Fisica dell'accrescimento

L'accrescimento è un processo fondamentale in astrofisica data la sua grandissima efficienza. Nel 1959 venne individuato il primo Quasar (pur non sapendo realmente di cosa si trattasse) e nel 1963 l'astronomo tedesco Maarten Schmidt scoprì che tale oggetto, di magnitudine apparente 13 (si credeva fosse una stella), aveva un redshift z = 0:37. Stelle di magnitudine 13 non dovrebbero avere un redshift così grande. Tale oggetto doveva trovarsi a grande distanza ed emettere una luminosità molto alta, superiore anche a quella di un'intera galassia. Processi termonucleari non erano sufficientemente efficienti per spiegare un'emissione di questo tipo: si capì presto che tale emissione dovesse avere origine gravitazionale, fosse cioè dovuta all'accrescimento di materia su un buco nero. In questa tesi, dopo aver spiegato come l'accrescimento rappresenti un'importante fonte di energia in astrofisica, presenterò, nel Capitolo 1, il modello di Bondi, presentato nel 1952 da Hermann Bondi. Tale modello è il più semplice modello di accrescimento e, pur essendo basato su ipotesi (che vedremo) che trascurano diversi aspetti importanti, risulta comunque un modello fondamentale, perché permette di ricavare quantità rilevanti in astrofisica. Successivamente, nel Capitolo 2, ricaverò il valore della Luminosità di Eddington, che esprime la massima luminosità che può emettere un corpo in simmetria sferica. Anche questo risultato verrà ricavato imponendo ipotesi abbastanza restrittive, quindi non andrà interpretato come un limite invalicabile. Nel Capitolo 3 parlerò (più qualitativamente, e senza la pretesa di entrare nei dettagli) di come si formano i dischi di accrescimento, che si originano quando la materia che va ad accrescere ha un momento angolare non nullo: quindi non siamo più nel caso di accrescimento a simmetria sferica. Infine, parlerò dei processi che originano gli spettri osservati degli AGN, riferendomi prevalentemente a quei processi che originano il continuo dello spettro.

The velocity dispersion profile of the globular cluster 47Tucanae

Gli ammassi globulari rappresentano i laboratori ideali nei quali studiare la dinamica di sistemi ad N-corpi ed i suoi effetti sull’evoluzione stellare. Infatti, gli ammassi globulari sono gli unici sistemi astrofisici che, entro il tempo scala dell’età dell’Universo, sperimentano quasi tutti i processi di dinamica stellare noti. Questo lavoro di tesi si inserisce in un progetto a lungo termine volto a fornire una dettagliata caratterizzazione delle proprietà dinamiche degli ammassi globulari galattici. In questa ricerca, strumenti di fondamentale importanza sono il profilo di dispersione di velocità del sistema e la sua curva di rotazione. Per determinare le componenti radiali di questi profili cinematici in ammassi globulari galattici è necessario misurare la velocità lungo la linea di vista di un ampio campione di stelle membre, a differenti distanze dal centro. Seguendo un approccio multi-strumentale, è possibile campionare l’intera estensione radiale dell’ammasso utilizzando spettrografi multi-oggetto ad alta risoluzione spettrale nelle regioni intermedie/esterne, e spettrografi IFU con ottiche adattive per le regioni centrali (pochi secondi d’arco dal centro). Questo lavoro di tesi è volto a determinare il profilo di dispersione di velocità dell’ammasso globulare 47 Tucanae, campionando un’estensione radiale compresa tra circa 20'' e 13' dal centro. Per questo scopo sono state misurate le velocità radiali di circa un migliaio di stelle nella direzione di 47 Tucanae, utilizzando spettri ad alta risoluzione ottenuti con lo spettrografo multi-oggetto FLAMES montato al Very Large Telescope dell’ESO. Le velocità radiali sono state misurate utilizzando la tecnica di cross-correlazione tra gli spettri osservati e appropriati spettri teorici, e sono state ottenute accuratezze inferiori a 0.5km/s. Il campione così ottenuto (complementare a quello raccolto con strumenti IFU nelle regioni centrali) è fondamentale per costruire il profilo di dispersione di velocità dell’ammasso e la sua eventuale curva di rotazione. Questi dati, combinati col profilo di densità dell’ammasso precedentemente determinato, permetteranno di vincolare opportunamente modelli teorici come quelli di King (1966) o di Wilson (1975), e di arrivare così alla prima solida determinazione dei parametri strutturali e dinamici (raggi di core e di metà massa, tempo di rilassamento, parametro collisionale, etc.) e della massa totale e distribuzione di massa del sistema.

