FACOLTÀ DI SCIENZE MATEMATICHE, FISICHE E NATURALI

Corso di laurea in Fisica e Astrofisica

STUDIO DELLO SPETTRO X-SHOOTER DELLA GALASSIA OSPITE

DI GRB 081221

Dissertazione di Laurea Triennale in Fisica e Astrofisica

Candidato RelatoreArmando Brandonisio Fabrizio Fiorematr. 1311053

Correlatore Silvia Piranomonte

Anno Accademico 2012/2013

iii

Alla famiglia, che e tutto.E a Silvia, che e vita.

Indice

Riassunto vi

1 Introduzione 11.1 Storia e caratteristiche dei GRBs . . . . . . . . . . . . . . . . . . 1

1.1.1 Da BATSE al Fermi Gamma-ray Space Telescope . . . . . 11.2 Modelli fisici per i GRBs . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 3

1.2.1 Modello a fireball . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 41.3 Regioni HII . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 51.4 Galassie ospiti di GRBs . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 6

2 Lo spettrografo X-Shooter e il software di riduzione dati 82.1 Spettrografo X-Shooter . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 82.2 Software Reflex . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 10

2.2.1 Esempio di riduzione di uno spettro . . . . . . . . . . . . 11

3 Studio della galassia ospite di GRB081221 con X-Shooter 143.1 GRB 081221 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 143.2 La galassia ospite di GRB081221 studiata con X-Shooter . . . . . 15

3.2.1 Misure . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 153.2.2 Calcolo redshift . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 173.2.3 Misurazione dei flussi . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 183.2.4 Correzione per l’assorbimento stellare . . . . . . . . . . . 193.2.5 Correzione per estinzione dovuta alla polvere . . . . . . . 203.2.6 Tasso di formazione stellare . . . . . . . . . . . . . . . . . 22

Conclusioni e prospettive 27

Riferimenti bibliografici 29

v

Riassunto

I lampi di raggi gamma (GRB, dall’inglese Gamma-Ray Burst), sono lampi difotoni ad alta energia. Sono originati da getti ultra-relativistici legati alle fasifinali di stelle massive o alla coalescenza di 2 oggetti compatti (come per esempio2 stelle di neutroni o un buco nero e una stella di neutroni). Osservativamente,ogni GRB e caratterizzato da due fasi principali: l’emissione “prompt” (la verae propria emissione gamma che dura in genere pochi secondi) e “l’afterglow”(l’emissione rimanente osservabile dall’X al radio e decrescente nel tempo).

Poiche i GRB sono degli oggetti che vengono rilevati anche ad alto redshift, legalassie ospiti nelle quali esplodono assumono un ruolo molto importante nellostudio dell’evoluzione delle galassie.Un’altra importante proprieta della galassie ospiti (host) dei GRB e che e possi-bile osservarne sia lo spettro in assorbimento, durante l’afterglow del GRB, chequello in emissione, una volta scomparsi il GRB e l’afterglow.

Nel mio lavoro di tesi, ho analizzato la galassia ospite del Dark GRB 081221usando gli spettri X-Shooter ridotti con il software Reflex distribuito dall’EuropeanSouthern Observatory (ESO).Nello spettro 2D ho individuato e riconosciuto alcune righe di emissione (Mg[II],O[II], Hβ , O[III], Hα) che mi hanno permesso di stabilire un redshift di z =2.2597 ± 0.0002.Dopo aver misurato i flussi di queste righe con IRAF, li ho corretti per l’assorbi-mento stellare per l’estinzione dovuta alla polvere presente nella nostra galassiae nella galassia ospite.Con i flussi corretti ho potuto determinare il tasso di formazione stellare (SFR)della host utilizzando vari modelli teorici ed empirici. Ho ottenuto cosı valoridifferenti della SFR.Tutti i risultati che ho ricavato dall’analisi sono poi stati confrontati con irisultati pubblicati da riviste ufficiali.

vi

CAPITOLO 1

Introduzione

1.1 Storia e caratteristiche dei GRBs

Tra le varieta dei fenomeni astrofisici, i Gamma-Ray Bursts (GRBs) sono trai piu affascinanti. La caratteristica che li rende unici e l’enorme quantita dienergia che emettono in un breve intervallo di tempo sotto forma di radiazioneelettromagnetica. In un secondo, un singolo evento raggiunge la luminosita ditutte le stelle dell’intero universo visibile in quell’istante.Sono dunque le esplosioni piu lontane ed energetiche avvenute nel cosmo dopoil Big Bang, osservate nella banda γ con energie comprese tra 100keV e 1MeV(Hard X ).Queste brevi ed intense emissioni si distribuiscono in modo isotropo nello spazioa distanze cosmologiche. Nelle misure di redshift il valor medio attuale e z=2.8,il piu basso misurato e z = 0.0085 del GRB980425 (Daigne & Mochkovitche,2007 [1]) quello piu alto e z=9,4 del GRB090429B (Cucchiara et al. 2011 [2]).Quest’ultimo valore corrisponde ad un evento avvenuto solo qualche centinaiodi milioni d’anni dopo la nascita dell’universo.

1.1.1 Da BATSE al Fermi Gamma-ray Space Telescope

Fino a circa 40 anni fa, i GRBs erano completamente sconosciuti e nessun model-lo astrofisico o cosmologico aveva predetto la loro esistenza. Sono stati scopertiper caso nel 1967 dai satelliti militari Vela, posti in orbita per monitorare gliesperimenti nucleari sovietici. Solo nel 1973 fu diffusa la notizia dell’origineastrofisica di questi eventi (Klebesadel et al. 1973 [3]).

Nel 1991 ci furono i primi grandi progressi col lancio, da parte della NASA,del CGRO (Compton Gamma-Ray Observatory) con a bordo il progetto chia-mato BATSE (Burst and Transient Source Experiment).Questo prezioso strumento riuscı a rilevare ben 2704 GRBs, identificando conla precisione di qualche grado la posizione di comparsa nel cielo. Fu cosı dimo-

1

2 CAPITOLO 1. INTRODUZIONE

strato che la distribuzione di tali fenomeni e isotropa (Figura 1.1), escludendoquasi tutte le possibilita di un’origine galattica.

Figura 1.1: Isotropia degli eventi rilevata da BATSE [4]

BATSE fu capace di studiare anche le curve di luce e gli spettri dei lampigamma, riuscendo a distinguere due grandi categorie (Figura 1.2):

• GRBs corti (25%): tempi di emissione < 2 secondi e picco a 150 keV

• GRBs lunghi (75%): tempi di emissione > 2 secondi e picco a 230 keV

Figura 1.2: Distribuzione bimodale dei GRBs (Paciesas et al. 1999 [5])

Il problema maggiore dello studio dei GRBs e stato per molto tempo lamancanza di precisione nel localizzare l’esplosione, dovuta alla bassa risoluzionedei rilevatori di raggi γ.Solo nel 1997, col satellite italo-olandese Beppo-SAX (Satellite per Astronomia a

1.2. MODELLI FISICI PER I GRBS 3

raggi X ), si e riusciti ad osservare l’emissione transiente nei raggi X (Figura 1.3)che, a circa 4-6 ore dal lampo-γ , permise di determinare con precisione laposizione e di procedere ad osservazioni nell’ottico e nelle altre lunghezza d’onda.Il “bagliore residuo” che il GRB emana dopo l’esplosione γ nelle altre bande,viene chiamato afterglow.

