Caratteristiche principali dell'emissione di galassie ellittiche

In astronomia, le galassie ellittiche sono oggetti privi in molti casi di momento angolare, non presentano bracci come le galassie a spirali, hanno assenza di stelle giovani, poca presenza di nubi e polveri, quindi si potrebbe pensare che sono oggetti poco interessanti. Invece, no! Risultano essere tra i corpi celesti più affascinanti soprattutto per il loro potere emissivo e quindi per le proprietà morfologiche e spettrali che le caratterizzano. La loro luminosità viene osservata in varie bande, dette appunto bande d'emissione; qui vengono trattate soprattutto tre componenti caratterizzanti le galassie ellittiche: le stelle di popolazione stellare II, osservate in banda ottica; il mezzo interstellare, costituito da gas molto caldo che emette in banda X; ed infine, non meno importante, viene messo in risalto il potere emissivo di ellittiche giganti, dette radiogalassie o blazar, caratterizzate dalla prezenza di nuclei galattici attivi (AGN) e quindi getti che emettono soprattutto in banda radio.

Tecniche di elaborazione di immagini radiografiche in odontoiatria

Il presente progetto di tesi è stato svolto in collaborazione con l’ufficio tecnico di Ricerca & Sviluppo dell’azienda Cefla Dentale, divisione MyRay (Imola - BO Italia). A seguito dell’esperienza maturata nel settore dei radiografici dentali, scelte aziendali hanno richiesto l’aggiornamento delle tecniche di elaborazione dell’immagine acquisita. Ogni prodotto commercializzato è fornito di un software predisposto alla gestione dei pazienti e alle operazioni di post-procesing tipiche: riduzione del rumore, aumento dei contrasti, della luminosità, misurazioni e tutti quelli presenti nei più comuni software di elaborazione grafica. Questi filtri digitali sono raccolti in una libreria sviluppata a seguito di una collaborazione esterna. Col presente elaborato viene effettuata una panoramica sulle tecniche di filtraggio utilizzate e vengono introdotte diverse proposte finalizzate alla riduzione del rumore. Test di valutazione qualitativa e quantitativa, su fantocci target, fantocci antropomorfi e set di immagini in-vivo, guideranno la scelta verso la proposta migliore, la quale verrà successivamente inserita all’interno della libreria e andrà ad aggiungersi ai filtri a disposizione dell’utente finale.

Connection between x-ray and radio properties of cool-core galaxy clusters hosting radio mini-halos

Gli ammassi di galassie sono gli oggetti gravitazionalmente legati più grandi dell’Universo. Questi emettono principalmente in banda X tramite bremsstrahlung. Una frazione mostra anche emissione radio diffusa da parte di elettroni relativistici che spiraleggiano nel campo magnetico. Si possono classificare tre tipi di emissione: alon, relitti e mini-aloni radio (MH). I MH sono sorgenti radio su scale di ≥ 200 – 500 kpc, osservate al centro di ammassi caratterizzati dalla presenze di cool-core (CC). L’origine dei MH non è ancora chiara. Gli elettroni relativistici che emettono in banda radio hanno tempi di vita radiativi di molto inferiori a quelli necessari per diffondere sulle scale dell’emissione diffusa. Quindi non sono semplicemente iniettati dalle galassie presenti negli ammassi ed è necessario un meccanismo di accelerazione “in-situ” nell’ICM. I MH testimoniano la presenza di meccanismi che canalizzano parte del budget energetico disponibile nei CC nell’ICM.Quindi lo studio è importante per comprendere la fisica dell’ICM e l’interazione fra le componenti non termiche e termiche. I MH si formano attraverso la riaccelerazione delle particelle relativistiche ad opera della turbolenza del gas. L’origine di questa turbolenza tuttavia non è ancora ben compresa. Gli ammassi CC sono caratterizzati da un picco della brillanza X nelle regioni centrali e da un drop della temperatura verso il centro accompagnata da aumento della densità del gas. Si ritiene che questo sia dovuto al raffreddamento del gas che quindi fluisce nelle zone centrali. Recenti osservazioni in X risultan inconsistenti con il modello classico di CF, suggerendo la presenza di una sorgente di riscaldamento del gas su scale del core degli ammassi. Recentemente Zhuravleva (2014) hanno mostrato che il riscaldamento dovuto alla turbolenza prodotta dall'AGN centrale è in grado di bilanciare il processo di raffreddamento. Abbiamo assunto che la turbolenza responsabile del riscaldamento del gas è anche responsabile dell’accelerazione delle particelle nei MH. Nell’ambito di questo scenario ci si aspetta una correlazione tra la potenza del cooling flow, PCF, che è una misura del tasso di energia emessa dal gas che raffredda nei CC, e la luminosità radio, che è una frazione dell’energia della turbolenza che è canalizzata nell’accelerazione delle particelle. In questo lavoro di tesi abbiamo utilizzato il più grande campione disponibile di MH, allo scopo di studiare la connessione fra le proprietà dei MH e quelle del gas termico nei core degli ammassi che li ospitano. Abbiamo analizzato i dati di 21 ammassi e ricavato i parametri fisici all’interno del raggio di cooling e del MH. Abbiamo ricavato la correlazione fra luminosità radio, e PCF. Abbiamo trovato che le due quantità correlano in modo quasi-lineare confermando i risultati precedenti. Tale correlazione suggerisce uno stretto legame fra le proprietà del gas nei CC e l’origine dei MH.

