Calibration of the detector flight models for the HERMES and SPIRIT nanosatellite missions

The High Energy Rapid Modular Ensemble of Satellites (HERMES) is a new mission concept involving the development of a constellation of six CubeSats in low Earth orbit with new miniaturized instruments that host a hybrid Silicon Drift Detector/GAGG:Ce based system for X-ray and γ-ray detection, aiming to monitor high-energy cosmic transients, such as Gamma Ray Bursts and the electromagnetic counterparts of gravitational wave events. The HERMES constellation will also operate together with the Australian-Italian SpIRIT mission, which will house a HERMES-like detector. The HERMES pathfinder mini-constellation, consisting of six satellites plus SpIRIT, is likely to be launched in 2023. The HERMES detectors are based on the heritage of the Italian ReDSoX collaboration, with joint design and production by INFN-Trieste and Fondazione Bruno Kessler, and the involvement of several Italian research institutes and universities. An application-specific, low-noise, low-power integrated circuit (ASIC) called LYRA was conceived and designed for the HERMES readout electronics. My thesis project focuses on the ground calibrations of the first HERMES and SpIRIT flight detectors, with a performance assessment and characterization of the detectors. The first part of this work addresses measurements and experimental tests on laboratory prototypes of the HERMES detectors and their front-end electronics, while the second part is based on the design of the experimental setup for flight detector calibrations and related functional tests for data acquisition, as well as the development of the calibration software. In more detail, the calibration parameters (such as the gain of each detector channel) are determined using measurements with radioactive sources, performed at different operating temperatures between -20°C and +20°C by placing the detector in a suitable climate chamber. The final part of the thesis involves the analysis of the calibration data and a discussion of the results.

Abbondanze chimiche degli elementi del picco del ferro nel sistema stellare omega centauri

La misura di abbondanze chimiche degli elementi alfa e di quelli del gruppo del ferro per indagare l'origine delle stelle e degli ammassi globulari di una galassia si è rivelata uno strumento molto versatile e potente. Questo lavoro di tesi intende studiare in particolare le abbondanze di Sc, V e Zn per il sistema stellare Omega Centauri, sistema considerato il residuo di una galassia sferoidale nana distrutta dall'interazione con la Via Lattea. L'analisi chimica di Sc, V e Zn (solitamente sottoabbondanti nelle galassie sferoidale nane) può porre importanti vincoli per capire la natura di questo sistema.

Proprieta chemo-dinamiche delle sottostrutture nell'alone retrogrado della nostra galassia

Le stelle nate nelle galassie satelliti accresciute dalla MW durante il suo processo evolutivo, sono oggi mescolate nell'Alone Retrogrado della nostra Galassia, ma mantengono una coerenza chimica e dinamica che ci consente di identificarle e di ricostruirne l'origine. Tuttavia, investigare la chimica o la dinamica in maniera indipendente non è sufficiente per fare ciò. L'associazione di stelle a specifici eventi di merging basata esclusivamente sulla loro posizione nello spazio degli IoM può non essere univoca e portare quindi ad identificazioni errate o ambigue. Allo stesso tempo, la composizione chimica delle stelle riflette la composizone del gas della galassia in cui le stelle si sono formate, ma galassie evolutesi in maniera simile sono difficilmente distinguibili nei soli piani chimici. Combinare l'informazione chimica a quella dinamica è quindi necessario per ricostruire in maniera accurata la storia di formazione ed evoluzione della MW. In questa tesi è stato analizzato un campione di 66 stelle dell'Alone Retrogrado della MW (localizzate nei dintorni solari) combinando i dati fotometrici di Gaia e quelli spettroscopici ottenuti con PEPSI@LBT. L'obiettivo principale di questo lavoro è di associare univocamente le stelle di questo campione alle rispettive galassie progenitrici tramite l'utilizzo coniugato delle informazioni chimiche e cinematiche. Per fare questo, è stata prima di tutto ricostruita l'orbita di ognuna delle stelle. In seguito, l'analisi degli spettri dei targets ha permesso di ottenere le abbondanze chimiche. L'identificazione delle sottostrutture è stata effettuata attraverso un'analisi chemo-dinamica statisticamente robusta, ottenuta tramite l'applicazione di un metodo di Gaussian Mixture Model, e l'associazione finale ai relativi progenitori, nonchè la loro interpretazione in termini di strutture indipendenti, è stata eseguita accoppiando questa informazione con la composizione chimica dettagliata di ogni stella.