Figura 1.3: Afterglow del GRB 970228 osservato in X da Beppo-SAX poche oredopo l’emissione “prompt”. Sinistra: poche ore dopo il “prompt”. Destra: tregiorni dopo il “prompt”. (Costa et al. 1997 [6])

Cio spiano la strada a misure di redshift, all’identificazione di galassie ospitie alla conferma che i GRB si trovassero a distanze cosmologiche. Le osservazionidei GRB si estesero poi anche alle lunghezze d’onda radio.Beppo-Sax, nel 1998, localizzo la prima non ambigua associazione di un GRBcon un evento di supernova (1998bw, Pian et al. 1999).Nel 2004, col lancio del satellite Swift, si scoprı la presenza di code di emissio-ne anche per i lampi brevi. Inoltre con la precisione degli strumenti a bordoaumento il numero di GRBs osservati, aumentando anche la media del redshiftosservato: z ≈ 2 con redshift massimo z ≈ 9.Gli studi e le scoperte proseguono col Fermi Gamma-Ray Telescope sensibile adun intervallo di energie compreso tra 8 keV e 300 GeV, grazie allo strumentoLAT (Large Area Telescope).

1.2 Modelli fisici per i GRBs

Il progenitore del GRB e elettromagneticamente nascosto all’osservazione di-retta, perche tutta la radiazione e emessa a distanza tipica d > 1013 cm. Leosservazioni, pero, supportano lo scenario di un evento catastrofico associato adoggetti di massa stellare.C’e pero un’incongruenza sperimentale che porta alla diversa categorizzazioneprogenitrice tra GRBs lunghi e corti.

• Grb Lunghi: per questa classe di fenomeni e ormai largamente ricono-sciuta l’origine, ponendo come maggior candidato progenitore il collasso

4 CAPITOLO 1. INTRODUZIONE

di una stella massiccia (stelle Wolf-Rayet). Questo scenario, o modelloteorico, e noto come modello “collapsar”. Uno dei principali indizi checollegano i GRB lunghi alla morte di stelle massicce e la loro presenza ingalassie caratterizzate da un alto tasso di formazione stellare e da popola-zioni stellari giovani. Inoltre lo scenario di collapsar ha ricevuto un fortesupporto dopo l’osservazione spettroscopica di un evento di supernova as-sociato ad alcuni GRBs.Quando il collasso del nucleo di ferro di un progenitore massiccio e rotanteconduce direttamente alla formazione di un buco nero (BH), il mantellostellare cade nel neonato BH e il momento angolare rallenta il collassolungo l’equatore. Questo processo forma, infine, un disco di accrescimentoche, nel giro di pochi secondi, lancia getti di particelle barioniche (protonie neutroni) lungo l’asse di rotazione alimentando un GRB. L’interazionedel flusso relativistico col mezzo interstellare origina l’afterglow nelle di-verse bande.Un evento GRB e pertanto osservabile se e solo se il getto punta diretta-mente o parzialmente verso gli strumenti.

• Grb Corti: la scarsa quantita di dati porta questa classe di eventi adessere la piu misteriosa. Per GRBs corti i candidati progenitori maggior-mente investigati sono le coalescenze di binarie di stelle di neutroni (NS)o di binarie di NS-BH.Mentre alcuni lampi brevi sono stati localizzati in regioni di formazionestellare, altri sono stati individuati negli aloni delle galassie ellittiche, doveil tasso di formazione stellare e sostanzialmente nullo.Inoltre, tutti i GRBs corti osservati finora hanno un redshift basso e nonsono stati associati a nessuna supernova.Pertanto rimane aperto il dibattito sulla classificazione di questi fenomeni.

1.2.1 Modello a fireball

Il punto di partenza nella spiegazione della fenomenologia dei GRB e rappresen-tato dal modello a fireball, proposto per la prima volta da Cavallo, Rees, Good-man e Paczynski (Cavallo & Rees,1978 [7])(Goodman,1986 [8])(Paczynski,1986 [9]).La sorgente di energia dei GRB sembra essere legata al catastrofico rilascio dienergia di un oggetto di massa stellare. Diversi lavori hanno mostrato come ilrisultato principale di un simile scenario sia la conversione di energia gravita-zionale in neutrini, onde gravitazionali e in una fireball composta da coppie die± e γ e in minima parte da materia barionica.Lo spettro osservato dei GRB e uno spettro che segue una legge di potenza.Questo non e un andamento “qualunque”. Di fatto una legge di potenza e lafirma di un ben determinato processo fisico che vede l’azione di fenomeni im-pulsivi e violenti come gli shock.E ormai accettato che i GRB ed il loro afterglow derivano dalla dissipazione del-l’energia cinetica della fireball. La conversione dell’energia puo avvenire tramiteshock interni (attraverso la collisione di diverse shell di plasma della fireball che

1.3. REGIONI HII 5

hanno diversi fattori di Lorentz1)(Narayan et al., 1992 [10]) o shock esterni (cioeattraverso il rallentamento della shell a seguito dell’interazione con il mezzo in-terstellare)(Rees & Meszaros, 1994 [11]).L’emissione prompt deve dunque essere attribuita a shock interni. La radiazioneosservata, quindi, puo essere interpretata come il frutto di una catena di eventicosı riassumibile:

• Central engine : Il rilascio di un’enorme quantita di energia ad operadel motore centrale in una regione spaziale delle dimensioni di pochi km,porta alla formazione di shell di plasma in espansione relativistica, si parladi fireball.

• Accelerazione delle particelle: Le particelle all’interno della fireballvengono accelerate dagli shock mediante un meccanismo noto come mec-canismo di Fermi2.

• Meccanismi di emissione: Diversi processi di emissione possono coin-volgere le particelle elettricamente cariche della fireball e dare luogo allaradiazione osservata.

Figura 1.4: Schema generale del modello a fireball per i GRB.

1.3 Regioni HII

Le regioni HII sono regioni del gas interstellare in cui sono presenti stelle calde,le quali ionizzano l’idrogeno circostante. La loro temperatura e dell’ordine di104K. Nelle regioni HII l’idrogeno e ionizzato, l’elio e ionizzato una sola voltae gli altri elementi sono ionizzati una o due volte, in base alla luminosita delle

1Questo termine appare nelle equazioni della relativita ristretta, descrivendo il fenomenodella dilatazione spazio-temporale, ed e cosı definito

γ =1√

1 − β2

2Nella teoria originale di Fermi, le particelle sono accelerate in seguito a collisioni condisuniformita del campo magnetico galattico, in moto casuale nel mezzo interstellare.

6 CAPITOLO 1. INTRODUZIONE

stelle presenti. Questo gas caldo e ionizzato tende ad espandersi in un spaziocircostante che e piu freddo ed e composto da atomi nello stato fondamentale,questo fa diminuire la densita della regione e aumenta il volume della zona conatomi ionizzati.Gli spettri ottici delle regioni HII sono formati da intense righe di ricombinazionedell’idrogeno oltre che da righe proibite come i doppietti [OII], [NII] e il triplettodi [OIII].

