Osservazioni di Nuclei Galattici Osservazioni di Nuclei Galattici Attivi con ARGO-YBJAttivi con ARGO-YBJ

CandidatoCandidatoMaria Luigia Chiarappa Maria Luigia Chiarappa

RelatoreRelatoreDott.ssa Silvia VernettoDott.ssa Silvia Vernetto

Luglio 2004

L’astronomia gammaL’astronomia gamma

L’astronomia dei raggi gamma, lo studio dei raggi cosmici di L’astronomia dei raggi gamma, lo studio dei raggi cosmici di alta energia e l’astronomia dei neutrini cosmici costituiscono alta energia e l’astronomia dei neutrini cosmici costituiscono quel campo della ricerca che è detto “astrofisica delle alte quel campo della ricerca che è detto “astrofisica delle alte energie”.energie”.

Il termine “raggio gamma” si usa per identificare la radiazione elettromagnetica di energia maggiore di circa 1 MeV.

Radiazione GammaRadiazione Gamma

L’ampio intervallo di energia implica l’uso di diverse tecniche sperimentali per la rivelazione.

Satellites Cerenkov Telescopes

EAS arrays

1 MeV 1 GeV 1 TeV 1 PeV 1 Eev

Tecniche di rivelazione

Rivelatori su satelliti: Rivelatori su satelliti: usati per rivelare raggi usati per rivelare raggi γγ con con un’energia compresa tra un’energia compresa tra ~ 1 MeV e alcune decine di GeV.~ 1 MeV e alcune decine di GeV.

Telescopi Cerenkov (ACT): Telescopi Cerenkov (ACT): usati nell’intervallo di energia usati nell’intervallo di energia che va da che va da ~~ 100 GeV a 100 GeV a ~~ 100 TeV. Gli ACT rivelano la 100 TeV. Gli ACT rivelano la radiazione Cerenkov prodotta nell’atmosfera dalle particelle radiazione Cerenkov prodotta nell’atmosfera dalle particelle relativistiche secondarie cariche degli sciami elttromagnetici relativistiche secondarie cariche degli sciami elttromagnetici prodotti dai raggi gamma primari. prodotti dai raggi gamma primari.

Apparati a sciame: Apparati a sciame: costituiti da numerosi rivelatori costituiti da numerosi rivelatori distribuiti su una superficie in grado di rivelare il passaggio distribuiti su una superficie in grado di rivelare il passaggio del fronte dello sciame; lavorano ad energie al di sopra di del fronte dello sciame; lavorano ad energie al di sopra di ~ ~ 10 10 TeV. TeV.

Apparati a sciame di nuova generazioneApparati a sciame di nuova generazione

Un apparato a sciame può lavorare nell’intervallo di energia dei Un apparato a sciame può lavorare nell’intervallo di energia dei telescopi Cerenkov (energia dei primari E > 100 GeV) con queste telescopi Cerenkov (energia dei primari E > 100 GeV) con queste due tecniche:due tecniche:

utilizzando una utilizzando una copertura totalecopertura totale di rivelazione ( di rivelazione (full coveragefull coverage) ) in modo da poter osservare anche sciami molto piccoli in modo da poter osservare anche sciami molto piccoli ( (~~ 50-100 particelle).50-100 particelle).

lavorando ad lavorando ad alta quotaalta quota (h > 4000 m) in modo da osservare lo (h > 4000 m) in modo da osservare lo sciame più vicino al suo massimo sviluppo. sciame più vicino al suo massimo sviluppo.

Esperimento ARGO-YBJ

Laboratorio di Raggi Laboratorio di Raggi Cosmici di Yangbajing Cosmici di Yangbajing (Tibet, Cina)(Tibet, Cina)

4300 m s.l.m.4300 m s.l.m.