Luminosity determination for the measurement of the proton-proton total cross section at 8 TeV in the Atlas experiment

La sezione d’urto totale adronica gioca un ruolo fondamentale nel programma di fisica di LHC. Un calcolo di questo parametro, fondamentale nell’ambito della teoria delle interazioni forti, non é possibile a causa dell’inapplicabilità dell’approccio perturbativo. Nonostante ciò, la sezione d’urto può essere stimata, o quanto meno le può essere dato un limite, grazie ad un certo numero di relazioni, come ad esempio il Teorema Ottico. In questo contesto, il detector ALFA (An Absolute Luminosity For ATLAS) sfrutta il Teorema Ottico per determinare la sezione d’urto totale misurando il rate di eventi elastici nella direzione forward. Un tale approccio richiede un metodo accurato di misura della luminosità in condizioni sperimentali difficoltose, caratterizzate da valori di luminosità istantanea inferiore fino a 7 ordini di grandezza rispetto alle normali condizioni di LHC. Lo scopo di questa tesi è la determinazione della luminosità integrata di due run ad alto β*, utilizzando diversi algoritmi di tipo Event-Counting dei detector BCM e LUCID. Particolare attenzione è stata riservata alla sottrazione del fondo e allo studio delle in- certezze sistematiche. I valori di luminosità integrata ottenuti sono L = 498.55 ± 0.31 (stat) ± 16.23 (sys) μb^(-1) and L = 21.93 ± 0.07 (stat) ± 0.79 (sys) μb^(-1), rispettivamente per i due run. Tali saranno forniti alla comunità di fisica che si occupa della misura delle sezioni d’urto protone-protone, elastica e totale. Nel Run II di LHC, la sezione d’urto totale protone-protone sarà stimata con un’energia nel centro di massa di 13 TeV per capire meglio la sua dipendenza dall’energia in un simile regime. Gli strumenti utilizzati e l’esperienza acquisita in questa tesi saranno fondamentali per questo scopo.

Classificazione delle galassie: caratteristiche morfologiche, fotometriche e cinematiche

Questo elaborato scritto tratta la classificazione e la modellizzazione della fisica delle galassie. La prima parte illustra la classificazione morfologica delle galassie. Descrivo la classificazione di Hubble perché è la prima in ordine cronologico, la più semplice e la più importante. In seguito espongo le modifiche introdotte da Sandage e De Vaucouleurs. In particolare cerco di giustificare l’importanza delle classificazioni morfologiche come punto di partenza per una comprensione e una modellizzazione della fisica delle galassie. Nella seconda parte mi concentro sulle caratteristiche fotometriche e cinematiche interne relative a due particolari tipi di galassie: le Ellittiche e le Spirali. Approfondisco due argomenti in particolare: i profili di brillanza delle Ellittiche per quanto riguarda le caratteristiche fotometriche delle Ellittiche e le curve di rotazione delle Spirali, per le caratteristiche cinematiche delle Spirali. Questi due argomenti sono stati scelti perché il primo fornisce un modello analitico per descrivere la luminosità delle Ellittiche e il secondo permette di rappresentare, sempre tramite una modellizzazione, la cinematica delle Spirali, in particolar modo del loro disco.