Magnetic field in the outskirts of PSZ2 G096.88+24.18 from depolarization analysis of radio relics

Radio relics are one of the different types of diffuse radio sources present in a fraction of galaxy clusters. They are characterized by elongated arc-like shapes, with sizes that range between 0.5 and 2 Mpc, and highly polarized emission (up to ∼60%) at GHz frequencies The linearly polarized radiation of relics, moving through a magnetized plasma which is the ICM, is affected by the rotation of the linear polarization vector. This effect, known as “Faraday rotation”, can cause depolarization. The study of this effect allows us to constrain the magnetic field projected along the line of sight. The aim of this thesis work is to constrain the magnetic field intensity and distribution in the periphery of the cluster PSZ2 G096.88+24.18: this cluster hosts a pair of radio relics that can be used for polarization analysis. To analyse the polarization properties of the relics in PSZ2 G096.88+24.18 radio relics we used new Jansky Very Large Array (VLA) observations together with archival observations. The polarization study has been performed using the Rotation Measure Synthesis technique, which allows us to recover polarization, minimizing the bandwidth depolarization. Thanks to this technique, we recovered more polarization from the southern relic (with respect to provious works), We studied also the depolarization trend with the resolution for the southern relic, and found that the polarization fraction decreases with the beamsize. Finally, we have produced simulated magnetic fields models, varying the auto-correlation lengths of the magnetic field, in order to reproduce the observed depolarization trend in the southern relic. Comparing our observational results and model predictions, we were able to constrain the scales over which the turbulent magnetic field varies within the cluster. We conclude that the depolarization observed in the southern relic is likely due to external depolarization caused by the magnetized ICM distribution within the cluster.

Automatic classification of stellar orbits in axisymmetric potentials

Within the classification of orbits in axisymmetric stellar systems, we present a new algorithm able to automatically classify the orbits according to their nature. The algorithm involves the application of the correlation integral method to the surface of section of the orbit; fitting the cumulative distribution function built with the consequents in the surface of section of the orbit, we can obtain the value of its logarithmic slope m which is directly related to the orbit’s nature: for slopes m ≈ 1 we expect the orbit to be regular, for slopes m ≈ 2 we expect it to be chaotic. With this method we have a fast and reliable way to classify orbits and, furthermore, we provide an analytical expression of the probability that an orbit is regular or chaotic given the logarithmic slope m of its correlation integral. Although this method works statistically well, the underlying algorithm can fail in some cases, misclassifying individual orbits under some peculiar circumstances. The performance of the algorithm benefits from a rich sampling of the traces of the SoS, which can be obtained with long numerical integration of orbits. Finally we note that the algorithm does not differentiate between the subtypes of regular orbits: resonantly trapped and untrapped orbits. Such distinction would be a useful feature, which we leave for future work. Since the result of the analysis is a probability linked to a Gaussian distribution, for the very definition of distribution, some orbits even if they have a certain nature are classified as belonging to the opposite class and create the probabilistic tails of the distribution. So while the method produces fair statistical results, it lacks in absolute classification precision.

Vincoli sulla storia di espansione dell’Universo tramite cronometri cosmici nella survey VANDELS

