Strumento informatico per programmare osservazioni col telescopio gamma Integral

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Questa tesi è suddivisa in quattro parti. 
Il primo capitolo è dedicato ad una descrizione generale della 
missione INTEGRAL.  Si accennerà dunque agli obiettivi scientifici e 
si darà una breve descrizione degli strumenti a bordo, in particolare 
IBIS, evidenziando la complementarità che li caratterizza. 
Il secondo capitolo descriverà invece lo strumento informatico 
costruito con il presente lavoro e che è stato messo a disposizione 
dell’intera collaborazione internazionale di INTEGRAL.  Si tratta di un 
Database sul WWW contenente dati ottenuti da oggetti astronomici a 
tutte le lunghezze d’onda.  Ad esso è legata un’interfaccia attiva in 
grado di simulare il campo di vista di IBIS.  Si tratta di un telescopio 
virtuale per mezzo del quale è possibile puntare un oggetto 
introducendone il nome o le coordinate, selezionare un catalogo ad una 
qualsivoglia lunghezza d’onda; si ottiene così un’immagine delle 
dimensioni del campo di vista di IBIS che riproduce la zona di cielo 
completa di tutti gli oggetti contenuti nel catalogo prescelto.  
Nel medesimo secondo capitolo si descriverà il database in 
dettaglio e si descriverà come è stato creato il “telescopio virtuale”. 
La terza parte di questa tesi mostra un’applicazione dei dati 
contenuti nel database.  Si sono infatti estratti dal database gli oggetti 
extragalattici con emissione superiore a 2 keV e si è estrapolato il loro 
flusso fino a 600 keV.  Lo scopo è stato quello di mettere a confronto il 
flusso estrapolato con la sensibilità di IBIS e fare successivamente delle 
previsioni sul numero di Nuclei Galattici Attivi che ci si aspetta che 
IBIS sia in grado di osservare.  
La tesi si conclude con l’appendice, in cui viene illustrato 
l’intero database e in cui vengono riportati due dei molti programmi che 
sono stati scritti per questo lavoro.  Si tratta di un pagina Javascript e di 
un programma in Interactive Data Language (IDL). 
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1.1 Introduzione 
 
In questo capitolo verrà data una descrizione della missione 
INTEGRAL a cui è rivolto il lavoro di questa tesi.  
INTEGRAL (International Gamma Ray Astrophysics 
Laboratory) è stata scelta nel 1993 dall’ESA per essere la prossima 
missione nell’ambito del programma Horizon 2000 e verrà lanciata 
nell’Aprile 2001.  Essa rappresenta il passo successivo nello studio 
della radiazione gamma dopo le missioni Compton Gamma Ray 
Observatory (CGRO) e GRANAT. 
INTEGRAL è una missione gamma progettata per lavorare tra 
15 keV e 10 MeV con simultaneo monitoraggio della banda X (3- 35 
keV) e della banda ottica (580-850 nm).  Tutti gli strumenti, allineati, 
copriranno simultaneamente una vasta banda energetica.  La capacità 
di imaging di INTEGRAL, unita ad un largo campo di vista 
permetteranno una accurata identificazione degli oggetti gamma con 
controparti in altre lunghezze d’onda e permetteranno di distinguere 
sorgenti estese da quelle puntiformi. 
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Attraverso l’utilizzo di nuove tecnologie, INTEGRAL, sarà 
notevolmente più potente degli strumenti precedenti.  In particolare si 
avrà un grande miglioramento nella risoluzione spettrale ed angolare 
dovuto all’impiego di rivelatori al Germanio raffreddato e ad una 
maschera con apertura codificata in combinazione con un rivelatore a 
pixel.   
La particolarità di INTEGRAL è che coprirà sette ordini di 
grandezza di energia e tutti gli strumenti osserveranno 
contemporaneamente la stessa zona di cielo.  Questa caratteristica 
comporta la necessità di procurarsi i mezzi per ricevere e sfruttare le 
preziose informazioni che INTEGRAL sarà in grado di procurare. 
In questo contesto si inserisce questa tesi.  Essa costituisce un 
supporto per accogliere ed utilizzare i dati che verranno forniti da 
questo complesso osservatorio.  Prima di addentrarsi nei particolari di 
questo lavoro è necessario cercare di conoscere un po’ più da vicino, 
la missione.  Si accennerà dunque nei successivi paragrafi di questo 
capitolo  agli strumenti a bordo di INTEGRAL, in particolare ci si 
soffermerà su IBIS, lo strumento per la formazione di immagini di cui 
sta occupando il gruppo INTEGRAL del CNR di Bologna.   
 
