UNIVERSITÀ DEGLI STUDI DELL’INSUBRIA - infn.it 1.1. MODELLO UNIFICATO DI AGN 3 distanza di queste sorgenti consiste nell’individuare delle deboli righe di emissione e di assorbimento

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 VII

1 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 Seeing . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 17

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

VI INDICE

5.3 Identificazione delle righe spettrali . . . . . . . . . . . . . . .. . . 43

5.4 Analisi dei singoli oggetti . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 44

6 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

7 Spettri compositi 91

7.1 Galassia Ospite Media . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 91

7.2 Spettro composito medio di BL Lac . . . . . . . . . . . . . . . . . 92

8 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 BLLac in ottico.

L’intensità del continuo non termico del BL Lac è talmente intensificata dagli ef-

fetti 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 impedi-

sce alle volte di risalire alla distanza di questi oggetti attraverso la determinazione di

un redshift cosmologico. L’individuazione della distanzaè 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 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. 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’interocampione 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 incui 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 contoanche 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 ladistribuzione 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 Lacin 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 a5Å .

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 digrandezza 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 latinoLacerta, abbreviato in Lac). Lo spettro ottico dei BL Lac

ha l’andamento tipico di una legge di potenzaF (ν) ∼ ν−α, doveF (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

2 CAPITOLO 1. INTRODUZIONE

spiegato dal modello unificato degli AGN (Urry & Padovani, 1995) come dovuto a

un getto relativistico. Gli elettroni emettono radiazionedi 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 vieneestremamente 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 apertura1/Γ, doveΓ

corrisponde al fattore di Lorentz (Γ ≡ (1−β2)−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 ef-

fetti 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 Lar-

ghezza Equivalente (EW -Equivalent Width) di queste righe è inferiore aEW < 5

Å . La larghezza equivalente è definita comeEW =∫ Fcontinuo−Friga

Fcontinuodλ e rapporta

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 assorbimentosono spesso assenti

o estremamente deboli impedisce alle volte di risalire alladistanza di questi oggetti

attraverso la determinazione di un redshift cosmologico. L’individuazione della di-

stanza è un fattore di fondamentale importanza per risalireall’energia del sistema ed

ai processi fisici coinvolti.

L’interesse per i BL Lac è stato recentemente accresciuto dal fatto che studi con-

dotti nello spazio dai satelliti (AGILE, Fermi) e a terra daitelescopiCerenkov (MA-

GIC ed HESS), dimostrano come i BL Lac dominano la scena dell’astronomia gam-

ma ad alta energia.

In questa tesi ci siamo concentrati sullo spettro ottico deiBL 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 dievidenziare talvolta

le galassie ospiti, misurandone le magnitudini assolute come spiegato nel paragrafo

6.3. Nel capitolo 7 vengono poi descritte le proprietà mediesia degli spettri compositi

delle galassie ospiti sia di quelli dei BL Lac senza evidentegalassia 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) attra-

verso un’interpretazione geometrica del sistema, ovvero facendo risalire le diverse


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’interpre-

tazione 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 (Seyfert1 o Quasar) è pos-

sibile porre un limite stringente alle dimensioni dell’oggetto centrale responsabile

dell’emissione. Infatti una sorgente non può variare ad unascala temporale inferiore

al tempo che serve alla luce per trasmettere l’informazionepercorrendo almeno il dia-

metro 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], for-

mata da nubi di gas in rapido moto responsabili delle righe diemissione larghe (BLR

- Broad Lines Region). Il raggio gravitazionale può essere descritto dalla formula

Rgravitazionale = GMBH/c2, doveMBH è la massa del buco nero centrale,G è la

costante di gravitazione universale ec 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’oscuramen-

to 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 mi-

gliaia 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 radiativatra 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 alTeV . 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 raggiX

molli (softX rays), mentre il secondo è nella banda dei raggiγ fino a energie delTeV

(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 nuova-

mente per effetto Compton Inverso dai medesimi elettroni accelerati. Questa soluzio-

ne prende il nome di modello SSC (Synchrotron Self-Compton), proposto da Jones,

O’dell, & Stein, 1974. Ad energie delTeV intervengono altri effetti che potrebbe-

ro 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 fotonidi 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, pro-

ducono 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).


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 (Low-

energy 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 unaclassificazione

più fisica che tenga conto della posizione del primo picco della SED ed abbia come

discrimine il rapporto tra il flussoX e quello radio:fx/fr ∼ 10−11, dove il flussoX

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 raggiX 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 & Giom-

mi, 1995a e laSedentary Surveydi Giommi, Menna, & Padovani, 1999 e Giommi et

al., yCat 2005 (SSG).

L’elenco di Padovani & Giommi, 1995a contiene un totale di 233 oggetti iden-

tificati come BL Lac nelle bande radio, ottiche e a raggi X. Glioggetti sono stati

scelti da diversi cataloghi (dalla Survey a 1-Jansky, Stickel et al., 1991; dalla Survey

Palomar-Green - PG, Green, Schmidt, & Liebert, 1986; dallaExtended Medium Sen-

sitivity 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 dellaSurvey 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

8 CAPITOLO 2. IL CAMPIONE

pubblicato da Voges et al., 1999. La SSG contiene sorgenti che abbiano dati ottici,

radio e X ricavati dalla letteratura. La selezione dei BL Lacnon avviene però sullo

spettro ottico, ma attraverso gli indici spettraliαOX e αRO. L’indice spettrale ottico

X αox è definito come il rapporto tra il flusso otticoF optν a5500 [Å ] e il flusso X F X

ν

a1 [KeV ]:

αox =−

(

log (F optν ) − log

(

F Xν

))

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 a5500 [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 pianoαOX −αRO (Fig. 2.1).

Sono stati poi scelti degli oggetti visibili dal Cerro Paranal (conδ < +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 edella 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; Carangeloet al., 2003; Hook

et al., 2003). Questi telescopi soffrono della grossa limitazione di non raggiungere

in tempi ragionevoli un elevato rapporto S/N necessario perindividuare le deboli

righe di emissione ed assorbimento rispetto al continuo deiBL Lac. Si è reso quindi

indispensabile osservare i nostri oggetti da un telescopiodella 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: DiagrammaαOX rispetto aαRO 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. LaSSG divide, per propria convenzione,

gli AGN ad alta intensità radio da quelli a bassa lungo la linea tratteggiata adαRO = 0.2. L’altra

linea rappresenta il luogo dei punti adαRX = 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 etal., 2005.


Figura 2.2: Pannello superiore: distribuzione della magnitudine V nelcampione di BL Lac da Pa-

dovani & 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 studiandoil continuo ottico di tutti

gli oggetti BL Lac disponibili.


Capitolo 3

Le osservazioni

La campagna osservativa si è svolta tra marzo e settembre 2006 durante il perio-

do P77 del VLT (Very Large Telescopedell’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 disper-

sion Spectrograph, Appenzeller et al., 1998) montato al fuoco Cassegrain dell’unità

Kueyen(UT2) del VLT.

FORS1 è uno strumento multiuso (immagine, polarimetria, spettroscopia a fen-

ditura e a oggetti multipli) per indagini in campo ottico (3300 − 11000 [Å ]). Lo

strumento aveva un campionamento di0.2[arcsec/pixel] all’epoca delle osservazio-

ni. Il sensore CCD è costituito di2000[pixel] × 2000[pixel] ciascuno di24[µm] di

lato. Il campo di vista dello strumento corrisponde a6.8[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 modalitàLong Slit Spectroscopy). Le dimensioni

della fenditura, proiettate in cielo, corrispondono a2′′ × 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 paral-

lattico è quello sotteso dal piano dell’equatore e la verticale rispetto all’orizzonte:

p = tan−1 sinHcos δ tan φ−sin δ cos H

, doveH è l’angolo orario,δ la declinazione eφ la la-

13

14 CAPITOLO 3. LE OSSERVAZIONI

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 in-

terposta 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 ilreticolo 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 da3850

a7500 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 a15 Å .