Nel presente lavoro di tesi viene selezionato e analizzato un campione di galassie passive estratte dalla survey VANDELS, con cui condurre uno studio cosmologico basato sul metodo dei cronometri cosmici. Tale metodo rappresenta una sonda cosmologica non standard, che consente di misurare il parametro di Hubble in maniera indipendente dalla cosmologia valutando l’invecchiamento di una popolazione di galassie molto massive e in evoluzione passiva in un dato intervallo di redshift. Per applicare il metodo viene selezionato un campione di cronometri cosmici incrociando diversi criteri complementari, sia fotometrici che spettroscopici, tali da minimizzare la contaminazione da formazione stellare attiva. Il campione ottenuto ha ⟨log(M⋆/M⊙)⟩=10.86±0.03, ⟨log(sSFR/yr−1)⟩=-11.9±0.1 e ⟨EW[OII]⟩=3.3±0.2 Å. Dallo studio delle proprietà spettroscopiche, in particolare degli indici sensibili all’età, esso mostra un progressivo invecchiamento al diminuire del redshift ed evidenza di mass-downsizing. Per la stima delle età si adotta la tecnica del full-spectral fitting, sia sugli spettri che sulla fotometria disponibili, utilizzando il codice Bagpipes. Dai risultati del fit emerge che le galassie individuate hanno, come atteso, metallicità mediamente sotto-solari (⟨Z/Z⊙⟩=0.44±0.01), bassa estinzione da polvere (⟨AV,dust⟩=0.43±0.02 mag) e una fase di formazione stellare breve (⟨τ⟩=0.28±0.02 Gyr). A partire da questi viene costruita la relazione età-redshift mediana per il campione finale di 39 galassie, esplorandone la robustezza con diverse assunzioni di prior e binnaggio. Fittata con un modello fΛCDM, essa permette di ricavare una stima per la costante di Hubble pari a H0 = 67^+14_−15 km/s/Mpc. Infine, con la stessa relazione si applica il metodo dei cronometri cosmici, ottenendo una nuova stima del parametro di Hubble, H(z=1.26) = 135±62 km/s/Mpc. Nell’errore si è tenuto conto anche degli effetti sistematici introdotti dalla scelta del binning e della SFH nel modello di fit.

Exploration of X-ray, optical and radio emission of the radio-galaxy 3C 277.3

This thesis explores the X-ray nuclear and extended properties of the radio galaxy 3C 277.3, where a recent optical observation performed with the multi-unit spectroscopic explorer (MUSE) has revealed star-forming regions triggered by the propagation of non-thermal plasma in the intergalactic medium. This work aims to study the nuclear engine and its environment and, possibly, discover signatures of non-thermal plasma-gas interaction at high energies. 3C 277.3 was observed with the Chandra satellite five times from 2010 to 2014 for a total of about 200 ks. Data in the Chandra public archive were retrieved and analyzed. When necessary, the different pointings were combined to improve the signal-to-noise ratio. A detailed analysis of the Chandra image (obtained by combining all the observations) has revealed several emission regions. In addition to a bright nucleus, two jet knots and the northern hot spot were clearly detected by overlapping the X-ray data to a VLA map of the source at 1.4 GHz. An X-ray spectral analysis was performed for all these structures. Finally, the X-ray image was over-imposed on the MUSE data.

The molecular gas content of star-forming galaxies in the ALPINE fields.

In this thesis, I aim to study the evolution with redshift of the gas mass fraction of a sample of 53 sources (from z ∼ 0.5 to z > 5) serendipitously detected in ALMA band 7 as part of the ALMA Large Program to INvestigate C II at Early Times (ALPINE). First, I used SED-fitting software CIGALE, which is able to implement energy balancing between the optical and the far infrared part, to produce a best-fit template of my sources and to have an estimate of some physical properties, such as the star formation rate (SFR), the total infrared luminosity and the total stellar mass. Then, using the tight correlation found by Scoville et al. (2014) between the ISM molecular gas mass and the rest-frame 850 μm luminosity, I used the latter, extrapolating it from the best-fit template using a code that I wrote in Python, as a tracer for the molecular gas. For my sample, I then derived the most important physical properties, such as molecular gas mass, gas mass fractions, specific star formation rate and depletion timescales, which allowed me to better categorize them and find them a place within the evolutionary history of the Universe. I also fitted our sources, via another code I wrote again in Python, with a general modified blackbody (MBB) model taken from the literature (Gilli et al. (2014), D’Amato et al. (2020)) to have a direct method of comparison with similar galaxies. What is evident at the end of the paper is that the methods used to derive the physical quantities of the sources are consistent with each other, and these in turn are in good agreement with what is found in the literature.