30,1° latitudine Nord30,1° latitudine Nord

Sito di ARGO-YBJSito di ARGO-YBJ

ARGO-YBJYangbajing village

4300 m

Rivelatore:Rivelatore: tappeto di tappeto di Resistive Plate Counters Resistive Plate Counters (RPCs) coperto da 0,5 cm Pb(RPCs) coperto da 0,5 cm Pb

Area totale:Area totale: 6700 m 6700 m22

Full coverage carpet Full coverage carpet 78 x 75 m78 x 75 m22 circondato da circondato da unun anello anello 111 x 99 m111 x 99 m22

Il Rivelatore

Mappa delle sorgenti (E Mappa delle sorgenti (E ~ 1 ~ 1 TeV)TeV)Mappa delle sorgenti (E Mappa delle sorgenti (E ~ 1 ~ 1 TeV)TeV)

Galactic sources

3 (1) Pulsar nebulae (plerions)

3 (1) Supernova remnants

1 (0) X-ray binary

1 (0) OB association

Extragalactic sources

8 (6) AGNs (blazars)

1 (0) Starburst Galaxy

1 (0) Radio Galaxy

In 2004 :

18 sources

( 8 seen by more than one group )

Nuclei Galattici Attivi (AGN)Nuclei Galattici Attivi (AGN)Nuclei Galattici Attivi (AGN)Nuclei Galattici Attivi (AGN)

Per Per Nucleo Galattico AttivoNucleo Galattico Attivo ( (AGNAGN) si intende la regione centrale di una galassia ) si intende la regione centrale di una galassia la cui emissione di radiazione non è ascrivibile ai normali processi stellari. La la cui emissione di radiazione non è ascrivibile ai normali processi stellari. La luminosità tipica è luminosità tipica è 10104848 erg/s, questa potenza è dovuta all’accresimento di materia erg/s, questa potenza è dovuta all’accresimento di materia attorno ad un buco nero supermassivo (10attorno ad un buco nero supermassivo (1088 M Moo) posto al centro della galassia.) posto al centro della galassia.

Caratteristiche degli AGN:Caratteristiche degli AGN:

nucleo con alta luminositànucleo con alta luminosità L > 10L > 104848 erg/s erg/s (nostra Galassia: L (nostra Galassia: L ~ 10~ 104444 erg/s) erg/s) spettro non termicospettro non termico grande variabilità della luminositàgrande variabilità della luminosità

Esistono diversi tipi di AGN:Esistono diversi tipi di AGN:

• Radio-loudRadio-loud: : costituiscono il 10% degli AGN. Sonocostituiscono il 10% degli AGN. Sono caratterizzati dalla presenza caratterizzati dalla presenza di due getti relativistici di materia e radiazione che si estendono di due getti relativistici di materia e radiazione che si estendono simmetricamente dalla regione centrale per centinaia di parsec. simmetricamente dalla regione centrale per centinaia di parsec.• Radio-quietRadio-quiet:: costituiscono il 90% degli AGN, sono deboli sorgenti radio. costituiscono il 90% degli AGN, sono deboli sorgenti radio.

Di particolare importanza per la gamma astronomia sono i Di particolare importanza per la gamma astronomia sono i blazarsblazars: : AGN AGN Radio-Radio-loud loud i cui getti relativistici sono diretti verso di noi. i cui getti relativistici sono diretti verso di noi.

Radio quiet (90%)

Seyfert Galaxies

Quasars

Radio Loud (10%) Radio Galaxies Radio Quasars Blazars

Processi fisici che produconoProcessi fisici che producono Raggi Gamma Raggi Gamma

Processi fisici che produconoProcessi fisici che producono Raggi Gamma Raggi Gamma

Bremsstrahlung : Bremsstrahlung : processo di emissione di radiazione elettromagnetica processo di emissione di radiazione elettromagnetica da parte di un elettrone nel campo elettrico di un da parte di un elettrone nel campo elettrico di un nucleo atomico. nucleo atomico.

Radiazione di sincrotrone : Radiazione di sincrotrone : radiazione emessa da un elettrone relativistico radiazione emessa da un elettrone relativistico sotto l’effetto di un campo magnetico. sotto l’effetto di un campo magnetico.

Effetto Compton inverso: Effetto Compton inverso: unun elettrone di alta energia diffonde su un elettrone di alta energia diffonde su un fotone di bassa energia trasformandolo in un fotone di energia fotone di bassa energia trasformandolo in un fotone di energia molto maggiore. molto maggiore.

Interazione adroniche: Interazione adroniche: I raggi gamma prodotti nei processi adronici I raggi gamma prodotti nei processi adronici provengono essenzialmente dal decadimento del pione neutro. provengono essenzialmente dal decadimento del pione neutro.