La popolazione di Blue Straggler Stars in due ammassi globulari della Grande Nube di Magellano

Le Blue Straggler Stars (BSS) sono la popolazione di oggetti esotici piu' comune e numerosa negli ammassi globulari. Nel diagramma colore-magnitudine le BSS definiscono una sequenza più brillante e blu del punto di turn-off della Sequenza Principale, simulando una popolazione più giovane delle stelle dell'ammasso.  Osservazioni hanno dimostrato che le BSS hanno una massa significativamente più grande (1.2-1.7 Msun) di quella delle stelle di un ammasso globulare. Per questa proprietà, la distribuzione radiale delle BSS e' un utile strumento per tracciare empiricamente lo stato di evoluzione dinamica degli ammassi stellari. Il lavoro di tesi si è concentrato sullo studio della popolazione di BSS di due ammassi globulari della Grande Nube di Magellano: NGC2257 e NGC1754. Applicando metodi di indagine già usati per sistemi stellari della Via Lattea, abbiamo derivato le eta' dinamiche di questi due sistemi e le abbiamo confrontate con stime teoriche.

Ottica geometrica e ondulatoria, e applicazioni astrofisiche

Lo studio dell'ottica si incentra sull'indagine della natura della luce, delle sue proprietà e delle leggi che ne regolano i fenomeni fisici. Si possono, in complessivo, identificare tre branche: l'ottica geometrica, l'ottica ondulatoria e l'ottica quantistica. Quest'ultima esula dalla presente trattazione, che piuttosto si incentra sull'aspetto geometrico ed ondulatorio della radiazione luminosa. Con l'ottica geometrica viene identificato lo studio della luce come propagazione rettilinea di raggi luminosi. Essa include lo studio degli specchi e delle lenti, di particolare interesse per le applicazioni nella strumentazione astrofisica. All'interno del primo capitolo, dunque, sono enunciate le principali leggi che definiscono la propagazione rettilinea della luce, la sua riflessione contro una superficie o la sua rifrazione attraverso due mezzi differenti. L'ottica geometrica, in effettivo, consiste in un caso limite della più generica trattazione fornita dall'ottica ondulatoria. La condizione che demarca la possibilità di approssimare la trattazione nell'ambito geometrico, è definita dalla richiesta che la lunghezza d'onda della radiazione in esame sia di molto inferiore delle dimensioni lineari dell'ostacolo con cui interagisce. Qualora tale condizione non fosse soddisfatta, la considerazione della natura ondulatoria della luce non sarebbe più trascurabile. Nel secondo capitolo dell'elaborato, dunque, vengono presi in esame il modello ondulatorio della radiazione elettromagnetica ed alcuni fenomeni fisici che ne avvalorano la fondatezza; in particolare i fenomeni dell'interferenza e della diffrazione. Infine, nel terzo ed ultimo capitolo, sono affrontati alcuni esempi di applicazioni astrofisiche, sia nell'ambito dell'ottica geometrica che nell'ambito dell'ottica ondulatoria.

