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Osservazioni di Nuclei Galattici
Attivi con ARGO-YBJ
Relatore
Dott.ssa Silvia Vernetto
Candidato
Maria Luigia Chiarappa
Luglio 2004
L’astronomia gamma
L’astronomia dei raggi gamma, lo studio dei raggi cosmici di alta
energia e l’astronomia dei neutrini cosmici costituiscono quel
campo della ricerca che è detto “astrofisica delle alte energie”.
Il termine “raggio gamma” si usa per identificare la radiazione
elettromagnetica di energia maggiore di circa 1 MeV.
Radiazione Gamma
L’ampio intervallo di energia implica l’uso di diverse tecniche
sperimentali per la rivelazione.
1 MeV
1 GeV
Satellites
1 TeV
Cerenkov
Telescopes
1 PeV
EAS arrays
1 Eev
Tecniche di rivelazione
 Rivelatori su satelliti: usati per rivelare raggi γ con
un’energia compresa tra ~ 1 MeV e alcune decine di GeV.
 Telescopi Cerenkov (ACT): usati nell’intervallo di energia
che va da ~ 100 GeV a ~ 100 TeV. Gli ACT rivelano la
radiazione Cerenkov prodotta nell’atmosfera dalle particelle
relativistiche secondarie cariche degli sciami elttromagnetici
prodotti dai raggi gamma primari.
 Apparati a sciame: costituiti da numerosi rivelatori
distribuiti su una superficie in grado di rivelare il passaggio
del fronte dello sciame; lavorano ad energie al di sopra di ~
10 TeV.
Apparati a sciame di nuova generazione
Un apparato a sciame può lavorare nell’intervallo di energia dei
telescopi Cerenkov (energia dei primari E > 100 GeV) con queste
due tecniche:
 utilizzando una copertura totale di rivelazione (full coverage)
in modo da poter osservare anche sciami molto piccoli
(~ 50-100 particelle).
 lavorando ad alta quota (h > 4000 m) in modo da osservare lo
sciame più vicino al suo massimo sviluppo.
Esperimento ARGO-YBJ
 Laboratorio di Raggi
Cosmici di
(Tibet, Cina)
Yangbajing
 4300 m s.l.m.
 30,1° latitudine Nord
Sito di ARGO-YBJ
ARGO-YBJ
Yangbajing village
4300 m
Il Rivelatore
Rivelatore:
tappeto
di
Resistive Plate Counters
(RPCs) coperto da 0,5 cm Pb
Area totale: 6700 m2
Full coverage carpet
78 x 75 m2 circondato da
un anello 111 x 99 m2
Mappa delle sorgenti (E ~ 1 TeV)
In 2004 :
18 sources
( 8 seen by more
than one group )
Galactic sources
 3 (1) Pulsar
nebulae (plerions)
 3 (1) Supernova
remnants
 1 (0) X-ray binary
 1 (0) OB
association
Extragalactic sources
 8 (6) AGNs (blazars)
 1 (0) Starburst Galaxy
 1 (0) Radio Galaxy
Nuclei Galattici Attivi (AGN)
Per Nucleo Galattico Attivo (AGN) si intende la regione centrale di una galassia
la cui emissione di radiazione non è ascrivibile ai normali processi stellari. La
luminosità tipica è 1048 erg/s, questa potenza è dovuta all’accresimento di materia
attorno ad un buco nero supermassivo (108 Mo) posto al centro della galassia.
Caratteristiche degli AGN:
 nucleo con alta luminosità
L > 1048 erg/s
(nostra Galassia: L ~ 1044 erg/s)
 spettro non termico
 grande variabilità della luminosità
Esistono diversi tipi di AGN:
• Radio-loud: costituiscono il 10% degli AGN. Sono caratterizzati dalla presenza
di due getti relativistici di materia e radiazione che si estendono
simmetricamente dalla regione centrale per centinaia di parsec.
• Radio-quiet: costituiscono il 90% degli AGN, sono deboli sorgenti radio.
Radio quiet (90%)
 Seyfert Galaxies
 Quasars
Radio Loud (10%)
 Radio Galaxies
 Radio Quasars
 Blazars
Di particolare importanza per la gamma astronomia sono i blazars: AGN Radioloud i cui getti relativistici sono diretti verso di noi.
Processi fisici che producono
Raggi Gamma

Bremsstrahlung : processo di emissione di radiazione elettromagnetica
da parte di
nucleo atomico.

un
elettrone
nel
campo
elettrico
di
un
Radiazione di sincrotrone : radiazione emessa da un elettrone relativistico
sotto l’effetto di un campo magnetico.

Effetto Compton inverso: un elettrone di alta energia diffonde su un
fotone di bassa energia trasformandolo in un fotone di energia
molto maggiore.