1.4 Galassie ospiti di GRBs

Le galassie ospiti (host) di GRB lunghi (Long Gamma-Ray Burts) sono un ec-cellente mezzo per sondare gli ambienti e le popolazioni in cui risiedono i loroinsoliti progenitori. Inoltre, questi stessi progenitori stellari rendono i LGRBs ele loro galassie ospiti dei potenti indicatori di formazione stellare e metallicitaad alti redshift. Tuttavia, l’utilizzo corretto di LGRBs come sonde dell’universorichiede una conoscenza approfondita della loro formazione e dell’ambiente dellahost.Le galassie ospiti possono avere un ruolo importante nello studio dell’evoluzionedelle galassie, perche il loro campione e selezionato in base al fatto di essereassociate all’esplosione di un GRB e quindi non e, in linea di principio, influen-zato dalla luminosita della galassia. Inoltre, dato che i GRB vengono rilevatianche a redshift molto alti (il record attuale confermato spettroscopicamente edi z ≈ 9.4 del GRB090429B)(Cucchiara et al. 2011 [2]), possono venire studiategalassie molto lontane. Abbiamo quindi accesso ad un campione che puo esserecomplementare alle attuali survey di galassie ad alto redshift. Un’altra impor-tante proprieta della galassie ospiti di GRB e la possibilita di osservarne sia lospettro in assorbimento, durante l’afterglow del GRB, che quello in emissione,una volta che le emissioni del GRB e dell’afterglow scompaiono.Le galassie ospiti di GRB sono galassie piccole, che stanno formando stelle ela cui massa stellare media e simile a quella della LMC3 (vedi, per esempio,Savaglio et al. 2009). Sono galassie che hanno bassa metallicita a parita dimassa rispetto alle galassie situate dalle attuali survey di galassie (Levesque etal., 2010) e hanno, inoltre, un tasso di formazione stellare su massa elevato. Leproprieta osservate per la galassie ospiti di GRB sono pero soggette a due limiti:

• la scarsita in numero delle galassie ospiti (i GRB con z determinato sonomeno di 300, in confronto alle migliaia di galassie studiate dalle survey);

• la scarsa presenza di galassie ospiti dei Dark GRB nel campione fino adora osservato.

Queste ultime potrebbero presentare caratteristiche differenti rispetto alle altre.Per questi motivi e molto importante aumentare il campione degli spettri dellegalassie ospiti e studiare le galassie ospiti dei dark GRB come, per esempio,quella di GRB 081221 studiata in questa tesi. Le galassie ospiti dei dark GRBsono difficili da individuare perche, non avendo l’afterglow ottico del GRB non sipuo stabilire la loro posizione con accuratezza in quanto la posizione determinatadall’afterglow X ha solitamente una precisione di 3”. In questo cerchio di errore

3Large Magellanic Cloud, la Grande Nube di Magellano

1.4. GALASSIE OSPITI DI GRBS 7

molto spesso rientrano piu oggetti piu oggetti tra cui non e possibile distinguerequale sia la galassia ospite del GRB.

CAPITOLO 2

Lo spettrografo X-Shooter e il software di riduzione dati

Per quanto riguarda lo studio dei GRBs, risulta impossibile un’osservazionediretta dell’evento cosiddetto prompt, essendo l’atmosfera totalmente opaca ri-spetto ai fotoni-γ1. Quando invece si rivolge l’attenzione (e i telescopi) sulle hostche insieme all’afterglow, come gia accennato, copre bande con energie minori,diventa possibile compiere misure per approfondire lo studio e le caratteristichedei GRBs.Uno degli strumenti piu adatti per lo studio di questi fenomeni e lo spettrografoechelle X-Shooter montato sul telescopio UT2 del VLT (Very Large Telescope)presso ESO (European Southern Observatory) a Cerro Paranal (Cile). Lo stru-mento e stato progettato per massimizzare la sensibilita attraverso la divisionedella luce in tre parti (UVB, VIS e NIR). Per ogni banda sono state costruiteottiche e rilevatori dedicati.Adiacente alla strumentazione ottica, di particolare importanza ricopre il soft-ware usato per l’analisi dei dati acquisiti. Reflex (The ESO Recipe FlexibleExecution Workbench) e un ambiente basato sul software open-source Keplerprogrammato per ridurre in modo ottimizzato gli spettri di X-Shooter eseguendoautomaticamente le pipelines del VLT.

2.1 Spettrografo X-Shooter

X-Shooter e il primo strumento di seconda generazione dell’ESO Very LargeTelescope (VLT). E uno spettrografo molto efficiente, a singolo oggetto con unarisoluzione intermedia posizionato sul punto focale del telescopio Cassegrain delUT2 nel 2009 (Figura 2.1). Lo strumento copre, in una singola esposizione, unrange spettrale compreso tra 300 e 2500 nm.

Opera con una risoluzione spettrale intermedia (R ≈ 4000−17000 che dipen-de dalla lunghezza d’onda e dalla fenditura) e con un formato spettrale echellefissato nelle tre apparecchiature (Figura 2.2).

1Ricordiamo che l’atmosfera e trasparente nel visibile, parzialmente nel vicino infrarosso(NIR) e ultra-violetto (UVB), e nella banda Radio.

8

2.1. SPETTROGRAFO X-SHOOTER 9

Figura 2.1: Un’immagine di X-Shooter posto sotto lo specchio primario del VLT-UT2. Gli spettrografi UVB e VIS rispettivamente sopra e sotto. Il criostatoNIR e visibile al centro della figura.(Vernet et al. 2011 [12])

Figura 2.2: Diagramma funzionale di X-Shooter (Vernet et al. 2011 [12])

Con X-Shooter e possibile effettuare misure con diversi modi di osservazione:

• spettroscopia di fenditura;

• spettroscopia IFU: l’IFU (Integration Field Unit), prende un campo inentrata di 1.8′′ x 4′′ e lo ricostruisce come campo virtuale di 0.6′′ x 12′′.Quando il campo arriva all’IFU la parte centrale passa senza venire de-viata, le due parti laterali vengono invece riflesse da una coppia di specchi

10CAPITOLO 2. LO SPETTROGRAFOX-SHOOTER E IL SOFTWAREDI RIDUZIONE DATI

sferici e allineate alla parte centrale del fascio. Grazie a questo strumentoe possibile, con una sola posa, studiare piu regioni di un oggetto;

• imaging : con cui si prendono le immagini di acquisizione in banda R o z,permettendo di individuare e centrare gli oggetti che si vogliono osservare.

Tre sono anche le possibili tecniche osservative:

• STARE: in questa modalita la fenditura viene tenuta centrata sull’oggettoper tutto il tempo di esposizione.

• NODDING: questa modalita serve per ottenere una buona sottrazione delcielo ottimizzando il tempo di esposizione sull’oggetto. Prima si osserval’oggetto tenendolo nella parte superiore della fenditura, poi si fa una se-conda osservazione, tenendo l’oggetto nella parte inferiore della fenditura.In seguito le immagini vengono combinate per permettere la sottrazionedel cielo. Questa modalita e utile per osservare nella banda del NIR.

• OFFSET: in questa modalita si esegue una prima osservazione dove l’og-getto e centrato nella fenditura ed una seconda, dove non si osserva l’og-getto, ma il cielo attiguo a quest’ultimo. Anche questa modalita di osser-vazione serve per migliorare la precisione dei dati della banda NIR.

Grazie all’alta efficienza dei due prismi dicroici tra le tre apparecchiaturee all’accurata ottimizzazione di ogni spettrografo, il risultato in output di X-Shooter e molto alta (Figura 2.3).Il picco dell’efficienza totale e del 33%, 34% e 31% rispettivamente per il braccioUVB, VIS e NIR. La dispersione maggiore e data dal fenomeno di scatteringcausato dal prisma di ZnSe.

Figura 2.3: A sinistra: layout ottico dello spettrografo NIR. A destra: Efficienzadi X-Shooter [12]

2.2 Software Reflex

The ESO Recipe Flexible Execution Workbench (Reflex) e un ambiente che per-mette di eseguire in modo semplice e flessibile le pipelines del VLT. E statocostruito usando il Kepler workflow engine2, che fa uso della piattaforma open-source Ptolemy II 3.Reflex consente di elaborare i suoi dati scientifici nei seguenti passi:

2https://kepler-project.org3http://ptolemy.eecs.berkeley.edu/ptolemyII

2.2. SOFTWARE REFLEX 11

• associare i file scientifici con le calibrazioni necessarie;

• scegliere i datasets da elaborare;

• Eseguire diverse formule (recipes) della pipeline.