Un nuovo indicatore di segregazione radiale delle blue stragglers

Le blue straggler stars (BSS) sono un importante strumento osservativo per gli studi mirati alla determinazione dell'evoluzione dinamica degli ammassi globulari. La loro distribuzione radiale, influenzata dal fenomeno di segregazione di massa, costituisce un efficace strumento per la determinazione dello stato di rilassamento del sistema. In questo lavoro di tesi sono esplorate le potenzialità di un nuovo indicatore di segregazione centrale delle BSS: la cosiddetta "Area Positiva (A+)", definita come la differenza tra l'area sottesa dalla distribuzione radiale cumulativa delle BSS e quella di una popolazione di riferimento. Per costruzione, questo parametro e` indicatore sensibile del livello di segregazione delle BSS. Il campione di ammassi e` costituito da 18 oggetti di bassa densità e concentrazione recentemente osservati nell'ambito di una survey ultravioletta con la camera WFC3/UVIS (Piotto et al. 2015) e 8 sistemi di densità più elevata, analizzati in lavori precedenti. Per ciascun ammasso sono state selezionate le popolazioni di BSS e di stelle di riferimento lungo la sequenza principale o il ramo delle giganti e sono state costruite le rispettive distribuzioni radiali cumulative, da cui e` stata poi determinata l'Area Positiva. Sono state infine individuate forti correlazioni tra A+ e alcuni parametri strutturali/dinamici degli ammassi, in particolare col tempo di rilassamento e la densita` centrali. Questi risultati dimostrano che il parametro A+ e` un buon misuratore del grado di evoluzione dinamica degli ammassi globulari.

Vincoli cosmologici dalle distorsioni geometriche della funzione di correlazione

L'accurata determinazione dei parametri che costituiscono un modello cosmologico è fondamentale per caratterizzare correttamente l'evoluzione globale dell'universo e per spiegare le sue caratteristiche locali. Per quanto riguarda questo lavoro di Tesi abbiamo studiato l'efficienza di un particolare metodo per la stima del parametro di densità della materia detto test di Alcock-Paczynski. Con tale metodo si studiando le distorsioni geometriche che un’errata assunzione dei parametri cosmologici introduce nella funzione di correlazione a due punti bidimensionale. Abbiamo applicato il test a diversi cataloghi prodotti dalla simulazione Magneticum. In particolare abbiamo studiato come l'efficienza del metodo nel riconoscere il corretto valore del parametro di densità dipenda dal tipo di tracciante considerato, dal redshift d'osservazione e dai metodi di modelizzazione delle distorsioni dovute alla dinamica degli oggetti osservati. Si è potuto osservare come l’efficienza del metodo dipenda dalla densità d’oggetti contenuti nel catalogo (rendendo le galassie il tracciante migliore su cui applicare il test) e dall’ampiezza dell’effetto di distorsione geometrica, massimo per redshift vicini a 1. Abbiamo verificato che considerare come indipendenti le misure effettuate sui cataloghi a diversi redshift migliora l’identificazione del corretto valore del parametro di densità. Nella combinazione delle diverse misure, inoltre, si nota che i contributi meno significativi vengono dai redshift estremi dell’intervallo considerato, ma i singoli risultati, per quanto incerti, non intaccano il risultato finale. Infine si è osservato come ridurre il numero di parametri liberi attraverso i quali si introducono nei modelli le distorsioni dinamiche, in particolar modo gli effetti di distorsione a piccole scale, migliora sensibilmente l’efficacia del metodo.