Interazione adroniche: I raggi gamma prodotti nei processi adronici
provengono essenzialmente dal decadimento del pione neutro.
Emissione dei blazar
1995
1996
1997
MRK 421
1998
Modello Synchrotron Self Compton (SSC):
 1° picco: radiazione di sincrotrone
 2° picco: effetto Compton Inverso
MRK 501
Curva di luce in gamma di alta energia
AGN analizzati
 Sorgenti extragalattiche osservate ai TeV da telescopi
Cerenkov
 Catalogo dei BL Lac candidati per l’emissione ai TeV di
L. Costamante e G. Ghisellini (A&A 384,56,2002)
 Catalogo Blazars osservati in X da BeppoSax
Abbiamo selezionato sorgenti con declinazione compresa tra -9,89° e
+70,11°, perché questi oggetti culminano alla latitudine di ARGO
con angolo zenitale inferiore ai 40°.
Spettro in energia di 1ES 0033+595
Distribuzione del flusso di energia corrispondente al picco di sincrotrone
-14
BL lacs
υ f(υ)
erg cm-2 s-1
-13
-12
-11
-10
-9
-8
12
13
14
15
16
17
18
Log frequency υ [Hz]
19
-14
υ f(υ)
erg cm-2 s-1
-13
-12
-11
-10
-9
QSO
-8
12
13
14
15
16
Log frequency υ [Hz]
17
Dopo la selezione (E > 1016
Hz) sono rimasti 18 blazar
candidati all’emissione ai
TeV
Nome sorgente
Declinazione
Redshift
M87
12,21
0,004
1722+119
11,90
0,018
MRK 421
38,13
0,031
MRK 501
39,75
0,034
1ES2344
51,40
0,044
1ES1959+650
65,00
0,047
0214+517
51,70
0,049
Nome sorgente
Declinazione
Redshift
1727+502
50,20
0,055
1011+496
49,60
0,200
BL Lacertae
42,00
0,069
EXO1215.3+3022
30,30
0,237
1ES1741+196
19,60
0,084
EXO1415.6+2557
25,72
0,237
1ES0033+595
59,50
0,086
1ES1627+402
40,13
0,272
EXO 118.0+4228
42,20
0,124
1ES0120+340
34,35
0,272
H1426
42,80
0,129
1H1219+301
30,18
0,130
1H0414+009
1,09
0,287
1136.5+6737
67,37
0,135
MS0158.5+0019
0,57
0,299
0806+524
52,40
0,138
OJ287/0851+203
20,30
0,306
0229+200
20,00
0,139
1ES0502+675
67,62
0,314
1114+202
20,20
0,139
PG1553+113
11,30
0,360
1ES1255+244
24,21
0,141
1ES1028+511
50,89
0,361
1H0323+022
2,42
0,147
3C66A
42,48
0,444
1440+122
12,20
0,162
1H1515+660
65,42
0,702
1218+304
30,40
0,182
1RXSJ121158.1
22,71
0,770
1ES0927+500
49,84
0,188
1ES1533+535
53,34
0,890
MS0317.0+1834
18,76
0,190
39 Sorgenti studiate
Distribuzione dei redshift
10
6
4
2
redshift (z)
Distribuzione dei redshift dei 39 oggetti
1
0,
9
0,
8
0,
7
0,
6
0,
5
0,
4
0,
3
0,
2
0,
1
0
0
n° AGN
8
Valutazione della sensibilità di ARGO nelle osservazioni di AGN
1)Modello di spettro di AGN: spettro di potenza con assorbimento dovuto
alla radiazione di background extragalattico (infrarosso, ottico) [Jager and
Stecker, ApJ 566, 738, 2002]
dN
 kE2e  ( E , z )
dE
2) Simulazione del cammino giornaliero della sorgente sulla volta celeste
(angolo zenitale < 40°)
Tempo di osservazione (h)
Tempo giornaliero di osservazione vs. declinazione
7
6
5
4
3
2
1
0
0
10
20
30
40
50
60
70
80
Declinazione (gradi)
AGN con declinazione intorno a 25°- 50° sono visibili per più tempo da ARGO
3) Simulazione del flusso di raggi gamma dall’AGN e risposta del
rivelatore
4) Valutazione del numero di eventi giornalieri attesi sul rivelatore (sciami
con almeno 100 particelle):
- dalla sorgente
- dal fondo dei raggi cosmici
5) Confronto del segnale con il fondo
Valutazione del flusso necessario per osservare la
sorgente con significatività statistica maggiore
uguale a 5 sigma (σ)
Minimo flusso osservabile in 1 anno di misura
H1426+428
1ES1959+650
1ES2344+514
MRK 421
MRK 501
Crab Nebula
Flux
AGN osservati ai TeV
AGN
z
Flusso (Crab units)
MRK 501
0.031
 0.1 - 3
MRK 421
0.034
 0.4 - 13
1ES 2344+514
0.044
 0.1 - 0.63
1ES 1959+650
0.048
 0.6 – 5
1ES 1426+428
0.129
 0.2
Conclusioni
 Abbiamo valutato la sensibilita’ di ARGO nell’osservazione
di Nuclei Galattici Attivi di tipo blazar.
 In un anno di osservazione ARGO ha una sensibilita’ pari a
frazioni di flusso Crab per AGN a basso redshift.
 La sensibilita’ diminuisce con la distanza a causa
dell’assorbimento dei fotoni gamma nello spazio
extragalattico.
 Grazie al suo ampio campo di vista (1.5 sr) ARGO puo’
monitorare con continuita’ il flusso delle sorgenti piu’ vicine
e rivelare eventuali periodi di alta attivita’ degli AGN piu’
lontani.