università degli studi dell`insubria osservazioni spettrali di oggetti bl

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UNIVERSITÀ DEGLI STUDI DELL’INSUBRIA
Facoltà di Scienze Matematiche, Fisiche e Naturali
Corso di Laurea Specialistica in Fisica
OSSERVAZIONI SPETTRALI DI OGGETTI BL LAC NELLA
BANDA OTTICA
Relatore: Prof. Aldo Treves
Correlatore: Prof. Francesco Haardt
Correlatore: Dr. Roberto Decarli
Tesi di Laurea Specialistica di:
Angelo Veronesi
matricola 566710
Anno Accademico 2008-2009
Maggio 2009
Indice
Prefazione
1
VII
Introduzione
1
1.1
Modello Unificato di AGN . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
3
1.2
Distribuzione dello Spettro di Energia . . . . . . . . . . . . . . . .
5
2
Il campione
7
3
Le osservazioni
13
3.1
17
Seeing . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
4
Riduzione dati
19
5
Analisi degli spettri
29
5.1
Larghezza Equivalente minima rivelabile . . . . . . . . . . . . . . .
29
5.2
Limite inferiore al redshift . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
33
5.2.1
Galassia Ospite Ellittica . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
33
5.2.2
Relazione tra galassia ospite e distanza . . . . . . . . . . .
33
5.2.3
EWmin come funzione di N/H e del redshift . . . . . . . . .
35
5.2.4
Effetto Apertura della Fenditura . . . . . . . . . . . . . . .
37
5.2.5
La relazione tra il rapporto N/H ed il redshift . . . . . . . .
40
V
INDICE
VI
6
7
8
5.3
Identificazione delle righe spettrali . . . . . . . . . . . . . . . . . .
43
5.4
Analisi dei singoli oggetti . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
44
Il continuo ottico dei BL Lac
55
6.1
Indice spettrale ottico . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
56
6.2
Indice spettrale ottico-X . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
64
6.3
Galassie Ospiti . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
69
Spettri compositi
91
7.1
Galassia Ospite Media . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
91
7.2
Spettro composito medio di BL Lac . . . . . . . . . . . . . . . . .
92
Conclusioni
99
A Oggetti BL Lac
103
A.1 Seeing . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 103
A.2 Spettri . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 115
Prefazione
Il lavoro che presentiamo in questa tesi è un contributo al programma di ricerca
in corso (Sbarufatti et al., 2005a, Sbarufatti et al., 2006a, Sbarufatti et al., 2006b e
Sbarufatti et al., 2009) per lo studio spettroscopico dei BL Lac in ottico.
L’intensità del continuo non termico del BL Lac è talmente intensificata dagli effetti relativistici da sovrastare il contributo delle altre componenti. A causa di questo i
BL Lac hanno righe spettrali intrinseche assenti o molto deboli. Questo fatto impedisce alle volte di risalire alla distanza di questi oggetti attraverso la determinazione di
un redshift cosmologico. L’individuazione della distanza è un fattore di fondamentale
importanza per risalire all’energia del sistema ed ai processi fisici coinvolti.
Il nostro obiettivo principale è quello di confermare la natura di BL Lac delle
sorgenti osservate e di individuarne la distanza attraverso la misurazione del redshift
cosmologico. In questa tesi ci siamo concentrati sullo spettro ottico dei BL Lac
indagandone le righe di emissione e di assorbimento intrinseche e l’emissione del
continuo degli spettri di 15 oggetti osservati con il Very Large Telescope. Per 11
sorgenti abbiamo confermato la natura di BL Lac, ed abbiamo determinato il redshift
per 3 di loro attraverso deboli righe di emissione o di assorbimento (PKS 105779, z = 0.569; RBS 1752, z = 0.449; RBS 1915, z = 0.243). Nella direzione
del BL Lac PKS 0823-223 abbiamo rivelato la presenza di un sistema assorbitore a
z = 0.911. Per i rimanenti 8 BL Lac, causa la mancanza di righe spettrali intrinseche,
abbiamo potuto determinare solamente un limite inferiore al redshift. Abbiamo poi
riclassificato due sorgenti come FSRQ (PKS 1145-676, z = 0.210; TXS 2346+052,
z = 0.419;) e come una stella della nostra galassia (PMNJ 1323-3652). Questi
risultati sono stati recentemente pubblicati in Sbarufatti et al., 2009.
VII
VIII
CAPITOLO 0. PREFAZIONE
Abbiamo poi studiato l’emissione del continuo sull’intero campione di 46 BL
Lac del programma di ricerca in corso. L’indice spettrale ottico è stato misurato
interpolando una legge di potenza sullo spettro. Nei casi in cui conosciamo il redshift
è stato possibile misurare l’indice spettrale ottico nel sistema di riferimento a riposo
costruendo un modello del continuo dei BL Lac che tenga conto anche del flusso della
galassia ospite. Utilizziamo una legge di potenza (descritta dall’indice spettrale ottico
e dal flusso del nucleo a 5500 Å ) sommato allo spettro caratteristico di una galassia
ospite ellittica gigante secondo la Kinney et al., 1996. Questo ha consentito la misura
delle luminosità di 16 galassie ospiti. La distribuzione delle loro magnitudini assolute
ha un valore medio di < MR >= −23.1 ± 0.9[mag], che concorda con quello
pubblicato in Sbarufatti et al., 2005b di < MR >= −22.8 ± 0.5[mag].
Dallo studio della distribuzione degli indici spettrali ottici, abbiamo trovato che le
classi di BL Lac HBL e LBL seguono due distribuzioni differenti, nel senso che gli
HBL sono mediamente più blu rispetto agli LBL. Questo è un importante e nuovo
risultato, dato che in letteratura la suddivisione tra queste due classi di BL Lac viene
fatta sul rapporto tra flusso X e radio, oppure utilizzando la distribuzione dell’indice
spettrale ottico-X. Ricavando il flusso X di 29 BL Lac del nostro campione dalla
letteratura e usando il flusso ottico a 5500 Å dei nostri spettri, abbiamo verificato,
sebbene i dati non siano simultanei, che anche le distribuzioni dell’indice spettrale
ottico-X di HBL e LBL sono differenti.
Abbiamo studiato le proprietà medie dello spettro composito di 16 galassie ospiti
attraverso la misura delle righe di assorbimento intrinseche. Abbiamo verificato la
natura ellittica della galassia ospite media rapportando le larghezze equivalenti delle
sue righe di assorbimento con quelle della galassia ellittica modello della Kinney et
al., 1996.
Infine abbiamo studiato lo spettro composito medio di 5 BL Lac in cui non fosse
evidente la componente dovuta alla galassia ospite, e abbiamo identificato e misurato
le righe di emissione e di assorbimento di questo spettro medio verificando che la
loro EW è inferiore a 5Å .
Capitolo 1
Introduzione
I BL Lacertidi (BL Lac) sono Nuclei Galattici Attivi (AGN - Active Galactic
Nuclei), ovvero degli oggetti extragalattici caratterizzati da un’altissima luminosità,
dell’ordine di 1042 − 1048 [erg/s], concentrata in un volume relativamente piccolo
(<< 1[pc3 ]).
I BL Lac fanno parte di una particolare classe di AGN denominata Blazar. Questi
ultimi sono caratterizzati da una forte emissione radio, hanno un flusso altamente
polarizzato ed emettono in tutte le bande dello spettro elettromagnetico: dalle basse
energie del radio fino alle altissime del TeV.
I Blazar sono caratterizzati anche da una variabilità estremamente rapida e forte
del proprio flusso, che può cambiare anche di alcuni ordini di grandezza nell’arco di
poche ore, giorni o mesi, a seconda della lunghezza d’onda. Alcune sorgenti variano
con continuità, mentre altre subiscono eventi periodici violenti.
In ottico i BL Lac hanno apparenza stellare, tanto che storicamente, prima delle
osservazioni radio che ne hanno rilevato la natura extragalattica, sono stati confusi
con delle stelle variabili, da cui deriva il nome del prototipo BL della costellazione
della Lucertola (in latino Lacerta, abbreviato in Lac). Lo spettro ottico dei BL Lac
ha l’andamento tipico di una legge di potenza F (ν) ∼ ν −α , dove F (ν) è il flusso
in [erg/sec/cm2/Hz] e α è l’indice spettrale. Un tale comportamento è indizio del
fatto che l’emissione sia di origine non termica.
Il fatto di avere una forte polarizzazione e un continuo a legge di potenza viene
1
CAPITOLO 1. INTRODUZIONE
2
spiegato dal modello unificato degli AGN (Urry & Padovani, 1995) come dovuto a
un getto relativistico. Gli elettroni emettono radiazione di sincrotrone spiraleggiando
lungo le linee di campo magnetico del getto, che punta lungo la direzione della nostra
linea di vista (si veda il paragrafo 1.1).
L’intensità dell’emissione del continuo non termico viene estremamente rafforzata
da effetti relativistici che direzionano fortemente la radiazione del getto entro un cono
molto stretto. Il cono di emissione si riduce ad un angolo di apertura 1/Γ, dove Γ
corrisponde al fattore di Lorentz (Γ ≡ (1−β 2 )−1/2 ) lungo il verso del moto (beaming
effect). L’estrema direzionalità del getto entro un piccolo angolo solido condiziona
fortemente l’individuazione di quesi oggetti.
L’intensità del continuo non termico del BL Lac è talmente intensificata dagli effetti relativistici da sovrastare il contributo delle altre componenti. A causa di questo
i BL Lac hanno righe spettrali intrinseche assenti o molto deboli, tanto che la Larghezza Equivalente (EW - Equivalent Width) di queste righe è inferiore a EW < 5
R Fcontinuo −Friga
Å . La larghezza equivalente è definita come EW =
dλ e rapporta
Fcontinuo
l’integrale di flusso di una riga spettrale con il flusso del continuo sottostante.
Il fatto che nei BL Lac le righe di emissione e di assorbimento sono spesso assenti
o estremamente deboli impedisce alle volte di risalire alla distanza di questi oggetti
attraverso la determinazione di un redshift cosmologico. L’individuazione della distanza è un fattore di fondamentale importanza per risalire all’energia del sistema ed
ai processi fisici coinvolti.
L’interesse per i BL Lac è stato recentemente accresciuto dal fatto che studi condotti nello spazio dai satelliti (AGILE, Fermi) e a terra dai telescopi Čerenkov (MAGIC ed HESS), dimostrano come i BL Lac dominano la scena dell’astronomia gamma ad alta energia.
In questa tesi ci siamo concentrati sullo spettro ottico dei BL Lac indagandone
le righe di emissione e di assorbimento ed il continuo partendo dalle osservazioni
riportate nel capitolo 3.
Gli scopi di questa tesi sono quelli di determinare la distanza delle sorgenti in
esame, di studiare le caratteristiche del loro continuo ottico e della galassia ospite, e
di evidenziare le proprietà medie su uno spettro composito. La determinazione della
1.1. MODELLO UNIFICATO DI AGN
3
distanza di queste sorgenti consiste nell’individuare delle deboli righe di emissione e
di assorbimento intrinseche del BL Lac o della sua galassia ospite come riportato nel
capitolo 5. Qualora non si riescano a identificare righe intrinseche, è stato possibile
dare un limite inferiore al redshift nelle modalità spiegate nel paragrafo 5.2. Nel
capitolo 6 studiamo il continuo ottico attraverso gli indici spettrali. Sottraendo il
continuo ottico a legge di potenza dai BL Lac siamo in grado di evidenziare talvolta
le galassie ospiti, misurandone le magnitudini assolute come spiegato nel paragrafo
6.3. Nel capitolo 7 vengono poi descritte le proprietà medie sia degli spettri compositi
delle galassie ospiti sia di quelli dei BL Lac senza evidente galassia ospite.
1.1 Modello Unificato di AGN
Figura 1.1: Schema del Modello unificato per Nuclei Galattici Attivi (Perlman et al., 2008).
Il modello unificato di Urry & Padovani, 1995 riesce a descrivere coerentemente
i diversi tipi di AGN (Galassie di tipo Seyfert 1 e 2, Quasar, Blazar e BL Lac) attraverso un’interpretazione geometrica del sistema, ovvero facendo risalire le diverse
4
fenomenologie alla direzione lungo la quale stiamo osservando questi oggetti, alla
luminosità e alla presenza di emissione radio. Secondo questo modello, gli AGN
con un getto sono associati a quelli che hanno una forte emissione radio. L’interpretazione delle caratteristiche dei BL Lac si inserisce in questo quadro teorico come
mostrato in figura 1.1 e descritto brevemente qui di seguito.
Negli AGN in cui si vedono righe di emissione larghe (Seyfert 1 o Quasar) è possibile porre un limite stringente alle dimensioni dell’oggetto centrale responsabile
dell’emissione. Infatti una sorgente non può variare ad una scala temporale inferiore
al tempo che serve alla luce per trasmettere l’informazione percorrendo almeno il diametro della sorgente stessa. L’oggetto al centro del AGN deve essere estremamente
compatto e questo è coerente con la presenza di buchi neri super massivi, dell’ordine
di milioni o miliardi di masse solari (106 − 1010 [M⊙ ]), all’interno di questi oggetti.
Il motore centrale ha una struttura complessa fatta da un disco di materia che
accresce intorno a un buco nero super massivo.
A qualche centinaio (o migliaio) di raggi gravitazionali dal buco nero centrale
troviamo una regione caratterizzata da alta densità elettronica ≈ 1011 [cm−3 ], formata da nubi di gas in rapido moto responsabili delle righe di emissione larghe (BLR
- Broad Lines Region). Il raggio gravitazionale può essere descritto dalla formula
Rgravitazionale = GMBH /c2 , dove MBH è la massa del buco nero centrale, G è la
costante di gravitazione universale e c la velocità della luce nel mezzo.
A distanze scala di circa un parsec, l’intero sistema è racchiuso in un toroide di
polveri, che è opaco alla maggior parte delle radiazioni elettromagnetiche. Il toroide
(la cui forma è stata recentemente messa in discussione) rende conto dell’oscuramento di buona parte della BLR, schermando l’osservazione del disco di accrescimento
e nascondendo le regioni più interne nel caso di angoli di inclinazione elevati. Il
toroide assorbe l’energia delle regioni centrali e la riemette in infrarosso.
A distanze confrontabili o superiori a quelle del toroide (anche dell’ordine di migliaia di parsec) vi sono nuvole a bassa densità responsabili delle righe strette (NLR
- Narrow Lines Region). In queste regioni la densità di particelle è talmente bassa
(densità elettronica ≈ 106 [cm−3 ]) che la diseccitazione degli stati atomici per colli-
1.2. DISTRIBUZIONE DELLO SPETTRO DI ENERGIA
5
sione è sfavorita. La probabilità di transizione radiativa tra livelli energetici atomici
proibiti dalle regole di selezione quantistica diventa significativamente importante.
1.2 Distribuzione dello Spettro di Energia
La Distribuzione di Energia dello Spettro (SED - Spectral Energy Distribution)
dei BL Lac si estende lungo tutte le lunghezze d’onda dello spettro elettromagnetico:
dal radio al T eV . La SED presenta due ampi picchi, come mostrato in figura 1.2.
Il primo picco a bassa energia sta nella banda che va dall’infrarosso (IR) ai raggi X
molli (soft X rays), mentre il secondo è nella banda dei raggi γ fino a energie del T eV
(Fossati et al., 1998). La componente a bassa energia può essere facilmente spiegata
dalla radiazione di sincrotrone prodotta dagli elettroni del getto relativistico (Konigl,
1981; Urry & Mushotzky, 1982). L’origine del secondo picco non è compresa a
fondo. Le interpretazioni correnti dell’emissione gamma ricadono in due categorie:
quella leptonica e quella adronica.
I modelli leptonici spiegano il flusso ad alta energia sostenendo che la radiazione
di sincrotrone, prodotta dagli elettroni del getto relativistico, viene diffusa nuovamente per effetto Compton Inverso dai medesimi elettroni accelerati. Questa soluzione prende il nome di modello SSC (Synchrotron Self-Compton), proposto da Jones,
O’dell, & Stein, 1974. Ad energie del T eV intervengono altri effetti che potrebbero essere descritti da modelli teorici a Compton Esterno (External Compton), che
aggiungerebbero un ulteriore contributo di Compton Inverso dovuto alla diffusione
a più alta energia degli elettroni relativistici sui fotoni di radiazione esterni al getto
stesso (Sikora, Begelman, & Rees, 1994; Dermer & Schlickeiser, 1993; Ghisellini
& Madau, 1996; Celotti & Ghisellini, 2008). Esistono inoltre visioni alternative che
mettono in campo meccanismi fisici adronici per spiegare il secondo picco della SED
ad alta energia. In questo caso i fotoni, accelerati ad altissime energie dal getto, producono raggi gamma dal decadimento di pioni neutri, dall’emissione di sincrotrone
dei protoni e dall’emissione di sincrotrone dovuta alla produzione di coppie (Mücke
& Protheroe, 2001; Mücke et al., 2003; Böttcher, 2007).
6
Figura 1.2: Distribuzione di Energia dello Spettro del BL Lac GC 0109+224 ricavato da Ciprini,
Tosti, Teräsranta, & Aller, 2004. I dati rappresentati sulla SED sono ricavati dalla letteratura.
HBL e LBL
A seconda della posizione del primo picco a bassa energia si possono
distinguere due classi di BL Lac: HBL (High-energy peaked BL Lac) e LBL (Lowenergy peaked BL Lac). Storicamente i LBL sono per lo piú BL Lac selezionati
in radio (RBL), mentre gli HBL sono in massima parte quelli selezionati nei raggi
X (XBL). Nel 1995 Padovani e Giommi hanno invece proposto una classificazione
più fisica che tenga conto della posizione del primo picco della SED ed abbia come
discrimine il rapporto tra il flusso X e quello radio: fx /fr ∼ 10−11 , dove il flusso X
viene misurato in [erg cm−2 s−1 ], mentre quello radio in [Jansky]. Usando questo
metro di classificazione gli HBL sono le sorgenti che presentano il picco nella banda
che va dall’ultravioletto (UV) ai raggi X molli, mentre gli LBL sono quelli in cui il
picco cade tra l’infrarosso (IR) e la banda del visibile (Padovani & Giommi, 1995a).