Studio di un modello cosmologico di quintessenza con accoppiamento

Il modello ΛCDM è l’attuale modello standard della cosmologia e descrive la presenza dell’energia oscura attraverso una costante cosmologica Λ. Nonostante i buoni fit con le osservazioni a livello di background, il modello non risulta essere simultaneamente consistente nella stima della costante di Hubble con le osservazioni ad alto redshift e quelle a basso redshift. Si presenta un modello cosmologico di quintessenza con accoppiamento, in cui si utilizza come vincolo una funzione di Hubble identica a quella del modello standard e in cui si studiano i principali parametri di interesse cosmologico per diversi possibili accoppiamenti costanti, risolvendo numericamente le equazioni del campo scalare di energia oscura e delle perturbazioni lineari del modello. Si introducono poi due possibili estensioni del modello, utilizzando come vincolo una funzione di Hubble che differisce da quella classica per una piccola deviazione nei valori a basso redshift e risolvendone il background, infine studiando nuovamente il modello con il background di ΛCDM in cui però si introduce un accoppiamento che varia nel tempo, in accordo con i vincoli derivanti dai dati della CMB.

Gravitational microscope in MACSJ1206: unveiling galaxy cluster member mass distribution

Gravitational lensing is a powerful tool to investigate the properties of the distribution of matter, be it barionic or dark. In this work we take advantage of Strong Gravitational Lensing to infer the properties of one of the galaxy-scale substructures that makes up the cluster MACSJ1206. It is relatively easy to model the morphology of the visible components of a galaxy, while the morphology of the dark matter distribution cannot be so easily constrained. Being sensitive to the whole mass, strong lensing provides a way to probe DM distribution, and this is the reason why it is the best tool to study the substructure. The goal of this work consists of performing an analysis of the substructure previously mentioned, an early type galaxy (ETG), by analyzing the highly magnified Einstein ring around it, in order to put stringent constraints on its matter distribution, that, for an ETG, is commonly well described by an isothermal profilele. This turns out to be interesting for three main different reasons. It is well known that galaxies in clusters are subject to interaction processes, both dynamic and hydrodynamic, that can significantly modify the distribution of matter within them. Therefore, finding a different profile from the one usually expected could be a sign that the galaxy has undergone processes that have changed its structure. Studying the mass distribution also means studying the dark matter component, which not only still presents great questions today, but which is also not obviously distributed in the same way as in an isolated galaxy. What emerges from the analysis is that the total mass distribution of the galaxy under examination turns out to have a slope much steeper than the isothermal usually expected.

Abbondanza di litio nelle stelle nane di alone usando la fotometria Gaia

Il litio, secondo il modello di nucleosintesi del Big Bang, viene prodotto a seguito dell’espansione dell’Universo. Negli anni Ottanta, con l'avvento di spettrografi ad alta risoluzione, è stato possibile misurare l'abbondanza di Li in stelle nane di alone (Spite & Spite 1982). L'abbondanza di Li nelle stelle nane di Popolazione II mostra un valore costante in un ampio intervallo di metallicità e di temperatura effettiva. Tale andamento prende il nome di Plateau di Spite, ed è stato interpretato come una misura dell'abbondanza primordiale dell'elemento. Due decenni dopo la scoperta dello Spite Plateau, grazie alle misurazioni WMAP è stato possibile ottenere i valori delle costanti cosmologiche. Le abbondanze degli elementi leggeri previste dalla cosmologia sono in accordo con quelle misurate, tranne che per il litio. Il valore dello Spite Plateau è infatti inferiore di un fattore 3-4. Tale problema del litio rimane ancora oggi una sfida aperta. Un altro problema aperto riguarda la scoperta del Li-meltdown, ovvero una diminuzione di A(Li) nelle stelle nane con [Fe/H]<-2.5 dex. Nel seguente lavoro sono state studiate stelle nane con metallicità basse, prese da lavori passati. Una volta ottenuto il campione si è lavorato sui dati di Gaia. L'uso di Gaia sulle stelle di alone ha permesso di: lavorare su un campione formato da parametri omogenei e precisi, conoscere lo stato evolutivo delle stelle. Tale lavoro permette per la prima volta di discutere la distribuzione dell'abbondanza di Li nelle stelle nane alla luce del loro stato evolutivo. Il campione di Gaia conferma la presenza del Plateau di Spite con un valore di A(Li)= 2.29 dex, e una caduta dell'abbondanza e un aumento dello scatter per sorgenti [Fe/H]<-2.6 dex (Li meltdown). In particolare, viene dimostrato come il Li meltdown non possa essere spiegato semplicemente come dovuto a stelle binarie o post First Dredge Up.