In tabella (3.1) riportiamo il diario delle osservazioni incui 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 apparentimR e mV sono state misurate integrando il flusso degli

spettri del nostro campione rispettivamente sul filtro R delsistema 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 galatticaEB−V viene ricavata dalle mappe di idrogeno galattico di

Schlegel, Finkbeiner, & Davis, 1998.

In tabella riportiamo anche alcuni dati relativi al periodonel quale è avvenuta

l’osservazione: data, ora, massa d’aria e seeing. La massa d’aria riportata nelle ta-

belle 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’an-

golo 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 seeingriportato nelle tabelle è stato misurato sulle immagini di puntamento,

15

Figura 3.1: Spettro del BL Lac PMNJ1539-0658 corretto per l’estinzionegalatticaE(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 seeingdurante le osservazioni

P77 è variato tra0.6 − 2.0′′, rimanendo in media intorno a∼ 1′′.

16

CA

PIT

OLO

3.LE

OS

SE

RVA

ZIO

NI

Oggetto AR DEC Data Ora N esposizioni Tempo Seeing S/N Massa d’aria E(B − V ) mV mR

di Oss. di Oss. Esposizione

h m s o ′ ′′ gg/mm/aaaa h(U.T.) [sec] [arcsec]

(1) (2) (3) (4) (5) (6) (7) (8) (9) (10) (11) (12) (13)

PKS0019+058 00 22 32 +06 08 04 12/07/2006 8:04 3 813 0.78 120 1.5 0.023 18.1 17.7

00 22 32 +06 08 04 08/08/2006 8:06 3 813 1.07 70 1.2 0.023 18.7 18.34

GC0109+224 01 12 06 +24 17 54 01/09/2006 4:55 5 813 1.12 380 1.7 0.037 14.9 14.6

RBS0231 01 40 41 -07 58 49 13/07/2006 7:53 3 813 1.17 20 1.4 0.03 19.0 18.6

PKS0823-223 08 26 02 -22 30 27 17/04/2006 2:01 3 813 0.71 220 1.3 0.109 15.6 15.4

PKS1057-79 10 58 43 -80 03 54 31/03/2006 2:48 3 813 1.14 90 1.8 0.155 16.2 15.9

PKS1145-676 11 47 33 -67 53 42 14/04/2006 4:39 3 813 0.74 80 1.5 0.305 18.5 17.9

OM280 11 50 19 +24 17 54 16/04/2006 4:44 3 813 1.07 100 1.9 0.027 16.0 15.7

PMNJ1323-3652 13 23 46 -36 53 39 07/05/2006 3:57 3 813 1.53 20 1.1 0.064 20.9 20.6

13 23 46 -36 53 39 07/05/2006 5:07 3 813 1.35 0 1.2 0.064

OQ012 14 10 04 +02 03 07 07/05/2006 6:13 3 813 2.02 120 1.5 0.035 18.6 18.1

PMNJ1539-0658 15 39 10 -06 58 43 28/03/2006 8:52 3 813 0.73 50 1.2 0.157 19.9 19.5

15 39 10 -06 58 43 20/04/2006 8:15 3 813 0.81 50 1.2 0.157

PKS1830-589 18 34 28 -58 56 36 15/04/2006 9:01 3 813 1.12 103 1.2 0.067 18.1 17.7

RBS1752 21 31 35 -09 15 23 10/05/2006 9:46 3 813 0.59 90 1.1 0.038 17.8 17.5

RBS1915 22 56 13 -33 03 38 05/05/2006 9:10 3 813 1.15 160 1.4 0.018 17.2 16.8

TXS2346+052 23 49 21 +05 34 40 01/07/2006 8:52 3 813 0.95 80 1.2 0.061 18.7 18.3

1RXS J235730.1-171801 23 57 30 -17 18 05 01/07/2006 7:55 3 813 0.92 110 1.1 0.023 17.9 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 galatticaE(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

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 di6.8[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

passabandaV 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 chel’immagine della stel-

la dovrebbe risultare puntiforme a meno di effetti dovuti alla turbolenza atmosferica

e alla diffrazione del telescopio. Nei telescopi terrestrila turbolenza atmosferica è

la componente che domina la forma dell’immagine stellare. Le dimensioni apparen-

ti della stella possono quindi essere messe direttamente inrelazione con il seeing.

La misura del seeing richiede di selezionare le sorgenti cheabbiano un’apparenza

stellare e che non abbiano una forma troppo ellittica (e < 0.09), in modo da evita-

re galassie relativamente vicine. Gli oggetti selezionatisono stati interpolati da una

funzione che descrive lo sparpagliamento di una sorgente puntiforme (Point Spread

Function- PSF). Il comandoimexa di IRAF è stato applicato interativamente pun-

tando il centro approssimativo delle stelle selezionate. L’algoritmo psfmeasure

misura la PSF attraverso una funzione parametrica di Moffata tre dimensioni, che

interpola il flussoF della sorgente in funzione del suo raggio apparenter:

F (r) = 1 −

(

1 +( r

α

)2)1−β

(3.1)

doveα e β sono parametri liberi. L’algoritmo fornisce la larghezza ametà altezza

di questa funzione (MFWHM -Moffat Full Width at Half Maximum) in pixel. Per

ottenere il seeing inarcsec è stato sufficiente moltiplicare per il campionamento di

FORS1:

seeing(FORS1)[arcsec] = MFWHM [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 CAPITOLO 3. LE OSSERVAZIONI

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 conun quadrato. Per confronto viene riportato

anche il valore medio del DIMM misurato da ESO.

al Cerro Paranal. Il DIMM utilizza un metodo differenziale eindiretto per misurare

il seeing. La luce di una stella brillante viene fatta passare attraverso un otturato-

re 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 imma-

gini, confrontando le variazioni dell’angolo di incidenzadei due fronti d’onda su 200

esposizioni consecutive. Il risultato è consistente con ilseeing misurato direttamente

sull’immagine di puntamento.

Nella tabella seguente riportiamo l’immagine di puntamento di una delle sorgen-

ti in studio (figura 3.1). A fianco si può vedere la relativa tabella recante la MF-

WHM degli oggetti presi in considerazione. Viene riportatala 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 periodoP77, dove sono stati ottenuti almeno

3 spettri per ogni oggetto osservato (Tab. 3.1) Gli spettri vengono ridotti singolar-

mente uno ad uno per avere modo di individuare eventuali anomalie tra un’immagine

e l’altra del medesimo oggetto. Ciò è particolarmente utileper individuare righe spu-

rie che possano essere causate da residui nella riduzione dei dati. Inoltre la riduzione

separata degli spettri di un medesimo oggetto, osservato innotti differenti, è utile per

evidenziarne eventuali variazioni di flusso.