Capitolo 2
Il campione
Il nostro campione di oggetti BL Lac (e candidati tali) fa parte di un programma
di ricerca ancora in corso (Sbarufatti et al., 2005a, Sbarufatti et al., 2006a, Sbarufatti
et al., 2006b e Sbarufatti et al., 2009). Il campione è stato selezionato nel lavoro di
Sbarufatti et al., 2006a da due elenchi: la collezione di BL Lac di Padovani & Giommi, 1995a e la Sedentary Survey di Giommi, Menna, & Padovani, 1999 e Giommi et
al., yCat 2005 (SSG).
L’elenco di Padovani & Giommi, 1995a contiene un totale di 233 oggetti identificati come BL Lac nelle bande radio, ottiche e a raggi X. Gli oggetti sono stati
scelti da diversi cataloghi (dalla Survey a 1-Jansky, Stickel et al., 1991; dalla Survey
Palomar-Green - PG, Green, Schmidt, & Liebert, 1986; dalla Extended Medium Sensitivity Survey - EMSS, Gioia et al., 1990; dalla Slew survey, Perlman et al., 1996;
dal Catalogo White-Giommi-Angelini - WGA, White, Giommi, & Angelini, 1994,
dal Catalogo di Hewitt & Burbidge, 1993 e dal Catalogo di Véron-Cetty & Véron,
1993) seguendo criteri differenti.
I BL Lac vengono identificati sullo spettro ottico per assenza di righe intrinseche o
comunque con EW ≤ 5 [Å ] Altri criteri di selezione prendono in considerazione una
forte polarizzazione ottica, una forte variabilità di flusso, un forte eccesso nell’UV.
La SSG è stata ottenuta correlando i dati radio della Survey del Cielo del National
Radio Astronomy Observatory e del Very Large Array ( Condon et al., 1998), insieme
a quelli X del Catalogo delle Sorgenti Brillanti del satellite ROSAT (Röntgensatellit)
7
CAPITOLO 2. IL CAMPIONE
8
pubblicato da Voges et al., 1999. La SSG contiene sorgenti che abbiano dati ottici,
radio e X ricavati dalla letteratura. La selezione dei BL Lac non avviene però sullo
spettro ottico, ma attraverso gli indici spettrali αOX e αRO . L’indice spettrale ottico
X αox è definito come il rapporto tra il flusso ottico Fνopt a 5500 [Å ] e il flusso X FνX
a 1 [KeV ]:
αox
− log (Fνopt ) − log FνX
=
log (νopt ) − log (νX )
(2.1)
mentre l’indice spettrale radio ottico è definito come il rapporto tra il flusso radio a
5 [GHz] e quello ottico a 5500 [Å ]. La SSG sfrutta il fatto che gli indici spettrali
possano discriminare tra diverse classi di AGN. Viene selezionato un campione di
150 HBL (High Energy Peaked BL Lac) individuati sul piano αOX − αRO (Fig. 2.1).
Sono stati poi scelti degli oggetti visibili dal Cerro Paranal (con δ < +15o ) e con
magnitudine visuale apparente tra 13 e 20 [mag], con l’intento di raggiungere un
rapporto Segnale rispetto a Rumore (S/N) mediamente elevato.
Combinando gli elenchi di BL Lac di Padovani & Giommi, 1995a e della SSG, si
hanno a disposizione 348 oggetti. La distribuzione in magnitudine visuale apparente
di questi oggetti viene riportata da Sbarufatti et al., 2006a in Fig. 2.2 e si estende da
mV = 15 a 20. Sempre secondo Sbarufatti et al., 2006a, la frazione di oggetti senza
un redshift noto aumenta con la magnitudine apparente, tanto da rappresentare circa il
50% degli oggetti ad elevata magnitudine. La mancata individuazione di tanti redshift
era dovuta al fatto che negli scorsi decenni i lavori sui BL Lac si appoggiavano a
telescopi della classe dei 4 metri o inferiori (ad esempio Falomo, Bersanelli, Bouchet,
& Tanzi, 1993; Stickel & Kuehr, 1993; Véron-Cetty & Véron, 1993; Bade, Fink,
& Engels, 1994; Falomo, Scarpa, & Bersanelli, 1994; Falomo, 1996; Marchã et
al., 2005; Drinkwater et al., 1997; Laurent-Muehleisen et al., 1998; Landt et al.,
2001; Rector & Stocke, 2001; Londish et al., 2002; Carangelo et al., 2003; Hook
et al., 2003). Questi telescopi soffrono della grossa limitazione di non raggiungere
in tempi ragionevoli un elevato rapporto S/N necessario per individuare le deboli
righe di emissione ed assorbimento rispetto al continuo dei BL Lac. Si è reso quindi
indispensabile osservare i nostri oggetti da un telescopio della classe degli 8 metri,
come il VLT, in modo da coniugare un altissimo rapporto S/N, una buona risoluzione
spettrale (λ/∆λ = 440) e un’ampia banda di lunghezze d’onda. Non siamo stati i
9
Figura 2.1: Diagramma αOX rispetto a αRO di 1362 AGN della SSG che abbiano dati ottici, radio e X
ricavati dalla letteratura. I cerchi aperti sono BL Lac, i triangoli aperti sono radio quasar, gli asterischi
radio galassie e i quadratini scuri sono altri tipi di AGN. La SSG divide, per propria convenzione,
gli AGN ad alta intensità radio da quelli a bassa lungo la linea tratteggiata ad αRO = 0.2. L’altra
linea rappresenta il luogo dei punti ad αRX = 0.56, che corrisponde al rapporto tra i flussi X e radio
fX /fR = 3 · 10−10 erg cm−2 s−1 Jy −1 . La regione triangolare delimitata dalle due linee (zona
HBL) include praticamente solo BL Lac (Giommi, Menna, & Padovani, 1999).
soli, infatti recentemente anche altri hanno osservato da telescopi della classe degli 8
metri, come ad esempio Heidt et al., 2004 e Sowards-Emmerd et al., 2005.
10
Figura 2.2: Pannello superiore: distribuzione della magnitudine V nel campione di BL Lac da Padovani & Giommi, 1995a e dalla SSG. Pannello inferiore: Frazione di oggetti di redshift noto in
funzione della magnitudine (Sbarufatti et al., 2006a)
Fino ad oggi sono stati osservati 63 oggetti di quelli disponibili nel campione. I
loro spettri sono stati pubblicati anche sul sito Internet della collaborazione:
http://www.oapd.inaf.it/zbllac/.
Questa tesi ha contribuito al programma di ricerca analizzando gli spettri dei 15
11
oggetti osservati durante il periodo P77 del VLT e studiando il continuo ottico di tutti
gli oggetti BL Lac disponibili.
12
Capitolo 3
Le osservazioni
La campagna osservativa si è svolta tra marzo e settembre 2006 durante il periodo P77 del VLT (Very Large Telescope dell’Organizzazione Europea per la Ricerca
Astronomica nell’Emisfero Australe - ESO) presso il Cerro Paranal in Cile.
I nostri spettri sono stati ottenuti con FORS 1 (FOcal Reducer and low dispersion Spectrograph, Appenzeller et al., 1998) montato al fuoco Cassegrain dell’unità
Kueyen (UT2) del VLT.
FORS1 è uno strumento multiuso (immagine, polarimetria, spettroscopia a fenditura e a oggetti multipli) per indagini in campo ottico (3300 − 11000 [Å ]). Lo
strumento aveva un campionamento di 0.2[arcsec/pixel] all’epoca delle osservazioni. Il sensore CCD è costituito di 2000[pixel] × 2000[pixel] ciascuno di 24[µm] di
lato. Il campo di vista dello strumento corrisponde a 6.8[arcmin] × 6.8[arcmin].
Le osservazioni sono state compiute raccogliendo la luce delle sorgenti tramite uno
specchio di 8.2 metri di diametro e facendola convergere, mediante un secondario,
sul fuoco del FORS 1. Una fenditura, posta nel piano focale, seleziona la striscia
di cielo da osservare (usando la modalità Long Slit Spectroscopy). Le dimensioni
della fenditura, proiettate in cielo, corrispondono a 2′′ × 6′′ . La fenditura non è stata
posizionata sempre lungo l’angolo parallattico, ma lungo un angolo che permettesse
di avere un numero maggiore di oggetti nel campo di osservazione. L’angolo parallattico è quello sotteso dal piano dell’equatore e la verticale rispetto all’orizzonte:
p = tan−1
sin H
,
cos δ tan φ−sin δ cos H
dove H è l’angolo orario, δ la declinazione e φ la la13
CAPITOLO 3. LE OSSERVAZIONI
14
titudine. Allienare la fenditura lungo l’angolo parallattico consente di minimizzare
l’effetto della rifrazione atmosferica, che dipende dal seeing e dalla massa d’aria interposta tra l’osservatore e la sorgente. Se il seeing è particolarmente buono, se gli
oggetti non sono particolarmente bassi nel cielo e se la fenditura è sufficientemente
larga, come nel nostro caso, possiamo non considerare importante la perdita di luce
causata da questo effetto.
La luce viene poi separata in lunghezze d’onda attraverso il reticolo di diffrazione
300V, su cui è montato il filtro GG435. Il reticolo olografico montato sul FORS1
permette di disperdere la radiazione in una banda di lunghezze d’onda che va da 3850
a 7500 Å. Ciò comporta avere una dispersione di 112 [Å / mm] (corrispondenti a 2.64
[Å / pixel]). Il filtro GG435 consente di selezionare l’ordine di diffrazione maggiore,
in modo di massimizzare il segnale. La luce viene poi collimata e proiettata sul
sensore CCD. La risoluzione spettrale di FORS1 è pari a 15 Å .
In tabella (3.1) riportiamo il diario delle osservazioni in cui sono elencate alcune
grandezze caratteristiche degli oggetti osservati: il nome, la posizione in cielo, i
tempi di posa, la magnitudine apparente e l’estinzione galattica.
Le magnitudini apparenti mR e mV sono state misurate integrando il flusso degli
spettri del nostro campione rispettivamente sul filtro R del sistema Cousins/Bessell
e sul filtro V del sistema Johnson come mostrato in figura 3.1. Ai fini di effettuare
questa misura gli spettri sono stati preventivamente corretti per l’estinzione galattica
E(B − V ), come verrà spiegato nel capitolo 4.
L’estinzione galattica EB−V viene ricavata dalle mappe di idrogeno galattico di
Schlegel, Finkbeiner, & Davis, 1998.
In tabella riportiamo anche alcuni dati relativi al periodo nel quale è avvenuta
l’osservazione: data, ora, massa d’aria e seeing. La massa d’aria riportata nelle tabelle è un parametro che rende conto della lunghezza del cammino ottico percorso
dalla radiazione attraverso l’atmosfera terrestre. La massa d’aria aumenta con l’angolo sotteso tra la posizione dell’oggetto osservato e lo zenith. L’attenuazione della
radiazione, dovuta ad assorbimenti e dispersioni in atmosfera, aumenta con la massa
d’aria.
Il seeing riportato nelle tabelle è stato misurato sulle immagini di puntamento,
15
Figura 3.1: Spettro del BL Lac PMNJ1539-0658 corretto per l’estinzione galattica E(B − V ) (linea
continua). Le magnitudini apparenti vengono misurate integrando sul filtro V del sistema di Johnson
(linea tratteggiata) e sul filtro R del sistema di Cousins/Bessell (linea punteggiata).
seguendo le modalità descritte nel paragrafo 3.1. Il seeing durante le osservazioni
P77 è variato tra 0.6 − 2.0′′ , rimanendo in media intorno a ∼ 1′′ .
AR
DEC
o ′ ′′
(1)
hms
(2)
PKS0019+058
GC0109+224
RBS0231
PKS0823-223
PKS1057-79
PKS1145-676
OM280
PMNJ1323-3652
OQ012
PMNJ1539-0658
(6)
Tempo
Esposizione
[sec]
(7)
+06 08 04
+06 08 04
+24 17 54
-07 58 49
-22 30 27
-80 03 54
-67 53 42
+24 17 54
-36 53 39
-36 53 39
+02 03 07
-06 58 43
-06 58 43
-58 56 36
-09 15 23
-33 03 38
+05 34 40
-17 18 05
12/07/2006
08/08/2006
01/09/2006
13/07/2006
17/04/2006
31/03/2006
14/04/2006
16/04/2006
07/05/2006
07/05/2006
07/05/2006
28/03/2006
20/04/2006
15/04/2006
10/05/2006
05/05/2006
01/07/2006
01/07/2006
8:04
8:06
4:55
7:53
2:01
2:48
4:39
4:44
3:57
5:07
6:13
8:52
8:15
9:01
9:46
9:10
8:52
7:55
3
3
5
3
3
3
3
3
3
3
3
3
3
3
3
3
3
3
813
813
813
813
813
813
813
813
813
813
813
813
813
813
813
813
813
813
Seeing
E(B − V )
S/N
Massa d’aria
mV
mR
[arcsec]
(8)
(9)
(10)
(11)
(12)
(13)
0.78
1.07
1.12
1.17
0.71
1.14
0.74
1.07
1.53
1.35
2.02
0.73
0.81
1.12
0.59
1.15
0.95
0.92
120
70
380
20
220
90
80
100
20
0
120
50
50
103
90
160
80
110
1.5
1.2
1.7
1.4
1.3
1.8
1.5
1.9
1.1
1.2
1.5
1.2
1.2
1.2
1.1
1.4
1.2
1.1
0.023
0.023
0.037
0.03
0.109
0.155
0.305
0.027
0.064
0.064
0.035
0.157
0.157
0.067
0.038
0.018
0.061
0.023
18.1
18.7
14.9
19.0
15.6
16.2
18.5
16.0
20.9
17.7
18.34
14.6
18.6
15.4
15.9
17.9
15.7
20.6
18.6
19.9
18.1
19.5
18.1
17.8
17.2
18.7
17.9
17.7
17.5
16.8
18.3
17.7
Tabella 3.1: Tabella delle Osservazioni P77. Descrizione delle colonne: (1) Nome dell’oggetto; (2) Ascensione retta (J2000); (3) Declinazione
(J2000); (4) Data di Osservazione; (5) Ora di inizio dell’osservazione in Tempo Universale (UT); (6) Numero di esposizioni; (7) Tempo di esposizione
per singola posa; (8) Seeing; (9) S/N; (10) Massa d’aria, ricavata dai dati ESO; (11) L’estinzione galattica E(B−V ) viene ricavata dalle mappe di
idrogeno galattico di Schlegel, Finkbeiner, & Davis, 1998; (12) magnitudine visuale misurata integrando il flusso dello spettro ottico sul filtro V di
Johnson (13) magnitudine misurata integrando il flusso dello spettro ottico sul filtro R di Cousins/Bessell
PKS1830-589
RBS1752
RBS1915
TXS2346+052
1RXS J235730.1-171801
00 22 32
00 22 32
01 12 06
01 40 41
08 26 02
10 58 43
11 47 33
11 50 19
13 23 46
13 23 46
14 10 04
15 39 10
15 39 10
18 34 28
21 31 35
22 56 13
23 49 21
23 57 30
Ora
di Oss.
h(U.T.)
(5)
N esposizioni
(3)
Data
di Oss.
gg/mm/aaaa
(4)
16
Oggetto
3.1. SEEING
17
3.1 Seeing
I seeing riportati in tabella (3.1) sono stati misurati sulle immagini di puntamento,
che inquadrano un campo di 6.8[arcmin] × 6.8[arcmin] intorno agli oggetto presi
in considerazione dal nostro studio. Queste immagini sono state ottenute da FORS1
in modalità immagini con una posa di 20 secondi. FORS1 montava un filtro visuale
passabanda V BESS + 35, che ha una lunghezza d’onda di picco di 5540 Å e una
FWHM pari a 1115 Å . L’immagine così ottenuta è poi stata collimata in modalità
standard sul sensore CCD.
Il metodo di misura adottato parte dalla considerazione che l’immagine della stella dovrebbe risultare puntiforme a meno di effetti dovuti alla turbolenza atmosferica
e alla diffrazione del telescopio. Nei telescopi terrestri la turbolenza atmosferica è
la componente che domina la forma dell’immagine stellare. Le dimensioni apparenti della stella possono quindi essere messe direttamente in relazione con il seeing.
La misura del seeing richiede di selezionare le sorgenti che abbiano un’apparenza
stellare e che non abbiano una forma troppo ellittica (e < 0.09), in modo da evitare galassie relativamente vicine. Gli oggetti selezionati sono stati interpolati da una
funzione che descrive lo sparpagliamento di una sorgente puntiforme (Point Spread
Function - PSF). Il comando imexa di IRAF è stato applicato interativamente puntando il centro approssimativo delle stelle selezionate. L’algoritmo psfmeasure
misura la PSF attraverso una funzione parametrica di Moffat a tre dimensioni, che
interpola il flusso F della sorgente in funzione del suo raggio apparente r:
r 2 1−β
F (r) = 1 − 1 +
α
(3.1)
dove α e β sono parametri liberi. L’algoritmo fornisce la larghezza a metà altezza
di questa funzione (MFWHM - Moffat Full Width at Half Maximum) in pixel. Per
ottenere il seeing in arcsec è stato sufficiente moltiplicare per il campionamento di
FORS1:
seeing(F ORS1)[arcsec] = MF W HM[pixel] · 0.20[arcsec/pixel]
(3.2)
Il seeing viene monitorato costantemente anche da ESO attraverso lo strumento
DIMM (Differential Image Motion Monitor), montato su un telescopio secondario
18
GC0109+224
MFWHM
5.48
5.7
5.79
5.65
5.79
5.19
5.6
Seeing
DIMM
Media
Mediana
Media
1.12
1.14
1.47
Figura 3.2: A sinistra: immagine di puntamento della sorgente GC 0109+224 evidenziata con un
cerchio. A destra: tabella riassuntiva con la MFWHM, il valore medio e mediano del seeing misurato
sugli oggetti dell’immagine di puntamento evidenziati con un quadrato. Per confronto viene riportato
anche il valore medio del DIMM misurato da ESO.
al Cerro Paranal. Il DIMM utilizza un metodo differenziale e indiretto per misurare
il seeing. La luce di una stella brillante viene fatta passare attraverso un otturatore con due fori distanziati di 20 cm. Su uno dei fori è posizionato un prisma, che
sdoppia l’immagine della stella. Il DIMM analizza il moto relativo delle due immagini, confrontando le variazioni dell’angolo di incidenza dei due fronti d’onda su 200
esposizioni consecutive. Il risultato è consistente con il seeing misurato direttamente
sull’immagine di puntamento.
