero tra il sistema SDSS
e il sistema AB. Questa correzione non è del tutto nota, ma è stato stimato che i flussi
ottenuti nell’ipotesi che i due sistemi siano coincidenti possono avere un errore sistematico
al massimo del 10%.
Appendice B
IRAF
Facts are not science - as the dictionary is not literature.
- Martin H. Fischer
IRAF - Image Reduction and Analysis Facility - è un prodotto dei National Optical
Astronomy Observatories (NOAO) ed è stato sviluppato per la comunità astronomica sebbene ricercatori di altri campi scientifici hanno trovato IRAF molto utile per l’image processing in generale. IRAF fornisce agli utenti infatti un ampio numero di image tools.
In tutte le distribuzioni di IRAF è incluso il NOAO science software, i.e. tool di analisi,
riduzione fotometrica e spettroscopica.
Il “core” di IRAF consente all’utente di utilizzare un’ampia gamma di image processing tools con un’interfaccia di comandi in linea. I comandi di IRAF, chiamati tasks, sono
eseguiti per svolgere diverse funzioni; l’utente può agire sul parameter file di ciascun task
per modificare l’output del task stesso.
Le caratteristiche del sistema includono tra l’altro:
• un ambiente indipendente dal sistema host;
• interfaccia a linea di comando;
• I/O di file immagine tipo FITS;
• diversi ambienti di programmazione per l’utente;
• visualizzazione di grafici e immagini di tipo interattivo.
Sotto l’ambiente IRAF è possibile installare dei packages aggiuntivi, detti layered packages. Tra i più famosi ed utilizzati si ricordano STSDAS e XRAY, rispettivamente per
l’analisi dei dati da Hubble Space Telescope e da ROSAT.
IRAF è disponibile gratuitamente per il download da internet e funziona su una vasta
selezione di piattaforme VMS e UNIX-based.
Appendice C
Catalogo ROXA
Every great advance in science has issued from a new audacity of imagination.
- John Dewey
Nella pagina seguente è riportata in versione cartacea la prima pagina del catalogo ROXA (Tabella C.1). La Tabella completa è attualmente disponibile in formato elettronico sul
sito dell’ASDCa e sarà presto disponibile anche presso il Centre de Donnes astronomiques
de Strasbourg (CDS)b . Essa contiene le coordinate delle sorgenti e alcune proprietà quali il
redshift, il flusso a 1,4 GHz (NVSS) e a 5 GHz in mJy, la magnitudine SDSS nel filtro g’,
la magnitudine 2dF B j , il flusso X (RASS) in erg cm−2 s−1 ed altri valori d’interesse quali
fx / fr ,CaH&K break e le luminosità radio e X, oltre alla classificazione.
I nomi delle sorgenti, listati nella prima colonna di ogni pagina della tabella, sono del tipo
ROXA JHHMMSS.s+DDMMSS.sc, dove le coordinate sono quelle ottiche calcolate dalle
survey SDSS e 2dF. Per gli oggetti osservati in entrambe le survey si è optato per i valori
SDSS in quanto maggiormente accurati.
Nella colonna della classificazione sono stati utilizzati i seguenti apici [ a ]:
- *: nuova classificazione per gli oggetti classificati in maniera diversa in letteratura;
- @: nuovo oggetto (mai identificato prima di questo lavoro);
- z : oggetti che hanno redshift ricalcolati in questa tesi.