La radiazione elettromagnetica della regione di cielo selezionata attraverso la fen-

ditura viene separata in lunghezze d’onda attraverso un reticolo di diffrazione. Lo

spettro grezzo viene registrato da un CCD su un’immagine bidimensionale in for-

mato 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’atmosfe-

ra terrestre. Le righe orizzontali sono gli spettri degli oggetti celesti inquadrati nel

campo di vista della fenditura. L’immagine presenta un gradiente dovuto alla funzio-

ne 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 oppurepixel guasti. I punti scuri invece sono

causati da grani di polvere presenti sulle ottiche del telescopio. L’overscanè 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 in-

troducono 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 centesi-

mo di secondo) a otturatore chiuso: il BIAS. Per ogni oggettoabbiamo a disposizione

21

Figura 4.2: A sinistra: BIAS singolo in cui si può osservare l’effetto dibattimento 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 quin-

di la possibilità di comporre un BIAS medio da sottrarre allospettro grezzo. Non

possiamo usare un BIAS singolo, dato che soffre di un effettodi 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 figura4.2) si discostano di po-

chi 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 os-

servazione utilizzando il comandozerocombine. Il BIAS medio viene mostrato a

destra in figura 4.2.

Durante la notte d’osservazione, sebbene il CCD sia immersoin un bagno termico

mantenuto a bassissima temperatura, il numero dei conteggicambia 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 impu-

rità 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-


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 figurespettrali spurie presenti in tutti gli spettri.

In entrambi i casi si notano grani di polvere e pixel sovraimpressionati.

so unFlat 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 comandoflatcombine, 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 nor-

malizzato per la funzione di sensibilità, che viene ottenuta interpolando una curva

polinomiale di ordine relativamente basso. È importante che l’ordine di interpolazio-

ne 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 disensibilità 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 grezzaC, usando il comandoccdproc, viene sottratto il BIAS

medio< B > e l’overscanresiduoOS presente sulla singola immagine. Il risultato

viene normalizzato per il Flat Field medio< FF >, ottenendo l’immagine corretta

23

D:

D =C− < B > −OS

< FF− < B >>(4.1)

Pulizia dei raggi cosmici Molte delle immagini riprese con CCD possono conte-

nere un contributo spurio dovuto a raggi cosmici o a radioattività naturale. Esistono

due metodi per sottrarre questi contributi. Il primo metodotiene in considerazione il

fatto che i raggi cosmici siano eventi sufficientemente rari, tanto che si possa ragio-

nevolmente 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 esclu-

de 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 coman-

do crreject. Ciò può portare al rischio di cancellare deboli righe di emissione.

Risulta quindi importante confrontare almeno 2 spettri delmedesimo oggetto, per

escludere eventuali errori commessi dall’algoritmo nell’eliminazione dei raggi co-

smici. Abbiamo applicato il primo metodo a tutti gli spettridel 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 pro-

veniente dalla sorgente in esame, le righe di emissione e di assorbimento del cielo.

Il comandoapall ci permette di sottrarre il contributo del cieloS dall’immagine

correttaD. L’algoritmo media ed interpola due regioni ai lati dell’apertura che indi-

vidua lo spettro, dove è presente solamente l’emissione delcielo. Il continuo delle

due regioni viene interpolato tramite una funzione polinominale di Chebyshev a bas-

so ordine. Il comandobackground 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.


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 lun-

ghezze d’onda sia la forma dello stesso lungo l’asse delle ordinate. La posizione del

picco viene interpolata da una funzione di Legendre campionata ogni10 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 didispersione, 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 del-

lo 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 calibrazio-

ne avviene in due fasi: il riconoscimento delle righe di emissione sull’immagine della

lampada di calibrazione e l’applicazione della funzione ditrasformazione agli spettri

degli oggetti osservati. Il comandoidentify identifica le righe di calibrazione. La

dispersione è lineare solo in prima approssimazione. Il comandodispcor permette

infine di linearizzare la dispersione, in base alla funzioneottenuta conidentify,

e di applicare la calibrazione in lunghezze d’onda allo spettro monodimensionale

del nostro oggetto. Confrontando la posizione delle righe di emissione del cielo ri-

spetto 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 que-

sti passaggi, resta da calibrare lo spettro in flusso per un oggetto conosciuto (Oke,

1990). Si utilizza una stella di calibrazione osservata dalmedesimo telescopio e stru-

mento. Il flusso noto della stella viene interpolato tramiteuna funzione polinomiale

con il comandostandard. Viene estratto lo spettro monodimensionale della stel-

la 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 comandocalibrate 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 unalegge di potenza in


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 osservato4000 − 7500 Å. All’occor-

renza 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 calibra-

zione 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 diEB−V da Schlegel, Finkbeiner, & Davis,

1998.

Spettro medio Dopo aver controllato che le immagini degli spettri monodimensio-

nali 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

flussoFλ 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 delBL Lac. In questo caso gli

spettri dei due periodi osservativi sono stati trattati separatamente.


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 continuoè stato interpolato

tramite l’algoritmoicfit contenuto nel comandosplot di IRAF.

L’individuazione e la misurazione della EW delle righe dipende molto dalla scel-

ta 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, rispettoal valore medio del continuo

di uno spettro privo di righe, siano dovute prevalentementeal rumore. Per misurare

la EWmin campioniamo il S/N ad intervalli di 30 Å su tutto lo spettro normalizza-

to, escludendo le regioni dove siano presenti righe telluriche di assorbimento o altre

righe di immediato riconoscimento. Misuriamo la EW misurata sul singolo inter-

vallo (EWintervallo) come la deviazione standard della distribuzione dell’inverso del

rapporto S/N. Assumiamo che laEWmin sia due volte la deviazione standard della

distribuzione diEWintervallo, ovvero due volte l’inverso del S/N, come si evince dal

29

30 CAPITOLO 5. ANALISI DEGLI SPETTRI

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 del20% 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 delleEWintervallo campionate

lungo tutte le lunghezze d’onda di uno dei nostri oggetti.

Consideriamo come possibili candidati ad essere vere righe, solo quelli che abbia-

no un valore di EW superiore ad almeno 2 volte quello dellaEWintervallo misurata in

loro prossimità.

In tabella (5.1) forniamo il valore dellaEWmin per ogni spettro analizzato.

Nel caso lo spettro non presenti righe, allora laEWmin fornisce un metodo per

determinare un limite inferiore al redshift, come vedremo nel paragrafo (5.2).

5.1. LARGHEZZA EQUIVALENTE MINIMA RIVELABILE 31

Oggetto AR DEC Data EWmin z

h m s o ′ ′′ gg/mm/aaaa Å

(1) (2) (3) (4) (5) (6)

PKS0019+058 00 22 32 +06 08 04 12/07/2006 0.38 > 0.49

00 22 32 +06 08 04 08/08/2006 0.40 > 0.64

GC0109+224 01 12 06 +24 17 54 01/09/2006 0.09 > 0.25

RBS0231 01 40 41 -07 58 49 13/07/2006 1.27 > 0.41

PKS0823-223 08 26 02 -22 30 27 17/04/2006 0.41 ≥ 0.911

PKS1057-79 10 58 43 -80 03 54 31/03/2006 0.39 0.581

PKS1145-676 11 47 33 -67 53 42 14/04/2006 1.84 0.210

OM280 11 50 19 +24 17 54 16/04/2006 0.35 > 0.20

PMNJ1323-3652 13 23 46 -36 53 39 07/05/2006 1.57 0

OQ012 14 10 04 +02 03 07 07/05/2006 0.31 > 0.63

PMNJ1539-0658 15 39 10 -06 58 43 28/03/2006 0.61 > 0.80

15 39 10 -06 58 43 20/04/2006 0.61 > 0.80

PKS1830-589 18 34 28 -58 56 36 15/04/2006 0.46 > 0.45

RBS1752 21 31 35 -09 15 23 10/05/2006 0.49 0.448

RBS1915 22 56 13 -33 03 38 05/05/2006 0.35 0.243

TXS2346+052 23 49 21 +05 34 40 01/07/2006 0.63 0.419

1RXS J235730.1-171801 23 57 30 -17 18 05 01/07/2006 0.22 > 0.63

Tabella 5.1: Tabella delleEWmin 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


Figura 5.1: Nel riquadro in alto a sinistra: spettro di PMNJ1539-0658 normalizzato sul continuo. In

alto a destra: distribuzione delleEWintervallo. La linea punteggiata è laEWmin dello spettro. Nel

riquadro in basso a sinistra: LeEWintervallo misurate negli intervalli di 30 Å lungo tutto lo spettro.