Questo processo, chiamato workflow nella terminologia di Kepler, e rappresen-tata graficamente come una sequenza di blocchi (actors) che elaborano i da-ti: il workflow consente all’utente di seguire il processo di riduzione dei dati,eventualmente interagendo con esso (Figura 2.4).

Figura 2.4: Esempio di workflow mentre simula il modello Lotka-Volterra

E anche possibile visualizzare risultati intermedi, utilizzando componentiforniti da Reflex, o modificare il workflow con componenti personalizzati.Reflex usa EsoRex 4 per eseguire le recipes della pipeline.Il processo di organizzazione dei dati e completamente automatica, comportandoun notevole risparmio di tempo. I dataset selezionati dall’utente per la riduzionesono alimentati attraverso il workflow che esegue le relative recipes della pipeline(o stadi) nell’ordine corretto, fornendo interattivita nella riduzione dei dati, conl’obiettivo di consentire l’iterazione di alcune recipes al fine di ottenere risultatimigliori. Inoltre, il workflow memorizza i dati ridotti finali in una directorylogicamente organizzata che utilizza nomi di file configurabili dall’utente.

2.2.1 Esempio di riduzione di uno spettro

Il primo passo per lo studio di un spettro X-Shooter e l’acquisizione dei datitramite camera CCD, che attraverso dei processi di ottimizzazione (come sot-trazione BIAS, normalizzazione per flat e rimozione spikes, ecc.)5 sara possibileanalizzare numericamente ogni singola riga dello spettro (Figura 2.5).

4http://www.eso.org/sci/data-processing/software/pipelines5BIAS: corrente di buio, generata dall’agitazione termica degli elettroni nella CCD.

Flat: indica la diversa sensibilita di acquisizione dei singoli pixels.Spikes: disturbi causati dai raggi cosmici che incidono sui pixels della camera

12CAPITOLO 2. LO SPETTROGRAFOX-SHOOTER E IL SOFTWAREDI RIDUZIONE DATI

Figura 2.5: Esempio di spettro X-shooter nella banda VIS. [13]

Con l’automatizzazione del software Reflex, e possibile ridurre semplicemen-te lo spettro echelle di X-shooter, operazione che richiede procedure molto com-plicate con altri software. Si procede dunque con la lettura dei dati da partedel workflow appositamente progettato: (Figura 2.6)

Figura 2.6: X-Shooter Workflow

2.2. SOFTWARE REFLEX 13

In seguito alla scelta adeguata del modo di riduzione dello spettro, che di-pende dal modo di acquisizione scelto, sara possibile lo studio e l’analisi dellospettro 2-D calibrato (Figura 2.7)

Figura 2.7: Finestra pop-up interattiva di uno spettro estratto per il datasetVIS. [13]

CAPITOLO 3

Studio della galassia ospite di GRB081221 con X-Shooter

3.1 GRB 081221

GRB 081221 e stato rilevato da Swift/BAT alle 16:21:11 UT (t0) del 21 Dicembre2008. Subito dopo (t0 + 68.4s) il satellite ha puntato i suoi telscopi XRT allecoordinate indicate da BAT, osservando un afterglow in X.La localizzazione del GRB [RA(J2000)=01h03m13s, Dec(J2000)=−24d31′32′′](Burrows et al. GCN1 8687, 2008) [15] e stata calcolata con un’incertezza di3 arcmin. L’analisi spettroscopica per lo studio del redshift e stato realizzatoda Salvaterra et al. (2012) [14], ottenendo un valore pari a z = 2.26 ricavatotramite le righe Hα e OIII.Osservazioni approfondite con altri telescopi hanno confermato la mancanzadell’ afterglow nell’ottico (Malesani et al. 2008 GCN 8689 [16]; Afonso et al2008 GCN 8719 [17]). La regione nelle immediate vicinanze del GRB si presentaaffollata, con molte altre galassie visibili entro pochi secondi d’arco dall’oggetto(Figura 3.1).

Figura 3.1: Osservazioni in banda G e R della galassia ospite del GRB081221(Perley et al. 2008 GCN8711 [18])

1The Gamma-ray Coordinates Network [http://gcn.gsfc.nasa.gov/]

14

3.2. LA GALASSIA OSPITE DI GRB081221 STUDIATA CONX-SHOOTER15

La host di questo sistema e massiva (4+1−1 · 1010M�)(Perley et al. 2013 [19])

con un alto tasso di formazione stellare (SFR = 173+22−30M�yr

−1) [19].Come tutte le hosts con un alto SFR, l’estinzione media dovuta alla polverestellare risulta elevata (Av = 1.71+0.07

−0.09mag) [19].

3.2 La galassia ospite di GRB081221 studiatacon X-Shooter

La galassia ospite di GRB 081221 e stata osservata con X-Shooter il 21 Di-cembre 2008. Le osservazioni sono state fatte in NODDING per ottimizzare lasottrazione del cielo del NIR. Il tempo totale di integrazione e stato di 4096s(Burrows et al., 2008 [15]).

3.2.1 Misure

Nel lavoro di tesi ho ridotto gli spettri 2D tramite la pipeline di riduzione datidi X-Shooter (versione 2.2.0)2. Attraverso il software Reflex sono riuscito aricavare automaticamente gli spettri 1D e 2D calibrati in flusso e corretti.Lo studio dello spettro del GRB 081221 si e esteso analizzando tutti i dati nellebande UVB, VIS e NIR.Un esempio di risultato finale dell’elaborazione e mostrato in figura 3.2 dove hoanalizzato lo spettro VIS.

Figura 3.2: Plot finale spettro 1D e 2D nella banda VIS

2http://www.eso.org/sci/software/pipelines/xshooter/xsh-pipe-recipes.html

16CAPITOLO 3. STUDIO DELLAGALASSIA OSPITE DI GRB081221 CON X-SHOOTER

Da questi plot il riconoscimento delle righe spettrali non e immediato, poichele figure sono “schiacciate” e dominate dal rumore. Infatti, guardando l’ultimoplot, che rappresenta lo spettro 2D del GRB, si nota solo una striscia grigia chesi estende dai 300 ai 600 nm e del rumore dominante oltre i 550 nm.Il colore blu del grafico indica l’effettivo spettro estratto, invece il colore rossorappresenta l’errore di misurazione entro 1σ.Per effettuare un’analisi precisa, dunque, e necessario estrarre informazioni daifiles .fits estrapolati e lavorati dagli spettri originali, escludendo cosı perdita diinformazioni.Ho quindi analizzato gli spettri con un tool grafico (ATV 3) utilizzando il soft-ware IDL4 (v.7.0).Nella seguente tabella sono riportate le righe in emissione trovate nello spettroX-Shooter analizzato:

Righe λs [A]

[MgII]λ2795 9111.9[MgII]λ2802 9117.7[OII]λ3727 12150.1

[Hβ ]λ4861.3 15847.8[OIII]λ5006.8 16316.1[Hα]λ6562.8 21394.8

In figura 3.3 e 3.4 sono rappresentate le immagini delle righe trovate in cuisi puo confrontare lo spettro 1D con quello 2D.

