TeV observations of blazars and constraints on their redshifts: a detailed study of PG 1553+113 and PKS 1424+240 with MAGIC

Questa tesi si é svolta nell’ambito dell’astrofisica delle altissime energie (VHEs; Very High Energies), giovane e promettente disciplina che sta estendendo all’estremità dello spettro elettromagnetico le nostre conoscenze dello spettro di energia emesso da sorgenti lontane. La quasi totalità delle 46 sorgenti osservate finora nell’intervallo energetico tra 100GeV e qualche decina di TeV appartiene alla classe dei nuclei galattici attivi (AGN; Active Galactic Nuclei) detti radio loud (ovvero molto brillanti nelle frequenze radio), galassie contenenti buchi neri supermassivi che accrescono materiale ed emettono getti di particelle relativistiche ben collimati. La maggioranza di queste sorgenti sono blazar, AGN radio loud che presentano un getto praticamente allineato con la linea di vista dell’osservatore. Solo negli ultimi tre anni (tra il 2008 e il 2010), grazie ai telescopi Cherenkov di ultima generazione, MAGIC, H.E.S.S. e VERITAS si é scoperta un’emissione di fotoni ad energie dell’ordine del TeV per più di metà di queste sorgenti. Queste nuove scoperte sono state possibili non solo per merito dell’elevata sensibilità di questi nuovi telescopi e del loro esteso intervallo energetico rispetto ai predecessori, ma anche grazie alla cooperazione con strumenti che osservano a diversi intervalli di energia, tra cui l’ottico e i raggi gamma sotto i 100GeV. Una delle principali caratteristiche degli AGN osservati é la loro distanza relativamente contenuta: la sorgente più lontana nota fino ad ora é il blazar 3C 279, avente un redshift z = 0.536. La ragione di questa limitata distribuzione delle distanze é dovuta all’interazione dei fotoni TeV con la luce ottica e infrarossa che permea l’Universo (EBL; Extragalactic Background Light). Questo fondo é composto da fotoni emessi dalle stelle e riprocessati dalle polveri, la cui energia si é diluita nel tempo a causa dell’espansione dell’Universo. Una parte della radiazione gamma emessa da blazar distanti viene quindi assorbita e lo spettro TeV osservato può venire significativamente deformato rispetto a quello emesso. Tale deformazione é una funzione (crescente) dell’energia del fotone γ e della distanza della sorgente. Esiste un orizzonte, detto orizzonte gamma, oltre il quale l’Universo diventa opaco alla radiazione TeV, e diventa quindi molto improbabile poter vedere fotoni di tale energia provenienti da distanze maggiori. Un’altra proprietà legata alle caratteristiche dello spettro emesso dai blazar osservati é che un certo numero di sorgenti ha redshift incerto o addirittura ignoto. L’obiettivo di questa tesi é la caratterizzazione della distanza di blazar osservati a frequenze VHE a partire dal loro spettro misurato. In particolare, il lavoro é suddiviso in due parti: una parte prettamente sperimentale, svolta in collaborazione con l’esperimento MAGIC, e una parte fenomenologica. Nella prima parte della tesi vengono presentate le analisi dettagliate dei dati raccolti da MAGIC, riguardanti l’emissione di fotoni γ ad energie superiori ai 100GeV, di due blazar con distanza ignota: le sorgenti PG 1553+113 e PKS 1424+240. Dal 2009 MAGIC é un sistema di due telescopi Cherekov, MAGIC I e MAGIC II, del tipo IACT (Imaging Atmospheric Cherenkov Telescope), situato a La Palma, nelle isole Canarie, a 2240 metri sul livello del mare. Prima di tale data, e più precisamente tra il 2004 e il 2009, MAGIC consisteva in un unico telescopio, MAGIC I, al tempo il più grande IACT al mondo. Questo strumento misura la radiazione gamma proveniente da oggetti celesti osservando i brevi e deboli lampi Cherenkov emessi da particelle secondarie prodotte dall’interazione dei raggi gamma con i nuclei dell’atmosfera e dalla loro successiva propagazione in aria. Di entrambe le sorgenti si propone sia l’analisi spettrale dell’emissione che quella temporale: nel caso di PG 1553+113 il campione analizzato viene combinato con precedenti osservazioni di MAGIC, il che rende questo blazar una delle sorgenti più a lungo monitorate al di sopra dei 100GeV, mentre per quanto riguarda PKS 1424+240, si presentano le analisi dei dati raccolti nel 2009 con MAGIC e nel 2010 con il nuovo sistema stereoscopico. In entrambe le sorgenti, gli spettri differenziali in energia misurati sono compatibili con una legge di potenza4 di indice ∼4, e per quanto riguarda l’analisi temporale si ha una modesta variabilità della componente γ ad altissima energia. I risultati di quest’ultima analisi sono quindi confrontati con quelli ottenuti da osservazioni effettuate da altri strumenti in diverse lunghezze d’onda, dall’ottico ai raggi gamma. Studi di correlazione tra il flusso ottico e quello TeV sembrano suggerire una connessione tra queste due componenti estreme, specialmente nel caso di PG 1553+113. Per la sorgente PKS 1424+240, invece, il ridotto segnale osservato non ha permesso di trarre conclusioni definitive riguardo a eventuali correlazioni. Infine, gli spettri medi osservati ad altissima energia vengono combinati con i dati d’archivio disponibili ad altre lunghezze d’onda ed in entrambi i casi si evince un’evidente struttura a due picchi nella distribuzione