Le linee punteggiate rappresentano laEWmin .

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 distanzada 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; Nilssonet al., 2003; Urry et

al., 2000), che la galassia ospite sia un’ellittica. In particolare laSnapshot Surveydel

Telescopio Spaziale Hubble (HST) di Urry et al., 2000, basata sulle immagini di 110

BL Lac con0 . 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 can-

dele standard, é possibile definire una relazione tra il flusso e la distanza. La distri-

buzione 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 diσM = 0.5, secondo gli studi di Sbarufatti et al., 2005b (vedasi Fig. 5.2).

Questa distribuzione è sufficientemente stretta, intorno al valore medio, da permette-

re di poter usare le galassie ospiti come candele standard per determinare il redshift

degli oggetti considerati. Si noti poi che nel lavoro di Urryet al., 2000 il valore medio

è invece differente per∼ 0.3 magnitudini e corrisponde a:< MR >= −23.7 ± 0.6.


Figura 5.2: Distribuzione delle magnitudini assoluteMR 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 usaH0 = 50[km s−1 Mpc−1], Ω = 0, mentre

Sbarufatti consideraH0 = 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 popo-

lazioni 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)


dove MR è la magnitudine intrinseca della galassia ospite,K(z) è il termine le-

gato alla correzione K,E(z) è il termine che tiene conto dell’evoluzione passiva

della galassia, mentredL(z) è la distanza di luminosità che dipende dal redshiftz.

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 rappresenanoBL Lac risolti (figu-

ra 5.3). Bisogna notare come circa il70% dei punti ricadono entro il valore di

MmodelloR ± 0.5 magnitudini (cioè−23.4 < MR < −22.4).

Nell’intervallo di redshift considerati dal diagramma in figura (z . 0.7) la re-

lazione 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 lamR di una galassia ospite di un BL Lac, questa

funzione può essere utilizzata per determinare il redshiftfotometrico 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 sommadel 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)).


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 diuna galassia conMR = MfitR = −22.9.

Dove MmodelloR 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 di0.5 magnitudini più brillante (curva sopra) e meno

(curva sotto). Il pannello inferiore mostra le deviazioni dei dati dal modello (da Sbarufatti et al.,

2005b).


Nel sistema di riferimento a riposo della galassia la EW di una riga sarà:

EW =EW0

1 +(

NH

)

· n(5.4)

doveEW0 è la larghezza equivalente intrinseca della riga, il rapporto N/H è misurato

aλ = 7000Å edn è definito dalla relazione:(

N

H

)

λ

=

(

N

H

)

7000

· n (5.5)

doveλ è la lunghezza d’onda della riga considerata edn 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 relazionanoin questi termini:

EWobs = (1 + z) · EW (5.6)

possiamo scrivere che:

EWobs = (1 + z)EW0

1 +(

NH

)

· n(5.7)

che ci porta ad avere la seguente relazione:

N

H=

(

EW0

EWobs(1 + z) − 1

)

1

n(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 di2′′ × 6′′ che cattura più del90% della luce del nu-

cleo. La galassia ospite può però avere delle dimensioni angolari superiori a quelle

dell’apertura, soprattutto per bassi redshift. La perditadi luce della galassia è sti-

mata nel lavoro di Sbarufatti et al., 2006a, attraverso la simulazione di una sorgente

puntiforme (il BL Lac) intorno alla quale vi sia una galassiaospite 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


Figura 5.4: Pannello superiore: Spettro simulato di BL Lac az = 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 az < 0.2.

Prendendo in considerazione anche la correzione per l’effetto d’apertura la rela-


Figura 5.5: L’effetto di correzione dell’aperturaA(z) in funzione del redshift per dimensioni dell’a-

pertura che variano da:2′′ × 12′′ (riga spezzata),2′′ × 6′′ (riga continua),2′′ × 3′′ (riga puntinata).

Da Sbarufatti et al., 2006a

zione che lega laEWobs al rapporto N/H e al redshift diventa:

EWobs =(1 + z) · EW0

1 +(

NH

1A(z)

) (5.9)

doveA(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


zeta δmag zeta δmag

mag mag

(1) (2) (1) (2)

0.10 1.462 0.60 0.662

0.15 1.202 0.65 0.632

0.20 1.042 0.70 0.602

0.25 0.932 0.75 0.602

0.30 0.872 0.80 0.592

0.35 0.802 0.85 0.582

0.40 0.762 0.90 0.572

0.45 0.722 0.95 0.572

0.50 0.702 1.00 0.562

0.55 0.672

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

H=

(

EW0

EWobs(1 + z) − 1

)

1

n· A(z) (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 sullaEWmin.

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:

N

H= 10−0.4(MN−MH) = 10−0.4(mN+5−5 log(dL(z))+Mfit

R+E(z)−KN (z)) (5.11)

doveMN è la magnitudine assoluta del nucleo;MH è la magnitudine assoluta della

galassia ospite;mN è la magnitudine apparente del nucleo;MfitR = −22.9 è la


magnitudine assoluta della galassia ospite modello az = 0 e KN(z) è la correzione

K per il nucleo (Wisotzki, 2000). Questa equazione consentedi 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 diMR = −22.9 magnitudini

e con un nucleo dimR = 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 diEWmin nell’Eq. 5.10 e la magnitudine apparente del

nucleo nell’Eq. 5.11, possiamo ottenere il limite inferiore al redshift.


Figura 5.6: Limite inferiore al redshift ottenuto dai valori di magnitudine apparente eEWmin di un

BL Lac, Sbarufatti et al., 2006a. La linea continua rappresenta il rapporto N/H rispetto al limite infe-

riore del redshift z che è stato ottenuto dal valore diEWmin(Eq. 5.10). Le linee punteggiate intorno

a quest’ultima rappresentano l’incertezza di 0.1 Å sullaEWmin. La linea tratteggiata rappresenta la

relazione tra il rapporto N/H e il redshift z per un BL Lac con una galassia ospite diMR = −22.9

magnitudini e con un nucleo dimR = 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 pun-

teggiata 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 riduzionedati, 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 po-

linomio 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 satu-

rare la risposta del sensore, possono dare origine a sistemiresidui spuri che potreb-

bero 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 sorgen-

te 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.


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 og-

getto 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 magnitudinimV = 19.2

emV > 21 (rispettivamente in Fricke, Kollatschny, & Witzel, 1983 e Abraham, Cra-

wford, & McHardy, 1991) e indici spettrali otticiαν=0.8 e 0.94 (rispettivamente in

Fricke, Kollatschny, & Witzel, 1983 e Chen et al., 2005). Nonsono 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 signifi-

cativo 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 diz >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 carat-

teristiche 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 rileva-

zione da parte di Wright, McHardy, Abraham, & Crawford, 1998è dubbia, dato che

non è stata confermata da alcuna osservazione successiva. Il lavoro di Falomo, 1996,

deduceva un limite inferiore diz > 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 Sba-

rufatti et al., 2006a) non hanno individuato alcuna riga. Healey et al., 2008 riportano


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 ma-

gnitudini in banda R. Nel pannello superiore: il flusso dellospettro calibrato e corretto per l’estinzione

galattica. Il flusso viene dato in unità di10−16erg cm−2s−1Å −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, unEWmin = 0.43 Å consentiva di determinare già un li-

mite inferiore al redshift diz > 0.18. Il nuovo spettro ottenuto con il VLT ha elevato

considerevolmente il S/N, consentendoci di avere unEWmin = 0.09 Å ed elevare

il limite inferiore del redshift az > 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 edè 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


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 di10−16erg cm−2s−1Å −1. Nel pannello inferiore: lo spettro normalizzato sul

continuo sul quale sono indicate con⊕ le righe telluriche dell’atmosfera


ottici. L’oggetto è senza righe intrinseche. Abbiamo misurato unEWmin= 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

dellaLyα az ≥ 0.911. Nel nostro spettro abbiamo individuato allo stesso redshift le

righe di assorbimento del FeIIλλ2373.7, 2383.2, 2585.9, 2599.4, del MgIIλ2798 e

del MgI λ2852.