Nella tabella seguente riportiamo l’immagine di puntamento di una delle sorgenti in studio (figura 3.1). A fianco si può vedere la relativa tabella recante la MFWHM degli oggetti presi in considerazione. Viene riportata la media e la mediana
del seeing, ponendolo a confronto con il dato medio fornito dal DIMM.
Le immagini di puntamento degli altri oggetti vengono riportati in Appendice A.1.
Capitolo 4
Riduzione dati
La riduzione dati dei nostri spettri viene effettuata tramite il software IRAF (Image
Reduction and Analysis Facility), Tody, 1986, 1993.
Sono stati ridotti gli spettri relativi al periodo P 77, dove sono stati ottenuti almeno
3 spettri per ogni oggetto osservato (Tab. 3.1) Gli spettri vengono ridotti singolarmente uno ad uno per avere modo di individuare eventuali anomalie tra un’immagine
e l’altra del medesimo oggetto. Ciò è particolarmente utile per individuare righe spurie che possano essere causate da residui nella riduzione dei dati. Inoltre la riduzione
separata degli spettri di un medesimo oggetto, osservato in notti differenti, è utile per
evidenziarne eventuali variazioni di flusso.
La radiazione elettromagnetica della regione di cielo selezionata attraverso la fenditura viene separata in lunghezze d’onda attraverso un reticolo di diffrazione. Lo
spettro grezzo viene registrato da un CCD su un’immagine bidimensionale in formato FITS - Flexible Image Transport System (Hanisch et al., 2001). In figura 4.1
riportiamo un esempio di spettro grezzo. L’immagine della fenditura (lungo l’asse
delle ordinate) viene dispersa in lunghezze d’onda (lungo le ascisse). Sull’immagine
si notano delle righe verticali che corrispondono a quelle di emissione dell’atmosfera terrestre. Le righe orizzontali sono gli spettri degli oggetti celesti inquadrati nel
campo di vista della fenditura. L’immagine presenta un gradiente dovuto alla funzione di sensibilità. I punti chiari presenti sull’immagine sono dovuti a raggi cosmici,
radioattività naturale oppure pixel guasti. I punti scuri invece sono causati da grani
19
20
CAPITOLO 4. RIDUZIONE DATI
di polvere presenti sulle ottiche del telescopio. Nella parte destra dell’immagine si
nota una regione non illuminata dalla fenditura: l’overscan.
Figura 4.1: Spettro grezzo. Si vede l’immagine della fenditura dispersa in lunghezza d’onda lungo
l’asse delle ascisse. Le righe orizzontali corrispondono agli spettri degli oggetti celesti che cadono in
fenditura. Le righe verticali sono quelle dell’atmosfera terrestre. I punti chiari presenti sull’immagine
sono dovuti a raggi cosmici, radioattivitá naturale oppure pixel guasti. I punti scuri invece sono
causati da grani di polvere presenti sulle ottiche del telescopio. L’overscan è quella piccola parte a
destra dell’immagine non illuminata.
BIAS, overscan e Flat Field La regione di overscan ha conteggi diversi da zero
anche se non è illuminata. Ciò è dovuto all’agitazione termica delle cariche che introducono un contributo spurio a tutte le immagini del CCD. Questo rumore di fondo
può essere sottratto usando un’immagine esposta per tempi molto brevi (un centesimo di secondo) a otturatore chiuso: il BIAS. Per ogni oggetto abbiamo a disposizione
21
Figura 4.2: A sinistra: BIAS singolo in cui si può osservare l’effetto di battimento dovuto al rumore di
lettura del CCD. A destra: media di 5 BIAS. Questo BIAS medio viene sottratto da tutte le immagini
di spettri e flat field
almeno 5 immagini di BIAS ripresi durante la notte di osservazione. Abbiamo quindi la possibilità di comporre un BIAS medio da sottrarre allo spettro grezzo. Non
possiamo usare un BIAS singolo, dato che soffre di un effetto di battimento dovuto
al rumore di lettura (Read-Out Noise - RON). Ciò genera una figura di interferenza.
Le creste e le valli di questi battimenti (a sinistra in figura 4.2) si discostano di pochi conteggi dalla media e la loro forma non è stabile nel tempo. È quindi possibile
eliminare questo effetto facendo la media dei 5 BIAS disponibili per ogni notte di osservazione utilizzando il comando zerocombine. Il BIAS medio viene mostrato a
destra in figura 4.2.
Durante la notte d’osservazione, sebbene il CCD sia immerso in un bagno termico
mantenuto a bassissima temperatura, il numero dei conteggi cambia con la variazione
della temperatura. Per monitorare e correggere queste variazioni bisogna misurare
il valore medio dei conteggi nell’overscan e sottrarre ulteriormente questo numero
all’intera immagine, in modo tale che l’overscan finale sia mediamente nullo.
Gli specchi del telescopio possono presentare delle imperfezioni dovute ad impurità assimilabili ad esempio a grani di polvere. Il CCD può avere delle disomogeneità
locali dovute a pixel caldi o guasti. Bisogna quindi correggere l’immagine attraver-
22
Figura 4.3: A sinistra: Il flat field medio ottenuto con FORS1. Nel pannello inferiore si nota la
curva che rappresenta il numero dei conteggi (asse verticale in unità arbitrarie di flusso) rispetto alle
lunghezza d’onda (asse orizzontale). A destra: Il flat field medio normalizzato per la funzione del
numero di conteggi. Nel pannello inferiore in ordinata ci sono unità arbitrarie di flusso e in ascissa le
lunghezze d’onda. Si possono notare distintamente le figure spettrali spurie presenti in tutti gli spettri.
In entrambi i casi si notano grani di polvere e pixel sovraimpressionati.
so un Flat Field, cioè lo spettro di una lampada alogena, che non presenti righe di
emissione in ottico. Il Flat Field viene ottenuto mantenendo la configurazione del
telescopio usata per riprendere gli altri spettri (a sinistra in Fig. 4.3). Facciamo
la media dei Flat Field attraverso il comando flatcombine, che sottrae anche il
BIAS medio. Questa immagine è utile per correggere difetti di sensibilità del CCD a
piccola scala. Per fare ciò è utile eliminare il gradiente osservato in basso a sinistra
in figura 4.3 per enfatizzare i difetti locali. Il Flat Field medio viene quindi normalizzato per la funzione di sensibilità, che viene ottenuta interpolando una curva
polinomiale di ordine relativamente basso. È importante che l’ordine di interpolazione della funzione di sensibilità non sia troppo alto, altrimenti toglieremmo dal Flat
Field anche tutte quelle imperfezioni che invece desideriamo mantenere per calibrare
lo spettro grezzo. Il polinomio che interpola la funzione di sensibilità introduce delle
figure spettrali spurie, che sono presenti in tutti gli spettri alla medesima lunghezza
d’onda (a destra in Fig. 4.3). Le creste e le valli del polinomio non devono essere
confuse con deboli righe di emissione e di assorbimento.
Dall’immagine grezza C, usando il comando ccdproc, viene sottratto il BIAS
medio < B > e l’overscan residuo OS presente sulla singola immagine. Il risultato
viene normalizzato per il Flat Field medio < F F >, ottenendo l’immagine corretta
23
D:
D=
C− < B > −OS
< F F − < B >>
(4.1)
Pulizia dei raggi cosmici Molte delle immagini riprese con CCD possono contenere un contributo spurio dovuto a raggi cosmici o a radioattività naturale. Esistono
due metodi per sottrarre questi contributi. Il primo metodo tiene in considerazione il
fatto che i raggi cosmici siano eventi sufficientemente rari, tanto che si possa ragionevolmente ipotizzare che non colpiscano mai lo stesso pixel in più di un’immagine,
come mostrato nell’esempio di figura 4.4. La mediana di almeno 3 immagini esclude immediatamente i conteggi spuri dovuti a raggi cosmici che abbiano colpito il
CCD al momento delle osservazioni. Il secondo metodo parte dalla considerazione
che i raggi cosmici vengano registrati su CCD come cuspidi molto strette. Questo
consente la loro identificazione e rimozione tramite l’algoritmo contenuto nel comando crreject. Ciò può portare al rischio di cancellare deboli righe di emissione.
Risulta quindi importante confrontare almeno 2 spettri del medesimo oggetto, per
escludere eventuali errori commessi dall’algoritmo nell’eliminazione dei raggi cosmici. Abbiamo applicato il primo metodo a tutti gli spettri del P77, avendo sempre
almeno 3 immagini per singolo oggetto. Il secondo metodo invece è stato applicato
dopo aver esaminato singolarmente gli spettri.
Sottrazione del cielo Gli spettri osservati presentano, sovrapposto al segnale proveniente dalla sorgente in esame, le righe di emissione e di assorbimento del cielo.
Il comando apall ci permette di sottrarre il contributo del cielo S dall’immagine
corretta D. L’algoritmo media ed interpola due regioni ai lati dell’apertura che individua lo spettro, dove è presente solamente l’emissione del cielo. Il continuo delle
due regioni viene interpolato tramite una funzione polinominale di Chebyshev a basso ordine. Il comando background identifica lo spettro del cielo e lo sottrae allo
spettro dell’oggetto osservato. L’algoritmo di sottrazione può dare origine a segnali
spuri, che possono portare a identificare erroneamente deboli righe di emissione o di
assorbimento. Per evitare errori è utile confrontare sempre lo spettro ottenuto con
quello originario in cui le righe di emissione telluriche non siano state sottratte.
24
Figura 4.4: Sovraimpressione di 3 spettri di singola esposizione di OM 280. Si notano due raggi
cosmici presenti rispettivamente su una singola posa.
Estrazione dello spettro monodimensionale Lo spettro monodimensionale del
singolo oggetto viene estratto dall’immagine bidimensionale attraverso il comando
apall, utile per seguire sia il profilo di curvatura dello spettro lungo l’asse delle lunghezze d’onda sia la forma dello stesso lungo l’asse delle ordinate. La posizione del
picco viene interpolata da una funzione di Legendre campionata ogni 10 pixel, in mo-
25
do da seguire la curvatura dello spettro lungo l’asse delle lunghezze d’onda, causata
dal non corretto allineamento del CCD con la fenditura e le ottiche dello strumento.
Lo spettro risultante mostra, per ogni pixel lungo l’asse di dispersione, l’integrale dei
conteggi lungo la fenditura all’interno della regione definita dall’apertura.
Calibrazione in lunghezze d’onda
L’immagine monodimensionale deve poi veni-
re calibrata in lunghezza d’onda. Definiamo una funzione di trasferimento che metta
in relazione i pixel con le lunghezze d’onda. La calibrazione in lunghezze d’onda dello spettro avviene facendo uno spettro di una lampada He/Ne/Ar, che abbia diverse
righe di emissione nelle bande utilizzate per l’osservazione (Fig. 4.5). La calibrazione avviene in due fasi: il riconoscimento delle righe di emissione sull’immagine della
lampada di calibrazione e l’applicazione della funzione di trasformazione agli spettri
degli oggetti osservati. Il comando identify identifica le righe di calibrazione. La
dispersione è lineare solo in prima approssimazione. Il comando dispcor permette
infine di linearizzare la dispersione, in base alla funzione ottenuta con identify,
e di applicare la calibrazione in lunghezze d’onda allo spettro monodimensionale
del nostro oggetto. Confrontando la posizione delle righe di emissione del cielo rispetto a quelle della lampada di calibrazione, possiamo stimare di aver raggiunto
un’accuratezza di ∼ 3 Å .
Calibrazione in flusso e correzione per l’estinzione galattica Una volta fatti questi passaggi, resta da calibrare lo spettro in flusso per un oggetto conosciuto (Oke,
1990). Si utilizza una stella di calibrazione osservata dal medesimo telescopio e strumento. Il flusso noto della stella viene interpolato tramite una funzione polinomiale
con il comando standard. Viene estratto lo spettro monodimensionale della stella e misurato il flusso (in conteggi di fotoni) a varie lunghezze d’onda. Il comando
sensfunction determina la funzione di calibrazione che converte da conteggi in
erg cm−2 sec−1 Å−1 . Il comando calibrate applica la funzione di calibrazione
in flusso agli spettri monodimensionali dei nostri oggetti. La calibrazione attraverso
una stella nota non ci permette però di raggiungere un elevato grado di precisione in
flusso. Per migliorare ulteriormente la calibrazione in flusso, consideriamo il fatto
che il continuo dello spettro di un BL Lac si comporta come una legge di potenza in
26
Figura 4.5: Spettro di calibrazione preso con il collimatore standard ed il reticolo di dispersione
300V+10 su FORS1
un determinato intervallo di lunghezze d’onda osservato 4000 − 7500 Å. All’occorrenza usiamo un BL Lac del nostro campione il cui spettro sia già stato osservato,
che abbia un flusso particolarmente intenso, un S/N molto elevato e che non mostri
chiare righe di emissione (Fig. 4.6). La funzione di sensibilitá della stella di calibrazione viene corretta in modo tale che il continuo del BL Lac preso in considerazione
venga interpolato da una singola legge di potenza. Ricalibriamo in seguito tutti gli
spettri dei nostri oggetti per questa funzione di sensibilità così corretta.
Gli spettri vengono in seguito corretti per l’estinzione galattica usando la legge di
Cardelli et al., 1989, assumendo valori di EB−V da Schlegel, Finkbeiner, & Davis,
1998.
Spettro medio Dopo aver controllato che le immagini degli spettri monodimensionali delle singole pose siano compatibili, si procede a farne la mediana. Nel caso di
27
Figura 4.6: Spettro del Bl Lac GC 0109+224 senza righe di emissione o di assorbimento, se non
quelle telluiche. Si la forma a legge di potenza dello spettro calibrato in flusso. In ordinata abbiamo il
flusso Fλ in erg cm−2 sec−1 Å−1 e in ascissa le lunghezze d’onda in Å.
PKS 0019+058 troviamo invece che gli spettri del primo periodo osservativo sono
diversi da quelli del secondo, a causa della variabilità del BL Lac. In questo caso gli
spettri dei due periodi osservativi sono stati trattati separatamente.
28
Capitolo 5
Analisi degli spettri
5.1 Larghezza Equivalente minima rivelabile
I BL Lac sono caratterizzati dall’avere un continuo ottico non termico a legge di
potenza molto intenso che sovrasta il flusso delle altre componenti. Le righe spettrali
della galassia ospite e dell’AGN risultano quindi particolarmente deboli e difficili da
individuare. Per facilitare la rivelazione delle righe abbiamo normalizzato lo spettro
degli oggetti BL Lac sul continuo. L’andamento del continuo è stato interpolato
tramite l’algoritmo icfit contenuto nel comando splot di IRAF.
L’individuazione e la misurazione della EW delle righe dipende molto dalla scelta dei parametri che si utilizzano per definire sia il continuo sia la forma delle righe
stesse. Serve quindi avere a disposizione un metodo oggettivo per definire l’esistenza
effettiva di una riga. Per ogni spettro determiniamo il minimo valore di EW rivelabile
(EWmin ), sotto il quale non è possibile identificare alcuna riga. Questa quantità si
ottiene partendo dall’ipotesi che le variazioni, rispetto al valore medio del continuo
di uno spettro privo di righe, siano dovute prevalentemente al rumore. Per misurare
la EWmin campioniamo il S/N ad intervalli di 30 Å su tutto lo spettro normalizzato, escludendo le regioni dove siano presenti righe telluriche di assorbimento o altre
righe di immediato riconoscimento. Misuriamo la EW misurata sul singolo intervallo (EWintervallo ) come la deviazione standard della distribuzione dell’inverso del
rapporto S/N. Assumiamo che la EWmin sia due volte la deviazione standard della
distribuzione di EWintervallo , ovvero due volte l’inverso del S/N, come si evince dal
29
CAPITOLO 5. ANALISI DEGLI SPETTRI
30
pannello in alto a destra di figura 5.1:
EWmin =
2
S/N
(5.1)
La EWmin è rappresentata in figura dalle linee punteggiate nel pannello in alto a
sinistra di figura 5.1.
Il valore del rapporto S/N cambia anche del 20% tra i vari intervalli dello spettro.
Le EWintervallo sottostanno alle medesime variazioni, come si nota dal pannello in
basso a sinistra di Fig.5.1. La figura riporta i valori delle EWintervallo campionate
lungo tutte le lunghezze d’onda di uno dei nostri oggetti.
Consideriamo come possibili candidati ad essere vere righe, solo quelli che abbiano un valore di EW superiore ad almeno 2 volte quello della EWintervallo misurata in
loro prossimità.
In tabella (5.1) forniamo il valore della EWmin per ogni spettro analizzato.
Nel caso lo spettro non presenti righe, allora la EWmin fornisce un metodo per
determinare un limite inferiore al redshift, come vedremo nel paragrafo (5.2).