(a) (b) (c)

Figura 3.3: (a) Doppietto [MgII]λ(2795 − 2802)A, (b) [OII]λ3727A, (c)[Hβ ]λ4861A

3Tool grafico interattivo per immagini astronomiche scritto in IDL [http://www.physics.uci.edu/~barth/atv/]

4Interactive Data Language [http://www.exelisvis.com/ProductsServices/IDL.aspx]

3.2. LA GALASSIA OSPITE DI GRB081221 STUDIATA CONX-SHOOTER17

(a) (b)

Figura 3.4: (a) [OIII]λ5007A, (b) [Hα]λ6463A

3.2.2 Calcolo redshift

Per la misura di redshift e sufficiente conoscere la relazione che collega le lun-ghezze d’onda misurate (λs) con quelle di laboratorio (λ0):

λs = λ0(1 + z) (3.1)

Dove z e il valore di redshit da stimare.Considerando i valori della tabella 3.2.1, riesco ad ottenere la stima del valore(1+z) con un fit lineare (Figura 3.5):

Figura 3.5: Fit lineare delle lunghezze d’onda osservate

Ho ottenuto il valore

1 + z = 3.2597 ± 0.0002

dunque il valore di redshift stimato per le righe in emissione trovate e di:

z = 2.2597 ± 0.0002

da confrontare col risultato z=2.26 trovato da Salvaterra et. al nel 2012 [14]

18CAPITOLO 3. STUDIO DELLAGALASSIA OSPITE DI GRB081221 CON X-SHOOTER

3.2.3 Misurazione dei flussi

Per misurare i flussi delle righe in emissione ho utilizzato IRAF5, in particolareil task ONEDSPEC/SPLOT. SPLOT e un task di IRAF specifico per rappre-sentare e analizzare spettri.Ho usato principalmente i seguenti comandi:

• “m”,per ricavare media, RMS e segnale su rumore di una regione contenutatra due punti individuati dal cursore;

• “k”, per interpolare il profilo dello spettro con una gaussiana, una lo-rentziana o una funzione di Voigt tra due punti, individuati sempre dalcursore;

• “e”, per misurare il flusso dello spettro tra 2 posizioni del cursore senzaassumere nessuna interpolazione;

• “d”, per interpolare il profilo dello spettro con piu di una curva (a scelta trale stesse del comando “k”) tra due punti, sempre individuati dal cursore;

• “x”, per sostituire lo spettro con una linea retta tra due punti selezionatitramite il cursore.

Alcune righe presenti nello spettro presentano dei residui delle righe del cielovicine, che modificano parzialmente il profilo delle righe in emissione. In questicasi ho approssimato il profilo di riga con la sovrapposizione di due gaussiane,in modo tale da minimizzare l’errore compiuto nella misurazione dei flussi, comein figura 3.6.

Figura 3.6: Somma di due profili gaussiani

Indicando con λs le righe sperimentali, λ0 quelle di laboratorio, gFWHM lalarghezza a meta altezza gaussiana, riporto in tabella i flussi calcolati.

5Image Reduction and Analysis Facility [http://iraf.noao.edu/]

3.2. LA GALASSIA OSPITE DI GRB081221 STUDIATA CONX-SHOOTER19

Elemento λs [A] λ0 [A] gFWHM [A] Flux [10−19 · ergs cm−2t−1A−1]

MgII 9111.9 2795 5.8 22.8 ± 0.6MgII 9117.7 2802 6.4 32.1 ± 0.8OII 12150.1 3727.3 2.5 2.1 ± 0.2Hβ 15847.8 4861.3 5.7 13.1 ± 0.5OIII 16316.1 5006.8 2.7 2.0 ± 0.1Hα 21394.8 6562.8 13.6 10.1 ± 0.5

3.2.4 Correzione per l’assorbimento stellare

Non tutta la radiazione che compone lo spettro di emissione della regione HII,riesce ad arrivare a noi. In parte viene riassorbita dal gas interstellare presentenella galassia.A causa di cio, negli spettri, e possibile osservare degli avvallamenti di formagaussiana in prossimita delle righe di Balmer. Questo effetto, che porta a sot-tostimare i flussi delle righe, viene chiamato assorbimento di Balmer.Il rapporto segnale su rumore dello spettro continuo della galassia ottenuto conX-Shooter e molto basso, impedendo l’osservazione degli assorbimenti ai latidelle righe in emissione.In questo caso bisogna usare delle stime empiriche per cui i flussi vengono cor-retti aggiungendo il flusso corrispondente ad una certa “larghezza equivalente”.In astronomia per “larghezza equivalente” (EW, dall’inglese equivalent width) siintende, in uno spettro, la lunghezza della base del rettangolo che ha per altezzail flusso del continuo e area uguale al flusso della riga che si trova nella regionedi integrazione. Matematicamente si esprime come:

EW =

∫F0 − FλF0

dλ (3.2)

dove F0 rappresenta il flusso del continuo e Fλ il flusso dello spettro.Zahid, Kewley & Bresolin (2011) [20], studiando 1350 galassie della “Deep Ex-tragalactic Evolutionary Probe 2 survey” (DEEP2), affermano che la correzionedipende dalla risoluzione dello strumento e trovano una correlazione tra la massadi una galassia e la rispettiva EW da usare per la correzione dovuta all’assorbi-mento di Balmer.Nel caso della galassia ospite di GRB 081221 il valore della massa stellare e dilog( M∗

M�) = 10.566. Dato che la risoluzione del nostro spettro X-Shooter e di

≈ 1A, percio paragonabile a quella degli spettri usati da Zahid et al. (2011) [20],ho assunto di dover correggere i flussi delle righe con un EW= 1A.Ho quindi calcolato i flussi di correzione per le 2 righe di Balmer identificatenello spettro della galassia GRB 081221 (Hα , Hβ). I loro valori sono riportatinella tabella. Come si puo notare, questi valori sono trascurabili rispetto aiflussi misurati per le rispettive emissioni.

6Dal sito http://www.grbhosts.org/Host.aspx?id=241

20CAPITOLO 3. STUDIO DELLAGALASSIA OSPITE DI GRB081221 CON X-SHOOTER

Righe Correzioni(10−17 · erg s−1 cm−2)

Hα 0.4Hβ 0.5

3.2.5 Correzione per estinzione dovuta alla polvere

Un altro effetto di cui bisogna tenere conto nell’analizzare la luce proveniente dastelle e galassie lontane e l’estinzione dovuta allo scattering e all’assorbimentoda parte delle polveri presenti nel mezzo interstellare (ISM, dall’inglese inter-stellar medium).L’effetto attenua l’intensita della radiazione in arrivo secondo la seguente for-mula:

Iλ = Iλ0· e−τλ (3.3)

Dove Iλ0 e l’intensita che si misurerebbe sulla terra se la polvere non fossepresente, Iλ e l’intensita osservata e τλ e il cammino ottico alla lunghezza d’ondaconsiderata.L’assorbimento dipende dalla lunghezza d’onda, infatti, fissata una certa com-posizione della polvere, viene assorbita piu luce con una lunghezza d’onda pic-cola,verso il blu, rispetto alla luce con una λ grande, tendente al rosso. Questoe dovuto al fatto che la luce interagisce maggiormente con i grani della polverequando la sua lunghezza d’onda e comparabile alla grandezza dei grani. Graziea questo effetto si parla di arrossamento interstellare.La magnitudine apparente di un oggetto rispetto ad un secondo oggetto edefinita come:

m1 −m2 = −2.5 · log10

f1f2

(3.4)

Dove f1 e f2 sono i flussi che vengono misurati dai telescopi. Possiamodefinirli matematicamente come

f =

∫ ∞0

fνTνFνRνdν (3.5)

Dove Tν e la trasmettivita dell’atmosfera, Fν e la trasmettivita del filtrousato durante l’osservazione e Rν e l’efficienza del telescopio (energia rilevata /energia incidente).L’arrossamento stellare puo venire quantificato in unita di magnitudine introdu-cendo AX (estinzione in una banda X), definita come la differenza tra la magni-tudine dell’oggetto in quella banda m(X) e la magnitudine che si osserverebbein assenza di polvere m0(X), matematicamente:

AX = (m−m0)X = −2.5 · log10

FλFλ0

(3.6)

L’arrossamento (tra due bande X e Y) e definito come E(X−Y ) = AX−AY .Quando si parla di estinzione si parla di Av ed E(B-V); si definisce RV il rap-porto definito come RV = AV

E(B−V ) . per una data galassia e per una data linea

di vista si definisce la “Curva di estinzione” come AλAV

.

