CASA e OST: i software di simulazione ALMA

Ipotizzate le caratteristiche del targhet osservativo in termini di dimensioni angolari e ussi emessi alle varie frequenze è possibile, frazie alle formule riportate nel capitolo precedente, stabile quale sia la migliore congurazione delle antenne, la frequenza e la larghezza di banda necessarie e, non ultimo, la durata dell'osservazione. Sono questi i parametri fondamentali per con- durre una ecace simulazione, utile in fase di stesura delle proposte per l'osservazione di una sorgente. Un metodo semplice e veloce per ricavare delle osservazioni simulate con ALMA è quello di utilizzare la pagina online dell'ALMA Observing Support Tool (OST)6 _{che consente, andando ad ed-}

itare dei semplici comandi, l'analisi e la visualizzazione dell'immagine a par- tire da un modello fornito dall'utente. Questo strumento viene comunemente usato durante la fase di preparazione dei progetti osservativi per vericare rapidamente la fattibilità di un osservazione anche da utenti non esperti. In- izialmente si sceglie il tipo di strumento con cui eettuare un'osservazione. Si può scegliere tra le congurazioni complete dell'interferometro comprensive dei due array (ALMA e ACA) o una delle due, si può inoltre scegliere a quale ciclo (Cycle) fare riferimento per le osservazioni. La dierenza è nella scelta della baseline massima e nel numero di antenne utilizzabili: per il Cycle 1 sono dispoinbili 32 antenne ed una baseline massima di 3 Km mentre per il Cycle 0: le antenne sono 16 si può scegliere tra la congurazione compatta (con baseline di 100 metri) e quella estesa (con baseline di circa 400 metri). In gura 6.8 è rappresentato quanto appena detto. Sarà presto disponibile anche una versione per il prossimo Cycle 2.

Nei cicli successivi sarà possibile accedere a baseline più lunghe e ad un numero maggiore di antenne no al cosidetto Full ALMA che comprende tutte e 66 le antenne ed una baseline massima di 16 Km.

Si passa poi a denire i vari parametri per l'osservazione. Essi sono divisi in due gruppi. Il primo consente di denire i parametri della sorgente (Sky Model):

tata tra le scelte dispoinbili. Nel caso specico, una versione sempli- cata di un disco bidimensionale protoplanetario gassoso ( OST Library: Protoplanetary Disk);

• il modello fornito dall'utente (le.ts) che si vuole osservare;

• la declinazione per la sorgente (che inuisce sulle proprietà dell'immagine); • il usso massimo (o di picco) per ogni punto in cui si trova la sorgente

(si ottiene dunque che il usso della sorgente è riscalato in base a questo valore).

Il secondo gruppo invece consente di denire i parametri dello strumento (Observation Setup):

• la frequenza a cui si vuole eettuare l'osservazione (nel caso particolare si è scelto di operare ad una frequenza di 700 GHz e 900 GHz come si spiega in seguito);

• la larghezza della banda (Bandwidth) ssata a 8GHz per sfruttare il massimo della sensibilità disponibile con ALMA per osservazioni nel continuo;

• la risoluzione richiesta per le osservazioni (nel caso particolare è stata ssata a 0.004 arcsec).

• il tempo di osservazione della sorgente posto, in modo arbitrario, uguale a 5.0 ore. Stime più ranate hanno portato ad individuare un valore minimo di circa 1.2 ore che sono già sucienti a raggiungere un rap- porto segnale rumore pari a 5.

L'umidità atmosferica è stata posta all'ottimistico valore di P W V = 0.472 mm (1st Octile), maggiore è questo valore,e con esso la Tsys0, minore

è la sensibilità con cui verrà osservata l'immagine. Sono riportate in gura 6.9 due osservazioni simulate con tale software online. Entrambe rappresen- tano lo stesso disco posto ad una distanza di 70 pc ma con ussi dierenti. Le osservazioni sono state eettuate a 700 GHz poichè, per tali frequenze, il usso della sorgente è molto alto. Le immagini realizzate attravero l'analisi con il software CASA, invece, sono realizzate a 900 GHz, a questa frequenza il usso della sorgente è minore ma le caratteristiche siche fondamentali vengono comunque ottimamente tracciate. Inoltre questa scelta è stata mo- tivata dal fatto che, a dierenza di quanto fatto nel caso dell'OST, qui la PWM è uguale a