 
1.2 Obiettivi scientifici 
 
Il Programma principale (Core Programme) è costituito da tre 
elementi: 
 
1) Deep Survey del radiante centrale del piano galattico. 
2) Survey del piano galattico. 
3) Puntamenti di alcune sorgenti selezionate. 
 
 7
 
Deep Survey 
COMPTEL e OSSE, a bordo di CGRO, hanno fornito informazioni su 
diversi interessanti emettitori di righe gamma sul piano galattico o 
vicino.  Tra queste vi è la riga a 1.809 MeV dovuta al decadimento 
nucleare del 
26
Al (vita media 1.04×10
6
 anni) che, con la sua presenza, 
traccia una mappa dei luoghi dove è avvenuta la nucleosintesi 
all’interno della Galassia milioni di anni fa (Diehl et al.1995); la riga 
di 
44
Ti (vita media ∼ 80 anni) rivelata da COMPTEL dai resti della 
supernova Cas A (Yudin et al., 1994); la radiazione a 511 keV 
dell’annichilazione positrone-elettrone che è concentrata attorno al 
centro galattico (Purcell et al., 1993; Strong et al., 1994) e righe 
provenienti dall’interazione dei nuclei di Carbonio e di Ossigeno che 
collidono con il mezzo interstellare nella nube di Orione (Bloemen et 
al., 1994) ).  Si pensa che INTEGRAL vedrà inoltre righe prodotte da 
radioisotopi come 
60
Fe.  Le scoperte di CGRO sono molto promettenti 
nello studio delle righe gamma, ma lasciano molte questioni insolute.  
Ad esempio, quale sia l’origine della struttura a grumi che COMPTEL 
vede nelle tracce di 
26
Al.  Comptel ha fornito una mappatura 
dell’emissione a 1.8 MeV del Piano Galattico, ma data la sua non 
raffinata (∼2°-3°) risoluzione angolare, non ha permesso una 
identificazione delle controparti ad altre frequenze di questa 
emissione.  INTEGRAL riunisce per la prima volta nello stesso 
osservatorio ottime capacità di formazione di immagini su un ampio 
campo di vista, di risoluzione energetica e buona sensibilità.  Queste 
caratteristiche lo rendono quindi ideale a compiere grandi progressi in 
questi studi.  I campi di vista di IBIS e SPI sono molto adatti per lo 
studio del piano galattico.  Si può vedere nella figura 1.1 il campo di 
vista di SPI e IBIS confrontato con la mappa dell’emissione a 1.809 
MeV di COMPTEL, nel radiante centrale della Galassia.  L’estensione 
della latitudine dell’emissione rivelata da COMPTEL è ben contenuta 
nei campi di vista. 
 8
 
 
Figura 1.1: I campi di vista di SPI e di IBIS (16° e 9°, rispettivamente) sovrapposti 
alla mappa di Comptel dell’emissione della riga di 
26
Al a 1.809 MeV (da 
Diehl et al.,(1995)). 
 
Il Deep Survey studierà anche il continuo gamma e X emesso 
dal piano galattico.  Questa emissione è concentrata in una banda 
stretta lungo il piano galattico (Gehrels,N., et al.,1997).  L’esatta 
distribuzione e lo spettro di questa emissione non sono ben 
conosciute.  INTEGRAL sarà in grado di ricostruire la mappa 
dell’emissione del piano galattico grazie alle sue capacità 
spettroscopiche e di imaging, che permetteranno di risolvere le 
sorgenti gamma discrete del piano con una accuratezza di meno di un 
minuto d’arco e sarà in grado di fornire informazioni spettrali con 
risoluzione di 2 keV.   
Il telescopio SIGMA, a bordo di GRANAT, ed altri precedenti 
esperimenti avevano trovato che questa regione è ricca di variabili, 
transienti X e di sorgenti gamma.  Si pensa che molti di questi oggetti 
siano oggetti compatti in sistemi binari in accrescimento dinamico.  
Comunque la loro natura non è nota, nemmeno per alcune delle 
sorgenti più brillanti della regione come 1E1740.7-2942 e GRS 1758-
258.  I vasti campi di vista degli strumenti di INTEGRAL 
permetteranno che tutte le sorgenti della regione vengano viste ad ogni 
puntamento del centro galattico.  Particolarmente interessanti saranno 
le ricerche per l’emissione gamma da Sgr A* proprio al centro della 
Galassia (Goldwurm et al., 1994; Sunyaev et al.,1993). 
 
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Survey del Piano Galattico  
Questa survey è importante soprattutto per la rivelazione le 
sorgenti transienti.  Il programma attualmente prevede una survey del 
cielo una o due volte alla settimana per un totale di 160° di media per 
survey o circa 44% del piano.  Questo permette la copertura del Piano 
Galattico in un periodo di sei mesi.  Le survey frequenti hanno il 
vantaggio di registrare transienti veloci anche se a discapito della 
sensibilità.  Le survey più rade invece offrono alta sensibilità e 
permettono di registrare transienti deboli. 
 