Emissione dei blazarEmissione dei blazarEmissione dei blazarEmissione dei blazar

1° picco: radiazione di sincrotrone 1° picco: radiazione di sincrotrone 2° picco: effetto Compton Inverso2° picco: effetto Compton Inverso

Modello Synchrotron Self Compton (SSC):Modello Synchrotron Self Compton (SSC):

MRK 421MRK 421

MRK 501MRK 501

Curva di luce in gamma di alta energiaCurva di luce in gamma di alta energia

19951995

19961996

19971997

19981998

AGN analizzatiAGN analizzatiAGN analizzatiAGN analizzati

Sorgenti extragalattiche osservate ai TeV da telescopi Sorgenti extragalattiche osservate ai TeV da telescopi Cerenkov Cerenkov

Catalogo dei BL Lac candidati per l’emissione ai TeV di Catalogo dei BL Lac candidati per l’emissione ai TeV di L. Costamante e G. Ghisellini (A&A 384,56,2002) L. Costamante e G. Ghisellini (A&A 384,56,2002)

Catalogo Blazars osservati in X da BeppoSaxCatalogo Blazars osservati in X da BeppoSax

Abbiamo selezionato sorgenti con declinazione compresa tra -9,89° e Abbiamo selezionato sorgenti con declinazione compresa tra -9,89° e +70,11°, perché questi oggetti culminano alla latitudine di ARGO +70,11°, perché questi oggetti culminano alla latitudine di ARGO con angolo zenitale inferiore ai 40°.con angolo zenitale inferiore ai 40°.

Spettro in energia di 1ES 0033+595Spettro in energia di 1ES 0033+595

-14

-13

-12

-11

-10

-9

-8

12 13 14 15 16 17 18 19

Log frequency Log frequency υυ [Hz] [Hz]

υυ

f( f( υυ

))er

g cm

erg

cm-2

-2

ss --

11

Distribuzione del flusso di energia corrispondente al picco di sincrotrone Distribuzione del flusso di energia corrispondente al picco di sincrotrone

-14

-13

-12

-11

-10

-9

-8

12 13 14 15 16 17

Log frequency Log frequency υυ [Hz] [Hz]

υυ

f( f( υυ

))er

g cm

erg

cm-2

-2

ss --

11

BL lacsBL lacs

QSOQSO

Dopo la selezione (E > 10Dopo la selezione (E > 101616 Hz) sono rimasti 18 blazar Hz) sono rimasti 18 blazar candidati all’emissione ai candidati all’emissione ai TeVTeV

-14

-13

-12

-11

-10

-9

-8

12 13 14 15 16 17 18 19

Log frequency Log frequency υυ [Hz] [Hz]

υυ

f( f( υυ

))er

g cm

erg

cm-2

-2

ss --

11

Distribuzione del flusso di energia corrispondente al picco di sincrotrone Distribuzione del flusso di energia corrispondente al picco di sincrotrone

-14

-13

-12

-11

-10

-9

-8

12 13 14 15 16 17

Log frequency Log frequency υυ [Hz] [Hz]