Investigating stellar mixing processes through the study of the Red-Giant Branch bump

Extra mixing at the borders of convective zones in stellar interiors takes on an important role in the chemical evolution of stars and galaxies through the transport of chemical elements towards the stellar surface: knowing the overshooting mechanism can therefore lead to a better understanding of the observed chemical abundances in stellar photospheres. The comprehension of this phenomenon is quite uncertain and currently object of many studies. In particular, concerning low mass stars, in the past decades several works highlighted a discrepancy between the observed luminosity of the Red-Giant Branch bump and its prediction from simulations, which can be fixed including overshooting at the base of the convective envelope. This work, studying the Red-Giant Branch bump and using it as a diagnostic for extra mixing processes, tries to classify two different types of overshooting, instantaneous and diffusive, using both simulations from stellar models and Globular Clusters’ data. The aim is to understand which one of the two mixing processes is the most suitable in reproducing the observed stellar behaviour and, in case both of them provide reliable results, what are the conditions under which they produce the same effects on the Red-Giant Branch bump luminosity function and are consequently indistinguishable. Finally, possible dependences of overshooting efficiency on stellar parameters, such as chemical composition, are analysed.

Analisi di curve di luce del pianeta XO-2b tramite la tecnica della variazione dei tempi di transito.

La ricerca di esopianeti è un ambito astrofisico in continua evoluzione. Nuovi metodi vengono proposti con l’obiettivo di individuare pianeti con una varietà di caratteristiche sempre più ampia, per poter definire al meglio la storia di formazione ed evoluzione dei sistemi planetari. Un metodo recente in grado di caratterizzare pianeti di piccola massa è lo studio della variazione del tempo di transito (TTV), basato sulla modulazione del periodo orbitale di un pianeta noto causata dalla perturbazione di un corpo aggiuntivo. In questo lavoro proponiamo l’analisi delle curve di luce del pianeta XO-2Nb al fine di individuare TTV. Questo sistema è di particolare rilevanza poiché ospitato dalla prima stella binaria wide in cui entrambe le componenti presentano un proprio sistema planetario. Tra le due stelle solo XO-2N presenta un pianeta transitante, requisito per l’applicazione del metodo proposto. L’analisi dei dati è stata svolta utilizzando il metodo della fotometria differenziale di apertura, normalizzando la curva di luce del target ad altre due stelle di riferimento presenti nel campo di vista dello strumento. I risultati ottenuti evidenziano l’assenza di variazioni di periodo orbitale per XO-2Nb e sono consistenti con un’effemeride lineare. La nuova effemeride calcolata risulta tre volte più precisa rispetto al più recente studio in letteratura, e permetterà di predire futuri transiti con una precisione migliore di un minuto fino al 2035. Abbiamo stabilito un limite superiore all’ampiezza del TTV permessa dai nostri dati, ricavando il valore massimo della massa di un eventuale pianeta perturbatore, pari a 0.15 masse terrestri. Abbiamo ricavato in maniera indipendente i parametri fisici ed orbitali di XO-2Nb, confermando e raffinando i valori presenti in letteratura. I risultati ottenuti suggeriscono che, in determinati casi, l’analisi fotometrica eseguita utilizzando telescopi medio-piccoli da terra può essere competitiva con i più avanzati telescopi spaziali.