Determinazione della massa e relazione tra massa e proprietà non termiche in ammassi di galassie

Nella presente tesi, di argomento astrofisico, sono esaminati gli ammassi di galassie (galaxy clusters), ovvero gli oggetti virializzati più grandi dell’Universo. Attraverso una introduttiva analisi morfologica vengono descritte le proprietà di luminosità in banda X e radio dovute alle galassie che li compongono ed al caldo gas intergalattico (ICM IntraCluster Medium) tra queste interposto. In particolare è presa in esame l’emissione radio diffusa di natura non termica di sottostrutture del gas, note con il nome di Aloni, relitti e mini-aloni. Nei capitoli II e III l’attenzione si concentra sul non facile problema della determinazione della massa di un ammasso, proprietà che costituisce il principale oggetto di studio del presente lavoro, passando in rassegna e descrivendo i metodi più utilizzati: analisi dinamica delle galassie (equazione di Jeans ed equazione del viriale), osservazioni in banda X dell’ICM, weak lensing (WL), strong lensing (SL) ed infine WL e SL accoppiati. Una analisi critica ed un confronto tra questi metodi è sviluppata nel capitolo IV, prendendo in considerazione l’ammasso RCS2327. Il conclusivo capitolo V racchiude e collega gli argomenti delle sezioni precedenti cercando una possibile correlazione tra le proprietà emissive non termiche (in banda radio) e le masse di un campione di 28 ammassi, determinate mediante tecnica di weak lensing e strong lensing accoppiate.

Ottimizzazione della selezione del decadimento D0->K+K- e D0->pi+pi- ad LHCb mediante un'analisi multivariata

L'esperimento LHCb è stato progettato per eseguire misure di altissima precisione nel settore della fisica dei quark pesanti al Large Hadron Collidere del CERN. Sfruttando l'alta sezione d'urto di produzione di charm nelle interazioni protone-protone ad LHC e utilizzando la statistica raccolta durante il RUN-1, corrispondente ad una luminosità integrata di 3 fb{-1}, l'esperimento LHCb ha realizzato le misure più precise al mondo in questo settore. In particolare i decadimenti del mesone D0 in due corpi carichi senza leptoni nello stato finale hanno permesso di realizzare misure di violazione di CP} che raggiungono precisioni inferiori al 0.1 %. Da pochi mesi LHCb ha iniziato la seconda fase di presa dati, chiamata RUN-2, raccogliendo dati dalle interazioni protone-protone ad una energia nel centro di massa di sqrt{s}=13 TeV, superiore a quella del RUN-1. Le misure attuali di violazione di CP nel settore del charm, sono consistenti con l'ipotesi di non violazione. Il Modello Standard, pur con grandi incertezze teoriche, prevede una violazione di CP molto piccola, pertanto per verificare o meno l'esistenza di taleviolazione, sarà necessario sfruttare al massimo la statistica che verrà raccolta durante il RUN-2, ottimizzando gli algoritmi di selezione dei canali di interesse. In questa tesi verrà presentata uno studio preliminare che ha lo scopo di ottimizzare, mediante una tecnica di analisi multivariata, la selezione dei decadimenti D^*pm-> D0(K+K-)pi_s^pm e D^*pm}-> D0(pi+pi-)pi_s^pm} in previsione della prossima presa dati.

