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 1 MeV 1 GeV 1 TeV 1 PeV 1 Eev 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 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 Yangbajing (Tibet, Cina) 4300 m s.l.m. 30,1° latitudine Nord

Sito di ARGO-YBJ Yangbajing village 4300 m ARGO-YBJ

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

Radio quiet (90%) Seyfert Galaxies Quasars Radio Loud (10%) 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. 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 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.

Curva di luce in gamma di alta energia 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 BL lacs BL lacs erg cm-2 s-1 υ f(υ) erg cm-2 s-1 υ f(υ) Dopo la selezione (E > 1016 Hz) sono rimasti 18 blazar candidati all’emissione ai TeV Log frequency υ [Hz] Log frequency υ [Hz] erg cm-2 s-1 υ f(υ) erg cm-2 s-1 υ f(υ) QSO QSO Log frequency υ [Hz] Log frequency υ [Hz]

39 Sorgenti studiate Nome sorgente Declinazione Redshift M87 12,21 0,004 1722+119 11,90 0,018 MRK 421 38,13 0,031 MRK 501 39,75 0,034 1ES2344 51,40 0,044 1ES1959+650 65,00 0,047 0214+517 51,70 0,049 1727+502 50,20 0,055 BL Lacertae 42,00 0,069 1ES1741+196 19,60 0,084 1ES0033+595 59,50 0,086 EXO 118.0+4228 42,20 0,124 H1426 42,80 0,129 1H1219+301 30,18 0,130 1136.5+6737 67,37 0,135 0806+524 52,40 0,138 0229+200 20,00 0,139 1114+202 20,20 1ES1255+244 24,21 0,141 1H0323+022 2,42 0,147 1440+122 12,20 0,162 1218+304 30,40 0,182 1ES0927+500 49,84 0,188 MS0317.0+1834 18,76 0,190 39 Sorgenti studiate Nome sorgente Declinazione Redshift 1011+496 49,60 0,200 EXO1215.3+3022 30,30 0,237 EXO1415.6+2557 25,72 1ES1627+402 40,13 0,272 1ES0120+340 34,35 1H0414+009 1,09 0,287 MS0158.5+0019 0,57 0,299 OJ287/0851+203 20,30 0,306 1ES0502+675 67,62 0,314 PG1553+113 11,30 0,360 1ES1028+511 50,89 0,361 3C66A 42,48 0,444 1H1515+660 65,42 0,702 1RXSJ121158.1 22,71 0,770 1ES1533+535 53,34 0,890

Distribuzione dei redshift dei 39 oggetti

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

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 Crab Nebula Flux 1ES2344+514 MRK 421 MRK 501

AGN osservati ai TeV AGN z Flusso (Crab units) MRK 501 0.031  0.1 - 3 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.