http://www.asdc.asi.it/roxa/public.php
http://cdsweb.u-strasbg.fr/
c
le coordinate sono troncate non arrotondate
a
b
T C.1. The ROXA - Radio Optical X-ray ASDC Blazar Sample
Source name
ROXA J000132.8+145608.0
ROXA J000345.1-110818.4
ROXA J000416.6-290235.0
ROXA J000558.4-275858.1
ROXA J000559.2+160948.9
ROXA J000622.6-000424.3
ROXA J001130.4+005751.8
ROXA J001339.1-322443.8
ROXA J002300.6+144656.6
ROXA J002430.1-292855.3
ROXA J002435.8-123541.8
ROXA J002824.1-292413.1
ROXA J002903.7-283324.1
ROXA J003514.6+151504.1
ROXA J003552.9-091150.1
ROXA J003555.4+155317.9
ROXA J003626.8+001303.6
ROXA J004016.3-271912.5
ROXA J004052.3-290215.6
ROXA J004213.5+150915.2
ROXA J004351.1-282740.8
ROXA J005041.2-092905.1
ROXA J005132.5-301950.4
ROXA J005252.5-282554.9
ROXA J005427.7-341949.8
ROXA J005829.2-285907.4
a
z
0.40
1.57
0.55
0.62
0.45
1.04
1.49
0.26
0.39
0.41
0.19
0.95
0.41
0.00
1.00
1.16
0.56
0.00
0.26
1.15
0.84
0.00
0.26
1.64
0.11
0.22
B j mag
0.0
0.0
18.2
18.0
0.0
0.0
0.0
18.5
0.0
17.5
18.8
18.4
19.1
0.0
0.0
0.0
0.0
18.0
18.5
0.0
18.9
0.0
19.3
18.5
18.2
19.1
g’ mag
19.1
20.0
0.0
0.0
15.4
20.0
20.4
0.0
20.5
0.0
0.0
0.0
0.0
16.9
19.9
17.3
20.2
0.0
0.0
21.1
0.0
16.4
0.0
0.0
0.0
0.0
Radio flux
1.4 GHz
mJy
315.4
354.1
16.1
309.1
805.3
3898.2
167.3
155.7
7.5
2923.9
62.3
7.6
9.9
18.8
93.8
440.7
609.0
160.6
49.5
156.8
53.3
814.7
17.5
224.8
52.6
30.4
Radio flux
5 GHz
mJy
156.0
118.0
0.0
0.0
0.0
0.0
140.0
0.0
0.0
0.0
0.0
0.0
0.0
0.0
0.0
153.0
0.0
0.0
0.0
116.0
0.0
931.0
0.0
0.0
0.0
0.0
X-ray flux
fx / fr
Lx
Lr
erg cm−2 s−1
9.90E-13
3.70E-13
1.20E-12
1.00E-12
8.70E-12
6.20E-13
5.40E-13
4.70E-13
8.30E-13
4.20E-12
4.00E-13
1.30E-12
3.60E-13
7.30E-12
5.00E-13
5.80E-13
4.20E-13
5.00E-12
6.80E-13
7.00E-13
3.60E-13
5.00E-12
8.80E-13
4.90E-13
7.10E-13
6.00E-13
erg cm−2 s−1 Jy−1
6.35E-12
3.14E-12
1.01E-10
4.37E-12
1.46E-11
2.15E-13
3.86E-12
4.08E-12
1.50E-10
1.94E-12
8.68E-12
2.31E-10
4.91E-11
5.25E-10
7.20E-12
3.79E-12
9.32E-13
4.21E-11
1.86E-11
6.03E-12
9.13E-12
5.37E-12
6.79E-11
2.95E-12
1.82E-11
2.67E-11
erg s−1
5.55E+44
5.90E+45
1.47E+45
1.65E+45
6.49E+45
3.54E+45
7.59E+45
9.76E+43
4.31E+44
2.46E+45
4.24E+43
6.03E+45
2.15E+44
0.00E+00
2.64E+45
4.40E+45
5.30E+44
0.00E+00
1.44E+44
5.18E+45
1.22E+45
0.00E+00
1.88E+44
8.73E+45
2.21E+43
8.53E+43
erg s−1 Hz−1
1.77E+33
5.64E+34
1.97E+32
5.09E+33
6.01E+33
2.23E+35
2.35E+34
3.23E+32
3.89E+31
1.71E+34
6.61E+31
3.52E+32
5.92E+31
0.00E+00
4.95E+33
3.34E+34
7.68E+33
0.00E+00
1.05E+32
1.16E+34
1.80E+33
0.00E+00
3.73E+31
4.01E+34
1.63E+31
4.32E+31
CaH&K
0.43
0
0
Classification
a
SSRQ*
SSRQ*
QSO RL
FSRQ
SSRQ
SSRQ
FSRQ
R.G./BL Lac*
BL Lac@
SSRQ*
R.G./BL Lac*
QSO RL*
QSO RL
BL Lac z
QSO RL
SSRQ*
SSRQ
BL Lac
QSO RL
FSRQ*
FSRQ*
BL Lac z
BL Lac candidate@
FSRQ*
R.G./FSRQ*
R.G./BL Lac*
*: new classification for those objects differently classified in literature; @: new object (never identified before this work); z : objects with newly estimated redshifts
*
Ringraziamenti
Questo lavoro si basa in parte su dati dai cataloghi 2dF, SDSS, NVSS, ROSAT, GSC2, GB6,
Parkes-MIT-NRAO (PMN), NORTH6cm e relativi servizi on-line. Dati aggiuntivi sono stati ottenuti dal NASA/IPAC Extragalactic Database (NED) e dall’ASI Science Data Center
(ASDC).