Il software CASA (Common Astronomy Software Application) è un pac- chetto di visualizzazione, riduzione e analisi dati per interferometria realiz-

essere editate dall'utente. CASA gestisce i dati attravero tabelle: le visi- bilità di frangia vengono salvate in tabelle denite Mesurement Set. Tali tabelle sono composte da una tabelle principale (DATA) e da sottotabelle con informazioni aggiuntive sui dati che contengono. All'interno della tabella principale sono denite delle righe ognuna delle quali rappresenta uno stamp temporale a cui sono state prese su una singola nestra spettrale e per una singola baseline delle informazioni sulla sorgente e sullo strumento (congu- razione delle antenne, puntamento, ussi della sorgente). Colonne secondarie servono per allocare una versione modicata dei dati per esempio durante il processo di calibrazione o di inversione di Fourier. Questo consente di non modicare le colonne del DATA ma di scriverne altre.

Le task dedicate alla simulazione in CASA permettono di denire molti più dettagli rispetto all'OST, ma richiedono anche una più approfondita conoscenza dei funzionamenti degli algoritmi e dell'interferometria.

Nel nostro caso si è fatto uso di due task per la realizzazione dell'immagine. La prima task utilizzata è 'simobserve' che permette di indicare i parametri dell'osservazione e simularta. Tale task permette di passare da un'immagine della sorgente all'immagine in cui è stata aggiunta la risposta dello stru- mento7 _{(ALMA) così da mostrare come la sorgente sia visibile nel piano}

delle visibilità di frangia.

Simobserve consente di introdurre anche una componente aggiuntiva alla corruzione dell'immagine, analogamente a quanto fatto con OST, e cioè il rumore termico dovuto allo strumento, all'atmosfera e al suolo. Nelle simu- lazioni eseguite in questa tesi tale parametro è stato però trascurato.

I comandi che sono stati editati all'interno di questa task seguono, a parte qualche eccezione che viene spiegata più avanti, quelli utilzzati nella pagina guida8 _{realizzata seguendo le indicazioni dell'articolo di Wolf e D'Angelo}

(2005). Per una più completa spiegazione delle varie task e comandi utilizzati si fa riferimento alla guida online9_{. Vengono qui brevemente riassunti nella}

tabella 6.2 in cui sono presentati i valori delle keyword delle varie task. Una spiegazione completa delle varie task, assieme alla denizione dello header10

7_{Le operazioni di osservazioni per un interferometro prevedono che, ad un immagine}

modello venga applicato il procedimento di trasformazione di Fourier che, assieme alla risposta dello strumento convoluta con le proprietà del beam generano un immagine iniziale della sorgente sul piano delle visibilità (le.ms). L'operazione di cleaning invece eettua una trasformazione di Fourier inversa sul le.ms (tramite un algoritmo di ricostruzione dell'immagine nelle zone non campionate del piano (u − v)) deconvolverla per il beam dello strumento ed ottenere l'immagine nale.

8 _{http://casaguides.nrao.edu/index.php?title=Protoplanetary_Disk_}

Simulation_(CASA_4.1).

9_{http://casaguides.nrao.edu/index.php?title=Simulating_Observations_in_}

CASA.

10_{L'header di un le ts è una tabella in cui sono deniti dei parametri caratteristici che}

danno delle informazioni sull'immagini quali la dimensione dei pixel, il usso all'interno di essi, il numero di dimensioni del le, la frequenza di osservazione e molti altri. Una

dell'immagine e dello script utilizzato per avviare le procedure denite è presentata nell'Appendice C. mapsize 0.1 arcsec totaltime 18000s imsize 1000 niter 100

Table 6.2: Parametri deniti per le task simobserve e simanalyze. Le task qui riportate sono state modicate rispetto quanto proposto nella guida CASA (4.0). Gli altri parametri che sono stati editati e vengono descritti in modo esaustivo nell'Appendice C non sono qui riportati. E' impor- tante infatti far notare come i parametri importanti siano la dimensione dell'immagine, il numero di pixel, il numero di iterazioni per il cleaning e il livello minimo a cui fermarlo. Nel caso delle simulazioni eettuate è stato omesso tale parametro per evitare che la procedura di cleaning continuasse ad analizzare zone di background dove, per costruzione dell'immagine non era presente alcun usso.

Il modello iniziale dell'immagine è una mappa di 1000 × 1000 pixel quadrati di dimensioni (dpixel) uguali alla dimensione totale dell'immagine (dimmagine) diviso per il numero totale di pixel (npixel):

dpixel[00] = dimmagine[

00_]

npixel . (6.10)