PKS 1057-79 Questa sorgente è stata individuata in radio da Shimmins & Bol-

ton, 1981. Questo oggetto è stato proposto come contropartedella 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 mo-

stra le righe di emissione del [OIII]λλ4959,5007, del [NeIII]λ3868 e del MgII

λ2798 az = 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 citetWhi-

te1987 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 identifi-

carlo come Blazar. Abbiamo identificato le righe di emissione di [OII] λ3727, di

Hβλ4861, di [OIII] λλ4959,5007, di Hαλ6563 e di [NII]λ6585 az = 0.210. Il fatto

che le EW di queste righe si distribuiscano nell’intervallo4−25 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,


2001 confermano l’assenza di righe intrinseche di BL Lac nello spettro. Boris05a

hanno determinato un limite inferiore al redshift diz > 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. UnaEWmin= 0.35 Å ci porta a stimare un

limite inferiore al redshit diz > 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 SurveyDeep X-

ray 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. Nonabbiamo a disposi-

zione 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 (NaIλ5891). LaEWmin stimata risulta di 0.31 Å , implicando un limite

inferiore al redshift diz > 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


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 di10−16erg cm−2s−1Å −1. La riga spezzata identifica lo

spettro di corpo nero della stella conT ∼ 7000K.

identifichiamo solamente la riga di assorbimento galatticoNaI λ5891 e nessuna riga

intrinseca. LaEWmin= 0.61Å implica una stima del limite inferiore del redshift di

z > 0.80.


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 rigagalattica di assorbimento

del NaIλ5891 con una EW= 0.4Å al limite della rivelabilità. LaEWmin di 0.46Å ci

porta a stimare un limite inferiore al redshift diz > 0.45.

RBS 1752 Questo BL Lac è stato identificato come sorgente X da Voges et al.,

1999. Nella SSG viene proposto un redshift diz = 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: CaIIλλ3934,3968,

banda Gλ4305 e MgIλ5175. 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 etal., 2000 riporta

uno spettro ottico senza righe intrinseche. Il nostro spettro mostra invece delle deboli

righe di assorbimento della galassia ospite: CaIIλλ3934,3968, banda Gλ4305 e MgI

λ5175) permettendoci così di determinare un redshift diz = 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: MgIIλ2798, [OII] λ3727, [NeIII] λ3868, [OIII] λλ4959,5007

permettendoci di risalire ad un redshift diz = 0.419. Le EWobs delle righe del MgII

e del [OIII] superiori a5Å 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


da Bressan, Falomo, Valdés, & Rampazzo, 2006 per la sorgentePKS 2005-489. Solo

una misura della EW del sistema di righeHα + [NII] (fuori dalla banda spettrale

osservata) potrebbe darci la possibilità di chiarire la reale natura dell’oggetto.

1RXS J235730.1-171801Questa 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 diz > 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 nostraEWmin= 0.22

Å definisce un limite inferiore al redshift diz > 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 ga-

lassia. 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 assor-

bimento (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 si-

stema assorbitore smorzato diLyα (sub Dumped Lymanα 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 duesorgenti 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 Ta-

bella 5.3.


Oggetto Classe z Identificazione λ zriga Tipo FWHM EW

Riga

Å Km/s Å

(1) (2) (3) (4) (5) (6) (7) (8) (9)

PKS 0823−223 sub-DLA/BLL ≧0.911

CaII K galattico 3935 0 i 1700 1.85

CaII H galattico 3970 0 i 1500 1.00

FeII 4481 0.911 a 800 0.47

FeII 4553 0.911 a 1300 1.33

FeII 4948 0.914 a 600 0.30

FeII 4970 0.912 a 800 0.85

MgII 5349 0.911 a 1300 4.12

MgI 5452 0.911 a 600 0.44

NaI galattico 5893 0 i 900 1.08

PKS 1057−79 BLL 0.581

MgII 4423 0.581 e 3400 -4.24

NeIII 6119 0.582 e 300 -0.25

[OIII] 7842 0.581 e 500 -1.25

[OIII] 7917 0.581 e 500 -3.58

PKS 1145−676 QSO 0.210

[OII] 4512 0.210 e 1000 -9.25

[NeIII] 4680 0.210 e 1200 -3.99

Hβ 5880 0.210 e 900 -5.52

[OIII] 6001 0.210 e 1000 -9.14

[OIII] 6059 0.210 e 800 -24.66

Hα 7944 0.210 e · · · · · ·

NII 7970 0.210 e · · · · · ·

RBS 1752 BLL 0.448

CaII 5693 0.447 g 1000 0.5

CaII 5749 0.449 g 1900 0.9

banda G 6237 0.449 g 1200 1.0

MgI 7493 0.448 g 600 0.4

RBS 1915 BLL 0.243

CaII 4890 0.243 g 1700 0.75

CaII 4932 0.243 g 1100 0.46

banda G 5351 0.243 g 2600 0.88

MgI 6429 0.243 g 1900 1.96

TXS 2346+052 FSRQ 0.419

MgII 3973 0.420 e 3600 -7.0

[OII] 5290 0.419 e 1000 -5.0

[NeV] 5488 0.419 e 800 -1.2

[OIII] 7033 0.418 e 700 -2.1

[OIII] 7103 0.419 e 700 -5.3

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 dellariga; (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 mezzointerstellare); (8) FWHM della riga (Å );

(9) EW della riga (Å ).


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 atti-

vo 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 Dop-

pler relativistico. Possiamo descrivere il flussoF (ν) attraverso una legge di potenza

parametrizzata dall’indice spettrale otticoαopt:

F (ν) ∼ ν−αopt (6.1)

La seconda componente è associata alla galassia ospite, della quale abbiamo so-

lidi indizi per affermarne la natura ellittica (Urry et al.,2000). Modelliamo questa

parte attraverso lo spettro caratteristico di una galassiaellittica gigante (Kinney et

al., 1996). La galassia ospite non è sempre individuabile a causa della forte lumino-

sità 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

56 CAPITOLO 6. IL CONTINUO OTTICO DEI BL LAC

Figura 6.1: Spettro del BL Lac RBS 1752 nel sistema di riferimento a riposo (linea continua) vi-

sto come somma di una legge di potenza (linea tratteggiata) edi una galassia ellittica gigante (li-

nea 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 alegge di potenza che

descrive il contributo del nucleo galattico attivo. Abbiamo misurato gli indici spet-

trali ottici di tutti i 46 BL Lac del campione del programma diricerca 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 sen-

za 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 ogni30 Å ed interpolandovi sopra una sola leg-

ge di potenza. I risultati di questo procedimento vengono mostrati in tabella 6.1 e

rispecchiano i valori già pubblicati nei precedenti lavoridi Sbarufatti et al., 2005a,