Analisi numerica per l'evoluzione non lineare di perturbazioni di energia oscura

L'elaborato tratta lo studio dell’evoluzione delle perturbazioni di densità non lineari, confrontando modelli con costante cosmologica (wΛ = −1) e modelli alternativi in cui l’energia oscura sia caratterizzata da un’equazione di stato con w diverso da −1, considerando sia il caso con energia oscura costante, sia quello in cui ha fluttuazioni. La costante cosmologica presenta infatti due problemi teorici attualmente senza soluzione: il problema del suo valore e il problema della coincidenza. Per analizzare l’evoluzione delle perturbazioni di materia ed energia oscura, sia nel caso delle sovradensità che nel caso delle sottodensità primordiali, si implementano numericamente le equazioni differenziali non lineari ricavate a partire dalla teoria del collasso sferico. Per parametrizzare il problema, si fa riferimento ai valori critici del contrasto di densità δc e δv che rappresentano, rispettivamente, la soglia lineare per il collasso gravitazionale e la soglia per l’individuazione di un vuoto cosmico. I valori di δc e δv sono importanti poich´e legati agli osservabili cosmici tramite la funzione di massa e la void size function. Le soglie critiche indicate sono infatticontenute nelle funzioni citate e quindi, cambiando δc e δv al variare del modello cosmologico assunto, è possibile influenzare direttamente il numero e il tipo di oggetti cosmici formati, stimati con la funzione di massa e la void size function. Lo scopo principale è quindi quello di capire quanto l’assunzione di un modello, piuttosto che di un altro, incida sui valori di δc e δv. In questa maniera è quindi possibile stimare, con l’utilizzo della funzione di massa e della void size function, quali sono gli effetti sulla formazione delle strutture cosmiche dovuti alle variazioni delle soglie critiche δc e δv in funzione del modello cosmologico scelto. I risultati sono messi a confronto con il modello cosmologico standard (ΛCDM) per cui si assume Ω0,m = 0.3, Ω0,Λ = 0.7 e wΛ = −1.

Abbondanze chimiche in un campione di stelle metal-poor della galassia nana del Sagittario

Lo scenario oggi più accreditato per spiegare la formazione delle galassie è quello del merging gerarchico: Sgr è una delle prove più importanti a favore di questo scenario. Sgr è una galassia satellite della MW ed è il caso migliore di processo di distruzione mareale in corso dalla MW. La sua distruzione ha contribuito alla costituzione dell'alone della Via Lattea. Di Sgr si osserva solo ciò che ne rimane del corpo principale, i suoi streams ed il suo nucleo, dominato dall'ammasso metal-poor M54. È la presenza di M54 che rende complessa la selezione di stelle metal-poor di Sgr: il main-body di Sgr è rarefatto e fortemente contaminato da stelle galattiche ed il suo nucleo si sovrappone con M54 rendendo quasi impossibile identificare stelle di Sagittario metal-poor non appartenenti ad M54. Fino ad ora l'unico metodo utilizzato per selezionare i targets per studiare la chimica di Sgr ha fatto uso della loro posizione sul CMD: questo metodo introduce un bias, selezionando solo le stelle metal-rich di Sgr. In questo lavoro sono state studiate 23 stelle metal-poor appartenenti al main-body di Sgr ma fuori dal raggio mareale di M54 selezionate grazie ai moti propri dalla missione GAIA. Gli spettri analizzati sono stati ottenuti con lo spettrografo UVES-FLAMES del VLT (ESO)da cui è stata ottenuta l'abbondanza di 17 elementi sia di stelle di Sgr che in 12 stelle di M54. Questo campione di abbondanze chimiche permette per la prima volta: (a) di comprendere la storia di arricchimento chimico di Sgr in un ampio range di metallicità (mai studiato finora) e (b) di confrontare la chimica di Sgr con quella di M54. Tali abbondanze dimostrano come Sgr abbia avuto un'evoluzione chimica diversa da quella della MW, con un contributo inferiore da parte di stelle massive, probabilmente a causa del suo basso SFR. Inoltre è stato possibile determinare la forte somiglianza chimica tra Sgr e M54, confermando che i due sistemi condividono la stessa storia di arricchimento chimico.