La cinematica nel core dell'ammasso globulare NGC 6441 da osservazioni SINFONI

In questo elaborato viene presentata l'analisi cinematica delle regioni centrali di NGC 6441, uno degli ammassi globulari più massivi (M ~10^6 Msol) della nostra Galassia. L'ammasso è stato selezionato, insieme ad altri 18, all'interno dell'ESO Large Program “Unveiling the kinematics in the core of high-density globular clusters with SINFONI" (PI: Ferraro) per cercare evidenze di buchi neri di massa intermedia (IMBH), la cui esistenza è ancora controversa. Poichè la misura della dispersione di velocità da spettri integrati può essere affetta dalla contaminazione di poche stelle brillanti, in questo lavoro si sono misurate le velocità radiali (RV) di stelle individuali, utilizzando lo spettrografo IFU SINFONI dell'ESO, dotato di un sistema di ottiche adattive. Sono state misurate le RV di 709 stelle giganti nei primi 17" dal centro, da cui è stato estratto un sotto-campione di alta qualità di circa 200 stelle. Queste misure sono state poi combinate con un campione di RV nelle regioni più esterne dell'ammasso, ottenute con gli spettrografi multi-oggetto KMOS e FLAMES dell'ESO. Tali dati sono stati utilizzati per il calcolo del profilo di dispersione di velocità e per la ricerca di rotazione lungo l'intera estensione radiale nell'ammasso. I risultati ottenuti sembrano escludere sia l'esistenza di un IMBH, che la presenza di forte rotazione interna. Inoltre hanno evidenziato una significativa decrescita della dispersione di velocita` nelle regioni centrali (parzialmente confermata anche da misure di moti propri ottenute con HST), che potrebbe suggerire la presenza di anisotropia tangenziale nel centro del sistema. Un simile comportamento (sebbene di minore entita`) e’ stato evidenziato in altri ammassi, suggerendo che potrebbe trattarsi di una caratteristica comune in questi sistemi stellari.

Ricerca di AGN oscurati nei Chandra Deep Fields

La forma spettrale dell’X-ray background richiede l’esistenza di un grande numero di AGN mediamente oscurati, oltre alla presenza di AGN fortemente oscurati, la cui densità di colonna supera il limite Compton (Nh>10^24 cm^(-2)). A causa della loro natura, questi oggetti risultano di difficile osservazione, per cui è necessario adottare un approccio multi-banda per riuscire a rivelarli. In questo lavoro di tesi abbiamo studiato 29 sorgenti osservate nel CDF-S e 10 nel CDF-N a 0.0710^23, spettro piatto, riga del ferro): a seguito di questa analisi sono state individuate 9 sorgenti che presentano indicazioni di forte oscuramento. Dallo studio del rapporto tra la luminosità X (2-10 keV) e quella MIR (12.3um) dedotta dal SED-fitting, si è ottenuta una conferma della possibile presenza di forte oscuramento nelle 9 sorgenti selezionate a seguito dell’analisi spettrale. Abbiamo inoltre confrontato il tasso di formazione stellare dedotto dalla banda X (0.5-8 keV) e da quella IR (8-1000um) per identificare le sorgenti nelle quali l’emissione da AGN risulta essere dominante. A seguito di questa analisi abbiamo identificato 9 sorgenti (le stesse di cui sopra) con indicazione di forte oscuramento; di queste, 3 mostrano chiare indicazioni della presenza di un AGN Compton Thick (Nh>10^24 cm^(-2), riga del ferro intensa, basso rapporto LX/MIR).