3.2. LA GALASSIA OSPITE DI GRB081221 STUDIATA CONX-SHOOTER21

Nell’analisi dello spettro della galassia ospite di GRB 081221 ho consideratotrascurabile l’estinzione della polvere presente nel mezzo intergalattico.Le correzioni da applicare sono quindi 2:

• l’estinzione dovuta alla nostra galassia (MW, Milky Way). Questa corre-zione va applicata alle lunghezze d’onda relative al sistema di riferimentodell’osservatore. Utilizzero una mappa della polvere galattica7 e la leggeper l’estinzione da Pei (1992) [21].

• l’estinzione dovuta alla galassia ospite. Non conoscendo la composizionedella polvere applichero i tre modelli per l’estinzione maggiormente cono-sciuti: MW, LMC, SMC8(Figura 3.7), usando le leggi di estinzione da Pei(1992) [21].In questo caso la correzione va applicata alle lunghezza d’onda relative alsistema di riferimento rest-frame, cioe della galassia ospite.

Figura 3.7: Modelli per l’estinzione piu comunemente usati

Tramite le coordinate del GRB ho ottenuto il valore Av = 0.072mag dellaMW lungo questa direzione dal NED (NASA/IPAC Extragalactic Database)9

Dalla (3.6) segue l’equazione

Fλ0= Fλ · 10

AλAv

Av2.5 (3.7)

in cui AλAv e la legge di estinzione,Fλ0e il flusso corretto per l’estinzione della

MW e Fλ e il flusso misurato con IRAF.

7http://ned.ipac.caltech.edu/forms/calculator.html8MW:Milky Way, LMC:Large Magellanic Cloud, SMC:Small Magellanic Cloud9http://ned.ipac.caltech.edu/

22CAPITOLO 3. STUDIO DELLAGALASSIA OSPITE DI GRB081221 CON X-SHOOTER

Righe AλAv

Flussi corretti

(10−17 · erg s−1cm−2)

[MgII]λ2795 0.7253 23.9 ± 0.6[MgII]λ2802 0.7253 33.7 ± 0.8[OII]λ3727 0.4435 2.2 ± 0.2

[Hβ ]λ4861.3 0.2823 13.3 ± 0.5[OIII]λ5006.8 0.2823 2.1 ± 0.1[Hα]λ6562.8 0.1623 10.9 ± 0.5

Per determinare Av della galassia ospite ho utilizzato il metodo chiamato de-cremento di Balmer, in cui si assume che i rapporti tra i flussi delle righe di Bal-mer dipenda solamente e debolmente dalla temperatura (Osterbrock, 2006) [22].Nello specifico ho adottato il caso in cui tutti i fotoni Lyman prodotti dalla re-gione HII vengono scatterati piu volte e, alla fine, vengono convertiti in fotonimeno energetici, con un numero esiguo di fotoni Lyα.Assumendo come temperatura della nube di gas T = 104K ho imposto ilseguente rapporto:

IHαIHβ

= 2.86 (3.8)

dai quali ottengo i valori per l’estinzione estrinseca della galassia ospite diGRB 081221, riportati nella seguente tabella:

Modello estinzione Av mag

MW 1.8 ± 0.3LMC 1.6 ± 0.2SMC 1.5 ± 0.2

Tramite le informazioni ricavate da Perley et al. (2013) [19], conosco ilvalore dell’arrossamento (Av = 1.71+0.07

−0.09mag), in ragionevole accordo con leapprossimazioni usate per correggere i flussi.I risultati finali delle correzioni sono riportati nella tabella 3.2.5

Righe Flussi iniziali MW LMC SMC(10−17 · erg s−1 cm−2)

[MgII]λ2795 23.9 ± 0.6 464.7 ± 11.3 334.2 ± 9.5 283.4 ± 7.1[MgII]λ2802 33.7 ± 0.8 585.9 ± 12.4 417.3 ± 11.0 356.5 ± 9.1[OII]λ3727 2.2 ± 0.2 26.9 ± 4.2 20.36 ± 3.1 17.7 ± 3.1

[Hβ ]λ4861.3 13.3 ± 0.5 97.6 ± 5.3 78.24 ± 5.1 70.0 ± 4.7[OIII]λ5006.8 2.1 ± 0.1 14.5 ± 3.1 11.7 ± 2.1 10.5 ± 0.8[Hα]λ6562.8 10.9 ± 0.5 42.4 ± 2.4 36.5 ± 1.7 33.8 ± 1.8

3.2.6 Tasso di formazione stellare

Il tasso di formazione stellare (SFR, star formation rate) rappresenta la massastellare che si genera dal gas in unita di tempo. E definito come:

SFR(t) =dMstelle

dt= −dMgas

dt(3.9)

3.2. LA GALASSIA OSPITE DI GRB081221 STUDIATA CONX-SHOOTER23

Il tasso di formazione stellare non varia per periodi di tempo paragonabili allavita delle stelle giovani che formano le regioni HII, quindi stimando in numerodi stelle della galassia si ottiene una stima del suo SFR istantaneo.Le righe emesse dalle regioni HII dall’idrogeno ionizzato osservabili, sono quelledella serie di Balmer (Hα, Hβ , Hγ). Queste righe provengono da atomi di idro-geno che, per emissione spontanea, ritornano allo stato fondamentale a seguitodella cattura di un elettrone da parte di un protone.Le intensita relative di queste righe che si formano per ricombinazione posso-no venire calcolate accuratamente e dipendono debolmente dalla temperaturae della densita del gas. Inoltre il numero di fotoni ionizzanti assorbiti da unaregione HII per unita di tempo puo venire dedotto dall’intensita di una dellerighe di Balmer.Dato che il numero di fotoni ionizzanti dentro la regione HII dipende dalla lu-minosita della fonte ionizzante, dal flusso di una delle righe di Balmer si puoricavare il tasso di ionizzazione della regione HII.E possibile scrivere il tasso di ionizzazione per una popolazione di galassie cheha un SRF uguale a M∗ come:

S = M∗

∫ mU

mL

ξ(m)Q(m)tvitadm (3.10)

dove ξ(m) e la funzione iniziale di massa (IMF, initial mass function), defini-ta come il numero di stelle per unita di massa che sono presenti, ad un certotempo, nella galassia. tvita indica la vita di una stella di massa m e Q(m) e laluminosita di ionizzazione totale.Attraverso il calcolo integrale della (3.10), per il quale bisogna scegliere un mo-dello di evoluzione stellare ed una IMF si puo ottenere, quindi, una stima diSFR istantaneo della galassia.La SFR e fortemente dipendente dalla IMF e dalle bande in cui si misura ilflusso utilizzato per ricavare la luminosita. In particolare il metodo piu direttoe utilizzare il flusso della Hα perche dipende direttamente dall’energia dei fotoniemessi dalle stelle.Esistono anche altri metodi indiretti che, per esempio, si basano sul flusso deldoppietto [OII].Perley et. al nel 2013 [19] ha stimato la SFR del GRB 081221 con il metodo illu-strato in Kennicutt(1998) [23] , ottenendo il valore SFR = 172.8+22.8

−30.1M�yr−1.