 
Puntamenti scelti 
Una parte del Core Programme sarà dedicata allo studio di 
sorgenti selezionate sulla base delle loro proprietà nella banda gamma 
oppure in altre zone dello spettro. 
 
 
1.3 Principi di funzionamento di un telescopio gamma 
 
I telescopi gamma si dividono in due gruppi: quelli non in grado 
di formare immagini, come nel caso di OSSE, a bordo di CGRO e i 
telescopi in grado di formare immagini, come IBIS.  L’elevato potere 
penetrante dei fotoni gamma rende impraticabile l’applicazione di 
tecniche di focalizzazione.  Le tecniche di imaging indiretto 
principalmente usate sono due.  La prima basata sull’utilizzazione 
della cinematica dell’effetto Compton, la seconda basata sull’uso delle  
cosiddette maschere codificate. 
Di seguito viene dato un brevissimo cenno di entrambe le 
tecniche, rimandando per una trattazione più approfondita ai 
proceedings delle conferenze di Southampton (UK) (Siegbahn, K. 
 10
1983) e Capri (IT) (Bassani L. & Di Cocco G., 1994) e alla review di 
E. Caroli, 1987. 
 
 
Telescopi Compton 
Un esempio di telescopio Compton è COMPTEL su CGRO.  
COMPTEL consiste di due array di rivelazione posti uno sopra 
all’altro a 1.5 metri di distanza l’uno dall’altro.  I raggi gamma sono 
rivelati da due successive interazioni: prima il raggio gamma incidente 
subisce lo scattering Compton all’impatto con il rivelatore superiore, 
poi viene completamente assorbito dal secondo rivelatore posto più in 
basso.  Il funzionamento si basa sul principio che un fotone incidente 
su un piano rivelatore sensibile alla posizione costituito da pixel, 
genera una risposta nello strumento che ne ha assorbito l’energia 
all’impatto.  Questa risposta permette di conoscere il valore energetico 
del fotone.  Inoltre, la posizione dei pixel che hanno generato la 
risposta, fa sì che si possa risalire al punto di incidenza del fotone.  
 
 
Telescopi a maschera codificata 
La maschera codificata, utilizzata dal telescopio SIGMA, è una 
tecnica ormai acquisita dai telescopi gamma.  La maschera consiste in 
un piano in cui si susseguono zone opache a zone trasparenti alla 
radiazione gamma secondo una determinata configurazione (pattern).  
Gli elementi della maschera hanno tutti le stesse dimensioni. La 
maschera viene posta davanti al rivelatore. 
 
 11
 
 
Figura 1.2 
 
La figura 1.2 illustra qualitativamente il funzionamento di un 
telescopio gamma a maschera codificata.  Il rivelatore sensibile alla 
posizione viene irraggiato da due direzioni diverse da parte di due 
sorgenti puntiformi attraverso una maschera di configurazione nota.  
Sul rivelatore vengono dunque proiettate le ombre generate della 
maschera.  La posizione dell’ombra dipende dalla posizione della 
sorgente.  Il rivelatore registrerà un certo numero di ombre traslate tra 
di loro.  La traslazione delle ombre codifica la posizione del punto del 
cielo associato.  L’intensità di ogni proiezione fornisce l’intensità 
della sorgente.  Questo metodo è necessario per localizzare e separare 
le diverse sorgenti.  Esso permette inoltre di avere una misura del 
fondo del cielo quasi perfetta. 
Dato l’elevato potere penetrante dei raggi gamma, gli elementi 
opachi della maschera, devono essere costituiti di un materiale con un 
alto numero atomico e un’alta densità.  Poiché però esistono dei limiti 
alla massa trasportabile a bordo di un satellite, la scelta finale risulta 
un compromesso tra le risorse disponibili e le performance 
scientifiche.  Nel caso di IBIS la maschera è composta da elementi di 
Tungsteno (Z=74) spessi 14 mm. 
 12
La risoluzione angolare viene definita dall’angolo sotteso da un 
elemento di maschera sul rivelatore.  Essa risulta quindi direttamente 
proporzionale alla dimensione dell’elemento di maschera e 
inversamente proporzionale alla distanza tra la maschera e il piano del 
rivelatore.  L’elemento di maschera però non può essere piccolo a 
piacere, bensì deve superare di due o tre volte la risoluzione spaziale 
del rivelatore. 
 