Action-based dynamical models of the Fornax dwarf spheroidal galaxy

Il lavoro presentato in questa Tesi si basa sul calcolo di modelli dinamici per Galassie Sferoidali Nane studiando il problema mediante l'utilizzo di funzioni di distribuzione. Si è trattato un tipo di funzioni di distribuzione, "Action-Based distribution functions", le quali sono funzioni delle sole variabili azione. Fornax è stata descritta con un'appropriata funzione di distribuzione e il problema della costruzione di modelli dinamici è stato affrontato assumendo sia un alone di materia oscura con distribuzione di densità costante nelle regioni interne sia un alone con cuspide. Per semplicità è stata assunta simmetria sferica e non è stato calcolato esplicitamente il potenziale gravitazionale della componente stellare (le stelle sono traccianti in un potenziale gravitazionale fissato). Tramite un diretto confronto con alcune osservabili, quali il profilo di densità stellare proiettata e il profilo di dispersione di velocità lungo la linea di vista, sono stati trovati alcuni modelli rappresentativi della dinamica di Fornax. Modelli calcolati tramite funzioni di distribuzione basati su azioni permettono di determinare in maniera autoconsistente profili di anisotropia. Tutti i modelli calcolati sono caratterizzati dal possedere un profilo di anisotropia con forte anisotropia tangenziale. Sono state poi comparate le stime di materia oscura di questi modelli con i più comuni e usati stimatori di massa in letteratura. E stato inoltre stimato il rapporto tra la massa totale del sistema (componente stellare e materia oscura) e la componente stellare di Fornax, entro 1600 pc ed entro i 3 kpc. Come esplorazione preliminare, in questo lavoro abbiamo anche presentato anche alcuni esempi di modelli sferici a due componenti in cui il campo gravitazionale è determinato dall'autogravità delle stelle e da un potenziale esterno che rappresenta l'alone di materia oscura.

A study of the turbulence of the neutral medium in two nearby spiral galaxies

The width of the 21 cm line (HI) emitted by spiral galaxies depends on the physical processes that release energy in the Interstellar Medium (ISM). This quantity is called velocity dispersion (σ) and it is proportional first of all to the thermal kinetic energy of the gas. The accepted theoretical picture predicts that the neutral hydrogen component (HI) exists in the ISM in two stable phases: a cold one (CNM, with σ~0.8 km/s) and a warm one (WNM, with σ~8 km/s). However, this is called into question by the observation that the HI gas has usually larger velocity dispersions. This suggests the presence of turbulence in the ISM, although the energy sources remain unknown. In this thesis we want to shed new light on this topic. We have studied the HI line emission of two nearby galaxies: NGC6946 and M101. For the latter we used new deep observations obtained with the Westerbork radio interferometer. Through a gaussian fitting procedure, we produced dispersion maps of the two galaxies. For both of them, we compared the σ values measured in the spiral arms with those in the interarms. In NGC6946 we found that, in both arms and interarms, σ grows with the column density, while we obtained the opposite for M 101. Using a statistical analysis we did not find a significant difference between arm and interarm dispersion distributions. Producing star formation rate density maps (SFRD) of the galaxies, we studied their global and local relations with the HI kinetic energy, as inferred from the measured dispersions. For NGC6946 we obtained a good log-log correlation, in agreement with a simple model of supernova feedback driven turbulence. This shows that in this galaxy turbulent motions are mainly induced by the stellar activity. For M 101 we did not find an analogous correlation, since the gas kinetic energy appears constant with the SFRD. We think that this may indicate that in this galaxy turbulence is driven also by accretion of extragalactic material.

Galactic fountain flows in high-resolution hydrodynamical simulations of galaxy disks

Feedback from the most massive components of a young stellar cluster deeply affects the surrounding ISM driving an expanding over-pressured hot gas cavity in it. In spiral galaxies these structures may have sufficient energy to break the disk and eject large amount of material into the halo. The cycling of this gas, which eventually will fall back onto the disk, is known as galactic fountains. We aim at better understanding the dynamics of such fountain flow in a Galactic context, frame the problem in a more dynamic environment possibly learning about its connection and regulation to the local driving mechanism and understand its role as a metal diffusion channel. The interaction of the fountain with a hot corona is hereby analyzed, trying to understand the properties and evolution of the extraplanar material. We perform high resolution hydrodynamical simulations with the moving-mesh code AREPO to model the multi-phase ISM of a Milky Way type galaxy. A non-equilibrium chemical network is included to self consistently follow the evolution of the main coolants of the ISM. Spiral arm perturbations in the potential are considered so that large molecular gas structures are able to dynamically form here, self shielded from the interstellar radiation field. We model the effect of SN feedback from a new-born stellar cluster inside such a giant molecular cloud, as the driving force of the fountain. Passive Lagrangian tracer particles are used in conjunction to the SN energy deposition to model and study diffusion of freshly synthesized metals. We find that both interactions with hot coronal gas and local ISM properties and motions are equally important in shaping the fountain. We notice a bimodal morphology where most of the ejected gas is in a cold $10^4$ K clumpy state while the majority of the affected volume is occupied by a hot diffuse medium. While only about 20\% of the produced metals stay local, most of them quickly diffuse through this hot regime to great scales.

