Prime osservazioni extragalattiche con ALMA

129 Pages·2012·11.92 MB·Italian

Indice
Introduzione i
1 INTERFEROMETRIA ASTRONOMICA 1
1.1 L’esperimento di Young . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 2
1.2 I primi interferometri astronomici . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 3
1.3 Radio interferometria . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 6
1.4 Il correlatore . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 9
1.5 Sorgente estesa unidimensionale . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 11
1.6 La funzione di visibilità . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 14
1.7 Cleaning . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 18
1.8 Calibrazione dei dati . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 22
1.9 Auto-calibrazione delle visibilità . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 25
1.10 Sensibilità di un telescopio interferometrico . . . . . . . . . . . . . . . . 26
1.11 Radio interferometri nel mondo . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 29
2 ATACAMA LARGE MILLIMETER ARRAY 31
2.1 Caratteristiche di ALMA. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 32
2.2 Obiettivi scientifici di ALMA . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 34
2.3 Science Verification . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 36
2.3.1 Collaborazione con ESO . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 38
3 RIDUZIONE DATI 39
3.1 Analisi dati . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 40
3.2 Prima Calibrazione . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 41
3.2.1 Distribuzione di vapor acqueo . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 41
3.2.2 Assorbimento ed emissione atmosferica . . . . . . . . . . . . . . . 42
ii INDICE
3.2.3 Ritardi elettronici . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 44
3.3 Ispezione dati . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 45
3.4 Seconda Calibrazione . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 47
3.4.1 Calibrazione passa-banda . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 47
3.4.2 Calibrazione di fase e ampiezza . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 49
3.4.3 Calibrazione di flusso . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 51
3.4.4 Applicazione delle tabelle di calibrazione . . . . . . . . . . . . . . 52
3.5 Immagine nel continuo e data-cube . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 54
4 I NUCLEI GALATTICI ATTIVI 61
4.1 Galassie “anomale” . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 61
4.2 Proprietà dei nuclei galattici attivi . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 64
4.3 Modello unificato . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 66
4.4 Nuclei galattici attivi osservati con ALMA . . . . . . . . . . . . . . . . . 67
5 BR1202 71
5.1 Osservazione e riduzione dati . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 73
5.2 Risultati . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 75
5.2.1 Analisi dell’emissione in continuo . . . . . . . . . . . . . . . . . . 76
5.2.2 Analisi [CII] . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 83
5.2.3 Cinematica [CII] . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 85
5.3 Conclusioni su BR1202-0725 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 88
6 CENTAURUS A 91
6.1 Osservazione e riduzione dati . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 93
6.2 Risultati . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 95
6.2.1 Modello di disco “warped” . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 105
6.2.2 Modello a due dischi . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 107
6.3 Conclusioni su Centaurus A . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 110
7 CONCLUSIONI 113

Introduzione
Nel2013saràcompletatoilnuovoradiotelescopioAtacamaLargeMillimeter/Submillimiter
Array (ALMA) che sarà in grado di osservare sorgenti cosmiche con la tecnica interfe-
rometrica.
ALMA è il primo progetto di osservatorio terrestre a carattere mondiale a cui partecipa
l’organizzazione internazionale ESO (European Southern Observatory) di cui l’Italia fa
parte e sarà composto da 64 antenne: 54 con diametro del disco primario di 12 m e 12
antenne di 7 m.
L’interferometro è stato progettato per osservare il cielo alle lunghezze d’onda millime-
triche e submillimetriche e con l’obiettivo, tra gli altri, di osservare le righe di emissione
del monossido di carbonio CO e del carbonio ionizzato C+ presenti nelle galassie nor-
mali simili alla Via Lattea fino ad un redshift z=3, con meno di 24 ore di osservazione.
L’osservatorioALMApermetteràdiottenereimmaginiconunarisoluzioneangolarefino
a 0.1 e rapporto segnale-rumore superiore a 1000.