Firmware development and testing for L1/L2 IBL upgrade

Il lavoro di questa tesi riguarda principalmente l'upgrade, la simulazione e il test di schede VME chiamate ReadOut Driver (ROD), che sono parte della catena di elaborazione ed acquisizione dati di IBL (Insertable B-Layer). IBL è il nuovo componente del Pixel Detector dell'esperimento ATLAS al Cern che è stato inserito nel detector durante lo shut down di LHC; fino al 2012 infatti il Pixel Detector era costituito da tre layer, chiamati (partendo dal più interno): Barrel Layer 0, Layer 1 e Layer 2. Tuttavia, l'aumento di luminosità di LHC, l'invecchiamento dei pixel e la richiesta di avere misure sempre più precise, portarono alla necessità di migliorare il rivelatore. Così, a partire dall'inizio del 2013, IBL (che fino a quel momento era stato un progetto sviluppato e finanziato separatamente dal Pixel Detector) è diventato parte del Pixel Detector di ATLAS ed è stato installato tra la beam-pipe e il layer B0. Questa tesi fornirà innanzitutto una panoramica generale dell'esperimento ATLAS al CERN, includendo aspetti sia fisici sia tecnici, poi tratterà in dettaglio le varie parti del rivelatore, con particolare attenzione su Insertable B-Layer. Su quest'ultimo punto la tesi si focalizzerà sui motivi che ne hanno portato alla costruzione, sugli aspetti di design, sulle tecnologie utilizzate (volte a rendere nel miglior modo possibile compatibili IBL e il resto del Pixel Detector) e sulle scelte di sviluppo e fabbricazione. La tesi tratterà poi la catena di read-out dei dati, descrivendo le tecniche di interfacciamento con i chip di front-end, ed in particolare si concentrerà sul lavoro svolto per l'upgrade e lo sviluppo delle schede ReadOut Drivers (ROD) introducendo le migliorie da me apportate, volte a eliminare eventuali difetti, migliorare le prestazioni ed a predisporre il sistema ad una analisi prestazionale del rivelatore. Allo stato attuale le schede sono state prodotte e montate e sono già parte del sistema di acquisizione dati del Pixel Detector di ATLAS, ma il firmware è in continuo aggiornamento. Il mio lavoro si è principalmente focalizzato sul debugging e il miglioramento delle schede ROD; in particolare ho aggiunto due features: - programmazione parallela delle FPGA} delle ROD via VME. IBL richiede l'utilizzo di 15 schede ROD e programmandole tutte insieme (invece che una alla volta) porta ad un sensibile guadagno nei tempi di programmazione. Questo è utile soprattutto in fase di test; - reset del Phase-Locked Loop (PLL)} tramite VME. Il PLL è un chip presente nelle ROD che distribuisce il clock a tutte le componenti della scheda. Avere la possibilità di resettare questo chip da remoto permette di risolvere problemi di sincronizzazione. Le ReadOut Driver saranno inoltre utilizzate da più layer del Pixel Detector. Infatti oltre ad IBL anche i dati provenienti dai layer 1 e 2 dei sensori a pixel dell’esperimento ATLAS verranno acquisiti sfruttando la catena hardware progettata, realizzata e testata a Bologna.

Funzioni a variazione limitata per la ricolorazione di un'immagine

Nella tesi si intende ricolorare alcune porzioni di un'immagine delle quali è nota soltanto la scala dei grigi. Il colore viene considerato nello spazio RGB e decomposto in cromaticità e luminosità. Il problema viene espresso come problema di minimo di un funzionale detto di ``Total Variation'', definito sulle funzioni a variazione limitata BV. Si introduce la nozione di funzione BV di R^n, le principali proprietà di queste funzioni e in particolare si enuncia un teorema di compattezza. Si utilizzano infine tali risultati per ottenere l'esistenza di un punto di minimo per il funzionale che risolve il problema della ricolorazione.

Neutron radiation resistance of photomultipliers for the LUCID detector in the ATLAS experiment at LHC

Durante il Long Shutdown 1 di LHC sono stati cambiati i fotomoltiplicatori del rivelatore di luminosità LUCID di ATLAS. I due modelli candidati per la sostituzione sono stati sottoposti a test di resistenza alla radiazione di gamma e neutroni. In questa tesi si riportano i risultati delle misure di dark current, risposta spettrale, guadagno relativo e assoluto, prima e dopo l’irraggiamento con neutroni. L’unica differenza di rilievo riguarda un aumento della dark current, gli altri parametri non presentano variazioni entro la precisione delle misure. Non ci sono differenze sostanziali tra i due modelli per quanto riguarda la resistenza alle radiazioni.