Questo metodo utilizza la riga di ricombinazione Hα:

SFRHα = 7.9 · 10−42L(Hα) (3.11)

Dove L(Hα) e la luminosita della riga, calibrata considerando il caso visto nella(3.8) ed una temperatura di T=10000k (Osterbrock, 2006) [22].La luminosita e legata al flusso, quindi la (3.11) diventa:

LHα = 4π(3.086 · 1024DL)2FHα (3.12)

Dove la DL e la distanza di luminosita10 e la costante tra parentesi trasforma icm in Mpc.Rappresentano delle limitazioni a questo metodo la sensibilita alle incertezze

10e la distanza definita sulla base della magnitudine apparente di un oggetto (m) e dellamagnitudine assoluta M

24CAPITOLO 3. STUDIO DELLAGALASSIA OSPITE DI GRB081221 CON X-SHOOTER

sull’estinzione e all’IMF oltre che l’assunzione, fatta per ricavare la formula, chel’emissione della galassia tracci tutta la formazione stellare. L’IMF utilizzatada Kennicutt per la calibrazione e quella proposta in Salpeter (1955) [24].Gli errori riportati in questa tabella (e in tutte le seguenti) provengono dallapropagazione degli errori sui flussi delle righe utilizzate.

Modelli SFRHα(M�yr

−1)

MW 164 ± 5LMC 141 ± 2SMC 131 ± 1

Come precisato nei paragrafi precedenti, le relazioni usate per determinare laSFR sono soggette pero ad errori probabilmente ben piu influenti dovuti ai me-todi con cui queste relazioni sono state ottenute.

Savaglio et al. (2009) [25], nel loro studio sulle galassie ospiti di GRB, hanno uti-lizzato la IMF presentata in Baldry & Glazebrook (2003) [26]. Hanno ottenutoper il tasso di formazione stellare dal flusso della Hα la seguente relazione:

SFRHα = 4.39 · 10−42L(Hα) (3.13)

Riporto in tabella i risultati ottenuti

Modelli SFRHα(M�yr

−1)

MW 91 ± 2LMC 78 ± 1SMC 73 ± 1

Il secondo metodo che ho utilizzato proviene da Savaglio et al. (2009) [25] eutilizza il flusso del doppietto degli ossigeni [OII]. E stato ricavato empiricamentela miglior correlazione, per galassie ospiti di GRB, tra la SFRHα e la SFR[OII]

(Figura 3.8)La formula per calcolarlo e:

SFR[OII] = 5.54 · 10−42L([OII]) (3.14)

dove L([OII]) rappresenta la somma delle luminosita delle due righe che com-pongono il doppietto. Nello spettro che ho analizzato non e stato possibilerisolvere le due righe del doppietto, quindi analizzero il flusso come un’unicariga dell’[OII] osservata.

Modelli SFRHO[II]

(M�yr−1)

MW 73 ± 3LMC 55 ± 2SMC 48 ± 2

3.2. LA GALASSIA OSPITE DI GRB081221 STUDIATA CONX-SHOOTER25

Figura 3.8: Correlazione trovata tra SFRHα e SFR[OII], la dispersione e di0.22dex. (Savaglio et. al, 2009) [25]

L’utilizzo delle righe del doppietto dell’ [OII] per calcolare il tasso di for-mazione stellare e ancora dibattuto perche la luminosita di queste righe nondipende direttamente dalla ionizzazione, mentre dipende dalla densita e dallostato di ionizzazione del gas.

Kennicutt (1998) [23] propone un altro metodo per il calcolo della SFRtramite il doppietto O[II], basato sulla seguente relazione:

SFR[OII] = (1.4 ± 0.4) · 10−41L([OII]) (3.15)

L’errore presente nella formula proviene dal fatto che Kennicutt ha ricavato que-sta relazione da due precedenti calibrazioni basate su due campioni di galassiediverse: un campione di galassie emettitrici di blu (Gallagher et al., 1989) [27] edun campione di galassie a spirale e irregolari piu luminose (Kennicutt, 1992) [28].In tabella i risultati ottenuti:

Modelli SFRHO[II]

(M�yr−1)

MW 185 ± 7LMC 139 ± 4SMC 121 ± 3

26CAPITOLO 3. STUDIO DELLAGALASSIA OSPITE DI GRB081221 CON X-SHOOTER

Tutti i risultati ottenuti sono da confrontare con l’ultimo valore ufficialmentericonosciuto della SFR per la GRB 081221 trovata da Perley et al. (2013) [19](Figura 3.9)

SFR = 173+22−30M�yr

−1

Figura 3.9: Confronto risultati. In rosso il valore trovato da Perley (2013) [19]con la relativa dispersione di 1σ (rettangolo giallo).

Considerando che la SFR della nostra galassia e di circa 1M�yr−1, e eviden-

te che la host analizzata presenta delle caratteristiche estreme: massa stellarepiccola e SFR molto elevato. Siamo dunque di fronte a quello che gli astrofisicichiamano galaxy starburst, ossia galassie con un altissimo tasso di formazionestellare. Con lo studio delle host di GRB (soprattutto Dark) sta aumentando ilcampione di questi eventi (Figura 3.2.6).

Conclusioni e prospettive

In conclusione del lavoro svolto analizzero ora i risultati ottenuti nel capitoloprecedente confrontando la galassia ospite di GRB 081221 con altre galassieospiti di GRB e con delle survey di galassie.

Le galassie ospiti di GRB e quella del Dark GRB 081221

Per la galassia ospite del GRB 081221 ho calcolato, attraverso il metodo deldecremento di Balmer, un’estinzione dovuta alla polvere di 1.5 < AV < 1.8mag.Questo valore, confrontabile con quelli ottenuti per altre galassie ospiti di GRB(per il GRB 070306 AV ∼ 1.3 (Vergani & Piranomonte 2014 in preparation))anche non Dark , e in accordo con valore trovato da Perley et al. nel 2013 [19](1.71+0.07

−0.09mag).

Savaglio et al.(2012) tramite le righe Hα e OIII hanno ricavato per il GRB081221 un redshift pari a z = 2.26. Nel mio lavoro ho ottenuto una mi-sura di redshift, considerando tutte le righe trovate nello spettro, uguale az = 2.2597 ± 0.0002, confermando il valore di confronto.

Gli studi spettroscopici in media sono limitati ai GRB che si trovano a red-shift z > 1, quindi confrontero le proprieta di GRB081221 da me ricavate conquelle ufficiali e con altre host.La massa stellare (log( M∗

M�) = 10.56) della galassia e alta, ma compatibile con

quella trovata per altre galassie ospiti di Dark GRB (log( M∗M�

) = 10.65, 10.42

per i Dark GRB 020819 e 051022 rispettivamente. (Levesque et al. 2010)).Ho trovato per la galassia un SFR compreso tra 48 e 185 M�yr

−1 utilizzando imodelli galattici piu comuni (MW, LMC, SMC), in accordo con il valore trovatoda Perley (2013) [19] (SFR = 172.8+22.8

−30.1M�yr−1).