Analisi spettrale in banda X e proprietà multi-frequenza della galassia ULIRG IRAS 13120-5453

L’interruzione dell’attività di formazione stellare nelle galassie attraverso l’azione di venti guidati dalla potenza dell’AGN e/o dall’attività di starburst è una fase prevista da tutti i modelli di coevoluzione tra i buchi neri super massicci e la galassia ospite. La recente scoperta di venti molecolari massivi in alcune ULIRG locali ha fornito una prova forte a favore dell’esistenza del meccanismo di feedback negativo nelle galassie. Ad oggi non è chiaro il ruolo che l'attività di AGN e di starburst hanno nella produzione dei venti: tuttavia, la maggior parte delle ULIRG in cui sono stati osservati i venti molecolari presentano elevati tassi e velocità di outflow, suggerendo che l'AGN giochi un ruolo principale. IRAS 13120-5453 rappresenta un caso particolare: la sua attività e dominata dalla formazione stellare, ma sembra anche ospitare un AGN oscurato al suo interno. Tuttavia, non presenta elevati tassi di outflow e velocità dei venti: non è quindi chiaro quale dei due fenomeni vi sia all'origine. In questo lavoro di tesi si è operata un'analisi multibanda di questa sorgente con lo scopo di studiarne le principali proprietà fisiche. Lo studio in banda X attraverso l'analisi dei dati provenienti dai satelliti XMM-Newton, Chandra e NuSTAR ha permesso di conoscere parametri importanti come il grado di oscuramento della sorgente e la potenza dell'AGN. Con l'analisi in banda IR, è stato possibile conoscere il contributo dell'AGN e della starburst alla luminosità IR e i principali parametri fisici di questa galassia. L’obiettivo di tale lavoro è quello di capire il ruolo svolto da questi due principali fenomeni e quale possa essere la connessione con i venti molecolari.

An X-ray study of CIV-selected AGN in the COSMOS field

Negli ultimi vent’anni innumerevoli sforzi sono stati compiuti a livello internazionale per ottenere un censimento completo degli “Active Galactic Nuclei” (AGN), ovvero di nuclei galattici attivi, oscurati in banda X. Tale censimento potrebbe rappresentare infatti la soluzione alla problematica del cosiddetto fondo cosmico non risolto in banda X. Gli studi finora condotti sfruttano la forte correlazione fra l'attività del SMBH e l'evoluzione della galassia ospite attraverso osservazioni in banda X hard, nel vicino-medio infrarosso e nell'ottico. Questa tesi si colloca in questo scenario con lo scopo di verificare e confermare l'affidabilità della selezione tramite la riga di emissione del CIV a 1549 Å di AGN oscurati fino a z≈3. Per raggiungere tale obiettivo è stato assunto che il CIV rappresenti un indicatore affidabile della luminosità intrinseca degli AGN e del loro alto potenziale di ionizzazione. Inoltre, allo studio in banda ottica delle sorgenti sono stati associati i dati profondi in banda X per analizzarne le proprietà X e caratterizzarne l’ammontare dell’oscuramento in tale banda in termini di densità di colonna di idrogeno. In particolare, in questo lavoro vengono presentati i risultati dell’analisi in banda X del campione di 192 AGN selezionati nella survey ottica zCOSMOS-Deep, attraverso la riga di emissione del CIV a 1549 Å. Queste 192 sorgenti hanno un redshift medio di 2.2 e una magnitudine media AB in banda B di 23.7. La copertura in banda X del campo selezionato è data dalla survey Chandra COSMOS-Legacy comprendente 4.6 Ms di osservazioni in un’area di 2.2 deg2. I risultati ottenuti in questo progetto di tesi tramite la selezione possono ritenersi soddisfacenti: metà delle AGN di Tipo 2 selezionate con il CIV e rilevate in banda X risultano fortemente oscurate (NH>10^23 cm^(-2) ). Inoltre, le AGN di Tipo 2 non rilevate in banda X risultano consistenti con uno scenario di oggetti oscurati.