2006a e 2009. Accanto all’indice spettrale ottico viene riportata anche la data di os-

servazione. È infatti importante notare che, essendo i BL Lac oggetti estremamente

variabili in tutte le lunghezze d’onda, l’indice spettraleottico può cambiare nel tem-

po. In tabella, ad esempio, possiamo notare che l’oggetto PKS0019+058 riporta una

differenza di 0.11 nelle stime diαoptν , 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 modellodella 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 inveceun 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 minimiz-

zazione dei residui è stato reso possibile escludendo, dalla curva di interpolazione,

tutte quelle regioni dello spettro dove sono presenti delleforti 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, marischia 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


Oggetto BL Lac αoptν Classe Data Referenza

con limite inferiore Osservazione

al redshift gg/mm/aaaa

(1) (2) (3) (4) (5)

PKS.0047+023 1.39 L 05/08/2003 Sbarufatti et al., 2005a

PKS.0048-09 1.05 L 17/09/2003 Sbarufatti et al., 2005a

PKS.0422+00 1.12 L 27/11/2003 Sbarufatti et al., 2005a



1RXS.J144505.9-032613 0.79 H 28/08/2004 Sbarufatti et al., 2005a


HB89.1553+113 1.16 H 01/08/2003 Sbarufatti et al., 2005a

H.1722+119 0.7 H 06/04/2003 Sbarufatti et al., 2005a



MH.2133-449 0.98 H 12/07/2004 Sbarufatti et al., 2005a

MH.2136-428 1.16 L 03/07/2003 Sbarufatti et al., 2005a




MS.2342.7-1531 0.98 H 26/07/2003 Sbarufatti et al., 2005a

PKS0019+058 1.35 L 12/07/2006 Sbarufatti et al., 2009

1.24 08/08/2006 Sbarufatti et al., 2009

GC0109+224 1.18 L 02/09/2006 Sbarufatti et al., 2009

RBS0231 1 L 13/07/2006 Sbarufatti et al., 2009

OM280 1.21 L 16/04/2006 Sbarufatti et al., 2009

OQ012 1.71 L 07/05/2006 Sbarufatti et al., 2009

PMNJ1539-0658 1.5 L 28/03-20/04/2006 Sbarufatti et al., 2009

PKS1830-589 1.35 L 15/04/2006 Sbarufatti et al., 2009


0.60 01/07/2006 Sbarufatti et al., 2009

Tabella 6.1: (1) Oggetti BL Lac con limite inferiore al redshift; (2) indice spettrale otticoFν ∼

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 χ2

con galassia ellittica con senza

galassia ellittica

(1) (2) (3)

1RXSJ022716.6+020154 4.14 44.98

PKS 0306+102 2.52 2.78

1RXSJ031615.0-260748 8.20 16.18

PKS 0338-214 12.00 21.81

PKS 0426-380 5.39 9.43

1RXSJ055806.6-383829 22.64 175.50

1ES 1212+078 7.81 1409.52

1ES 1248-296 3.14 98.37

PKSB1256-229 8.68 58.49

PKS 1519-273 8.74 9.92

RBS1752 5.49 10.20

RX J22174-3106 3.96 75.02

PKS 2223-114 1.97 2.27

RBS1915 3.13 13.70

TXS2346+052 6.44 7.69

PKS 2354-021 0.93 1.55

Oggetti BL Lac χ2

senza galassia ellittica con senza

evidente galassia ellittica

(1) (2) (3)

PKS 0808+019 4.47 5.62

1WGAJ1012.2+063 5.92 7.86

PKS1057-79 3.86 4.05

PKS 1250-330 2.71 2.70

PKS 2131-021 7.32 7.31

Tabella 6.2: Confronto deiχ2 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 delχ2 ridotto:

χ2 =1

N − ν

∑ (Fmodello − FBLL)2

σ2(6.2)

dove N − ν è il numero dei gradi di libertà;Fmodello è il flusso della curva di

interpolazione, mentreFBLL è il flusso dello spettro del BL Lac eσ2 =(

FBLL

(S/N)

)2

.

I 21 spettri presi in considerazione sono stati interpolatiprima con la la legge di

potenza, e poi aggiungendo la galassia ospite. I valori delχ2 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 delχ2 con e senza la galassia ospite


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 questaprocedura 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 intornoa< αoptν >= 1.13.

Possiamo dividere la distribuzione degliαoptν nelle due classi di BL Lac: HBL

(High-energy peaked BL Lac) e LBL (Low-energy peaked BL Lac). Questa classifi-

cazione si basa sulla posizione del primo picco di energia della Distribuzione Spet-

trale 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 flussoX viene misurato in[erg cm−2 s−1],


Oggetti BL Lac αoptν Classe Data Referenza

con galassia ellittica Osservazione

gg/mm/aaaa

(1) (2) (3) (4) (5)

1RXSJ022716.6+020154 0.56 H 24/12/2003 Sbarufatti et al.,2005a

PKS 0306+102 1.37 L 19/11/2003 Sbarufatti et al., 2005a

1RXSJ031615.0-260748 0.6 L 19/11/2003 Sbarufatti et al., 2005a

PKS 0338-214 1.64 L 19/11/2003 Sbarufatti et al., 2005a


1RXSJ055806.6-383829 0.45 H 25/12/2003 Sbarufatti et al.,2005a

PKSB1256-229 1.55 L 27/01/2004 Sbarufatti et al., 2005a



1ES 1212+078 1.33 H 25/01/2004 Sbarufatti et al., 2006a

1ES 1248-296 0.98 H 24/01/2004 Sbarufatti et al., 2006a

RX J22174-3106 0.83 H 10/07/2004 Sbarufatti et al., 2006a


RBS1752 0.33 L 10/05/2006 Sbarufatti et al., 2009

RBS1915 0.99 L 05/05/2006 Sbarufatti et al., 2009

TXS2346+052 1.15 L 01/07/2006 Sbarufatti et al., 2009

Oggetti BL Lac αoptν Classe Data Referenza

senza galassia ellittica Osservazione

evidente gg/mm/aaaa

(1) (2) (3) (4) (5)

PKS 0808+019 1.12 L 25/12/2003 Sbarufatti et al., 2005a

1WGAJ1012.2+063 1.24 L 30/12/2003 Sbarufatti et al., 2005a



PKS 1057-79 0.76 L 31/03/2006 Sbarufatti et al., 2009

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) ladistinzione tra le classi di HBL o di

LBL. In colonna (4) viene riportata la data di osservazione ela referenza bibbliografica dello spettro

pubblicato (5).


Figura 6.3: Istogramma degli indici spettrali otticiαoptν dell’intero campione di 46 oggetti BL Lac

(linea continua). L’indice spettrale ottico medio è< αoptν >= 1.13. La linea tratteggiata invece

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 raggiX 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< αoptν (HBL) >= 0.82, mentre gli LBL mostrano un picco intorno


a< αoptν (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 dello0.0007%. Questo è un impor-

tante 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 ladistribuzione degli HBL e degli

LBL. Probabilità che le due distribuzioni siano compatibili: 0.0007%.


6.2 Indice spettrale ottico-X

L’indice spettrale ottico-Xαox è definito come il rapporto tra il flusso otticoF optν

a5500 [Å ] e il flusso X F Xν a1 [KeV ]:

αox =−

(

log (F optν ) − log

(

F Xν

))

log (νopt) − log (νX)(6.3)

I dati del flusso X sono stati ricavati dalla letteratura grazie al catalogo NED (NA-

SA/IPAC Extragalactic Database). Le rispettive referenze bibbliografiche sono ri-

portate in tabella 6.4. Il flusso ottico a5500 [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 < αoxν >= 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 otticiX degli HBL e degli LBL.