￿￿
L’interferometro permetterà di studiare sorgenti da alto redshift (z=10) fino a qualche
unità astronomica dalla Terra (pianeti e lune del sistema solare).
Lo scopo di questa tesi è quello di studiare le potenzialità di ALMA, effettuare l’analisi
deiprimidatiecominciareaverificarnelepotenzialitàscientificheinconfrontoadalcuni
degli interferometri esistenti. Pertanto presenteremo l’analisi dei primi dati di sorgenti
extragalattiche, ad alto e basso redshift, acquisiti con ALMA. Effettueremo l’analisi
tipica dei dati interferometrici, valuteremo la qualità dei dati così ottenuti e estrarremo
l’informazione scientifica utile ad affrontare alcuni dei problemi aperti nel corso della
co-evoluzione tra galassie e buchi neri. Il lavoro svolto in questa tesi è stato effettuato
in parte durante due miei soggiorni al quartier generale dell’ESO a Garching, Monaco
di Baviera (Germania), dove ho appreso le tecniche di riduzione dei dati ALMA. Poiché
l’interferometro è in fase di costruzione, queste tecniche sono ancora in una fase di svi-
ii Introduzione
luppo e di test a cui io stesso ho contributo. Inoltre in questo lavoro di tesi si studia
come meglio analizzare i dati acquisiti da ALMA allo scopo di utilizzare questo nuovo
osservatorio per future osservazioni di tipo extragalattico.
Il primo capitolo di questa tesi è dedicato a presentare la teoria base dell’interferome-
tria, ripercorrendo tutti i passaggi necessari a capire i principi fondamentali su cui si
basano gli interferometri astronomici, partendo dalla studio del segnale di uscita di due
antenne per una sorgente puntiforme fino a mostrare come i dati ottenuti da un inter-
ferometro siano la trasformata di Fourier del profilo di brillanza superficiale nel piano
dellefrequenzespaziali. Ilcapitolosiconcluderàspiegandocomeavvienelacalibrazione
dei dati acquisiti e come si ottengono le immagini finali della sorgente in esame.
Nel secondo capitolo, presenterò ALMA e le caratteristiche principali attinenti alle os-
servazioniastronomiche; descriverògliscopipercuièstatoprogettatoecosapermetterà
di osservare.
Il terzo capitolo sarà dedicato alla “riduzione dati” ovvero al processo di elaborazione
necessario a convertire i dati acquisiti da ALMA in immagini della sorgente. Il capitolo
presenterà vari sezioni, ognuna dedicata ad una fase diversa dell’elaborazione.
I dati analizzati in questo lavoro di tesi sono i primi dati ottenuti da ALMA su sorgenti
extragalattiche; le due sorgenti, BR1202-0725 e Centaurus A, rappresentano galassie
con un nucleo galattico attivo nel loro centro. Pertanto il capitolo quarto sarà dedicato
a descrivere cosa sia un nucleo galattico attivo (AGN) e quali siano le sue caratteristi-
che fondamentali. In particolare, la sezione finale del capitolo concluderà illustrando le
motivazioni per cui sono state osservate con ALMA le due sorgenti analizzate nella tesi.
Nel capitolo quinto descriverò l’analisi dei dati relativi a BR1202-0725, confronterò i
dati con quelli ottenuti con altri interferometri e riporterò i risultati ottenuti dallo stu-
dio di questo oggetto.
La sorgente Centaurus A sarà l’argomento principale del sesto capitolo dove descrive-
rò l’analisi della riga rotazionale di emissione del CO(2-1) dalla quale otterrò mappe
di velocità relative alla moto circolare del gas attorno al centro galattico. Queste poi
saranno confrontate con modelli di disco in rotazione circolare, determinando quale di
essi riproduce al meglio la distribuzione di gas attorno al centro galattico. Anche in
questo caso confronterò le osservazioni effettuate con ALMA e con altri telescopi nella
stessa banda di frequenza.
