Astrometry and photometry with wide-field imagers

Diversi progetti in astronomia richiedono rivelatori con un elevato numero di elementi risolutivi in cielo. Per questo motivo, molti osservatori hanno equipaggiato i loro telescopi con un particolare tipo di rivelatori, i cosiddetti rivelatori a grande campo, che soddisfano tale requisito. In questa tesi mostriamo come sia possibile ottenere astrometria e fotometria di elevata accuratezza su grandi campi con un'attenta analisi dei dati basata sul modellare accuratamente le funzioni di sorgenti puntiformi (dall'inglese point-spread functions, o PSFs) e sulla correzione della distorsione geometrica. Le metodologie di lavoro discusse in questa tesi possono essere estese alla maggior parte dei rivelatori che sono o verranno collocati in osservatori da terra e da spazio. Nella prima parte della tesi ci focalizziamo principalmente sui rivelatori che lavorano nel regime del vicino infrarosso. Vogliamo concentrarci su tali camere infrarosse a causa del crescente interesse della comunità astronomica a queste lunghezze d'onda, che saranno alla base di JWST. Tuttavia nella seconda parte della tesi presentiamo anche alcuni esempi di applicazioni con rivelatori a grande campo che lavorano nella parte ottica dello spettro elettromagnetico (la camera LBC montata al telescopio LBT e il rivelatore montato al telescopio Schmidt di Asiago). Inizialmente esaminiamo le prestazioni astrometriche e fotometriche del rivelatore infrarosso a grande campo HAWK-I montato al VLT. Adattiamo per i dati HAWK-I le tecniche originariamente sviluppate per ottenere astrometria e fotometria di alta precisione con le camere di Hubble Space Telescope (HST), e successivamente estese alla camera a grande campo posta al telescopio da terra di 2.2 m dell'ESO/MPI. Modelliamo accuratamente le PSFs e correggiamo la distorsione geometrica di HAWK-I. Con questa attenta analisi dei dati, riusciamo a raggiungere un'accuratezza astrometrica di qualche millesimo di arcosecondo (mas) su tutto il campo di vista dello strumento. Oltre alla correzione della distorsione, costruiamo anche cataloghi astro-fotometrici di sette campi (quattro ammassi stellari, due campi extragalattici e un campo in direzione del centro Galattico). Inoltre, per testare l'accuratezza astrometrica raggiunta, calcoliamo i moti propri relativi delle stelle in due ammassi globulari (M 22 e M 4) e separiamo con successo i membri di ammasso da quelli di campo. Diagrammi colore-magnitudine decontaminati dalle stelle di campo grazie ai moti propri ci permettono di studiare le popolazioni stellari multiple dell'ammasso M 22, e di trovare che le due popolazioni visibili nei rami delle sub-giganti di M 22 hanno, entro gli errori delle nostre misure, la stessa distribuzione radiale dal centro dell'ammasso fino a 9 arcominuti. Successivamente ci spostiamo sul rivelatore VIRCAM montato al telescopio VISTA. Adattiamo nuovamente per questa camera i programmi sviluppati per HAWK-I e correggiamo la distorsione geometrica. La correzione della distorsione si è rivelata ardua perché su campi di vista estesi più di un 1 grado quadrato in cielo gli effetti dovuti alla proiezione della sfera celeste sul piano tangente di un'immagine non sono trascurabili. Per questo motivo, usiamo inizialmente come riferimento il catalogo 2MASS e poi auto-calibriamo la distorsione come fatto per HAWK-I. In questo modo siamo in grado di correggere la distorsione di VIRCAM e di raggiungere un'accuratezza astrometrica di circa 8 mas. Infine usiamo i dati provenienti dalle osservazioni di `VISTA Variables in the Vía Láctea' (VVV) per calcolare i moti propri delle stelle dell'ammasso globulare M 22. Le osservazioni di VVV non sono concepite per conseguire progetti basati su un'elevata accuratezza astrometrica, ma con i nostri strumenti raggiungiamo una precisione nei moti propri dell'ordine di 1.4 mas/yr, separiamo le stelle di campo da quelle di ammasso, ed inoltre misuriamo la differenza tra il moto proprio delle stelle del Bulge e del Disco della nostra Galassia nella direzione di M 22. Nell'ultima parte della tesi descriviamo il progetto focalizzato nello sfruttare i dati dal cacciatore di pianeti K2, il successore della missione Kepler, ridisegnata dopo i vari problemi in cui è incorsa. L'analisi di ambienti ad alta densità stellare usando i dati K2 può risultare molto complessa con le classiche tecniche fotometriche (basate sulla fotometria di apertura). Il nostro metodo invece è stato specificatamente elaborato per analizzare queste regioni (ammassi stellari e nella direzione del centro Galattico) e i suoi elementi chiave sono astrometria e fotometria di PSF, cataloghi ad alta risoluzione angolare e sottrazione delle stelle vicine tramite l'utilizzo della PSF. Inizialmente affrontiamo il problema delle PSFs sottocampionate di K2 le cui strutture su piccola scala, se non correttamente modellate, possono introdurre errori sistematici che peggiorano l'astrometria e la fotometria. Per questo scopo, seguiamo il metodo iterativo progettato per modellare le PSFs sottocampionate di HST. Successivamente utilizziamo un catalogo ad alta risoluzione angolare, ottenuto con telescopi da terra, per identificare tutte le sorgenti rilevabili nel campo e, per ciascuna di esse, misuriamo il flusso dopo aver sottratto tutte le stelle vicine. In questo modo aumentiamo il numero di sorgenti analizzabili nel campo e otteniamo una stima più veritiera del loro flusso. In particolare per stelle variabili, binarie ad eclissi ed esopianeti questo metodo permette di ottenere un valore più realistico della vera ampiezza o profondità dell'eclissi/transito della loro curva di luce poiché diminuiamo gli effetti di diluizione della luce. Questo risvolto è particolarmente importante per gli esopianeti perché altrimenti il vero raggio del pianeta verrebbe sottostimato. Applichiamo questo metodo alla prima campagna osservativa della missione K2 in cui sono stati osservati due ammassi aperti (M 35 e NGC 2158) ed estraiamo le curve di luce di più di 50000 oggetti da un solo canale di lettura di una delle camere K2. Questo numero è più del doppio del numero di oggetti normalmente analizzati in tutto il campo di vista di K2 (76 canali) in una data campagna osservativa. Per le stelle brillanti raggiungiamo una precisione fotometrica di circa 30 parti per milione, un valore confrontabile con quanto si può trovare in altri lavori in letteratura su stelle isolate. Inoltre riusciamo ad estendere la nostra analisi a stelle fino a 5 magnitudini più deboli di quanto studiato in lavori già pubblicati, e mostriamo che per questi oggetti deboli la fotometria di PSF è migliore di quella di apertura. Tale miglioramento è maggiori nei campi a più alta densità stellare. Infine troviamo più di 2000 stelle variabili in questi due ammassi. Tutti i progetti sviluppati in questa tesi hanno anche interessanti prospettive a lungo termine in quanto possono essere visti come complementari o in preparazione a missioni da spazio future come TESS e PLATO. I candidati pianeti trovati con le osservazioni di Kepler/K2 (ma anche dell'imminente TESS) possono potenzialmente essere target interessanti per JWST, e successivamente per E-ELT