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Osservazioni di Nuclei Galattici Attivi con ARGO-YBJ

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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.

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Presentation Transcript
osservazioni di nuclei galattici attivi con argo ybj
Osservazioni di Nuclei Galattici Attivi con ARGO-YBJ

Relatore

Dott.ssa Silvia Vernetto

Candidato

Maria Luigia Chiarappa

Luglio 2004

l astronomia gamma
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
Radiazione Gamma

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

1 MeV 1 GeV 1 TeV 1 PeV 1 Eev

Satellites

Cerenkov Telescopes

EAS arrays

tecniche di rivelazione
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
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.
slide6

Esperimento ARGO-YBJ

  • Laboratorio di Raggi Cosmici di Yangbajing (Tibet, Cina)
  • 4300 m s.l.m.
  • 30,1° latitudine Nord
sito di argo ybj
Sito di ARGO-YBJ

Yangbajing village

4300 m

ARGO-YBJ

slide8

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 unanello 111 x 99 m2

mappa delle sorgenti e 1 tev
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
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
slide11

Esistono diversi tipi di AGN:

  • Radio-loud: costituiscono il 10% degli AGN. Sonocaratterizzati 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.
  • Di particolare importanza per la gamma astronomia sono i blazars: AGN Radio-loud i cui getti relativistici sono diretti verso di noi.
  • Radio quiet (90%)
  • Seyfert Galaxies
  • Quasars
  • Radio Loud (10%)
  • Radio Galaxies
  • Radio Quasars
  • Blazars
processi fisici che producono raggi gamma
Processi fisici che producono Raggi Gamma
  • Bremsstrahlung : processo di emissione di radiazione elettromagnetica da parte di un elettrone nel campo elettrico di un nucleo atomico.
  • 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
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
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°.

slide16

Distribuzione del flusso di energia corrispondente al picco di sincrotrone

Distribuzione del flusso di energia corrispondente al picco di sincrotrone

BL lacs

BL lacs

υ f(υ)

erg cm-2 s-1

υ f(υ)

erg cm-2 s-1

Dopo la selezione (E > 1016Hz) sono rimasti 18 blazar candidati all’emissione ai TeV

Log frequency υ [Hz]

Log frequency υ [Hz]

υ f(υ)

erg cm-2 s-1

υ f(υ)

erg cm-2 s-1

QSO

QSO

Log frequency υ [Hz]

Log frequency υ [Hz]

valutazione della sensibilit di argo nelle osservazioni di agn
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]

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

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

slide20

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

Minimo flusso osservabile in 1 anno di misura

H1426+428

1ES1959+650

Crab Nebula Flux

1ES2344+514

MRK 421

MRK 501

slide22

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
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.
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