Nel capitolo conclusivo riassumerò i risultati ottenuti e, in particolare, illustrerò le po-
Introduzione iii
tenzialità future di ALMA che abbiamo verificato con questo lavoro di osservazione di
sorgenti extragalattiche.

Capitolo 1
INTERFEROMETRIA
ASTRONOMICA
L’interferometriaèunatecnicaimportaneperotteneregranderisoluzioneangolarenelle
osservazioni astronomiche. Nell’ultimo decennio l’interferometro è stato uno dei sistemi
più utilizzati per le osservazioni a lunghezze d’onda dei centimetri, poiché si riusciva a
raggiungere risoluzione angolare inferiore rispetto all’osservazione con un singolo tele-
scopio; nell’osservazione con singolo telescopio, la risoluzione angolare è data da λ/D
con D diametro del disco primario, mentre in un interferometro la risoluzione angolare
è data da λ/d dove d è la distanza massima tra le antenne che lo costituiscono. Oggi,
l’evoluzione tecnologica ha permesso di utilizzare questa tecnica anche nelle altre bande
a lunghezza d’onda più corte e in particolare nella banda millimetrica.
Questo capitolo è dedicato alla discussione dei concetti base dell’interferometrica e co-
me questi vengano applicati agli interferometri astronomici come nel caso specifico del
nuovo interferometro millimetrico ALMA.
Per prima cosa illustreremo cosa è un interferometro e quali sono i suoi componenti
principali. Mostreremo che la risposta di un interferometro ad un segnale astronomico
corrisponde alla trasformata di Fourier della brillanza superficiale della sorgente osser-
vata.
Successivamente descriveremo la teoria alla base della calibrazione e dell’elaborazione
dei dati acquisiti (“dati grezzi”) ripercorrendo tutti i passaggi necessari per ottenere
l’immagine spettro-fotometrica dell’oggetto osservato.
Infine descriveremo alcuni dei maggiori interferometri astronomici in uso al momento e
quali saranno gli sviluppi futuri in questo campo.
2 INTERFEROMETRIA ASTRONOMICA
1.1 L’esperimento di Young
L’interferometria risale all’esperimento di Young (1801) durante il quale fu osservata
un’immagine di interferenza generata da radiazione elettromagnetica uscente da due
fenditure. Ripercorriamo velocemente cosa osservò Young nel suo esperimento per com-
prendere al meglio cosa è l’interferenza.
Supponiamo di avere una sorgente monocromatica puntiforme nel punto S corrispon-
dente al fuoco della lente L (figura 1.1).
Figura 1.1: Schema semplificato dell’esperimento di Young (1801). Nel punto S si trova la
sorgente monocromatica. Il campo elettromagnetico uscente dalle fenditure S e S genera
1 2
un’immagine di interferenza nel piano dello schermo I.
La lente L trasforma l’onda sferica in un’onda piana1 la quale va a incidere su uno
schermo piano con due fenditure S , S , distanti D l’una dall’altra, di larghezza dell’or-
1 2
dine della lunghezza d’onda della radiazione emessa dalla sorgente. Per il principio di
Huygens-Fresnel, le due fenditure si comportano come due sorgenti puntiformi coerenti
con la stessa fase iniziale.
Consideriamo due raggi paralleli r , r provenienti rispettivamente da S , S formanti
1 2 1 2
un angolo θ rispetto alla normale al diaframma (fig. 1.1).
Sul piano N (fig. 1.1) i due segnali elettromagnetici differiscono l’uno dall’altro di una
fase:
2πδ 2π(r r ) 2πD
1 2
φ = = − = sinθ
λ λ λ
0 0 0
Mediante una lente convergente , i due raggi vengono focalizzati su uno schermo I dove
si osserva un’immagine di interferenza come in figura 1.2.
1lo stesso risultato si poteva ottenere supponendo che la sorgente monocromatica fosse suf-
ficientemente lontana così da poter approssimare il fronte d’onda sferico ad un fronte d’onda
piano