 
1.4 Caratteristiche di INTEGRAL 
 
INTEGRAL consiste di due strumenti principali: lo 
spettrometro SPI e l’Imager IBIS, e di due monitor, uno operante nella 
banda X, JEM-X ed uno operante nella banda ottica, la Optical 
Monitoring Camera, OMC.  Tutti e quattro gli strumenti sono co-
allineati per osservare simultaneamente la stessa zona di cielo anche 
se con campi di vista diversi come mostra la figura 1.3.   
La presenza dello spettrometro SPI completa le performances 
scientifiche di INTEGRAL aggiungendo all’imaging su largo campo, 
una raffinata risoluzione energetica.  INTEGRAL rispecchia 
l’esigenza scientifica di ottenere complementarità tra gli strumenti.   
Entrambi IBIS e SPI possiedono risoluzione spettrale ed 
angolare, ma sono ottimizzati in maniera diversa in modo da 
complementarsi a vicenda e rendere un’ottima prestazione 
complessiva.  
 SPI sarà in grado di svolgere un’analisi spettrale delle sorgenti 
gamma nella banda 20 keV-8 MeV con una risoluzione energetica di 
0.2 % ad 1 MeV.  Inoltre, una maschera codificata esagonale posta al 
di sopra del piano rivelatore permetterà a SPI di osservare vaste zone 
di cielo (campo di vista=16 gradi) con una risoluzione angolare di 2 
gradi. 
 13
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
Figura 1.3 : I campi di vista di INTEGRAL: 
 
 14
La maschera codificata di IBIS invece, posta a 3.2 m dal piano 
rivelatore, è ottimizzata per fornire  immagini ad alta risoluzione (12 
arcmin) su un ampio campo di vista (9×9 gradi).  Come SPI, IBIS 
lavorerà su un ampio intervallo energetico, ma con risoluzione 
energetica inferiore (8 % a 100 keV). 
Le sensibilità di INTEGRAL al continuo (2×10
-7
 ph/cm
2
 s keV, 
3 σ in 10
6
 s ad 1 MeV per IBIS) e all’emissione di riga (1.5×10
-6
 
ph/cm
2
 s, 3 σ in 10
6
 s ad 1 MeV per SPI) sono di almeno un ordine di 
grandezza superiori rispetto a quelle dei precedenti strumenti (v. 
fig.1.4).  La sensibilità al continuo SIGMA è infatti di 7×10
-6
 ph/cm
2
 s 
keV, mentre per OSSE la sensibilità all’emissione di riga vale 
3.5×10
5
ph/cm
2
 s a 100 keV (3 σ in 10
6
s) e per COMPTEL 5×10
-7
 
ph/cm
-5
 s (3σ in 10
6)
  (Hermsen, W. & Winkler, C. 1997).   
SIGMA ha la stessa risoluzione angolare di IBIS, ma su un 
campo di vista molto più ristretto (campo di vista =4.3×4.7 gradi).   
L’ultimo strumento ad alta risoluzione energetica ad essere 
posto in orbita fu HEAO3, nel 1979-80, con la stessa risoluzione 
energetica di SPI a 511 keV, ma con sensibilità all’emissione di righe 
100 volte inferiore a quella di SPI (Winkler, C. 1994).   
INTEGRAL riunisce dunque caratteristiche finora divise nelle 
missioni precedenti.  Anche l’intervallo energetico operativo supererà 
il già ampio intervallo di CGRO, infatti non vi saranno solo strumenti 
gamma a bordo, bensì anche i monitor JEM-X e OMC. 
 
 SPI IBIS JEM-X OMC 
Funzione 
principale 
Spettroscopia fine
(∆E/E=2% ad 1 
MeV) 
Accurata 
formazione di 
immagini 
(risoluzione 
angolare = 12') 
Identificazione 
delle controparti 
nella banda X 
Identificazione 
delle controparti 
nella banda ottica 
Campo di vista  16° 9° 4.8° 5° 
Tabella 1.1 
 15
 
Figura 1.4:  
Sensibilità al continuo di IBIS e JEM-X (sinistra) e di riga di IBIS e SPI 
(destra) di INTEGRAL a confronto con la sensibilità di altre missioni. 
 
Infatti, JEM-X (campo di vista=4.8°) e OMC (campo di 
vista=5°X5°) sono i monitor che contemporaneamente guarderanno la 
stessa zona di cielo dei telescopi gamma e forniranno così 
informazioni complementari sulle sorgenti di alta energia osservate 
dagli strumenti gamma, nelle bande energetiche della radiazione X e 
ottica facilitando così l’identificazione delle sorgenti.   
L’opportunità di osservare su una così vasta banda energetica è 
di importanza fondamentale per fornire per la prima volta osservazioni 
simultanee su sette ordini di grandezza degli oggetti più energetici 
dell’Universo.