5.1. LARGHEZZA EQUIVALENTE MINIMA RIVELABILE
Oggetto
(1)
PKS0019+058
GC0109+224
RBS0231
PKS0823-223
PKS1057-79
PKS1145-676
OM280
PMNJ1323-3652
OQ012
PMNJ1539-0658
PKS1830-589
RBS1752
RBS1915
TXS2346+052
1RXS J235730.1-171801
AR
hms
(2)
00 22 32
00 22 32
01 12 06
01 40 41
08 26 02
10 58 43
11 47 33
11 50 19
13 23 46
14 10 04
15 39 10
15 39 10
18 34 28
21 31 35
22 56 13
23 49 21
23 57 30
31
(3)
Data
gg/mm/aaaa
(4)
EWmin
Å
(5)
(6)
+06 08 04
+06 08 04
+24 17 54
-07 58 49
-22 30 27
-80 03 54
-67 53 42
+24 17 54
-36 53 39
+02 03 07
-06 58 43
-06 58 43
-58 56 36
-09 15 23
-33 03 38
+05 34 40
-17 18 05
12/07/2006
08/08/2006
01/09/2006
13/07/2006
17/04/2006
31/03/2006
14/04/2006
16/04/2006
07/05/2006
07/05/2006
28/03/2006
20/04/2006
15/04/2006
10/05/2006
05/05/2006
01/07/2006
01/07/2006
0.38
0.40
0.09
1.27
0.41
0.39
1.84
0.35
1.57
0.31
0.61
0.61
0.46
0.49
0.35
0.63
0.22
> 0.49
> 0.64
> 0.25
> 0.41
≥ 0.911
0.581
0.210
> 0.20
0
> 0.63
> 0.80
> 0.80
> 0.45
0.448
0.243
0.419
> 0.63
DEC
o ′ ′′
z
Tabella 5.1: Tabella delle EWmin del P77. Descrizione delle colonne: (1) Nome dell’oggetto; (2)
Ascensione retta (J2000); (3) Declinazione (J2000); (4) Data di Osservazione; (5) redshift o limite
inferiore allo stesso
32
Figura 5.1: Nel riquadro in alto a sinistra: spettro di PMNJ1539-0658 normalizzato sul continuo. In
alto a destra: distribuzione delle EWintervallo . La linea punteggiata è la EWmin dello spettro. Nel
riquadro in basso a sinistra: Le EWintervallo misurate negli intervalli di 30 Å lungo tutto lo spettro.
Le linee punteggiate rappresentano la EWmin .
5.2. LIMITE INFERIORE AL REDSHIFT
33
5.2 Limite inferiore al redshift
La EWmin consente di ottenere un limite inferiore al redshift anche sugli spettri
dei BL Lac apparentemente privi di righe. Il metodo della determinazione del limite
inferiore al redshift è stato sviluppato nei lavori di Sbarufatti et al., 2005b e Sbarufatti
et al., 2006a e parte da due assunzioni: la galassia ospite è un’ellittica gigante; le
galassie ospiti possono essere considerate candele standard. Questo significa che
l’intensità delle righe del BL Lac è legata alla sua distanza da noi. L’assenza di righe
implica che il BL Lac è particolarmente lontano.
5.2.1 Galassia Ospite Ellittica
Il lavoro di Sbarufatti et al., 2005b assume, seguendo diversi altri studi estensivi
sulle immagini di BL Lac (come ad esempio Falomo, 1996; Wurtz, Stocke, & Yee,
1996; Falomo & Kotilainen, 1999; Heidt et al., 1999; Nilsson et al., 2003; Urry et
al., 2000), che la galassia ospite sia un’ellittica. In particolare la Snapshot Survey del
Telescopio Spaziale Hubble (HST) di Urry et al., 2000, basata sulle immagini di 110
BL Lac con 0 . z . 1.3, dimostra chiaramente che le galassie ospiti sono ellittiche
giganti: su un campione di 72 BL Lac nei quali la galassia ospite è risolta, troviamo
che il profilo di luminosità è ben descritto da un’ellittica. Ciò supporta l’ipotesi che
tutti i BL Lac siano ospitati da una galassia ellittica gigante.
5.2.2 Relazione tra galassia ospite e distanza
Se le galassie hanno tutte la medesima luminosità intrinseca, ovvero se sono candele standard, é possibile definire una relazione tra il flusso e la distanza. La distribuzione della magnitudine assoluta delle galassie ospiti, del campione di Urry et al.,
2000, mostra chiaramente un picco intorno a < MR >= −22.8 con una deviazione
standard di σM = 0.5, secondo gli studi di Sbarufatti et al., 2005b (vedasi Fig. 5.2).
Questa distribuzione è sufficientemente stretta, intorno al valore medio, da permettere di poter usare le galassie ospiti come candele standard per determinare il redshift
degli oggetti considerati. Si noti poi che nel lavoro di Urry et al., 2000 il valore medio
è invece differente per ∼ 0.3 magnitudini e corrisponde a: < MR >= −23.7 ± 0.6.
34
Figura 5.2: Distribuzione delle magnitudini assolute MR delle galassie ospiti per i BL Lac con
redshift noto del campione indagato da Sbarufatti et al., 2005b. La linea continua rappresenta
l’interpolazione gaussiana della distribuzione, il cui valore medio è < MR >= −22.8, σ = 0.5.
La differenza tra i valori medi di < MR > dei due studi è dovuta all’uso sia di diversi
valori dei parametri cosmologici (Urry usa H0 = 50[km s−1 Mpc−1 ], Ω = 0, mentre
Sbarufatti considera H0 = 70[km s−1 Mpc−1 ], ΩΛ = 0.7, Ωm = 0.3.), sia al fatto
che il lavoro di Sbarufatti et al., 2005b tiene conto dell’invecchiamento delle popolazioni stellari secondo la correzione per evoluzione passiva di Bressan, Granato, &
Silva, 1998. Queste differenze rendono più stringente anche la deviazione standard
del lavoro di Sbarufatti.
La magnitudine apparente in filtro R (mR ) delle galassie ospiti si relaziona con il
redshift secondo l’equazione:
mR = MR − K(z) + E(z) − 5 · log (dL (z))
(5.2)
35
dove MR è la magnitudine intrinseca della galassia ospite, K(z) è il termine legato alla correzione K, E(z) è il termine che tiene conto dell’evoluzione passiva
della galassia, mentre dL (z) è la distanza di luminosità che dipende dal redshift z.
Le magnitudini apparenti sono corrette per l’estinzione galattica secondo le mappe
dell’idrogeno galattico di Schlegel, Finkbeiner, & Davis, 1998.
La relazione 5.2 fornisce il modello sul quale il lavoro di Sbarufatti et al., 2005b
costruisce il diagramma di Hubble dei dati che rappresenano BL Lac risolti (figura 5.3). Bisogna notare come circa il 70% dei punti ricadono entro il valore di
MRmodello ± 0.5 magnitudini (cioè −23.4 < MR < −22.4).
Nell’intervallo di redshift considerati dal diagramma in figura (z . 0.7) la relazione tra magnitudine apparente e redshift può essere interpolata dalla seguente
funzione parametrica:
log (1 + z) = 0.293 · m2R + 7.19 · mR + 45.1 · 10−2
(5.3)
Nei casi in cui è possibile misurare la mR di una galassia ospite di un BL Lac, questa
funzione può essere utilizzata per determinare il redshift fotometrico di oggetti BL
Lac attraverso la sola misura della magnitudine apparente delle loro galassie ospiti.
Nei casi in cui abbiamo solamente un limite sulla magnitudine apparente, possiamo
comunque determinare un limite inferiore al redshift.
5.2.3 EWmin come funzione di N/H e del redshift
Assumiamo che i BL Lac siano descritti solamente dalla somma del flusso della
galassia ospite (G(λ)) e del continuo non termico a legge di potenza (F (λ)). Le
righe saranno visibili solo quando il S/N sarà sufficientemente elevato. In Fig. 5.4
riportiamo uno spettro simulato di un BL Lac ottenuto sovrapponendo una galassia
ospite ellittica (il cui spettro viene riportato da Kinney et al., 1996) e una legge di
potenza. Nel pannello inferiore riportiamo il medesimo spettro simulato, ma con
due S/N differenti. Nel caso in cui il S/N sia elevato è possibile distinguere le righe
di assorbimento della galassia ospite. La EW osservata di una riga (EWobs ) della
galassia ospite dipenderà dal rapporto tra questi due flussi (N/H = F (λ)/G(λ)).
36
Figura 5.3: Diagramma di Hubble per le galassie ospiti di BL Lac. Le magnitudini apparenti (filtro R)
sono corrette per l’estinzione galattica. I cerchi pieni sono BL Lac con redshift noto e galassia ospite
visibile. I limiti inferiori sono invece i BL Lac con redshift noto, ma senza individuazione di una
galassia ospite. La riga continua corrisponde al modello di una galassia con MR = MRf it = −22.9.
Dove MRmodello è una galassia modello costruita tramite una sorgente puntiforme (la componente
nucleare) e una emissione estesa (una galassia ospite ellittica di 10 Kpc di raggio). Le due righe
spezzate individuano la stessa galassia ospite di 0.5 magnitudini più brillante (curva sopra) e meno
(curva sotto). Il pannello inferiore mostra le deviazioni dei dati dal modello (da Sbarufatti et al.,
2005b).
37
Nel sistema di riferimento a riposo della galassia la EW di una riga sarà:
EW =
EW0
N
·n
1+ H
(5.4)
dove EW0 è la larghezza equivalente intrinseca della riga, il rapporto N/H è misurato
a λ = 7000Å ed n è definito dalla relazione:
N
N
=
·n
H λ
H 7000
(5.5)
dove λ è la lunghezza d’onda della riga considerata ed n è un parametro che dipende
dalla galassia ospite e dal continuo scelti. Dato che la EW osservata di una riga e la
EW nel sistema di riferimento della galassia si relazionano in questi termini:
EWobs = (1 + z) · EW
(5.6)
possiamo scrivere che:
EWobs = (1 + z)
EW0
1+ N
·n
H
che ci porta ad avere la seguente relazione:
EW0
1
N
=
(1 + z) − 1
H
EWobs
n
(5.7)
(5.8)
Questa relazione non considera però la perdita di flusso della galassia ospite, causata
dall’effetto di apertura.
5.2.4 Effetto Apertura della Fenditura
L’apertura è una fenditura di 2′′ × 6′′ che cattura più del 90% della luce del nucleo. La galassia ospite può però avere delle dimensioni angolari superiori a quelle
dell’apertura, soprattutto per bassi redshift. La perdita di luce della galassia è stimata nel lavoro di Sbarufatti et al., 2006a, attraverso la simulazione di una sorgente
puntiforme (il BL Lac) intorno alla quale vi sia una galassia ospite parametrizzata in
forma e dimensioni. Viene utilizzata una tipica galassia ellittica (Kinney et al., 1996)
di 10 Kpc di raggio. In Fig.5.5 viene rappresentata la frazione di luce persa della
38
Figura 5.4: Pannello superiore: Spettro simulato di BL Lac a z = 0.5 (linea continua), ottenuta dalla
composizione di un continuo non termico a legge di potenza (linea tratteggiata) e da una galassia ospite
ellittica (linea punteggiata), con un raporto N/H= ρ0 = 0.5. Pannello inferiore: Spettro simulato
osservato con un S/N= 30 (a sinistra) e con un S/N= 300 (a destra). Figura tratta da Sbarufatti et al.,
2006a.
galassia ospite in funzione del redshift dell’oggetto. In figura si assume un seeing di
∼ 1′′ e si varia la correzione per l’apertura in funzione del redshift A(z). Dalla figura
si nota come questa correzione A(z) sia particolarmente significativa a z < 0.2.
Prendendo in considerazione anche la correzione per l’effetto d’apertura la rela-
39
Figura 5.5: L’effetto di correzione dell’apertura A(z) in funzione del redshift per dimensioni dell’apertura che variano da: 2′′ × 12′′ (riga spezzata), 2′′ × 6′′ (riga continua), 2′′ × 3′′ (riga puntinata).
Da Sbarufatti et al., 2006a
zione che lega la EWobs al rapporto N/H e al redshift diventa:
EWobs =
(1 + z) · EW0
N 1
1 + H A(z)
(5.9)
dove A(z) = 10−0.4·δmag è il termine di correzione che tiene conto della frazione persa
di flusso della galassia ospite (δmag misurata in magnitudini) dovuta all’apertura della
fenditura. Questa relazione ci porta a correggere la relazione che lega il rapporto N/H
40
zeta
(1)
δmag
mag
(2)
(1)
δmag
mag
(2)
0.10
0.15
0.20
0.25
0.30
0.35
0.40
0.45
0.50
0.55
1.462
1.202
1.042
0.932
0.872
0.802
0.762
0.722
0.702
0.672
0.60
0.65
0.70
0.75
0.80
0.85
0.90
0.95
1.00
0.662
0.632
0.602
0.602
0.592
0.582
0.572
0.572
0.562
zeta
Tabella 5.2: Tabella della frazione persa del flusso della galassia ospite (misurata in magnitudini) in
funzione del redshift zeta. La Tabella viene ripresa dalla tesi di dottorato di Sbarufatti, 2004-2005.
con il redshift di Eq.5.8 in questi termini:
N
EW0
1
=
(1 + z) − 1
· A(z)
H
EWobs
n
(5.10)
Questa equazione è rappresentata in Fig. 5.6 da una linea continua. Essa rappresenta
il rapporto N/H rispetto al limite inferiore del redshift z che è stato ottenuto dal valore
di EWmin . Le linee punteggiate intorno a quest’ultima rappresentano l’incertezza di
0.1 Å sulla EWmin .
In tabella 5.2 riportiamo i valori della frazione persa di flusso della galassia ospite
δmag in funzione del redshift.
5.2.5 La relazione tra il rapporto N/H ed il redshift
L’Eq. 5.10 non è sufficiente per determinare un limite inferiore al redshift della
sorgente. A questa espressione bisogna affiancare l’assunzione che le galassie ospiti
dei BL Lac siano candele standard e che osserviamo la magnitudine apparente del
nucleo. Applicando quindi l’Eq. 5.2 troviamo che:
f it
N
= 10−0.4(MN −MH ) = 10−0.4(mN +5−5 log(dL (z))+MR +E(z)−KN (z))
H
(5.11)
dove MN è la magnitudine assoluta del nucleo; MH è la magnitudine assoluta della
galassia ospite; mN è la magnitudine apparente del nucleo; MRf it = −22.9 è la
41
magnitudine assoluta della galassia ospite modello a z = 0 e KN (z) è la correzione
K per il nucleo (Wisotzki, 2000). Questa equazione consente di ottenere una seconda
curva (linea tratteggiata in Fig. 5.6), che rappresenta la relazione tra il rapporto N/H
e il redshift z per un BL Lac con una galassia ospite di MR = −22.9 magnitudini
e con un nucleo di mR = 17.7 magnitudini apparenti. Le linee punteggiate intorno
a quest’ultima corrispondono allo stesso BL Lac ma con una galassia ospite con 0.5
magnitudini in più (riga punteggiata sopra) o in meno (riga punteggiata sotto).
Intersecando le due curve, come mostrato nell’esempio di Fig. 5.6 e sostituendo i
valori di EWobs con quello di EWmin nell’Eq. 5.10 e la magnitudine apparente del
nucleo nell’Eq. 5.11, possiamo ottenere il limite inferiore al redshift.
42
Figura 5.6: Limite inferiore al redshift ottenuto dai valori di magnitudine apparente e EWmin di un
BL Lac, Sbarufatti et al., 2006a. La linea continua rappresenta il rapporto N/H rispetto al limite inferiore del redshift z che è stato ottenuto dal valore di EWmin (Eq. 5.10). Le linee punteggiate intorno
a quest’ultima rappresentano l’incertezza di 0.1 Å sulla EWmin . La linea tratteggiata rappresenta la
relazione tra il rapporto N/H e il redshift z per un BL Lac con una galassia ospite di MR = −22.9
magnitudini e con un nucleo di mR = 17.7 magnitudini apparenti (Eq. 5.11). Le linee punteggiate
corrispondono allo stesso BL Lac ma con una galassia ospite con 0.5 magnitudini in più (riga punteggiata sopra) o in meno (riga punteggiata sotto). L’intersezione tra le due curve consente di dare un
limite inferiore al redshift.
5.3. IDENTIFICAZIONE DELLE RIGHE SPETTRALI
43
5.3 Identificazione delle righe spettrali
L’identificazione delle righe intrinseche del BL Lac è di fondamentale importanza
per ricavare il redshift. Utilizziamo lo spettro normalizzato al continuo in modo da
facilitare la difficile rivelazione delle deboli righe di assorbimento dei BL Lac.
Le EW delle righe di emissione e di assorbimento sono state misurate sugli spettri
normalizzati. Usiamo una gaussiana per interpolare le righe e misurarne l’integrale
di flusso.
Sono stati considerati come candidati a righe solamente quelli che abbiano un
EW>EWmin , in modo da eliminare segnali spuri presenti sugli spettri. Sussistono
comunque dei problemi introdotti dal processo di riduzione dati, che può generare
dei falsi candidati.
Uno dei principali problemi é dovuto ad alcuni battimenti visibili nella porzione
a piccole lunghezze d’onda dello spettro (a destra in Fig. 4.3). Sono dovuti al polinomio che interpola la funzione di sensibilità, come già nel paragrafo 4, e non si
devono confondere con delle righe vere.
Un altro problema può essere introdotto dalla cattiva sottrazione del cielo da parte
di IRAF. In questi casi alcune righe del cielo, particolarmente intense, tanto da saturare la risposta del sensore, possono dare origine a sistemi residui spuri che potrebbero essere confusi con delle righe reali. Le righe spurie possono essere individuate
controntando lo spettro ridotto a quello nel quale le righe del cielo non siano state
sottratte.
Non possiamo invece eliminare facilmente dallo spettro le righe di assobimento
del cielo per due ordini di problemi. Il primo è che gli assorbimenti del cielo variano
durante il corso della notte con la temperatura e la densità atmosferica. Il secondo
motivo è che il contributo delle righe di assorbimento dipende dal flusso della sorgente osservata. La riga di assorbimento sottrae infatti del flusso a quello della sorgente.
