Osservazioni di Nuclei Galattici Attivi con ARGO-YBJ

1. Osservazioni di Nuclei Galattici Attivi con ARGO-YBJ Relatore Dott.ssa Silvia Vernetto Candidato Maria Luigia Chiarappa Luglio 2004

2. 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.

3. 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

4. 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.

5. 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.

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

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

8. 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

9. 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

10. 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

11. 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

12. 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.

13. 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

14. 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°.

15. Spettro in energia di 1ES 0033+595

16. 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]

17. 39 Sorgenti studiate

18. Distribuzione dei redshift dei 39 oggetti

19. 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

20. 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)

21. Minimo flusso osservabile in 1 anno di misura H1426+428 1ES1959+650 Crab Nebula Flux 1ES2344+514 MRK 421 MRK 501

22. 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

23. 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.