A study of extended radio galaxies in the Shapley concentration core

Extended cluster radio galaxies show different morphologies com- pared to those found isolated in the field. Indeed, symmetric double radio galaxies are only a small percentage of the total content of ra- dio loud cluster galaxies, which show mainly tailed morphologies (e.g. O’Dea & Owen, 1985). Moreover, cluster mergers can deeply affect the statistical properties of their radio activity. In order to better understand the morphological and radio activity differences of the radio galaxies in major mergeing and non/tidal-merging clusters, we performed a multifrequency study of extended radio galax- ies inside two cluster complexes, A3528 and A3558. They belong to the innermost region of the Shapley Concentration, the most massive con- centration of galaxy clusters (termed supercluster) in the local Universe, at average redshift z ≈ 0.043. We analysed low frequency radio data performed at 235 and 610 MHz with Giant Metrewave Radio Telescope (GMRT) and we combined them with proprietary and literature observations, in order to have a wide frequency range (150 MHz to 8.4 GHz) to perform the spectral analysis. The low frequency images allowed us to carry out a detailed study of the radio tails and diffuse emission found in some cases. The results in the radio band were also qualitatively compared with the X-ray information coming from XMM-Newton observations, in order to test the interaction between radio galaxies and cluster weather. We found that the brightest central galaxies (BCGs) in the A3528 cluster complex are powerful and present substantial emission from old relativistic plasma characterized by a steep spectrum (α > 2). In the light of observational pieces of evidence, we suggest they are possible re-started radio galaxies. On the other hand, the tailed radio galaxies trace the host galaxy motion with respect to the ICM, and our find- ings is consistent with the dynamical interpretation of a tidal interaction (Gastaldello et al. 2003). On the contrary, the BCGs in the A3558 clus- ter complex are either quiet or very faint radio galaxies, supporting the hypothesis that clusters mergers quench the radio emission from AGN.

Proprietà radio dei blazar e loro uso nell'identificazione di sorgenti gamma extragalattiche

L'identificazione di un blazar è molto difficile, questo è un oggetto molto particolare e che ha un'attività molto ricca. Nella pratica l'identificazione di un blazar avviene confrontando la sua emissione in banda radio con la sua emissione in banda gamma, che sono entrambe proprie dei blazar. Il problema è che non si dispone di un telescopio in grado di rivelare con estrema precisione entrambe le bande, quindi si procede utilizzando i dati radio provenienti da un dato radiotelescopio e i dati in banda gamma provenienti da un altro telescopio. Quando le emissioni nelle due bande presentano, ad esempio, una variabilità simultanea, l'identificazione è certa. Ma questa minoranza di casi non è molto frequente e quindi spesso si procede con un'analisi probabilistica basata sulle posizioni delle sorgenti. Il lancio di Fermi nel 2008 ha portato ad un fortissimo aumento del numero di sorgenti gamma note e, fra queste, la maggior parte sono blazar. Una significativa frazione di queste sorgenti Fermi (circa il 30%) rimane non identificata. In questo lavoro vengono inizialmente caratterizzate le proprietà radio dei blazar e in particolare dei blazar gamma noti finora. In seguito verrà approfondita l'analisi delle sorgenti Fermi non identificate per stabilire una possibile compatibilità con le proprietà dei blazar e quindi per cercare di capire se queste sorgenti possano essere a loro volta dei blazar non ancora riconosciuti.