Per eliminare una riga di assorbimento bisogna quindi interpolare lo spettro della
sorgente con una curva nota. Per evitare di incorrere in false identificazioni, abbiamo
evidenziato le righe di assorbimento del cielo di Cerro Paranal (Patat, 2004) su ogni
spettro normalizzato come riportato in figura 5.7.
44
Figura 5.7: Spettro normalizzato di RBS 1752. In figura sono sovraimpresse alcune delle righe di
assorbimento del cielo ricavate dagli spettri del cielo di Cerro Paranal di Patat, 2004.
5.4 Analisi dei singoli oggetti
In questo capitolo analizziamo lo spettro dei singoli oggetti osservati nel periodo
P77. I risultati di questo lavoro sono stati pubblicati in Sbarufatti et al., 2009. In
Appendice A.2 riportiamo gli spettri di tutti gli oggetti osservati.
5.4. ANALISI DEI SINGOLI OGGETTI
45
PKS 0019+058 Questa sorgente radio (individuata da Condon & Jauncey, 1974) è
stata classificata come BL Lac per la prima volta da Fricke, Kollatschny, & Witzel,
1983, basandosi su uno spettro ottico privo di righe. Abbiamo osservato questo oggetto in due epoche distanziate di un mese. Abbiamo notato una variabilitá di circa
0.7 magnitudini in banda R ed un’evoluzione dell’indice spettrale ottico da 0.65 a
0.76. La variabilitá ottica dello spettro è confermata dalle immagini di puntamento
ed era stata notata anche da precedenti lavori, che indicavano magnitudini mV = 19.2
e mV > 21 (rispettivamente in Fricke, Kollatschny, & Witzel, 1983 e Abraham, Crawford, & McHardy, 1991) e indici spettrali ottici αν =0.8 e 0.94 (rispettivamente in
Fricke, Kollatschny, & Witzel, 1983 e Chen et al., 2005). Non sono state individuate
righe intrinseche dell’oggetto con EW > EWmin in alcuno dei due spettri osservati.
La riga di assorbimento NaIλ5891 del mezzo interstellare della nostra galassia viene
vista in entrambi gli spettri: in quello del 12 luglio la sua EW= 0.43 Å , mentre
nello spettro del 8 agosto la sua EW= 0.66. Nello spettro si nota un eccesso significativo intorno a 5600 Å . Ciò è originato da un effetto spurio causato probabilmente
da una errata correzione nella sottrazione delle righe di emissione da parte di IRAF.
La EWmin per lo spettro con S/N più elevato è di 0.38 Å , che implica un limite
inferiore al redshift di z >0.64. Gli spettri di questo oggetto vengono riportati in
Fig.5.8.
GC 0109+224 Questa sorgente è stata scoperta da osservazioni radio di Davis,
1971, e classificata come BL Lac da Owen & Muffson, 1977. Questo oggetto ha
un flusso del continuo particolarmente elevato, polarizzato e variabile. Queste caratteristiche sono già state osservate ad esempio da Katajainen et al., 2000 e da Ciprini
et al., 2003, 2004. Osservazioni fotometriche in ottico compiute da Falomo, 1996
e da Nilsson et al., 2003, non hanno evidenziato alcuna galassia ospite. Una rilevazione da parte di Wright, McHardy, Abraham, & Crawford, 1998 è dubbia, dato che
non è stata confermata da alcuna osservazione successiva. Il lavoro di Falomo, 1996,
deduceva un limite inferiore di z > 0.4 dovuto alla non rilevazione della galassia
ospite. Altri lavori di spettroscopia in ottico che hanno usato telescopi della classe
dei 2 e dei 4 metri (Wills & Wills, 1979; Falomo, Scarpa, & Bersanelli, 1994 e Sbarufatti et al., 2006a) non hanno individuato alcuna riga. Healey et al., 2008 riportano
46
Figura 5.8: Spettri di PKS 0019+058. A sinistra lo spettro ripreso il 12 luglio 2006, mentra a destra
viene mostrata l’osservazione del 8 agosto 2006. Si può notare la variazione di flusso di circa 0.7 magnitudini in banda R. Nel pannello superiore: il flusso dello spettro calibrato e corretto per l’estinzione
galattica. Il flusso viene dato in unità di 10−16 erg cm−2 s−1 Å −1 . Nel pannello inferiore: lo spettro
normalizzato sul continuo sul quale sono segnate le righe telluriche dell’atmosfera con il simbolo ⊕.
un redshift di z=0.265 basandosi su uno spettro ottico non pubblicato. Dallo studio
di Sbarufatti et al., 2006a, un EWmin = 0.43 Å consentiva di determinare già un limite inferiore al redshift di z > 0.18. Il nuovo spettro ottenuto con il VLT ha elevato
considerevolmente il S/N, consentendoci di avere un EWmin = 0.09 Å ed elevare
il limite inferiore del redshift a z > 0.25. Questo limite non risulta cosí stringente
quanto quello sulla mancata indviduazione di galassie ospite nelle immagini ottiche.
Lo spettro di questo oggetto viene riportato in Fig.5.9.
RBS 0231 Questa sorgente X è stata individuata da Voges et al., 1999 ed è stata
classificata come BL Lac da Schwope et al., 2000. Il lavoro di Brinkmann et al.,
2000 lo ha classificato come HBL. Non ci risulta siano mai stati pubblicati spettri
47
Figura 5.9: Spettro di GC 0109+224 privo di righe intrinseche e con uno spettro a legge di potenza.
Nel pannello superiore: il flusso dello spettro calibrato e corretto per l’estinzione galattica. Il flusso
viene dato in unità di 10−16 erg cm−2 s−1 Å
−1
. Nel pannello inferiore: lo spettro normalizzato sul
continuo sul quale sono indicate con ⊕ le righe telluriche dell’atmosfera
48
ottici. L’oggetto è senza righe intrinseche. Abbiamo misurato un EWmin = 1.27 Å ,
che ci ha consentito di dare un limite inferiore al redshift di z > 0.41.
PKS 0823-223 Questo BL Lac è una sorgente radio, individuata da Allen, Ward, &
Hyland, 1982 e caratterizzata da un numero di righe di assorbimento nelle bande UV
e ottiche (come ad esempio riportato da Rao & Turnshek, 2000, Meiring et al., 2007,
Falomo, 1990b, Veron et al., 1990 e Falomo, Scarpa, & Bersanelli, 1994). Queste
righe sono consistenti con un sistema sub-DLA, ovvero di un assorbitore smorzato
della Lyα a z ≥ 0.911. Nel nostro spettro abbiamo individuato allo stesso redshift le
righe di assorbimento del FeII λλ2373.7, 2383.2, 2585.9, 2599.4, del MgII λ2798 e
del MgI λ2852.
PKS 1057-79 Questa sorgente è stata individuata in radio da Shimmins & Bolton, 1981. Questo oggetto è stato proposto come controparte della sorgente gamma
2EGS 1050-7650 da parte di Tornikoski, Lähteenmäki, Lainela, & Valtaoja, 2002.
Non siamo a conoscenza di spettri ottici precedentemente pubblicati. Il BL Lac mostra le righe di emissione del [OIII] λλ4959,5007, del [NeIII] λ3868 e del MgII
λ2798 a z = 0.581. Il fatto che la FWHM della riga del MgII sia superiore a 1000
km/s ci fa presupporre che questa sorgente possa in realtà essere identificata come un
AGN a righe larghe.
PKS 1145-676 Questa sorgente radio è stata classificata come quasar da citetWhite1987 a causa della sua apparenza puntiforme. L’alta variabilità in ottico e uno
spettro radio piatto hanno portato Beasley et al., 1997 e Costa, 2002, ad identificarlo come Blazar. Abbiamo identificato le righe di emissione di [OII] λ3727, di
Hβλ4861, di [OIII] λλ4959,5007, di Hαλ6563 e di [NII] λ6585 a z = 0.210. Il fatto
che le EW di queste righe si distribuiscano nell’intervallo 4−25 Å ci fa propendere
per una riclassificazione della sorgente come FSRQ. La FWHM della Hβ potrebbe
presupporre per questo oggetto una classificazione di oggetto a righe strette.
OM 280 Questa sorgente radio viene identificata da Colla et al., 1972, e classificata
come BL Lac da Strittmatter, Carswell, Gilbert, & Burbidge, 1974. Rector & Stocke,
49
2001 confermano l’assenza di righe intrinseche di BL Lac nello spettro. Boris05a
hanno determinato un limite inferiore al redshift di z > 0.63 basandosi sulla mancata
identificazione della galassia ospite in Urry et al., 2000. Lo spettro ottico del VLT
conferma l’assenza di righe intrinseche. Una EWmin = 0.35 Å ci porta a stimare un
limite inferiore al redshit di z > 0.20, meno stringente rispetto al metodo fotometrico
della mancanza di una galassia ospite.
PMN J1323-3652 Questa sorgente radio è stata classificata come candidato BL
Lac dal catalogo WGA (White, Giommi, & Angelini, 2000) e dalla Survey Deep Xray Radio Blazar (DXRBS, Landt et al., 2001). In quest’ultimo lavoro viene riportato
anche uno spettro ottico con basso S/N, apparentemente privo di righe. Il nostro
spettro mostra invece la forma di una tipica stella di popolazione galattica di classe F
con righe di assorbimento dell’idrogeno. L’identificazione della classe spettrale della
stella è stata ottenuta interpolando lo spettro di corpo nero parametrizzato per il flusso
e il valore di picco della lunghezza d’onda. In Fig.5.10 mostriamo l’interpolazione
sovrapposta allo spettro di questa stella. Desumiamo da tutto ciò che la controparte
ottica di questa sorgente X non sia stata identificata correttamente.
OQ 012 Questo BL Lac è stato selezionato in radio da Weiler & Johnston, 1980.
Nel lavoro di Falomo, Scarpa, & Bersanelli, 1994 mostra un spettro ottico privo di
righe. Richards et al., 2004 stimano un redshift fotometrico di z = 0.475 seguendo
il metodo di Weinstein et al., 2004. Questo metodo si basa sulla relazione empirica
tra il colore di un campione di quasar ed il loro redshift. Non abbiamo a disposizione un’analoga relazione che leghi il colore dei BL Lac ed il loro redshift. Non
possiamo quindi ritenere affidabile il redshift fotometrico stimato da Richards et al.,
2004. Il nostro spettro mostra solamente una riga di assorbimento dovuta al mezzo
interstellare (NaI λ5891). La EWmin stimata risulta di 0.31 Å , implicando un limite
inferiore al redshift di z > 0.65, non compatibile con la stima fotometrica.
PMNJ 1539-0658 Questa sorgente radio è stata identificata da Griffith, Wright,
Burke, & Ekers, 1995 ed è stata classificata come BL Lac nella DXRBS dal lavoro
di Landt et al., 2001, dove se ne riporta anche lo spettro ottico. Nel nostro spettro
50
Figura 5.10: Spettro di PMN J1323-3652. Le righe telluriche sono indicate da ⊕, mentre le altre
righe sono identificate. Il flusso è in unità di 10−16 erg cm−2 s−1 Å −1 . La riga spezzata identifica lo
spettro di corpo nero della stella con T ∼ 7000K.
identifichiamo solamente la riga di assorbimento galattico NaI λ5891 e nessuna riga
intrinseca. La EWmin = 0.61Å implica una stima del limite inferiore del redshift di
z > 0.80.
51
PKS 1830-589 Questo BL Lac è stato selezionato in radio da Griffith, Wright,
Burke, & Ekers, 1995. Landt et al., 2001 ne riporta uno spettro ottico privo di righe.
Sul nostro spettro identifichiamo solamente una flebile riga galattica di assorbimento
del NaIλ5891 con una EW= 0.4Å al limite della rivelabilità. La EWmin di 0.46Å ci
porta a stimare un limite inferiore al redshift di z > 0.45.
RBS 1752 Questo BL Lac è stato identificato come sorgente X da Voges et al.,
1999. Nella SSG viene proposto un redshift di z = 0.449 basandosi sul tentativo di
identificare, come appartenenti alla galassia ospite, alcune flebili righe osservate con
il telescopio ESO di 3.6 metri. Il nostro spettro ci ha permesso di confermare le deboli
righe della galassia ospite riportate da Piranomonte et al., 2007: CaII λλ3934,3968,
banda G λ4305 e MgI λ5175. La banda G può però essere contaminata dalla riga
atmosferica di OI a 6300 Å . La riga del MgI è invece vicina a quella atmosferica
O2 della banda A. La mancanza di altre righe di assorbimento ci consente quindi di
confermare il redshift di z=0.449 di questo oggetto, sebbene questa misura rimanga
incerta.
RBS 1915 Questa sorgente X è stata selezionata da Voges et al., 1999 e classificata
come BL Lac da Schwope et al., 2000. Il lavoro di Chavushyan et al., 2000 riporta
uno spettro ottico senza righe intrinseche. Il nostro spettro mostra invece delle deboli
righe di assorbimento della galassia ospite: CaII λλ3934,3968, banda G λ4305 e MgI
λ5175) permettendoci così di determinare un redshift di z = 0.243.
TXS 2346+052 Questa sorgente è stata selezionata in radio da Large et al., 1981
ed è stata classificata come BL Lac sia da Gorshkov, Konnikova, & Mingaliev, 2000
come BL Lac, a causa del suo spettro radio piatto, sia da Chavushyan et al., 2000
a causa dello spettro ottico privo di righe. Il nostro spettro mostra invece alcune
righe di emissione: MgII λ2798, [OII] λ3727, [NeIII] λ3868, [OIII] λλ4959,5007
permettendoci di risalire ad un redshift di z = 0.419. Le EWobs delle righe del MgII
e del [OIII] superiori a 5Å suggeriscono che il nostro oggetto possa essere in realtà
un FSRQ. Inoltre il rapporto tra le EW del [OII] e del [OIII] non sono tipiche di un
AGN e potrebbero indicare una formazione stellare in atto, come indicato ad esempio
52
da Bressan, Falomo, Valdés, & Rampazzo, 2006 per la sorgente PKS 2005-489. Solo
una misura della EW del sistema di righe Hα + [NII] (fuori dalla banda spettrale
osservata) potrebbe darci la possibilità di chiarire la reale natura dell’oggetto.
1RXS J235730.1-171801 Questa sorgente X è stata individuata da Voges et al.,
1999. ed é stata classificata come BL Lac da Schwope et al., 2000. Le precendenti
osservazioni di Sbarufatti et al., 2006a, condotte il 12 luglio 2004 dal VLT, ponevano
un limite inferiore al redshift di z > 0.85. Il nostro spettro presenta un S/N di 110,
peggiore rispetto al S/N= 150 riportato da Sbarufatti et al., 2006a. Ciò è dovuto
a condizioni di seeing peggiore tra le due osservazioni. La nostra EWmin = 0.22
Å definisce un limite inferiore al redshift di z > 0.60. Sul nostro spettro, ripreso
il 1 luglio 2006, confermiamo le righe di assorbimento già identificate da Sbarufatti
et al., 2006a: CaIIλ3934 e NaIλ5891, dovute al mezzo interstellare nella nostra galassia. Non è stata notata alcuna significativa variazione di flusso tra i due periodi
osservativi.
Risultati Per 11 sorgenti abbiamo confermato la natura di BL Lac, ed abbiamo
determinato il redshift per 3 di loro attraverso deboli righe di emissione o di assorbimento (PKS 1057-79, z = 0.569; RBS 1752, z = 0.449; RBS 1915, z = 0.243).
Nella direzione del BL Lac PKS 0823-223 abbiamo rivelato la presenza di un sistema assorbitore smorzato di Lyα (sub Dumped Lyman α Absorber - sub-DLA) a
z ≥ 0.911. Per i rimanenti 8 BL Lac, causa la mancanza di righe della galassia
ospite, abbiamo potuto determinare solamente un limite inferiore al redshift, come
riportato nella tabella 5.1. Abbiamo poi riclassificato due sorgenti come FSRQ (PKS
1145-676, z = 0.210; TXS 2346+052, z = 0.419;) e come una stella della nostra
galassia (PMNJ 1323-3652).
Le righe spettrali individuate sugli oggetti del periodo P77 sono riportate in Tabella 5.3.
Oggetto
PKS 0823−223
λ
zriga
Tipo
FWHM
EW
(4)
Å
(5)
(6)
(7)
Km/s
(8)
Å
(9)
CaII K galattico
CaII H galattico
FeII
FeII
FeII
FeII
MgII
MgI
NaI galattico
3935
3970
4481
4553
4948
4970
5349
5452
5893
0
0
0.911
0.911
0.914
0.912
0.911
0.911
0
i
i
a
a
a
a
a
a
i
1700
1500
800
1300
600
800
1300
600
900
1.85
1.00
0.47
1.33
0.30
0.85
4.12
0.44
1.08
MgII
NeIII
[OIII]
[OIII]
4423
6119
7842
7917
0.581
0.582
0.581
0.581
e
e
e
e
3400
300
500
500
-4.24
-0.25
-1.25
-3.58
[OII]
[NeIII]
Hβ
[OIII]
[OIII]
Hα
NII
4512
4680
5880
6001
6059
7944
7970
0.210
0.210
0.210
0.210
0.210
0.210
0.210
e
e
e
e
e
e
e
1000
1200
900
1000
800
···
···
-9.25
-3.99
-5.52
-9.14
-24.66
···
···
CaII
CaII
banda G
MgI
5693
5749
6237
7493
0.447
0.449
0.449
0.448
g
g
g
g
1000
1900
1200
600
0.5
0.9
1.0
0.4
CaII
CaII
banda G
MgI
4890
4932
5351
6429
0.243
0.243
0.243
0.243
g
g
g
g
1700
1100
2600
1900
0.75
0.46
0.88
1.96
MgII
[OII]
[NeV]
[OIII]
[OIII]
3973
5290
5488
7033
7103
0.420
0.419
0.419
0.418
0.419
e
e
e
e
e
3600
1000
800
700
700
-7.0
-5.0
-1.2
-2.1
-5.3
Classe
z
Identificazione
Riga
(2)
(3)
sub-DLA/BLL
≧0.911
(1)
PKS 1057−79
PKS 1145−676
RBS 1752
RBS 1915
TXS 2346+052
BLL
QSO
BLL
BLL
FSRQ
53
0.581
0.210
0.448
0.243
0.419
Tabella 5.3: (1) Oggetto; (2) Classe dell’Oggetto; (3) redshift medio; (4) identificazione della riga; (5)
lunghezza d’onda di picco osservata (Å ); (6) redshift della riga; (7) tipo di riga (e: riga di emissione,
g: riga di assorbimento della galassia ospite, a: riga di assorbimento dovuta a galassie interposte, i:
riga di assorbimento della nostra galassia, dovuta al mezzo interstellare); (8) FWHM della riga (Å );
(9) EW della riga (Å ).
