RELAZIONE FINALE SPERIMESTATE IDENTIFICAZIONE SORGENTI CELESTI

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1 RELAZIONE FINALE SPERIMESTATE IDENTIFICAZIONE SORGENTI CELESTI Mattia Bazzani e Cheker Maamouri ABSTRACT Questo laboratorio ha come obiettivo l'identificazione di sorgenti celesti ignote rivelate alle alte energie grazie ai telescopi X- gamma INTEGRAL e SWIFT. Per fare questo abbiamo utilizzato i dati spettroscopici raccolti ai telescopi di Loiano (Italia) e di San Pedro Martir (Messico) analizzandoli con un programma di riduzione delle immagini (IRAF). I risultati dell'analisi di questi dati ci hanno permesso di capire la natura degli oggetti osservati e se essi appartengono alla nostra galassia (galattici) o sono al di fuori di essa (extragalattici). Le sorgenti studiate sono: igr , igr , pbc0706, ngc4051. INTRODUZIONE Tramite l'analisi dei dati ottenuti a diverse lunghezze d'onda (Gamma, X, Ottiche, Radio) con l'utilizzo di appositi telescopi, è possibile identificare la natura delle sorgenti celesti che hanno emesso la radiazione osservata. In particolare i telescopi adibiti all'osservazione di radiazioni di alta energia (X e gamma) permettono lo studio di alcune caratteristiche della sorgente ma presentano uno scarso potere risolutivo ed è necessario analizzare i dati spettroscopici acquisiti a frequenze più basse, in banda ottica, per comprendere al meglio la natura intrinseca degli oggetti, quindi identificarli e classificarli. Qui presentiamo il lavoro svolto per identificare e succesivamente studiare le sorgenti igr , igr , pbc0706, ngc4051 rivelate dai telescopi X- gamma Swift e Integral. PROCEDIMENTO SORGENTI NUMERO EXPTIME (s) DATA TELESCOPIO OSSERVAZIONI OSSERVAZIONE igr /03/2017 Loiano /03/2017 Loiano pbc /01/2011 Loiano /03/2017 Loiano /03/2017 Loiano igr /03/2017 Loiano ngc /06/2015 Loiano Tabella 1 - elenco delle osservazioni Prima di iniziare con l'analisi dei dati abbiamo creato una finding chart. Per farlo abbiamo utilizzato il programma DS9_72 che ci permette di scaricare dai cataloghi in archivio la regione di spazio, di 10x10 arcmin, centrata alle coordinate in cui è stata rivelata la sorgente e di creare un error box (nel nostro caso delle dimensioni di 3 arcsec tranne per la sorgente pbc0706 per cui ne abbiamo utilizzato uno di 5 arcsec) utile per restringere il campo in cui si può trovare la sorgente.

2 Fig. 1: Immagine di ngc4051 con il corrispondente error box (cerchietto verde) PROCEDURA DI RIDUZIONE DELL'IMMAGINE (Riportiamo di seguito la riduzione dei dati svolta per ngc4051, mostrandone tutti i passaggi. La procedura è stata applicata analogamente per le altre sorgenti) IRAF (Image Reduction and Analysis Facility) ci permette di effettuare una procedura di riduzione delle immagini che ci consente di identificare la sorgente celeste analizzata. 1) Pulizia dai raggi cosmici. Alcuni pixel delle immagini potrebbero essere stati colpiti da raggi cosmici. Essi sono chiaramente visibili dall'immagine 2D (visibile con DS9). Per rimuoverli usiamo la procedura CRMEDIAN che rivela i pixel che deviano dal valore mediano dei pixel circostanti di un valore statistico fissato e li sostituisce col valore mediano stesso. Fig. 2: Immagine ripulita dai raggi cosmici (a sinistra) a confronto con immagine grezza (a destra).

3 2) Verificare che l'asse di dispersione sia corretto usando la procedura APEXTRACT. 3) Estrarre lo spettro monodimensionale dall'immagine pulita dai raggi cosmici usando la procedura APALL. Fig.3: Il picco centrale (indicato dal numero 1) è relativo alla sorgente che stiamo analizzando. 4) Estrarre lo spettro della lampada di calibrazione usando sulle stesse righe/colonne su cui è stato estratto lo spettro della nostra sorgente. Usare di nuovo la procedura APALL. Lo spettro della lampada da considerare è quello fatto più vicino in tempo rispetto allo spettro del nostro oggetto. Per ogni spettro dell'oggetto andrebbe estratta la relativa lampada. 5) Determinare la funzione di dispersione dello spettro (cioè la relazione tra pixel e lunghezza d'onda) tramite lo spettro della lampada di calibrazione (lamp1_1d.fits) usando la procedura IDENTIFY. Tale procedura consente di associare il numero di pixel ad una determinata lunghezza d'onda, in modo da consentire poi la calibrazione dello spettro in lunghezza d'onda. Fig. 4: Grafico che mostra alcune delle righe riconosciute della lampada di calibrazione (contraddistinte da un trattino).

4 6) Trasformare i pixel in lunghezze d'onda in tutti gli spettri del nostro oggetto tramite la funzione determinata con lampada di calibrazione usando le procedure REFSPEC, che associa a ciascun spettro del nostro oggetto lo spettro della lampada (reference spectrum) usato per calcolare la funzione di dispersione. La procedura DISPCOR trasforma poi i pixel dello spettro del nostro oggetto in lunghezza d'onda. 7) Calibrazione in flusso usando la procedura CALIBRATE. 8)Vedere lo spettro usando la procedura SPLOT. Fig. 5: Spettro finale di NGC4051 calibrato in lunghezza d'onda e flusso 8.1) Possiamo poi misurare la posizione e il flusso delle righe che sono eventualmente presenti nello spettro digitando k e poi g (viene fatto un fit alla riga con una gaussiana) vicino ad esse. Una volta riconosciuto l'elemento responsabile della righe (che possono essere in emissione o assorbimento), si può verificare se la sua lunghezza d'onda coincide con quella di laboratorio (si tratta di un oggetto nella nostra Galassia) o se è spostata verso lunghezze d'onda più rosse (cioè maggiori) rispetto a quelle di laboratorio (oggetto extragalattico). In quest'ultimo caso è possibile calcolare il redshift (z), cioè l'entità dello spostamento verso il rosso, utilizzando la seguente formula: λ osservata / λ laboratorio = (1 + z). 8.2) Nel caso in cui la sorgente analizzata si rivelasse una galassia di Seyfert di tipo 1 (con presenza nel loro spettro ottico di righe larghe con velocità > 2000 Km/s e strette con velocità < 1000 Km/s) è possibile fare una stima della massa del buco nero al centro del nucleo galattico attivo (AGN). La formula per ricavare la stima della massa è: = f * 4πd 2 = (Δ λ / λ) * c

5 RISULTATI Dopo aver ridotto ed analizzato gli spettri, ne abbiamo identificato alcune righe e poi confrontato i nostri spettri (ad es. Fig.5) con modelli noti (Fig.6) per scoprire che tipo di sorgente fosse. Fig. 6: Esempi di spettri di oggetti noti utilizzati come confronto Abbiamo infine classificato le nostre sorgenti come segue: igr È un Quasar di tipo 1 - z = 0.07 igr È un BL Lac object - z = pbc È una stella della nostra galassia poichè ha il redshift z = 0 ngc È una galassia di Seyfert (ovvero presenta una luminosità minore di erg/s) di tipo 1 poichè ha righe di emissione sia strette che larghe. - La stima della massa del buco nero al centro della galassia è 1.6x10 6 masse solari. - z =