In generale i risultati ottenuti sono maggiori della media per le galassie ospiti diGRB, ma compatibili con i valori trovati per le altre galassie ospiti di Dark GRB(SFR=23.6, 271; per i Dark GRB 020819 e 051022 rispettivamente. (Levesqueet al. 2010)).

27

28 CONCLUSIONI E PROSPETTIVE

Da queste prime evidenze le galassie ospiti di Dark GRB sembrano avere dellemasse stellari e dei tassi di formazione stellare maggiori rispetto alle galassieospiti di GRB non Dark. E importante aumentare il campione di queste galas-sie in modo di averne un numero sufficiente per consolidare o rigettare questeevidenze.

Prospettive future

Le galassie ospiti di GRB possono essere molto utili per approfondire ed ag-giungere informazioni importanti agli studi sull’evoluzione delle galassie. Equindi molto importante aumentare il campione di galassie ospiti dei GRB,in particolare per le galassie ospiti a redshift z > 1 e per le galassie ospiti diDark GRB, anche per capire se queste ultime formino o meno una popolazionedifferente dalle galassie ospiti di GRB non Dark.Grazie allo strumento X-Shooter si sta approfondendo lo studio di galassie aredshift 1 < z < 3, ma il campione analizzato e ancora statisticamente piccolo(∼ 300) per confermare i modelli teorici usati.Gli studi delle galassie ospiti di GRB lunghi (LGRBs) sono stati recentementeestesi anche all’universo ad alto redshift dopo la scoperta di eventi a z ∼ 8, ossiaquando l’universo aveva meno di circa 500 milioni di anni. Per questo motivoi LGRBs possono essere utilizzati come strumenti cosmologici per sondare laprima formazione stellare dell’universo.Attualmente con la combinazione delle osservazioni ottiche (HST) e infrarosse(X-Shooter) e possibile osservare eventi con z compreso tra 4 e 10.

Il futuro dei GRBs si prospetta ricco di novita, come i rivelatori nel sub-millimetrico e nel radio quali ALMA (Atacama Large Millimeter Array) e E-ELT, che espanderanno gli studi di questi eventi a nuove lunghezze d’onda.Questi nuovi telescopi insieme al LSST (Large Synoptic Survey Telescope), TMT(Thirty Meter Telescope e al GMT (Giant Magellan Telescope) saranno in gradodi effettuare osservazioni degli afterglow dei LGRBs molto piu dettagliatamentefino a z = 6.Infine il JWST (James Webb Space Telescope) sara capace di rivelare galassienell’infrarosso fino a z = 15.Ulteriori studi di galassie ospiti spazialmente risolti continueranno quindi adaiutarci a capire meglio le caratteristiche dell’ambiente in cui esplodono questieventi cosı eccezionali.

Bibliografia

[1] The low-luminosity tail of the GRB distribution: the case ofGRB 980425 Daigne & Mochkovitche Astron.Astrophys.465:1-8, (2007)[arXiv:0707.0931]

[2] A Photometric Redshift of z ∼ 9.4 for GRB 090429B Cucchiara etal. Astrophys. J. 736 (2011) 7 [arXiv:1105.4915]

[3] Observations of gamma-ray bursts of cosmic origin Klebesadel etal., Astrophysical Journal, vol. 182, p.L85 (1973) [1973ApJ...182L..85K]

[4] BATSE Gamma-Ray Burst Skymaps http://gammaray.msfc.nasa.

gov/batse/grb/skymap/

[5] The Fourth BATSE Gamma-Ray Burst Catalog (Revised), W. S.Paciesas et al., The Astrophysical Journal Supplement Series, 122, 465-495,Pre-print 1999 [arXiv:astro-ph/9903205v1].

[6] Discovery of an X-ray afterglow associated with the γ-ray burstof 28 February 1997 Costa et al. Nature 387, 783-785 (19 June 1997)[arXiv:astro-ph/9706065]

[7] A qualitative study of cosmic fireballs and gamma-raybursts Cavallo, G. & Rees, M. J., MNRAS, 183, 359. (1978)[1978MNRAS.183..359C]

[8] Identification and properties of the photosheric emission inGRB090902B Goodman, J., ApJ, 308, L47. (1986) [ApJ, 308, L47]

[9] Gamma-ray bursters at cosmological distances Paczynski B., ApJ,308, L43. (1986) [ApJ, 308, L43]

[10] Gamma-ray bursts as the death throes of massive binary starsNarayan, R., et al. ApJ, 395, 83 (1992) [ApJ, 395, 83]

[11] Relativistic fireballs and their impact on external matter - Modelsfor cosmological gamma-ray bursts Meszaros P. & Rees, M.,ApJ, 405,278 (1993) [ApJ, 405, 278]

29

30 BIBLIOGRAFIA

[12] X-shooter, the new wide band intermediate resolution spectro-graph at the ESO Very Large Telescope J. Vernet et al. A&A A105,vol.536 (2011) [arXiv:1110.1944]

[13] X-SHOOTER user pipeline manual, VLT Instrument Pipelines ftp:

//ftp.eso.org/pub/dfs/pipelines/xsh/xsh-pipeline-manual-12.0.

pdf

[14] A complete sample of bright Swift Long Gamma-Ray Bursts:Sample presentation, Luminosity Function and evolutionSalvaterra et. al ApJ 749, 68 (2012) [ApJ 749,68]

[15] GCN 8687 Burrows et al. Swift - GCN - NASA (2008) [GCN8687]

[16] GCN 8689 Malesani et al. Swift - GCN - NASA (2008) [GCN8689]

[17] GCN 8719 Afonso et al. Swift - GCN - NASA (2008) [GCN8719]

[18] GCN 8711 Perley et al. Swift - GCN - NASA (2008) [GCN8711]

[19] A Population of Massive, Luminous Galaxies Hosting Heavi-ly Dust-Obscured Gamma-Ray Bursts: Implications for theUse of GRBs as Tracers of Cosmic Star Formation Perley et al.arXiv:1301.5903 [astro-ph.CO] (2013) [arXiv:1301.5903]

[20] The Mass-Metallicity and Luminosity-Metallicity Relation fromDEEP2 at z ≈ 0.8 Zahid, Kewley & Bresolin arXiv:1006.4877 [astro-ph.CO], (2011) [arXiv:1006.4877]

[21] Interstellar dust from the Milky Way to the Magellanic CloudsPei et al. ApJ 95, 130P (1992) [ApJ 95, 130P]

[22] Astrophysics of gaseous nebulae and active galactic nuclei.Osterbrock, Donald E.; Ferland, Gary J. 2006agna.book.O (2006)[2006agna.book.O]

[23] Star Formation in Galaxies Along the Hubble Sequence Kennicutt,J. R. C. arXiv:astro-ph/9807187 (2008) [astro-ph/9807187]

[24] The Luminosity Function and Stellar Evolution Salpeter, Edwin E.ApJ,121,161S (1955) [ApJ,121,161S]

[25] GRB 090423 at a redshift of z ≈ 8.1 Salvaterra et al. Nature 461,1258-1260 (2009) [Nature 461,1258-1260]

[26] Constraints on a Universal Stellar Initial Mass Function fromUltraviolet to Near-Infrared Galaxy Luminosity Densities Ivan K.Baldry, Karl Glazebrook ApJ 593 258 (2003) [ApJ 593 258]

[27] Star-formation rates and forbidden O II emission in blue galaxiesGallagher et al. AJ,97,700G (1989) [AJ,97,700G]

[28] A spectrophotometric atlas of galaxies Kennicutt ApJS,79,255K(1992) [ApJS,79,255K]