54
Capitolo 6
Il continuo ottico dei BL Lac
Il continuo ottico di un BL Lac si può descrivere attraverso la sovrapposizione di
due componenti.
La prima è associata all’emissione non termica del nucleo galattico attivo, mentre
la seconda è dovuta alla galassia ospite. La parte relativa al nucleo galattico attivo è dominata dal getto di plasma che punta nella direzione della nostra linea di
vista. L’intensità di questa componente è notevolmente amplificata dall’effetto Doppler relativistico. Possiamo descrivere il flusso F (ν) attraverso una legge di potenza
parametrizzata dall’indice spettrale ottico αopt :
F (ν) ∼ ν −αopt
(6.1)
La seconda componente è associata alla galassia ospite, della quale abbiamo solidi indizi per affermarne la natura ellittica (Urry et al., 2000). Modelliamo questa
parte attraverso lo spettro caratteristico di una galassia ellittica gigante (Kinney et
al., 1996). La galassia ospite non è sempre individuabile a causa della forte luminosità del nucleo rispetto alla galassia ospite. In Fig.(6.1) mostriamo uno spettro di un
BL Lac del nostro campione (RBS 1752) scomposto in una legge di potenza (linea
tratteggiata) e in una galassia ospite (linea punteggiata):
55
CAPITOLO 6. IL CONTINUO OTTICO DEI BL LAC
56
Figura 6.1: Spettro del BL Lac RBS 1752 nel sistema di riferimento a riposo (linea continua) visto come somma di una legge di potenza (linea tratteggiata) e di una galassia ellittica gigante (linea punteggiata). Dallo spettro sono state eliminate le righe di assorbimento telluriche più intense
dell’ossigeno molecolare.
6.1 Indice spettrale ottico
L’indice spettrale ottico determina la forma del continuo a legge di potenza che
descrive il contributo del nucleo galattico attivo. Abbiamo misurato gli indici spettrali ottici di tutti i 46 BL Lac del campione del programma di ricerca osservati con
6.1. INDICE SPETTRALE OTTICO
57
il VLT.
Nei 25 casi in cui non determiniamo il redshift, lo spettro del BL Lac appare senza righe e la sua forma può essere descritta da una mera legge di potenza. In questo
caso l’intensità del getto di plasma del nucleo galattico è talmente forte da ridurre
la visibilità delle righe della galassia ospite. L’indice spettrale ottico viene misurato
campionando i valori dello spettro ogni 30 Å ed interpolandovi sopra una sola legge di potenza. I risultati di questo procedimento vengono mostrati in tabella 6.1 e
rispecchiano i valori già pubblicati nei precedenti lavori di Sbarufatti et al., 2005a,
2006a e 2009. Accanto all’indice spettrale ottico viene riportata anche la data di osservazione. È infatti importante notare che, essendo i BL Lac oggetti estremamente
variabili in tutte le lunghezze d’onda, l’indice spettrale ottico può cambiare nel tempo. In tabella, ad esempio, possiamo notare che l’oggetto PKS0019+058 riporta una
differenza di 0.11 nelle stime di ανopt , calcolati su spettri presi ad un solo mese di
distanza.
Nei 21 casi in cui il redshift è conosciuto, è stato invece possibile misurare l’indice
spettrale ottico nel sistema di riferimento a riposo con il metodo dei minimi quadrati.
La curva di interpolazione è stata costruita sommando due funzioni: una legge di
potenza e una galassia ellittica gigante secondo il modello della Kinney et al., 1996.
La legge di potenza viene descritta da due parametri: il flusso del nucleo a 5500 Å e
l’indice spettrale ottico. La galassia ellittica ha invece un unico parametro: il flusso
relativo, in quanto il redshift viene fissato a priori a partire dalla posizione delle righe
di emissione o di assorbimento intrinseche. Un migliore risultato nella minimizzazione dei residui è stato reso possibile escludendo, dalla curva di interpolazione,
tutte quelle regioni dello spettro dove sono presenti delle forti righe di assorbimento
telluriche dell’ossigeno molecolare.
Ovviamente usare tre parametri al posto di due rende migliore la descrizione dello
spettro di BL Lac. L’aggiunta di un parametro alla curva di interpolazione dello
spettro osservato deve essere però necessaria solo quando sia visibile la componente
associata alla galassia ospite. Introdurre un terzo parametro laddove non sia visibile
la galassia ospite, non introduce maggiore accuratezza, ma rischia di compromettere
la misura dell’indice spettrale ottico. È stato quindi necessario verificare la reale
necessità di introdurre un terzo parametro alla descrizione dello spettro, valutando la
58
Oggetto BL Lac
con limite inferiore
al redshift
(1)
αopt
ν
Classe
(2)
(3)
Data
Osservazione
gg/mm/aaaa
(4)
PKS.0047+023
PKS.0048-09
PKS.0422+00
PKS.0627-199
PKS.1349-439
1RXS.J144505.9-032613
1RXS.J150343.0-154107
HB89.1553+113
H.1722+119
PKS.2012-017
1RXS.J213151.7-251602
MH.2133-449
MH.2136-428
PKS.2233-148
PKS.2254-204
1RXS.J231027.0-371926
MS.2342.7-1531
1.39
1.05
1.12
1.44
1.18
0.79
0.48
1.16
0.7
1.51
0.72
0.98
1.16
1.85
1.14
0.85
0.98
L
L
L
L
L
H
H
H
H
L
H
H
L
L
L
H
H
05/08/2003
17/09/2003
27/11/2003
16/12/2003
30/04/2003
28/08/2004
28/08/2004
01/08/2003
06/04/2003
31/07/2003
10/07/2004
12/07/2004
03/07/2003
02/09/2004
31/07/2003
10/07/2004
26/07/2003
Sbarufatti et al., 2005a
PKS0019+058
1.35
1.24
1.18
1
1.21
1.71
1.5
1.35
0.56
0.60
L
12/07/2006
08/08/2006
02/09/2006
13/07/2006
16/04/2006
07/05/2006
28/03-20/04/2006
15/04/2006
12/07/2004
01/07/2006
Sbarufatti et al., 2009
GC0109+224
RBS0231
OM280
OQ012
PMNJ1539-0658
PKS1830-589
1RXS.J235730.1-171801
L
L
L
L
L
L
H
Referenza
(5)
Tabella 6.1: (1) Oggetti BL Lac con limite inferiore al redshift; (2) indice spettrale ottico Fν ∼
ν −αopt misurato campionando lo spettro ogni 30 Å e interpolandovi sopra una legge di potenza; (3)
Classe di BL Lac: LBL o HBL (4) Data di osservazione; (5) Osservazioni pubblicate nelle referenze
segnalate.
Oggetti BL Lac
con galassia ellittica
(1)
1RXSJ022716.6+020154
PKS 0306+102
1RXSJ031615.0-260748
PKS 0338-214
PKS 0426-380
1RXSJ055806.6-383829
1ES 1212+078
1ES 1248-296
PKSB1256-229
PKS 1519-273
RBS1752
RX J22174-3106
PKS 2223-114
RBS1915
TXS2346+052
PKS 2354-021
Oggetti BL Lac
senza galassia ellittica
evidente
(1)
PKS 0808+019
1WGAJ1012.2+063
PKS1057-79
PKS 1250-330
PKS 2131-021
59
χ2
con
senza
galassia ellittica
(2)
(3)
4.14
2.52
8.20
12.00
5.39
22.64
7.81
3.14
8.68
8.74
5.49
3.96
1.97
3.13
6.44
0.93
44.98
2.78
16.18
21.81
9.43
175.50
1409.52
98.37
58.49
9.92
10.20
75.02
2.27
13.70
7.69
1.55
χ2
con
senza
galassia ellittica
(2)
(3)
4.47
5.92
3.86
2.71
7.32
5.62
7.86
4.05
2.70
7.31
Tabella 6.2: Confronto dei χ2 degli spettri degli oggetti BL Lac (1) interpolati attraverso una legge
di potenza e una galassia ellittica (2) e solo con la legge di potenza (3).
bontà dei fit nei due casi attraverso il test del χ2 ridotto:
1 X (Fmodello − FBLL )2
(6.2)
χ2 =
N −ν
σ2
dove N − ν è il numero dei gradi di libertà; Fmodello è il flusso della curva di
2
FBLL
interpolazione, mentre FBLL è il flusso dello spettro del BL Lac e σ 2 = (S/N
.
)
I 21 spettri presi in considerazione sono stati interpolati prima con la la legge di
potenza, e poi aggiungendo la galassia ospite. I valori del χ2 nei due casi vengono
mostrati in tabella 6.2.
Risulta chiaro che nei casi in cui non sia visibile la galassia ospite, introdurre un
parametro di flusso non sia necessario. I valori del χ2 con e senza la galassia ospite
60
sono infatti confrontabili. In questi casi quindi si è quindi deciso di misurare l’indice
spettrale ottico attraverso l’interpolazione della sola legge di potenza, in modo da
evitare di introdurre componenti spurie.
Nei casi in cui la galassia ospite sia visibile, i migliori valori di χ2 sono quelli a
tre parametri, verificando quindi la necessità della componente associata alla galassia
ospite. Si veda il confronto tra le interpolazioni a 2 e a 3 parametri in figura 6.2.
Figura 6.2: BL Lac RBS 1915 (a sinistra:) interpolato da una sola legge di potenza (a destra:)
interpolato da una legge di potenza e dalla galassia ellittica.
La procedura di interpolazione a tre parametri ci ha consentito di misurare le
magnitudini delle galassie ospiti associate, come descritto nel paragrafo 6.3.
I valori degli indici spettrali ottici risultati con questa procedura vengono mostrati
in tabella 6.3.
La distribuzione degli indici spettrali ottici delle tabelle 6.1 e 6.3 viene riportata
in figura 6.3. La distribuzione complessiva di tutti i 46 oggetti BL Lac di cui abbiamo
misurato l’indice spettrale ottico mostra un picco intorno a < ανopt >= 1.13.
Possiamo dividere la distribuzione degli ανopt nelle due classi di BL Lac: HBL
(High-energy peaked BL Lac) e LBL (Low-energy peaked BL Lac). Questa classificazione si basa sulla posizione del primo picco di energia della Distribuzione Spettrale di Energia. Il discrimine tra queste due classi di BL Lac è il rapporto tra il flusso
X e quello radio: fx /fr ∼ 10−11 , dove il flusso X viene misurato in [erg cm−2 s−1 ],
Oggetti BL Lac
con galassia ellittica
61
αopt
ν
Classe
(2)
(3)
Data
Osservazione
gg/mm/aaaa
(4)
1RXSJ022716.6+020154
PKS 0306+102
1RXSJ031615.0-260748
PKS 0338-214
PKS 0426-380
1RXSJ055806.6-383829
PKSB1256-229
PKS 1519-273
PKS 2354-021
0.56
1.37
0.6
1.64
1.32
0.45
1.55
1.45
1.28
H
L
L
L
L
H
L
L
L
24/12/2003
19/11/2003
19/11/2003
19/11/2003
31/07/2003
25/12/2003
27/01/2004
30/04/2003
17/09/2003
1ES 1212+078
1ES 1248-296
RX J22174-3106
PKS 2223-114
1.33
0.98
0.83
1.55
H
H
H
L
25/01/2004
24/01/2004
10/07/2004
02/09/2004
RBS1752
RBS1915
TXS2346+052
0.33
0.99
1.15
L
L
L
10/05/2006
05/05/2006
01/07/2006
Oggetti BL Lac
senza galassia ellittica
evidente
(1)
αopt
ν
Classe
(2)
(3)
Data
Osservazione
gg/mm/aaaa
(4)
PKS 0808+019
1WGAJ1012.2+063
PKS 1250-330
1.12
1.24
1.44
L
L
L
25/12/2003
30/12/2003
24/01/2004
(1)
Referenza
(5)
Referenza
(5)
PKS 2131-021
1.72
L
18/07/2004
PKS 1057-79
0.76
L
31/03/2006
Tabella 6.3: In alto: (1) Oggetti BL Lac con galassia ellittica. L’indice spettrale ottico riportato in
colonna (2) viene misurato interpolando la miglior curva a tre parametri (legge di potenza e galassia
ospite) sullo spettro osservato. In basso: (1) BL Lac senza galassia ospite evidente. L’indice spettrale
ottico riportato in colonna (2) viene misurato interpolando la miglior curva a due parametri (solo
legge di potenza) sullo spettro osservato. In colonna (3) la distinzione tra le classi di HBL o di
LBL. In colonna (4) viene riportata la data di osservazione e la referenza bibbliografica dello spettro
pubblicato (5).
62
Figura 6.3: Istogramma degli indici spettrali ottici αopt
dell’intero campione di 46 oggetti BL Lac
ν
(linea continua). L’indice spettrale ottico medio è < αopt
>= 1.13. La linea tratteggiata invece
ν
evidenzia gli indici spettrali ottici del periodo P77 (Sbarufatti et al., 2009).
mentre quello radio in [Jansky]. Gli HBL sono le sorgenti che presentano il picco
nella banda che va dall’ultravioletto (UV) ai raggi X molli, mentre gli LBL sono
quelli in cui il picco cade tra l’infrarosso (IR) e la banda del visibile (Padovani &
Giommi, 1995a). La distribuzione degli indici spettrali ottici degli HBL e degli LBL
viene mostrata in figura 6.4. Bisogna notare che gli HBL si distribuiscono intorno al
valore medio di < ανopt (HBL) >= 0.82, mentre gli LBL mostrano un picco intorno
63
a < ανopt (LBL) >= 1.28. Abbiamo confrontato queste due distribuzioni applicando
il test di Kolmogorov Smirnov e abbiamo verificato che la probabilitá che esse siano
compatibili fra di loro è molto bassa, dell’ordine dello 0.0007%. Questo è un importante risultato, dato che indica la possibilità di discriminare tra le due classi di BL
Lac attraverso la misura del solo indice spettrale ottico.
Figura 6.4: Istogramma degli indici spettrali ottici. Confronto tra la distribuzione degli HBL e degli
LBL. Probabilità che le due distribuzioni siano compatibili: 0.0007%.
64
6.2 Indice spettrale ottico-X
L’indice spettrale ottico-X αox è definito come il rapporto tra il flusso ottico Fνopt
a 5500 [Å ] e il flusso X FνX a 1 [KeV ]:
αox
− log (Fνopt ) − log FνX
=
log (νopt ) − log (νX )
(6.3)
I dati del flusso X sono stati ricavati dalla letteratura grazie al catalogo NED (NASA/IPAC Extragalactic Database). Le rispettive referenze bibbliografiche sono riportate in tabella 6.4. Il flusso ottico a 5500 [Å ] è invece stato misurato direttamente
sugli spettri del nostro campione. L’indice spettrale ottico X non utilizza quindi dati
tratti da osservazioni simultanee.
Gli indici spettrali così ricavati sono riportati in tabella 6.4.
La distribuzione degli indici spettrali ottici X
è riportata in figura 6.5. La di-
stribuzione mostra un picco in corrispondenza del valore medio dell’indice spettrale
ottico-X < ανox >= 1.03. I dati del campione pubblicato in Sbarufatti et al., 2009
lasciano presagire l’esistenza di un doppio picco dovuto alle due classi dei BL Lac.
Anche in questo caso, come nella trattazione dell’indice spettrale ottico, riportiamo
in figura 6.6 le distribuzioni degli indici spettrali ottici X degli HBL e degli LBL.
Queste due distribuzioni mostrano due picchi in corrispondenza del rispettivo vaox
ox
lore medio:<αnu
(HBL) >= 0.84 e <αnu
(LBL) >= 1.20. Anche in questo caso
il valore dell’indice spettrale ottico-X può essere usato per discriminare tra le due
classi di BL Lac. Applicando infatti il test di Kolmogorov Smirnov troviamo che la
probabilità che le i due istrogrammi siano compatibili è dello 0.18%. Questo risultato è una conferma di quanto già noto in letteratura (ad esempio Donato, Ghisellini,
Tagliaferri, & Fossati, 2001).