Queste due distribuzioni mostrano due picchi in corrispondenza del rispettivo va-

lore medio:<αoxnu(HBL) >= 0.84 e <αox

nu(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 risulta-

to 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

Oggetti BL Lac αoxν F opt

ν F Xν Classe ReferenzeF X

ν

erg/s/cm2/Hz erg/s/cm2/Hz

(1) (2) (3) (4) (5) (6)

1RXSJ022716.6+020154 0.46 1.165 · 10−27 7.076 · 10−29 H Giommi et al., A&A 2005

1RXSJ031615.0-260748 0.93 2.3 · 10−27 8.1 · 10−30 L Bauer et al., 2000

1RXSJ055806.6-383829 0.93 8.274 · 10−27 2.88 · 10−29 H Bauer et al., 2000

1WGAJ1012.2+063 1.45 3.673 · 10−27 5.5 · 10−31 L Perlman et al., 1998

PKS.1250-330 0.94 2.405 · 10−28 7.663 · 10−31 L Siebert et al., 1998


PKS.0048-09 1.28 1.484 · 10−26 6.03 · 10−30 L Turriziani, Cavazzuti, & Giommi, 2007

PKS.0422+00 1.38 1.164 · 10−26 2.539 · 10−30 L Laurent-Muehleisen et al., 1999

1ES.1212+078 0.91 2.017 · 10−27 7.908 · 10−30 H Reich et al., 2000

1ES.1248-296 0.68 5.042 · 10−28 7.868 · 10−30 H Giommi et al., A&A 2005

1RXS.J144505.9-032613 0.88 2.936 · 10−27 1.404 · 10−29 H Giommi et al., A&A 2005


HB89.1553+113 1.28 9.033 · 10−26 3.731 · 10−29 H Xmm-Newton Survey Science Centre, 2007

H.1722+119 1.19 4.754 · 10−26 3.36 · 10−29 H Ebisawa et al., 2003



MH.2133-449 0.94 5.668 · 10−28 1.87 · 10−30 H Voges et al., 1999

MH.2136-428 1.78 2.09 · 10−26 4.21 · 10−31 L Xmm-Newton Survey Science Centre, 2007

RX.J22174-3106 0.71 4.538 · 10−28 6.03 · 10−30 H Turriziani, Cavazzuti, & Giommi, 2007


MS.2342.7-1531 0.88 1.02 · 10−28 4.875 · 10−31 H Rector et al., 2000

GC0109+224 1.39 3.775 · 10−26 7.74 · 10−30 L Bauer et al., 2000

RBS0231 0.59 7.714 · 10−28 2.14 · 10−29 L Giommi et al., A&A 2005

OM280 1.38 1.38 · 10−26 3.00 · 10−30 L Ghosh & Soundararajaperumal, 1995

PMNJ1539-0658 1.3 4.025 · 10−28 1.5 · 10−31 L Landt et al., 2001

PKS1830-589 1.37 1.94 · 10−27 4.60 · 10−31 L Landt et al., 2001

RBS1752 0.76 2.876 · 10−27 2.85 · 10−29 L Giommi et al., A&A 2005

RBS1915 1.15 4.826 · 10−27 4.32 · 10−30 L Bauer et al., 2000


Tabella 6.4: (1) Nome del BL Lac; (2) indice spettrale ottico Xαoxν ; (3) Flusso ottico degli spettri del

nostro campioneF optν (4) Flusso X ricavato dalla letteraturaFX

ν (5) Classe del BL Lac: HBL o LBL;

(6) referenza bibbliografica dalla quale è stato ricavato ilflusso X a1[KeV ].


Figura 6.5: Istogramma degli indici spettrali ottici-Xαoxν dell’intero campione di 29 oggetti BL

Lac (linea continua). L’indice spettrale ottico-X medio è< αoxν >= 1.03. La linea tratteggiata

invece evidenzia gli indici spettrali ottici-X del periodoP77 (Sbarufatti et al., 2009) che mostrano

un’evidenza di doppio picco.

retta che minimizza ilχ2. 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 trala distribuzione degli HBL e

degli LBL. Probabilità che i due istogrammi siano compatibili: 0.18%


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 ga-

lassie 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 delχ2 (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 spettroosservato sembrava poter

essere interpolato bene anche da una sola legge di potenza. In PKS 0306+102, ol-

tre al debole flusso della galassia ellittica, ilCalcium Breakè 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 interpo-

lazione. Per misurare la magnitudine apparente abbiamo utilizzato il filtro R del

sistema Cousins/Bessell, che ha un picco intorno a 6000 Å , inmodo da confron-

tarerisultati 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 integra-

zione 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 conla 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 HubbleH0 = 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,


Figura 6.8: Spettro della galassia ospite del BL Lac RBS 1915 nel sistemadi 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

fendituraδmag in funzione del redshiftz. 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 galassiazburst = 5.


Le magnitudini assolute delle galassie ospiti individuatesono riportate in tabella

6.5. Questi risultati sono consistenti con le magnitudini assolute riportate nei prece-

denti 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 spettroosservato, 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’in-

frarosso 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 diMR = −22.8± 0.5[mag] riportato

anche in figura 5.2.


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.


Oggetti BL Lac redshift MhostR

MhostR

Righe Referenze

misurati letteratura emissione

(1) (2) (3) (4) (5) (6)

1RXSJ022716.6+020154 0.457 -23.2 -23.2 Sbarufatti et al.,2005a

PKS.0306+102 0.862 -23.1 E Sbarufatti et al., 2005a

1RXSJ031615.0-260748 0.443 -22.7 -22.8 E Sbarufatti et al., 2005a

PKS.0338-214 0.630 -23.8 E Sbarufatti et al., 2005a


1RXSJ055806.6-383829 0.302 -23.7 -23.4 Sbarufatti et al.,2005a

PKSB1256-229 0.481 -23.3 E Sbarufatti et al., 2005a

PKS.1519-273 1.297 -26.6 (*) E Sbarufatti et al., 2005a


1ES.1212+078 0.137 -23.0 -22.2 E Sbarufatti et al., 2006a

1ES.1248-296 0.382 -23.1 -22.7 Sbarufatti et al., 2006a

RX.J22174-3106 0.460 -22.8 -22.3 Sbarufatti et al., 2006a


RBS1752 0.449 -23.7 -23.3 Sbarufatti et al., 2009

RBS1915 0.243 -21.6 -22.4 Sbarufatti et al., 2009

TXS2346+052 0.419 -22.3 E Sbarufatti et al., 2009

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 dellepubblicazioni. (*) 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.


Figura 6.10: Distribuzione delle Magnitudini assolute di tabella 6.5. Il valore medio delle magnitu-

dini 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.


Figura 6.11: Spettri degli oggetti osservati sovrapposti alla migliorecurva 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 datoin unità di10−16[erg cm−2s−1Å−1], mentre

in ascissa troviamo le lunghezze d’onda in [Å]. Qui sopra lo spettro di 1RXSJ022716.6+020154


Figura 6.11: continua con lo spettro di PKS 0306+102. Si noti il debole flusso della galassia el-

littica ed il fatto che ilCalcium Breakè nascosto dalla riga di assorbimento tellurica dell’ossigeno

molecolare.