υυ

f( f( υυ

))er

g cm

erg

cm-2

-2

ss --

11

BL lacsBL lacs

QSOQSO

39 Sorgenti studiate39 Sorgenti studiate

Nome sorgente Declinazione Redshift

M87 12,21 0,004

1722+119 11,90 0,018

MRK 421 38,13 0,031

MRK 501 39,75 0,034

1ES2344 51,40 0,044

1ES1959+650 65,00 0,047

0214+517 51,70 0,049

1727+502 50,20 0,055

BL Lacertae 42,00 0,069

1ES1741+196 19,60 0,084

1ES0033+595 59,50 0,086

EXO 118.0+4228 42,20 0,124

H1426 42,80 0,129

1H1219+301 30,18 0,130

1136.5+6737 67,37 0,135

0806+524 52,40 0,138

0229+200 20,00 0,139

1114+202 20,20 0,139

1ES1255+244 24,21 0,141

1H0323+022 2,42 0,147

1440+122 12,20 0,162

1218+304 30,40 0,182

1ES0927+500 49,84 0,188

MS0317.0+1834 18,76 0,190

Nome sorgente Declinazione Redshift

1011+496 49,60 0,200

EXO1215.3+3022 30,30 0,237

EXO1415.6+2557 25,72 0,237

1ES1627+402 40,13 0,272

1ES0120+340 34,35 0,272

1H0414+009 1,09 0,287

MS0158.5+0019 0,57 0,299

OJ287/0851+203 20,30 0,306

1ES0502+675 67,62 0,314

PG1553+113 11,30 0,360

1ES1028+511 50,89 0,361

3C66A 42,48 0,444

1H1515+660 65,42 0,702

1RXSJ121158.1 22,71 0,770

1ES1533+535 53,34 0,890

Distribuzione dei redshift

0

2

4

6

8

10

00,1

0,2

0,3

0,4

0,5

0,6

0,7

0,8

0,9 1

redshift (z)

n°

AG

N

Distribuzione dei redshift dei 39 oggettiDistribuzione dei redshift dei 39 oggetti

Valutazione della sensibilità di ARGO nelle osservazioni di AGNValutazione della sensibilità di ARGO nelle osservazioni di AGNValutazione della sensibilità di ARGO nelle osservazioni di AGNValutazione della sensibilità di ARGO nelle osservazioni di AGN

),(2 zEekEdE

dN

1)Modello di spettro di AGN: spettro di potenza con assorbimento dovuto 1)Modello di spettro di AGN: spettro di potenza con assorbimento dovuto alla radiazione di background extragalattico (infrarosso, ottico) alla radiazione di background extragalattico (infrarosso, ottico) [Jager and [Jager and Stecker, ApJ 566, 738, 2002]Stecker, ApJ 566, 738, 2002]

2) Simulazione del cammino giornaliero della sorgente sulla volta celeste 2) Simulazione del cammino giornaliero della sorgente sulla volta celeste (angolo zenitale < 40°)(angolo zenitale < 40°)

Tempo giornaliero di osservazione vs. declinazione

0

1

2

3

4

5

6

7

0 10 20 30 40 50 60 70 80

Declinazione (gradi)

Tem

po

di

oss

erva

zio

ne

(h)

AGN con declinazione intorno a 25°- 50° sono visibili per più tempo da ARGOAGN con declinazione intorno a 25°- 50° sono visibili per più tempo da ARGO

3) Simulazione del flusso di raggi gamma dall’AGN e risposta del 3) Simulazione del flusso di raggi gamma dall’AGN e risposta del rivelatore rivelatore

4) Valutazione del numero di eventi giornalieri attesi sul rivelatore (sciami 4) Valutazione del numero di eventi giornalieri attesi sul rivelatore (sciami con almeno 100 particelle): con almeno 100 particelle): - dalla sorgente - dalla sorgente - dal fondo dei raggi cosmici- dal fondo dei raggi cosmici

5) Confronto del segnale con il fondo5) Confronto del segnale con il fondo

Valutazione del flusso necessario per osservare la Valutazione del flusso necessario per osservare la sorgente con significatività statistica maggiore sorgente con significatività statistica maggiore uguale a 5 sigma (uguale a 5 sigma (σσ))

MRK 421

H1426+428

MRK 501

1ES1959+650

1ES2344+514 Crab Nebula Flux

Minimo flusso osservabile in 1 anno di misura

AGN z Flusso (Crab units)

MRK 501 0.031 0.1 - 3

MRK 421 0.034 0.4 - 13

1ES 2344+514 0.044 0.1 - 0.63

1ES 1959+650 0.048 0.6 – 5

1ES 1426+428 0.129 0.2

AGN osservati ai TeV AGN osservati ai TeV

Abbiamo valutato la sensibilita’ di ARGO nell’osservazione di Nuclei Galattici Attivi di tipo blazar.

In un anno di osservazione ARGO ha una sensibilita’ pari a frazioni di flusso Crab per AGN a basso redshift.

La sensibilita’ diminuisce con la distanza a causa dell’assorbimento dei fotoni gamma nello spazio extragalattico.

Grazie al suo ampio campo di vista (1.5 sr) ARGO puo’ monitorare con continuita’ il flusso delle sorgenti piu’ vicine e rivelare eventuali periodi di alta attivita’ degli AGN piu’ lontani.

Conclusioni Conclusioni