Abbiamo verificato l’esistenza di una relazione tra gli indici spettrali ottici e ottici
X del nostro campione di 29 BL Lac calcolando la probabilità di non correlazione tra
di essi. Confrontando la disposizione dei nostri punti con un centinaio di distribuzioni
casuali, abbiamo trovato che la probabilità di non correlazione si assesta intorno allo
0.03%. Abbiamo quindi interpolato i punti riportati in figura 6.7 attraverso la miglior
6.2. INDICE SPETTRALE OTTICO-X
65
(1)
(2)
Fνopt
erg/s/cm2 /Hz
(3)
(5)
(6)
1RXSJ022716.6+020154
1RXSJ031615.0-260748
1RXSJ055806.6-383829
1WGAJ1012.2+063
PKS.1250-330
PKS.1519-273
0.46
0.93
0.93
1.45
0.94
1.22
1.165 · 10−27
2.3 · 10−27
8.274 · 10−27
3.673 · 10−27
2.405 · 10−28
3.174 · 10−27
7.076 · 10−29
8.1 · 10−30
2.88 · 10−29
5.5 · 10−31
7.663 · 10−31
1.874 · 10−30
H
L
H
L
L
L
Giommi et al., A&A 2005
Bauer et al., 2000
Bauer et al., 2000
Perlman et al., 1998
Siebert et al., 1998
PKS.0048-09
PKS.0422+00
1ES.1212+078
1ES.1248-296
1RXS.J144505.9-032613
1RXS.J150343.0-154107
HB89.1553+113
H.1722+119
1RXS.J213151.7-251602
PKS.2131-021
MH.2133-449
MH.2136-428
RX.J22174-3106
1RXS.J231027.0-371926
MS.2342.7-1531
1.28
1.38
0.91
0.68
0.88
0.7
1.28
1.19
0.72
1.14
0.94
1.78
0.71
0.83
0.88
1.484 · 10−26
1.164 · 10−26
2.017 · 10−27
5.042 · 10−28
2.936 · 10−27
2.987 · 10−27
9.033 · 10−26
4.754 · 10−26
8.495 · 10−28
7.702 · 10−28
5.668 · 10−28
2.09 · 10−26
4.538 · 10−28
5.441 · 10−28
1.02 · 10−28
6.03 · 10−30
2.539 · 10−30
7.908 · 10−30
7.868 · 10−30
1.404 · 10−29
4.303 · 10−29
3.731 · 10−29
3.36 · 10−29
1.087 · 10−29
7.339 · 10−31
1.87 · 10−30
4.21 · 10−31
6.03 · 10−30
3.547 · 10−30
4.875 · 10−31
L
L
H
H
H
H
H
H
H
L
H
L
H
H
H
Turriziani, Cavazzuti, & Giommi, 2007
Laurent-Muehleisen et al., 1999
Reich et al., 2000
Xmm-Newton Survey Science Centre, 2007
Ebisawa et al., 2003
Voges et al., 1999
Xmm-Newton Survey Science Centre, 2007
Turriziani, Cavazzuti, & Giommi, 2007
Rector et al., 2000
GC0109+224
RBS0231
OM280
PMNJ1539-0658
PKS1830-589
RBS1752
RBS1915
1RXS.J235730.1-171801
1.39
0.59
1.38
1.3
1.37
0.76
1.15
0.68
3.775 · 10−26
7.714 · 10−28
1.38 · 10−26
4.025 · 10−28
1.94 · 10−27
2.876 · 10−27
4.826 · 10−27
2.107 · 10−27
7.74 · 10−30
2.14 · 10−29
3.00 · 10−30
1.5 · 10−31
4.60 · 10−31
2.85 · 10−29
4.32 · 10−30
3.8 · 10−29
L
L
L
L
L
L
L
H
Bauer et al., 2000
Ghosh & Soundararajaperumal, 1995
Landt et al., 2001
Landt et al., 2001
Bauer et al., 2000
Oggetti BL Lac
αox
ν
FνX
erg/s/cm2 /Hz
(4)
Classe
Referenze FνX
Tabella 6.4: (1) Nome del BL Lac; (2) indice spettrale ottico X αox
ν ; (3) Flusso ottico degli spettri del
nostro campione Fνopt (4) Flusso X ricavato dalla letteratura FνX (5) Classe del BL Lac: HBL o LBL;
(6) referenza bibbliografica dalla quale è stato ricavato il flusso X a 1[KeV ].
66
Figura 6.5: Istogramma degli indici spettrali ottici-X αox
ν dell’intero campione di 29 oggetti BL
Lac (linea continua). L’indice spettrale ottico-X medio è < αox
ν >= 1.03. La linea tratteggiata
invece evidenzia gli indici spettrali ottici-X del periodo P77 (Sbarufatti et al., 2009) che mostrano
un’evidenza di doppio picco.
retta che minimizza il χ2 . Troviamo che la relazione tra gli indici spettrali è pari a:
αopt = (1.1 ± 0.5) · αox − 0.1 ± 0.5.
6.2. INDICE SPETTRALE OTTICO-X
67
Figura 6.6: Istogramma degli indici spettrali ottici-X. Confronto tra la distribuzione degli HBL e
degli LBL. Probabilità che i due istogrammi siano compatibili: 0.18%
68
Figura 6.7: Relazione tra indici spettrali: αopt = (1.1 ± 0.5)·αox − 0.1 ± 0.5. Il campione pubblicato
in Sbarufatti et al., 2009 è rappresentato dai punti a forma di stella.
6.3. GALASSIE OSPITI
69
6.3 Galassie Ospiti
Il nuovo metodo di misura dell’indice spettrale ottico attraverso l’interpolazione
di una curva teorica (somma di una legge di potenza e di una galassia ellittica) che
minimizzi i residui con lo spettro osservato, ci ha consentito di individuare 11 galassie ospiti, rispetto alle 8 precedentemente conosciute. L’individuazione delle 3
nuove galassie ospiti (PKS 0306+102, PKS 1256-229 e TXS 2346+052) è stata resa
possibile grazie al test del χ2 (Tabella 6.2), che ha permesso di poterne verificare
quantitativamente la presenza. Queste 3 galassie presentano infatti un flusso molto
debole rispetto al continuo del nucleo, tanto che lo spettro osservato sembrava poter
essere interpolato bene anche da una sola legge di potenza. In PKS 0306+102, oltre al debole flusso della galassia ellittica, il Calcium Break è nascosto dalla riga di
assorbimento tellurica dell’ossigeno molecolare, come mostrato in figura 6.11.
Magnitudine apparente
Abbiamo estratto le galassie ospiti sottraendo, dallo spet-
tro osservato del BL Lac, la legge di potenza ottenuta dalla nostra migliore interpolazione. Per misurare la magnitudine apparente abbiamo utilizzato il filtro R del
sistema Cousins/Bessell, che ha un picco intorno a 6000 Å , in modo da confrontarerisultati con la letteratura. Nel sistema di riferimento a riposo però, le galassie
ospiti dei nostri oggetti possono non avere parte dello spettro entro i limiti di integrazione di questo filtro. Per misurare la magnitudine apparente in R, abbiamo quindi
prolungato lo spettro della galassia ospite attraverso il modello della galassia ellittica
della Kinney et al., 1996, come si può vedere in figura 6.8. Le magnitudini spettrali
vengono calcolate convolvendo lo spettro così ottenuto con la funzione di sensibilità
del filtro e integrandone il flusso.
Magnitudine assoluta Una volta misurata la magnitudine apparente nel sistema di
riferimento a riposo, possiamo calcolare la magnitudine assoluta di tutte le galassie
ospiti tenendo conto delle dovute correzioni. Abbiamo usato i seguenti parametri
cosmologici: costante di Hubble H0 = 70[Km/s/Mpc], Ωmateria = 0.3 e ΩΛ =
0.7. Per misurare la magnitudine assoluta della galassia ospite si è tenuto conto
dell’effetto di apertura della fenditura, usando le correzioni riportate in tabella 5.2,
70
Figura 6.8: Spettro della galassia ospite del BL Lac RBS 1915 nel sistema di riferimento a riposo
(linea continua) sovrapposto al modello di galassia ellittica della Kinney et al., 1996 (linea tratteggiata.
Il filtro R ha un picco intorno a 6000 Å (linea punteggiata)
dove viene riportata la frazione di flusso persa dalla galassia ospite per via della
fenditura δmag in funzione del redshift z. Per poterci confrontare con le galassie
ellittiche dell’universo locale, abbiamo corretto il flusso della galassia ellittica per
evoluzione passiva della propria popolazione stellare, seguendo il lavoro di Bressan,
Chiosi, & Fagotto, 1994, assumendo metallicità solare e un redshift di formazione
della galassia zburst = 5.
71
Le magnitudini assolute delle galassie ospiti individuate sono riportate in tabella
6.5. Questi risultati sono consistenti con le magnitudini assolute riportate nei precedenti lavori di Sbarufatti et al. In due casi, dove il contributo della galassia ospite è
particolarmente forte (1ES.1212+078 e 1ES.1248-296), il flusso della galassia ospite
risulta notevolmente differente rispetto ai lavori precedenti. Ciò è imputabile ad una
differente legge di potenza che interpola meglio lo spettro osservato, tenendo conto
della forma galassia ospite, come risulta dalle figure 6.11. Nel caso di PKS 1519-273
la regione dello spettro considerata corrisponde a quella dove il flusso della galassia
ospite è intrinsecamente basso. A queste lunghezze d’onda la galassia ellittica ha un
fusso molto basso, difficilmente interpolabile con il nostro metodo, come mostrato in
figura 6.9. Sebbene vi sia indizio dell’esistenza della galassia ospite, il procedimento
di interpolazione risulta scarsamente accurato. Bisognerebbe disporre di dati nell’infrarosso per interpolare meglio il flusso della galassia ospite. Il valore di magnitudine
assoluta dato in tabella è puramente indicativo e non è da ritenersi valido per i fini del
nostro studio. Il valore medio della distribuzione delle magnitudini assolute di figura
6.10 è −23.1 ± 0.9[mag] (dalla media è stato escluso PKS 1519-273). Questo valore
concorda con quello di Sbarufatti et al., 2005b di MR = −22.8 ± 0.5[mag] riportato
anche in figura 5.2.
72
Figura 6.9: Flusso della galassia ospite di PKS 1519-273 ricavata sottraendo la migliore legge di
potenza (linea continua) sovrapposta alla galassia ellittica presa a modello (linea punteggiata). La
banda di lunghezze d’onda nella quale cade la galassia ospite di PKS 1519-273 è quella dove il flusso
della galassia ellittica è intrinsecamente basso. Gli errori di interpolazione del nostro procedimento
diventano rilevanti e i valori di flusso non possono essere considerati affidabili.
73
host
MR
letteratura
(4)
(2)
host
MR
misurati
(3)
1RXSJ022716.6+020154
PKS.0306+102
1RXSJ031615.0-260748
PKS.0338-214
PKS.0426-380
1RXSJ055806.6-383829
PKSB1256-229
PKS.1519-273
PKS.2354-021
0.457
0.862
0.443
0.630
1.105
0.302
0.481
1.297
0.812
-23.2
-23.1
-22.7
-23.8
-25.3
-23.7
-23.3
-26.6 (*)
-22.3
-23.2
1ES.1212+078
1ES.1248-296
RX.J22174-3106
PKS.2223-114
0.137
0.382
0.460
0.977
-23.0
-23.1
-22.8
-22.6
-22.2
-22.7
-22.3
RBS1752
RBS1915
TXS2346+052
0.449
0.243
0.419
-23.7
-21.6
-22.3
-23.3
-22.4
Oggetti BL Lac
(1)
redshift
-22.8
Righe
emissione
(5)
E
E
E
E
-23.4
E
E
E
E
Referenze
(6)
E
E
Tabella 6.5: (1) BL Lac in cui è visibile la galassia ospite; (2) redshift; (3) magnitudine assoluta
misurata attraverso la miglior curva (somma di una legge di potenza e di una galassia ellittica) che
interpola lo spettro osservato; (4) Magnitudine assoluta riportata nei precedenti lavori di Sbarufatti et
al.; (5) presenza di righe di emissione; (6) Referenze delle pubblicazioni. (*) Questa magnitudine non
è attendibile, dato che il flusso della galassia ospite è difficilmente interpolabile con il nostro modello
di galassia ellittica, che è intrinsecamente poco intensa nella regione dello spettro considerata.
74
Figura 6.10: Distribuzione delle Magnitudini assolute di tabella 6.5. Il valore medio delle magnitudini assolute è −23.1 ± 0.9[mag]. Dalla media escludiamo il valore di magnitudine assoluta di PKS
1519-273 per i motivi spiegati nel testo.
75
Figura 6.11: Spettri degli oggetti osservati sovrapposti alla migliore curva che li interpola (somma di
una legge di potenza e di una galassia ellittica). Viene evidenziata la miglior legge di potenza con una
linea tratteggiata. Il flusso di tutti gli spettri viene dato in unità di 10−16 [erg cm−2 s−1 Å−1 ], mentre
in ascissa troviamo le lunghezze d’onda in [Å]. Qui sopra lo spettro di 1RXSJ022716.6+020154
76
Figura 6.11: continua con lo spettro di PKS 0306+102. Si noti il debole flusso della galassia ellittica ed il fatto che il Calcium Break è nascosto dalla riga di assorbimento tellurica dell’ossigeno
molecolare.
Figura 6.11: continua con lo spettro di 1RXSJ031615.0-260748
77
78
Figura 6.11: continua con lo spettro di PKS 0338-214
79
80
Figura 6.11: continua con lo spettro di 1RXSJ055806.6-383829
Figura 6.11: continua con lo spettro di 1ES.1212+078
81
82
Figura 6.11: continua con lo spettro di 1ES.1248-296
Figura 6.11: continua con lo spettro di PKSB1256-229
83
84
Figura 6.11: continua con lo spettro di PKS 1519-273. In questo caso il flusso della galassia ospite
è difficilmente interpolabile con il nostro modello di galassia ellittica, che è intrinsecamente poco
intensa in questa regione dello spettro.
Figura 6.11: continua con lo spettro di RBS 1752
85
86
Figura 6.11: continua con lo spettro di RX J22174-3106
87
88
Figura 6.11: continua con lo spettro di RBS1915
Figura 6.11: continua con lo spettro di TXS2346+052
89
90
Capitolo 7
Spettri compositi
In questo capitolo studieremo le caratteristiche generali di spettri compositi di BL
Lac. Considereremo due spettri medi: il primo ottenuto componendo quelli delle
galassie ospiti individuate nel paragrafo 6.3; il secondo componendo quelli senza
galassia ospite evidente, ma di cui conosciamo il redshift.
7.1 Galassia Ospite Media
Abbiamo fatto una media pesata sul S/N delle 16 galassie ospiti ottenute sottraendo il continuo non termico. Le galassie ospiti non sono allo stesso redshift, quindi
ogni intervallo di lunghezze d’onda è coperto da un differente numero di oggetti,
come mostrato in figura 7.1.
Lo scopo dello studio dello spettro composito medio delle galassie ospiti è quello
di verificarne effettivamente la natura di ellittica. Il confronto viene fatto utilizzando
lo spettro modello della tipica galassia ellittica riportata dalla Kinney et al., 1996. In
figura 7.2 riportiamo due spettri: in alto quello composito medio delle 16 galassie
ospiti del nostro campione. Il flusso è riportato in scala logaritmica, in modo da
visualizzare meglio le righe di assorbimento. In basso, in unità arbitrarie di flusso,
riportiamo per confronto lo spettro della galassia ellittica.
Per confrontare lo spettro composito medio delle galassie ospiti con il modello
dell’ellittica è necessario misurare la larghezza equivalente delle rispettive righe di
91
CAPITOLO 7. SPETTRI COMPOSITI
92
assorbimento. Convenzionalmente, per la misura delle righe di assorbimento di una
galassia, si utilizzano gli indici di Lick. Questi indici descrivono sia la banda del
continuo entro cui misurare la riga di assorbimento, sia le due bande a margine lungo
cui considerare lo pseudo continuo della galassia. Riportiamo gli indici di Lick delle
righe di assorbimento tipiche di una galassia ellittica in tabella 7.1. Le larghezze
equivalenti ripotate in tabella sono misurate entro la banda passante di questi indici.
In figura 7.3 confrontiamo le larghezze equivalenti dello spettro composito medio
delle galassie ellittiche con quelle della tipica galassia ellittica. La retta che interpola
meglio i dati, minimizzando lo scarto quadratico medio, è: EWgalassia ospite = (0.8 ±
0.2) · EWellittica − 0.7 ± 0.6. Il fatto che il rapporto tra le EW dei due spettri possa
essere compatibile con 1 verifica la natura ellittica dello spettro composito medio
delle galassie ospiti.
7.2 Spettro composito medio di BL Lac
Abbiamo studiato lo spettro composito dei BL Lac senza galassia ospite evidente
con lo scopo di individuare e misurare le tipiche righe di questi oggetti. Lo spettro
composito mostrato in figura 7.4, è stato costruito nel sistema di riferimento a riposo, facendo una media pesata sul S/N dei 5 spettri di BL Lac senza galassia ospite
evidente. Gli spettri considerati sono stati normalizzati ognuno sul proprio continuo.
In figura 7.5 mostriamo quanti spettri ricoprono ogni intervallo di lunghezze d’onda. A lunghezze d’onda λ 4800Å lo spettro medio perde significato, mancando il
necessario numero di spettri per garantire una statistica adeguata.
In tabella 7.2 riportiamo la misura delle EW delle righe di assorbimento e di emissione presenti sullo spettro composito medio. Bisogna notare il fatto che le EW siano
tutte inferiori a 5Å , che convenzionalmente viene considerato come il discriminante
tra i diversi AGN nella definizione di BL Lac.
7.2. SPETTRO COMPOSITO MEDIO DI BL LAC
Riga di
assorbimento
(1)
CN1
CN2
Caλ4227
Gλ4300
F eλ4383
Caλ4455
F eλ4531
C2 λ4668
Hβ
F eλ5015
M g1
M g2
M gbanda
F eλ5270
F eλ5335
F eλ5406
F eλ5709
F eλ5782
N aD
T iO1
λ
Å
(2)
EW composito
Å
(3)
EW ellittica
Å
(4)
4159.62
4159.62
4228.50
4298.87
4394.75
4463.37
4536.75
4677.12
4862.25
5015.87
5101.62
5175.37
5176.37
5265.65
5332.12
5401.25
5708.50
5786.62
5893.12
5965.37
2.85
2.07
0.44
5.90
5.09
0.78
3.19
2.47
1.43
0.82
5.33
5.64
1.69
1.01
1.29
0.49
0.66
1.56
1.49
0.14
3.27
3.84
1.11
5.28
4.62
1.11
3.51
7.93
1.21
4.99
7.91
10.22
4.19
2.52
1.75
1.20
0.47
0.45
5.31
3.16
93
pseudo continuo
Å
Å
(5)
(6)
Indice della banda passante
Å
Å
(7)
(8)
pseudo continuo
Å
Å
(9)
(10)
4080
4083
4211
4266
4359
4445
4504
4611
4827
4946
4895
4895
5142
5233
5304
5376
5672
5765
5860
5816
4142
4142
4222
4281
4369
4452
4514
4634
4847
977.