Funding for the SDSS and SDSS-II has been provided by the Alfred P. Sloan Foundation, the Participating Institutions, the National Science Foundation, the U.S. Department
of Energy, the National Aeronautics and Space Administration, the Japanese Monbukagakusho, the Max Planck Society, and the Higher Education Funding Council for England.
The SDSS is managed by the Astrophysical Research Consortium for the Participating
Institutions. The Participating Institutions are the American Museum of Natural History,
Astrophysical Institute Potsdam, University of Basel, Cambridge University, Case Western
Reserve University, University of Chicago, Drexel University, Fermilab, the Institute for Advanced Study, the Japan Participation Group, Johns Hopkins University, the Joint Institute
for Nuclear Astrophysics, the Kavli Institute for Particle Astrophysics and Cosmology, the
Korean Scientist Group, the Chinese Academy of Sciences (LAMOST), Los Alamos National Laboratory, the Max-Planck-Institute for Astronomy (MPIA), the Max-Planck-Institute
for Astrophysics (MPA), New Mexico State University, Ohio State University, University of
Pittsburgh, University of Portsmouth, Princeton University, the United States Naval Observatory, and the University of Washington.
IRAF is distributed by the National Optical Astronomy Observatories, which are operated by the Association of Universities for Research in Astronomy, Inc., under cooperative
agreement with the National Science Foundation.
Vorrei ringraziare sentitamente il Dott. Paolo Giommi per avermi coinvolto in questo
ambizioso progetto scientifico e per i suoi innumerevoli insegnamenti. Ringrazio poi di
cuore Elisabetta Cavazzuti, mia compagna d’avventura, per il supporto costante e paziente nello svolgimento di un lavoro di cosı̀ ampio respiro, soprattutto ogniqualvolta si sono
presentati ostacoli da superare.
Ringrazio il Prof. Fausto Vagnetti per avermi lasciato la più completa autonomia nella
scelta dell’argomento di tesi e per avermi sostenuto durante tutto il percorso di laurea spe-
cialistica. Per il supporto ed i consigli ricevuti in questi anni i miei pensieri sono anche
rivolti ai Prof. Berrilli, Buonanno ed Egidi.
Ringrazio altresı̀ lo staff dell’ASDC per il materiale ed il software messo gentilmente
a disposizione per la realizzazione di questo progetto e per la disponibilità incontrata durante lo svolgimento dello stesso. In particolare, ricordo Francesca Tamburelli (DATASPAZIO) e la sua disponibilità nell’avermi aiutato a risolvere alcuni problemi con le librerie di
HEASOFT. Voglio qui ringraziare anche Silvia Piranomonte per avermi gentilmente fornito
spiegazioni utilissime per effettuare calcoli spettroscopici con l’ausilio di IRAF. Ringrazio
inoltre il Prof. Enrico Massaro e il Dott. Sergio Colafrancesco per le proficue discussioni scientifiche in merito ad alcuni degli oggetti del campione. Un grazie al Dott. Paolo
Padovani per le librerie in fortran per svolgere calcoli cosmologici e per aver fornito la referenza per il catalogo ATCAPMN. Si ringrazia il Prof. De Bernardis per gli upper limit di
WMAP-3yr per ROXA J081009.9+384757.0.
Un ringraziamento speciale va alla mia famiglia, che mi ha sempre spronata a dare il
meglio di me in ogni circostanza ed ha sempre avuto fiducia nelle mie capacità. Ringrazio
mio padre per essersi sempre adattato ai miei orari ed ai miei spostamenti e mia madre che
si presa sempre cura di me. Ringrazio mia sorella, per aver cercato di restituirmi il sorriso
nei giorni più tristi con i suoi motti di spirito. Ringrazio i miei nonni perché con la loro
semplicità e buon cuore hanno sempre festeggiato i piccoli e grandi traguardi della mia vita.
Ringrazio le mie amiche Chiara e Francesca, per essere state al mio fianco ed aver cercato di condividere con me gioie e dolori. Grazie alla loro amicizia sono riuscita a ritrovare
gli stimoli per andare avanti anche nei momenti più bui. Infine, un pensiero speciale per
Alex, che per me è stato come un fratello: l’affetto che mi ha sempre dimostrato mi ha fatto
capire che gli angeli esistono e che nella vita li puoi incontrare ogni giorno, quando meno
te lo aspetti.

Selezione di un catalogo di nuovi blazars nella survey a

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