Figura 6.11: continua con lo spettro di 1RXSJ031615.0-260748


Figura 6.11: continua con lo spettro di PKS 0338-214




Figura 6.11: continua con lo spettro di 1RXSJ055806.6-383829


Figura 6.11: continua con lo spettro di 1ES.1212+078


Figura 6.11: continua con lo spettro di 1ES.1248-296


Figura 6.11: continua con lo spettro di PKSB1256-229


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


Figura 6.11: continua con lo spettro di RX J22174-3106




Figura 6.11: continua con lo spettro di RBS1915


Figura 6.11: continua con lo spettro di TXS2346+052



Capitolo 7

Spettri compositi

In questo capitolo studieremo le caratteristiche generalidi 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 sottraen-

do 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

92 CAPITOLO 7. SPETTRI COMPOSITI

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 galassiaellittica. 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 ripo-

so, facendo una media pesata sul S/N dei 5 spettri di BL Lac senza galassia ospite

evidente. Gli spettri considerati sono stati normalizzatiognuno sul proprio continuo.

In figura 7.5 mostriamo quanti spettri ricoprono ogni intervallo di lunghezze d’on-

da. A lunghezze d’ondaλ 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 emis-

sione presenti sullo spettro composito medio. Bisogna notare il fatto che le EW siano

tutte inferiori a5Å , che convenzionalmente viene considerato come il discriminante

tra i diversi AGN nella definizione di BL Lac.

7.2. SPETTRO COMPOSITO MEDIO DI BL LAC 93

Riga di λ EW composito EW ellittica pseudo continuo Indice della banda passante pseudo continuo

assorbimento Å Å Å Å Å Å Å Å Å

(1) (2) (3) (4) (5) (6) (7) (8) (9) (10)

CN1 4159.62 2.85 3.27 4080 4117 4142 4177 4244 4284

CN2 4159.62 2.07 3.84 4083 4096 4142 4177 4244 4284

Caλ4227 4228.50 0.44 1.11 4211 4219 4222 4234 4241 4251

Gλ4300 4298.87 5.90 5.28 4266 4282 4281 4316 4318 4335

Feλ4383 4394.75 5.09 4.62 4359 4370 4369 4420 4442 4455

Caλ4455 4463.37 0.78 1.11 4445 4454 4452 4474 4477 4492

Feλ4531 4536.75 3.19 3.51 4504 4514 4514 4559 4560 4579

C2λ4668 4677.12 2.47 7.93 4611 4630 4634 4720 4742 4756

Hβ 4862.25 1.43 1.21 4827 4847 4847 4876 4876 4891

Feλ5015 5015.87 0.82 4.99 4946 4977 977. 5054 5054 5065

Mg1 5101.62 5.33 7.91 4895 4957 5069 5134 5301 5366

Mg2 5175.37 5.64 10.22 4895 4957 5154 5196 5301 5366

Mgbanda 5176.37 1.69 4.19 5142 5161 5160 5192 5191 5206

Feλ5270 5265.65 1.01 2.52 5233 5248 5245 5285 5285 5318

Feλ5335 5332.12 1.29 1.75 5304 5315 5312 5352 5353 5363

Feλ5406 5401.25 0.49 1.20 5376 5387 5387 5415 5415 5425

Feλ5709 5708.50 0.66 0.47 5672 5696 5696 5720 5722 5736

Feλ5782 5786.62 1.56 0.45 5765 5775 5776 5796 5797 5811

NaD 5893.12 1.49 5.31 5860 5875 5876 5909 5922 5948

T iO1 5965.37 0.14 3.16 5816 5849 5936 5994 6038 6103

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 considerala riga di assorbimento. (9) e (10)

lunghezze d’onda su cui misurare lo pseudo continuo a sinistra della riga presa in considerazione.

Righe λ EW emissione o assorbimento

Å Å

(1) (2) (3) (4)

CIII] 1909 -1.08 E

CII] 2326 -0.97 E

[NeIV ] 2423 -0.19 E

MgII 2798 -4.31 E

[OII] 3727 -0.95 E

[NeIII] 3869 -0.18 E

CaH 3936 0.09 A

CaK 3973 0.13 A

Tabella 7.2: (1) Righe individuate sullo spettro del BL Lac medio di figura7.4. 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).


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.


Figura 7.2: Spettro composito di 16 galassie ospiti dei BL Lac riportatiin tabella 6.5 (linea continua).

In ordinata abbiamo il flusso ottico in scala logaritmica, per visualizzare meglio le righe di assorbi-

mento. 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 unitàarbitrarie di flusso (linea punteggiata). Le

linee verticali tratteggiate evidenziano le righe di assorbimento tipiche di una galassia ellittica usate

per confronto.


Figura 7.3: Larghezze equivalenti a confronto. Sul grafico viene riportata la miglior retta che interpo-

la i punti minimizzando gli scarti quadratici medi. Si trovala seguente relazione:EWgalassia ospite =

(0.8 ± 0.2) · EWellittica − 0.7 ± 0.6.


Figura 7.4: Spettro composito di BL Lac senza galassia ospite evidente,normalizzati sul flusso del

proprio continuo. Sono evidenziate le righe di emissione.


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 az = 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 1323-

3652). 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’interocampione di 46 BL

Lac del programma di ricerca in corso e disponibile anche sulsito 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 ogni30Å 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 conti-

nuo 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 galassiaospite ellittica gigante di

10[Kpc] secondo la Kinney et al., 1996.

Il modello del continuo del BL Lac ci ha dato la possibilità dimisurare l’in-

dice spettrale ottico individuando nel contempo la presenza della galassia ospite.

In 5 BL Lac il contributo della galassia ospite non è evidentee gli indici spettra-

li hanno valori coerenti con quelli pubblicati nei lavori precedenti. In 16 BL Lac

abbiamo individuato la galassia ospite e ne abbiamo misurato la luminosità. So-

no state confermate le galassie ospiti: 1RXSJ022716.6+020154 conMR = −23.2;

1RXSJ031615.0-260748 conMR = −22.7; 1RXSJ055806.6-383829 conMR =

−23.7; 1ES 1212+078 conMR = −23.0; 1ES 1248-296 conMR = −23.1; RX

J22174-3106 conMR = −22.8; RBS1752 conMR = −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 conMR = −23.8; PKS 0426-380 conMR =-25.3;

PKSB1256-229 conMR = −23.3; PKS 1519-273 conMR = −26.6; PKS 2354-

021 conMR = −22.3; PKS 2223-114 conMR = −22.6 e TXS 2346+052 con

MR = −22.3.

La distribuzione delle magnitudini assolute delle galassie ospiti ha un valore me-

dio 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 media-

mente 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 sia-

no simultanei, che le distribuzioni dell’indice spettraleottico-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 cuinon fosse evi-

dente la componente dovuta alla galassia ospite. Abbiamo identificato e misurato le

righe di emissione e di assorbimento di questo spettro medioverificando che la loro

EW è inferiore a5Å .

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 can-

dele 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 ottenereflussi gamma, offerte

dai satelliti spaziali AGILE e FERMI e dai telescopiCerenkov (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 emediano 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



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



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



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



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



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 115

A.2 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 flussodello spettro calibrato e corretto per

l’estinzione galattica. Il flusso viene dato in unità di10−16erg cm−2s−1Å−1. Nel pannello inferiore:

lo spettro normalizzato sul continuo sul quale sono segnatele righe telluriche dell’atmosfera con il

simbolo⊕.


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 di10−16erg cm−2s−1Å−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 di10−16erg cm−2s−1Å−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


Figura A.2: continua

A.2. SPETTRI 119




A.2. SPETTRI 121



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 di10−16erg cm−2s−1Å−1. La riga spezzata identifica lo spettro

di corpo nero della stella conT ∼ 7000K.

A.2. SPETTRI 123




A.2. SPETTRI 125




A.2. SPETTRI 127




A.2. SPETTRI 129



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UNIVERSITÀ DEGLI STUDI DELL’INSUBRIA - infn.it 1.1. MODELLO UNIFICATO DI AGN 3 distanza di queste sorgenti consiste nell’individuare delle deboli righe di emissione e di assorbimento