5069
5154
5160
5245
5312
5387
5696
5776
5876
5936
4244
4244
4241
4318
4442
4477
4560
4742
4876
5054
5301
5301
5191
5285
5353
5415
5722
5797
5922
6038
4117
4096
4219
4282
4370
4454
4514
4630
4847
4977
4957
4957
5161
5248
5315
5387
5696
5775
5875
5849
4177
4177
4234
4316
4420
4474
4559
4720
4876
5054
5134
5196
5192
5285
5352
5415
5720
5796
5909
5994
Tabella 7.1: (1) Righe di assorbimento tipiche per una galassia ellittica. (2) lunghezza d’onda delle
righe di assorbimento (3) EW delle righe di assorbimento misurate sullo spettro composito di galassia
ospite in Å . (4) EW delle righe di assorbimento misurate sullo spettro della galassia ellittica della
Kinney et al., 1996 in Å . (5) e (6) lunghezze d’onda su cui misurare lo pseudo continuo a sinistra
della riga. (7) e (8) lunghezze d’onda entro cui si considera la riga di assorbimento. (9) e (10)
lunghezze d’onda su cui misurare lo pseudo continuo a sinistra della riga presa in considerazione.
Righe
(1)
CIII]
CII]
[N eIV ]
M gII
[OII]
[N eIII]
CaH
CaK
λ
Å
(2)
EW
Å
(3)
emissione o assorbimento
1909
2326
2423
2798
3727
3869
3936
3973
-1.08
-0.97
-0.19
-4.31
-0.95
-0.18
0.09
0.13
E
E
E
E
E
E
A
A
(4)
Tabella 7.2: (1) Righe individuate sullo spettro del BL Lac medio di figura 7.4. In colonna (2) sono
segnate le lunghezze d’onda a cui sono state misurate le righe. (3) EW delle righe di assorbimento
(A) o di emissione (E), come segnalato in colonna (4).
4284
4284
4251
4335
4455
4492
4579
4756
4891
5065
5366
5366
5206
5318
5363
5425
5736
5811
5948
6103
94
Figura 7.1: Distribuzione del numero di galassie ospiti per ogni intervallo di lunghezze d’onda.
Risulta chiaro che per lunghezze d’onda superiori a 6400 Å abbiamo un solo oggetto e lo spettro
medio perde di significato.
95
Figura 7.2: Spettro composito di 16 galassie ospiti dei BL Lac riportati in tabella 6.5 (linea continua).
In ordinata abbiamo il flusso ottico in scala logaritmica, per visualizzare meglio le righe di assorbimento. In ascissa le lunghezze d’onda sono in Å . Lo spettro della galassia ellittica del modello della
Kinney et al., 1996 viene riportato, per confronto, in unità arbitrarie di flusso (linea punteggiata). Le
linee verticali tratteggiate evidenziano le righe di assorbimento tipiche di una galassia ellittica usate
per confronto.
96
Figura 7.3: Larghezze equivalenti a confronto. Sul grafico viene riportata la miglior retta che interpola i punti minimizzando gli scarti quadratici medi. Si trova la seguente relazione: EWgalassia ospite =
(0.8 ± 0.2) · EWellittica − 0.7 ± 0.6.
97
Figura 7.4: Spettro composito di BL Lac senza galassia ospite evidente, normalizzati sul flusso del
proprio continuo. Sono evidenziate le righe di emissione.
98
Figura 7.5: Distribuzione del numero di BL Lac senza galassia ospite evidente per ogni intervallo
di lunghezze d’onda. Risulta chiaro che per lunghezze d’onda superiori a 4600 Å abbiamo un solo
oggetto e lo spettro medio perde di significato.
Capitolo 8
Conclusioni
Questa tesi è un contributo al programma di ricerca in corso (Sbarufatti et al.,
2005a, Sbarufatti et al., 2006a, Sbarufatti et al., 2006b e Sbarufatti et al., 2009) per
lo studio spettroscopico dei BL Lac in ottico. Abbiamo conseguito risultati sia per
quanto riguarda il campione di 15 oggetti osservati con il VLT durante il periodo
P77, sia per quanto riguarda lo studio del continuo e della galassia ospite.
Il nostro obiettivo principale era quello di confermare la natura di BL Lac delle
sorgenti osservate e di individuarne la distanza attraverso la misurazione del redshift
cosmologico sulle righe di emissione o di assorbimento intrinseche. Per 11 sorgenti
abbiamo confermato la natura di BL Lac, ed abbiamo determinato il redshift per 3 di
loro attraverso deboli righe di emissione o di assorbimento (PKS 1057-79, z = 0.569;
RBS 1752, z = 0.449; RBS 1915, z = 0.243). Nella direzione del BL Lac PKS
0823-223 abbiamo rivelato la presenza di un sistema assorbitore a z = 0.911. Per i
rimanenti 8 BL Lac, causa la mancanza di righe spettrali intrinseche, abbiamo potuto
determinare solamente un limite inferiore al redshift, come riportato nella tabella 5.1.
Abbiamo poi riclassificato due sorgenti come FSRQ (PKS 1145-676, z = 0.210;
TXS 2346+052, z = 0.419;) e come una stella della nostra galassia (PMNJ 13233652). In tabella 5.3 riportiamo le misure delle righe individuate. Questi risultati
sono stati recentemente pubblicati in Sbarufatti et al., 2009.
Abbiamo poi studiato l’emissione del continuo sull’intero campione di 46 BL
Lac del programma di ricerca in corso e disponibile anche sul sito Internet della
collaborazione: http://www.oapd.inaf.it/zbllac/.
99
100
CAPITOLO 8. CONCLUSIONI
Nei 25 casi in cui non abbiamo il redshift, l’indice spettrale ottico è stato misurato
campionando i valori dello spettro ogni 30Å ed interpolandovi sopra una legge di
potenza. I risultati confermano quelli precedentemente pubblicati in Sbarufatti et al.,
2005a, Sbarufatti et al., 2006a, Sbarufatti et al., 2006b e Sbarufatti et al., 2009.
Nei 21 casi in cui conosciamo il redshift è stato invece possibile misurare l’indice
spettrale ottico nel sistema di riferimento a riposo costruendo un modello del continuo dei BL Lac che tenga conto anche del flusso della galassia ospite. Utilizziamo
una legge di potenza (descritta dall’indice spettrale ottico e dal flusso del nucleo a
5500 Å ) sommato allo spettro caratteristico di una galassia ospite ellittica gigante di
10[Kpc] secondo la Kinney et al., 1996.
Il modello del continuo del BL Lac ci ha dato la possibilità di misurare l’indice spettrale ottico individuando nel contempo la presenza della galassia ospite.
In 5 BL Lac il contributo della galassia ospite non è evidente e gli indici spettrali hanno valori coerenti con quelli pubblicati nei lavori precedenti. In 16 BL Lac
abbiamo individuato la galassia ospite e ne abbiamo misurato la luminosità. Sono state confermate le galassie ospiti: 1RXSJ022716.6+020154 con MR = −23.2;
1RXSJ031615.0-260748 con MR = −22.7; 1RXSJ055806.6-383829 con MR =
−23.7; 1ES 1212+078 con MR = −23.0; 1ES 1248-296 con MR = −23.1; RX
J22174-3106 con MR = −22.8; RBS1752 con MR = −23.7 e RBS1915 con
MR = −21.6. Sono state individuate 8 nuove galassie ospiti: PKS 0306+102 con
MR = −23.1; PKS 0338-214 con MR = −23.8; PKS 0426-380 con MR =-25.3;
PKSB1256-229 con MR = −23.3; PKS 1519-273 con MR = −26.6; PKS 2354021 con MR = −22.3; PKS 2223-114 con MR = −22.6 e TXS 2346+052 con
MR = −22.3.
La distribuzione delle magnitudini assolute delle galassie ospiti ha un valore medio di < MR >= −23.1±0.9[mag], che concorda con quello pubblicato in Sbarufatti
et al., 2005b di < MR >= −22.8 ± 0.5[mag].
Dallo studio della distribuzione degli indici spettrali ottici, abbiamo trovato che
HBL e LBL seguono due distribuzioni differenti, nel senso che gli HBL sono mediamente più blu rispetto agli LBL. Questo è un importante e nuovo risultato, dato che
in letteratura la suddivisione tra queste due classi di BL Lac viene fatta sul rapporto
tra flusso X e radio, oppure utilizzando la distribuzione dell’indice spettrale ottico-X.
101
Ricavando il flusso X di 29 BL Lac del nostro campione dalla letteratura e usando il
flusso ottico a 5500 Å dei nostri spettri, abbiamo verificato, sebbene i dati non siano simultanei, che le distribuzioni dell’indice spettrale ottico-X di HBL e LBL sono
differenti.
Abbiamo studiato le proprietà medie dello spettro composito di 16 galassie ospiti
attraverso la misura delle righe di assorbimento intrinseche. Abbiamo verificato la
natura ellittica della galassia ospite media rapportando le larghezze equivalenti delle
sue righe di assorbimento con quelle della galassia ellittica modello della Kinney et
al., 1996.
Abbiamo studiato lo spettro composito medio di 5 BL Lac in cui non fosse evidente la componente dovuta alla galassia ospite. Abbiamo identificato e misurato le
righe di emissione e di assorbimento di questo spettro medio verificando che la loro
EW è inferiore a 5Å .
Futuri sviluppi del programma di ricerca
possono riguardare nuove osservazio-
ni, già in corso, con lo scopo di trovare nuovi redshift ed aumentare ulteriormente la
statistica.
Potrebbe essere verificata la possibilità di utilizzare le galassie ospiti come candele standard anche ad alto redshift. Vi sono infatti oggetti, come PKS 1519-273 a
z = 1.297, in cui ci aspettiamo che la prevalenza del flusso della galassia ospite sia
spostato nell’infrarosso. Alle lunghezze d’onda dell’ottico non riusciamo a fare un
modello accurato della galassia ospite e non possiamo determinarne la magnitudine
assoluta in maniera affidabile. Sarebbe quindi utile estendere le osservazioni a questa
porzione dello spettro elettromagnetico.
Lo studio del continuo dei BL Lac potrebbe essere inoltre implementato attraverso
osservazioni fotometriche simultanee sia del flusso ottico (da telescopi terrestri) sia
del flusso X (da satelliti in orbita), in modo da poter usare l’indice spettrale ottico-X.
Questi dati, unitamente alle nuove possibilità di ottenere flussi gamma, offerte
dai satelliti spaziali AGILE e FERMI e dai telescopi Čerenkov (MAGIC e HESS),
potrebbero consentire di studiare la SED.
Un ulteriore sviluppo del programma di ricerca relativo al continuo di BL Lac
102
CAPITOLO 8. CONCLUSIONI
potrebbe essere quello di fare degli studi di variabilità della distribuzione spettrale di
energia.
Appendice A
Oggetti BL Lac
A.1
Seeing
Di seguito vengono riportati i seeing di tutti gli oggetti osservati nelle modalità
descritti nel paragrafo 3.1.
PKS0019+058
12/07/2006
MFWHM
5.65
3.6
3.21
3.8
3.19
Seeing
DIMM
Media
Mediana
Media
0.78
0.72
0.89
Figura A.1: A sinistra: immagine di puntamento della sorgente osservata evidenziata con un cerchio.
A destra: tabella riassuntiva con la MFWHM, il valore medio e mediano del seeing misurato sugli
oggetti dell’immagine di puntamento evidenziati con un quadrato. Per confronto viene riportato anche
il valore medio del DIMM misurato da ESO.
103
104
APPENDICE A. OGGETTI BL LAC
PKS0019+058
08/08/2006
MFWHM
5.79
5.47
5.07
5.05
Seeing
DIMM
Media
Mediana
Media
1.07
1.09
1.17
Figura A.1: Continua
GC0109+224
MFWHM
5.48
5.7
5.79
5.65
5.79
5.19
5.6
Seeing
DIMM
Media
Mediana
Media
1.12
1.14
1.47
A.1. SEEING
105
RBS0231
MFWHM
5.6
6.91
5.51
5.51
5.6
Seeing
DIMM
Media
Mediana
Media
1.17
1.12
0.71
PKS0823-223
MFWHM
3.5
3.53
3.43
3.42
3.45
3.47
3.54
3.47
3.89
3.49
3.55
Seeing
DIMM
Media
Mediana
Media
0.71
0.70
0.60
106
PKS1057-79
MFWHM
5.66
5.25
5.26
6.8
5.28
5.33
5.86
5.45
5.29
5.3
7.03
5.86
5.25
5.24
5.66
5.45
7.18
5.28
5.33
5.86
Seeing
DIMM
Media
Mediana
Media
1.14
1.09
2.13
A.1. SEEING
107
PKS1145-676
MFWHM
4.3
3.47
3.52
3.52
3.59
4.1
3.57
3.61
Seeing
DIMM
Media
Mediana
Media
0.74
0.72
0.56
108
OM280
MFWHM
4.92
5.04
6.29
5.15
Seeing
DIMM
Media
Mediana
Media
1.07
1.03
0.88
PMNJ1323-3652
05/07/2006 Iset
MFWHM
7.51
7.4
8.23
7.51
7.53
Seeing
DIMM
Media
Mediana
Media
1.53
1.50
1.70
A.1. SEEING
109
PMNJ1323-3652
05/07/2006 IIset
MFWHM
6.8
6.7
6.69
7.3
6.69
6.5
Seeing
DIMM
Media
Mediana
Media
1.35
1.34
1.99
OQ012
MFWHM
9.93
10.26
10.02
10.43
9.94
10
Seeing
DIMM
Media
Mediana
Media
2.02
2.00
3.32
110
PMNJ1539-0658
28/03/2006
MFWHM
3.48
3.57
3.32
3.67
3.79
3.76
3.76
3.78
3.6
3.73
3.79
Seeing
DIMM
Media
Mediana
Media
0.73
0.75
0.67
A.1. SEEING
111
PMNJ1539-0658
20/04/2006
MFWHM
3.78
3.81
4.09
4.4
3.63
3.85
4.49
3.77
5.04
3.81
Seeing
DIMM
Media
Mediana
Media
0.81
0.77
1.18
112
PKS1830-589
MFWHM
5.51
6.98
5.44
5.57
5.61
5.45
5.73
5.41
5.44
6.98
5.39
5.43
5.49
5.4
5.35
5.23
5.27
Seeing
DIMM
Media
Mediana
Media
1.12
1.09
0.91
A.1. SEEING
113
RBS1752
MFWHM
2.84
2.92
2.89
2.94
2.96
2.86
2.91
2.92
3.1
2.91
Seeing
DIMM
Media
Mediana
Media
0.59
0.58
0.58
RBS1915
MFWHM
6.48
6.19
4.14
6.15
Seeing
DIMM
Media
Mediana
Media
1.15
1.24
1.40
114
TXS2346+052
MFWHM
4.33
4.81
3.89
4.4
4.43
4.36
7.18
Seeing
DIMM
Media
Mediana
Media
0.95
0.88
1.06
1RXS J235730.1-171801
MFWHM
4.35
4.32
4.6
4.51
5.42
4.56
4.58
4.35
Seeing
DIMM
Media
Mediana
Media
0.92
0.91
1.26
A.2. SPETTRI
A.2
115
Spettri
In questo appendice sono riportati tutti gli spettri degli oggetti osservati durante il
periodo P77. L’analisi dei singoli spettri è riportata al paragrafo 5.3.
Figura A.2: Spettri di PKS 0019+058. A sinistra lo spettro ripreso il 12 luglio 2006, mentra a
destra viene mostrata l’osservazione del 8 agosto 2006. Si può notare la variazione di flusso di circa
0.7 magnitudini in banda R. Nel pannello superiore: il flusso dello spettro calibrato e corretto per
l’estinzione galattica. Il flusso viene dato in unità di 10−16 erg cm−2 s−1 Å−1 . Nel pannello inferiore:
lo spettro normalizzato sul continuo sul quale sono segnate le righe telluriche dell’atmosfera con il
simbolo ⊕.
116
Figura A.2: Spettro di GC 0109+224 privo di righe intrinseche e con uno spettro a legge di potenza.
Nel pannello superiore: il flusso dello spettro calibrato e corretto per l’estinzione galattica. Il flusso
viene dato in unità di 10−16 erg cm−2 s−1 Å−1 . Nel pannello inferiore: lo spettro normalizzato sul
continuo sul quale sono indicate con ⊕ le righe telluriche dell’atmosfera
A.2. SPETTRI
117
Figura A.2: Spettri degli oggetti osservati. Nel pannello superiore: il flusso dello spettro calibrato
e corretto per l’estinzione galattica. Il flusso viene dato in unità di 10−16 erg cm−2 s−1 Å−1 . Nel
pannello inferiore: lo spettro normalizzato sul continuo sul quale sono segnate le righe di assorbimento
o di emissione. Le righe telluriche dell’atmosfera sono segnate con ⊕. Le righe di assorbimento del
mezzo interstellare sono indicate dall’acronimo ISM, mentre le bande diffuse interstellari da DIB
118
Figura A.2: continua
A.2. SPETTRI
119
120
A.2. SPETTRI
121
122
Figura A.2: Spettro di PMN J1323-3652. Le righe telluriche sono indicate da ⊕, mentre le altre righe
sono identificate. Il flusso è in unità di 10−16 erg cm−2 s−1 Å−1 . La riga spezzata identifica lo spettro
di corpo nero della stella con T ∼ 7000K.
A.2. SPETTRI
123
124
A.2. SPETTRI
125
126
A.2. SPETTRI
127
128
A.2. SPETTRI
129
130
Bibliografia
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