I cataloghi AzTEC-LABOCA

Di seguito si descrive brevemente in cosa consistono i lavori di ricerca di Targett et al. (2013) e Yun et al. (2012), per poi spiegare il metodo che gli autori hanno

4.1. CATALOGHI FOTOMETRICI MULTIBANDA NEL CAMPO GOODS-S67

utilizzato per associare la fotometria ottica ai dati (sub-)millimetrici.

Targett et al. (2013) hanno studiato le propriet`a di un campione di galassie (sub-)millimetriche nel campo GOODS-S, sfruttando le immagini infrarosse nelle bande J ed H della WFC3 su HST ottenute nella Cosmic Assembly Near-IR Deep Extragalactic Legacy Survey (CANDELS). Per determinare le controparti delle sorgenti (sub-)millimetriche (LABOCA ed AzTEC) hanno sfruttato le immagini radio profonde a 1.4 GHz del VLA e le immagini Spitzer a 8 µm (Infrared Array Camera). Il metodo che hanno adottato per conoscere la posizione delle sorgenti (sub-)millimetriche, con la precisione necessaria per associarle univocamente ad una controparte ottica/NIR, si basa sulla identificazione di controparti statistica- mente significative nelle immagini radio profonde a 1.4 GHz del VLA. Tale metodo funziona per tre ragioni principali: la prima `e legata al fatto che le galassie star- forming producono una grande quantit`a di emissione di sincrotrone, da cui la ben conosciuta correlazione radio-IR per queste galassie (Condon 1992, review); la seconda si deve al fatto che, perfino nelle mappe radio pi`u profonde a nostra dispo- sizione, le sorgenti a 1.4 GHz hanno una densit`a superficiale sufficientemente bassa perch`e le false associazioni entro un raggio di ricerca “ragionevole”siano statistica- mente rare; infine, trovata una controparte radio sicura, la precisione spaziale del VLA, di circa 1 arcsec a 1.4 GHz, porta ad una controparte ottica/NIR non am- bigua. Dunque, `e necessario stabilire un livello accettabile di sicurezza statistica, che garantisca l’affidabilit`a dell’associazione.

L’incertezza sulla posizione delle sorgenti (sub-)millimetriche `e data da (Targett et al. 2013)

σpos(= ∆α = ∆δ) =

0.6θ

S/N (4.1)

dove θ `e il FWHM del beam (sub-)millimetrico e S/N `e il rapporto segnale-rumore della sorgente (sub-)millimetrica. Il raggio di ricerca Rs `e stato definito in modo

tale che vi sia il 95% di probabilit`a che la vera posizione della sorgente sia entro Rs

dal centroide della camera. Adottato un S/N = 3, Targett et al. hanno cercato le controparti con un raggio di ricerca Rs uguale ai 2.5σpos di 15 arcsec, attorno alle

sorgenti AzTEC, e pari ai 2.5σpos di 10 arcsec attorno alle LABOCA.

Collocate tutte le potenziali controparti entro il raggio di ricerca, essi hanno calcolato la probabilit`a P che ogni potenziale controparte sia stata trovata casual- mente, seguendo il metodo di Downes et al. (1986) noto come “P statistic”. Tutte le candidate controparti che si trovano alla stessa distanza dal centroide della ca- mera hanno stessa P statistic.

Dato che P rappresenta la probabilit`a che l’associazione osservata sia esclusiva- mente dovuta al caso, un basso valore di P implica che vi sia almeno una qualche relazione tra la sorgente radio e quella (sub-)millimetrica, pur non provando che le due sorgenti siano effettivamente attribuibili allo stesso oggetto. Tuttavia, la

bassa densit`a superficiale di sorgenti radio, la buona precisione spaziale del VLA, e l’evidenza fisica del fatto che galassie star-forming ricche di polvere producono un’intensa radiazione di sincrotrone (vedi sopra), assicurano l’affidabilit`a di questo metodo. Le controparti con P statistic minori di 0.05 sono ritenute delle buone associazioni, mentre quelle con 0.05 < P < 0.20 si ritengono incerte.

In caso di assenza della sorgente radio, Targett et al. hanno cercato le con- troparti delle sorgenti (sub-)millimetriche tra le sorgenti Spitzer a 8 µm che si trovavano entro il raggio di ricerca, definito dalla (4.1), usando lo stesso approccio adottato per le controparti radio. Per z > 1, l’affidabilit`a di questo metodo `e garantita dal fatto che le SMG sono le pi`u massive. Inoltre, anche a z ' 4, la banda osservata a 8 µm campiona la SED rest frame delle galassie vicino al picco di emissione della popolazione stellare che domina in massa (λrest ' 1.6 µm).

Le galassie del campione di Targett et al. si collocano tutte nell’intervallo di redshift 1 < z < 3.

Yun et al. (2012) studiano le propriet`a fisiche di 48 sorgenti scoperte nel campo GOODS-S mediante una survey profonda condotta con AzTEC a λ = 1.1 mm. Le controparti delle sorgenti osservate dalla camera AzTEC sono state individuate grazie alla disponibilit`a di osservazioni profonde nel continuo radio a 1.4 GHz (VLA), di dati MIPS/Spitzer a 24 µm e di immagini a 870 µm della camera LABOCA, mediante lo stesso metodo adottato da Targett et al. (2013), appena descritto. Tuttavia, diversi studi delle immagini interferometriche di SMG nel continuo (sub-)millimetrico (e.g., Younger et al. 2009, Wang et al. 2011) hanno mostrato che, se, da un lato, tutte le sorgenti sono rintracciate nelle bande IRAC a 3.6 e 4.5 µm, dall’altro le loro controparti radio e MIPS a 24 µm non sempre sono disponibili, anche nei cataloghi migliori a nostra disposizione. Cos`ı, sempre per identificare le controparti delle SMG, Yun et al. hanno messo a punto anche un metodo alternativo che sfrutta i dati IRAC/Spitzer a lunghezze d’onda comp- rese tra i 3.6 e gli 8.0 µm e il carattereistico colore rosso di queste sorgenti in tali bande, la cui origine sembra essere riconducibile alle popolazioni stellari giovani oscurate dalla polvere interstellare (Yun et al. 2008). Inoltre, gli oggetti con un colore IRAC rosso sono rari (∼ 1 arcmin−2 per [3.6] - [4.5]≥ 0.0) e si distinguono dal grande numero di galassie pi`u vicine caratterizzate da un colore IRAC blu. Entrambe queste qualit`a sono state sfruttate con successo per distinguere le can- didate controparti delle SMG. Per valutare la P statistic delle controparti IRAC, Yun et al. hanno usato la densit`a in numero delle sorgenti IRAC con [3.6] - [4.5] ≥ 0.0, (S/N)3.6 > 4 e S3.6 > 1 µm.

Analizzando la distribuzione di energia spettrale UV-to-optical e IR-to-radio, Yun et al. (2012) hanno ricavato i redshift fotometrici delle galassie del loro cam- pione. Il redshift medio `e ' 2.6.