Vincoli cosmologici da supernovae ad alto redshift

Le SNe Ia vengono utilizzate in cosmologia come indicatori di distanza. Nel 1998 due team di ricerca, il Supernova Cosmology Project e l'High-z Supernova Search Team compirono degli studi su un campione di SNe in galassie lontane a z=0.2-0.9. Da questi lavori emerse che le luminosità apparenti erano tipicamente inferiori del 25% rispetto ai valori attesi. Questo indica che tali oggetti si trovano ad una distanza di luminosità superiore a quella prevista da modelli d'Universo dominati da materia. Venne quindi determinata per la prima volta l'evidenza di un Universo in condizione di espansione accelerata. Lo scopo del presente lavoro di tesi è quello di analizzare i vincoli cosmologici imposti da SNe Ia ad alto redshift. È stato compiuto uno studio sui moduli di distanza osservativi di un campione di 580 SNe Ia al fine di trovare i parametri cosmologici che meglio descrivono il loro andamento in funzione del redshift nell'ambito dei modelli cosmologici standard con costante cosmologica positiva. Nella prima parte si illustreranno i modelli d’Universo di Friedmann, introducendo i concetti di redshift, di fattore di scala e i vari tipi di distanza. Nella seconda parte si descriverà cosa sono le Supernovae, e in particolare, le SNe di tipo Ia, le proprietà che le rendono candele standard e l'importanza che hanno assunto in cosmologia. Nella terza parte verranno presentanti i risultati prodotti per i due modelli studiati, verrà inoltre discussa la compatibilità con i parametri prodotti nei lavori compiuti dai due team di ricerca.

Misura di asimmetria CP nei decadimenti: $D^0 \to K^+K^-$ e $D^0 \to \pi^+ \pi^-$ ad LHCb

La fisica del sapore è uno dei settori di ricerca più promettenti per realizzare misure di altissima precisione del Modello Standard e per osservare indirettamente, attraverso i decadimenti mediati dalle interazioni deboli nuove particelle. L'esperimento LHCb \`e stato progettato per realizzare misure di altissima precisione in questo settore. Grazie all'alta luminosità integrata disponibile (3 fb \ap{-1}) ed alla elevata sezione d’urto di produzione dei quark charm, LHCb \`e in grado di realizzare misure di una precisione mai raggiunta fino ad ora da altri esperimenti. In questo lavoro di tesi \`e stata realizzata una misura preliminare della simmetria di violazione di CP, realizzata mediante i decadimenti dei mesoni neutri $D^0$ negli stati finali $K^+K^-$ e $\pi^+\pi^-$. Per realizzare la misura sono stati selezionati i decadimenti $D^{*\pm} \to D^0(K^+K^-)\pi^\pm_s$ e $D^{*\pm} \to D^0(\pi^+\pi^-)\pi^\pm_s$ utilizzando i dati raccolti da LHCb durante il RUN-1 (2010-2012) ed \`e stato sviluppato un modello di adattamento ai dati in grado di misurare la differenza di asimmetria di CP integrate nel tempo nei decadimenti $D^0 \rightarrow K^+K^-$ e $D^0 \rightarrow \pi^+\pi^-$, $\Delta A_{CP}$. Il modello \`e stato sviluppato in modo da descrivere le distribuzioni di massa invariante del $D^0$ e del $D^{*\pm}$ sia per la componente di segnale sia per quelle di fondo ed \`e stato adattato ai dati, per sottrarne i fondi e misurare le asimmetrie $A_{RAW}(K^+K^-)$ e $A_{RAW}(\pi^+\pi^-)$, corrispondenti alla differenza tra il numero di eventi di segnale $D^{*+}$ e $D^{*-}$, diviso la loro somma. La differenza di queste asimmetrie corrisponde a $\Delta A_{CP}$, la cui misura, non ufficiale, \`e stata determinata essere $\Delta A_{CP}= (-0.12\pm 0.08)\% $. Questo risultato rappresenta la miglior misura al mondo mai realizzata da un singolo esperimento.

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.

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).

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.