spettrale di energia (SED; Spectral Energy Distribution), in accordo con gli attuali modelli di emissione dei blazar. Inoltre, nel caso di PG 1553+113 la SED viene modellizzata in modo da stimare i principali parametri fisici che governano l’emissione del getto del blazar. Nella seconda parte della tesi, si riportano i risultati ottenuti inerenti al lavoro fenomenologico svolto, finalizzato a definire dei limiti sulla distanza dei blazar osservati al TeV. L’importanza di questo studio risiede nel fatto che, come anticipato in precedenza, molte sorgenti hanno redshift ignoto o incerto: é quindi utile trovare una tecnica che permetta di definirne dei limiti sulla distanza. Per fare ciò vengono proposte e applicate alle due sorgenti PG 1553+113 e PKS 1424+240 le tecniche esistenti in letteratura: tali tecniche sfruttano ipotesi sulla forma dello spettro intrinseco emesso da questi oggetti ad altissima energia per derivare un vincolo sulla loro distanza. Nel caso di PG 1553+113, la richiesta che lo spettro γ, corretto per l’assorbimento dell’EBL (spettro deassorbito), non mostri la presenza di un terzo picco ad altissime energie porta alla determinazione del limite più stringente sul redshift, pari a z < 0.67. Per PKS 1424+240, invece, é la richiesta di un indice spettrale maggiore di 1.5 (chiamato anche criterio di massima pendenza) a porre il vincolo maggiore a z < 0.81. Viene poi sviluppato un nuovo metodo basato sulla combinazione di osservazioni fatte al GeV (da satellite) e al TeV (da telescopi IACT). Questa tecnica, che può essere considerata una sorta di versione sperimentale del criterio di massima pendenza, utilizza come pendenza limite per lo spettro deassorbito l’indice spettrale misurato da Fermi/LAT ad energie minori di 100GeV al posto del valore fissato dalla teoria. Poichè gli indici misurati da LAT sono in pratica tutti al di sopra del valore limite di 1.5, questo approccio fornisce dei vincoli sulla distanza più stringenti di quelli esposti in precedenza e quindi, in linea di principio, la tecnica trovata é più efficace di quella basata sulla teoria. Per valutarne la validità, tale metodo viene testato su un ampio campione di blazar osservati sia al TeV che ad energie minori, usando modelli di EBL differenti per il deassorbimento. I risultati ottenuti sono statisticamente consistenti e permettono di concludere che per un blazar TeV, il redshift z al quale la pendenza dello spettro deassorbito eguaglia quella misurata ad energie più basse può essere considerato un limite superiore alla sua distanza, perlomeno se si utilizza un modello di EBL caratterizzato da una densità di fotoni bassa o media. Utilizzando un modello standard di EBL si ottengono rispettivamente per PG 1553+113 e PKS 1424+240 i valori z∗ = 0.75 ± 0.07 e z∗ = 0.45 ± 0.15, corrispondenti a limiti sulle distanze di z < 0.89 e z < 0.75 entro i 2 σ di errore. Come ulteriore applicazione di questo lavoro, la procedura viene utilizzata per stimare un limite sulla distanza di altri due blazar di redshift incerto, S5 0716+714 e 3C 66A, recentemente scoperti come sorgenti di fotoni TeV. Si ottengono rispettivamente i valori z∗ = 0.22 ± 0.10 e z∗ = 0.38 ± 0.05, in parziale contraddizione con i redshift (incerti) stimati da osservazioni ottiche. Infine, nella parte conclusiva del lavoro si trova che le stime z∗ effettuate con il metodo sopracitato e le distanze vere delle sorgenti sono legati da una relazione lineare. Studi dettagliati evidenziano la solidità di questa funzione a prescindere dal modello di EBL considerato. La relazione ottenuta suggerisce di usare il valore z* non solo per porre un vincolo sulla distanza dei blazar, ma anche, tramite la formula inversa, per tentare la stima della distanza. Applicandolo a sorgenti di distanza nota viene dimostrato che il metodo é statisticamente valido e che quindi può essere usato per ottenere una stima della distanza delle sorgenti di fotoni TeV. Il metodo ha permesso di stimarne per la prima volta la distanza di PG 1553+113, pari a a z = 0.43 ± 0.05, in ottimo accordo con i limiti (inferiori e superiori) determinati con altre tecniche. Per PKS 1424+240 si ottiene il valore z = 0.26 ± 0.05, mentre per quanto riguarda le sorgenti di distanza incerta, si ha per S5 0716+714 un redshift di 0.12 ± 0.05, e per 3C 66A un redshift di 0.23 ± 0.05. In conclusione, lo studio dettagliato svolto in questa tesi dell’emissione alle altissime energie ha portato alla determinazione di nuovi vincoli sulle distanze dei blazar PG 1553+113 e PKS 1424+240. Inoltre e’ stata sviluppata una nuova tecnica che permette non solo di porre un limite più vincolante rispetto ai precedenti, ma anche di stimare la distanza di tali oggetti. Grazie a questo metodo per la prima volta si é potuta stimare la distanza di PG 1553+113 e PKS 1424+240 e quella di altri oggetti di distanza incerta. Questa tecnica, sfruttando l’interazione dei fotoni VHE con i fotoni dell’EBL, e di fatto facendo incontrare i più potenti oggetti dell’Universo con il loro passato, fa intersecare due rami distinti della moderna astrofisica, ovvero quello dell’astrofisica delle altissime energie e quello della cosmologia osservativa, permettendo di effettuare la misura di una quantità precedentemente irrisolta.