Come riportato nei precedenti paragrafi, a causa della variabilità osservata nelle immagini VLT, sembra probabile che la luminosità ottica di HLX-1 al massimo dell’outburst sia in parte dovuta ad un disco di accrescimento. I dischi di accrescimento standard non sono piatti, ma hanno forma leggermente concava con una parte interna più sottile e una parte esterna più spessa. Per un IMBH nel disco interno le temperature possono arrivare a
Tin= 3×105−106K, in quanto la maggior parte dell’energia viene liberata in quella regione (Shakura & Sunyaev 1973). Quest’energia viene emessa nell’ultravioletto e nella parte soffice della banda X. A causa della forma leggermente concava del disco di accrescimento, le regioni esterne geometricamente più spesse assorbono parte della radiazione X emessa da quelle più interne e la riemettono nell’ultravioletto e nel visibile. La fotometria HST della controparte ottica di HLX-1 effettuata sulle immagini del 2010 può essere quasi interamente riprodotta anche attraverso l’emissione di un disco di accrescimento irradiato (Mapelli et al. 2013a).
Analisi fotometrica delle osservazioni HST di ESO
243-49 HLX-1
In questo capitolo viene descritta la tecnica della fotometria di apertura utilizzata per calcolare il flusso e la magnitudine della controparte ottica di HLX-1 nei diversi filtri (Sezione 5.1). Nella Sezione 5.2 i dati ottenuti sono stati confrontati con quelli riportati nei lavori di Mapelli et al. (2013b), Soria et al. (2011) e Webb et al. (2013).
5.1 Osservazioni
In questa Tesi sono state analizzate le immagini di HLX-1 ottenute durante le fasi di de-cadimento degli outburst verificatesi nei mesi di settembre 2010, novembre 2012 e luglio 2013. Le osservazioni sono state effettuate utilizzando i filtri UVIS 2 e IR della Wide
Field Camera 3 (WFC3) di HST. Il quaderno delle osservazioni analizzate è riportato in
Tabella 5.1. Sono state scaricate le immagini pre-ridotte (drizzled) dall’archivio MAST (Mikulski Archive for Space Telescope) di HST 1. É stata poi eseguita su di esse la foto-metria di apertura della controparte ottica della sorgente ESO 243-49 HLX-1 utilizzando il programma SAOImage DS9 2. La fotometria di apertura è una tecnica che serve per calcolare il flusso di una sorgente. Essa consiste nel sommare i conteggi all’interno di una regione di estrazione centrata sulla sorgente, sottraendo il contributo dell’immagine della galassia misurato in una regione circostante dell’immagine. Si procede come segue:
• si identifica la sorgente in base alle sue coordinate (AR: 1h, 10m, 28.27s; DEC: −46◦ 040 22.33”, J2000.0);
• si scelgono tre regioni circolari concentriche alla sorgente (vedi Figura 5.1) che chia-meremo regione 1, 2 e 3. La regione di estrazione della sorgente (reg. 1) ha un raggio di 5 o 10 pixel;
• il raggio della regione 3 viene scelto in modo che la sua area risulti uguale a quella dell’anello interno;
• si calcolano infine i conteggi totali per unità di tempo delle regioni 1 e 3 (utilizzando il task Analysis-Statistics in DS9) e si sottraggono tra loro per eliminare il contributo della galassia e ottenere quindi il flusso della sorgente.
Utilizzando i conteggi netti per unità di tempo così determinati si calcola la magnitudine della sorgente applicando la seguente formula per la fotometria nei filtri UVIS (Dressel 2016)
m = mi− 2.5 × log[EE10] + ZP (5.1)
1Disponibile in https://archive.stsci.edu/hst/
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Figura 5.1: Immagine HST WFC3 UVIS2 in banda I di ESO 243-49. Il tempo di esposi-zione è 1040.0 s. Il campo dell’immagine ha dimensioni di 30 × 15 arcsec. I cerchi mostrano le regioni di estrazione utilizzate per HLX-1 e per l’emissione diffusa della galassia.
dove mi= −2.5 × log(f ) è la magnitudine strumentale con f flusso della sorgente in elet-troni al secondo, EE10 è la frazione del flusso della sorgente (∼ 90%) all’interno di un cerchio di raggio 10 pixel (calcolato in base alla funzione di allargamento dell’immagine) e ZP (Punto Zero, dall’inglese Zero Point) è una costante che dipende dal filtro, espressa in magnitudini. L’Equazione (5.1) fornisce la magnitudine corretta per apertura infinita. Abbiamo utilizzato il sistema fotometrico AB.
Il procedimento è stato ripetuto due volte per ogni immagine utilizzando anelli interni di dimensioni diverse: uno avente raggio di 10 pixel e uno con un raggio di 5 pixel. In quest’ultimo caso si sostituisce EE5 a EE10 nell’Equazione (5.1), dove EE5 è la frazione del flusso della sorgente (∼ 80%) all’interno di un raggio di 5 pixel. Il procedimento è stato applicato a tutte le immagini utilizzando i valori appropriati di EE10, EE5 e ZP per ogni filtro. I loro valori sono riportati nelle tabelle dello Space Telescope Science Institute 3. Le magnitudini ottenute utilizzando le due diverse aperture sono poi state confrontate ed è stata calcolata la magnitudine media per ogni immagine. L’errore è stato stimato dalla semidispersione delle due misure. Con questo procedimento sono stati ottenuti i valori riportati nella Tabella 5.2. Le magnitudini misurate divise per epoca di osservazione sono riportate nelle tabelle 5.3, 5.4 e 5.5 e mostrate nelle figure 5.2, 5.3 e 5.4. Abbiamo assunto un errore minimo pari a 0.03 mag (anche se la semidispersione risulta inferiore). Alcune misure nelle bande più rosse sono affette da una incertezza significativa (0.15 − 0.20 mag). Ciò suggerisce che l’errore delle altre misure in questa banda sia sottostimato. In questa banda infatti il contributo dell’emissione diffusa della galassia è importante e una misura
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Obs. ID Data Filtro Tempo di esposizione (s) IBIX02010 23/09/2010 F300X 1710.0 IBIX02020 23/09/2010 F390W 712.0 IBIX02030 23/09/2010 F555W 742.0 IBIX02040 23/09/2010 F775W 740.0 IC1802010 19/11/2012 F300X 1001.0 IC1802020 19/11/2012 F336W 983.0 IC1802050 19/11/2012 F390W 1068.0 IC1802060 19/11/2012 F555W 1045.0 IC1802070 19/11/2012 F621M 1065.0 IC1802080 19/11/2012 F775W 1040.0 IC1804010 05/07/2013 F300X 1004.0 IC1804020 05/07/2013 F336W 980.0 IC1804050 05/07/2013 F390W 1074.0 IC1804060 05/07/2013 F555W 1039.0 IC1804070 05/07/2013 F621M 1077.0 IC1804080 06/07/2013 F775W 1028.0
Tabella 5.1: Quaderno delle osservazioni fotometriche di ESO 243-49 HLX-1. Le diverse colonne riportano: il codice che identifica l’osservazione (Obs. ID), la data di osservazione, il filtro utilizzato e il tempo di esposizione.
più accurata richiederà l’utilizzo di tecniche fotometriche più sofisticate.
Figura 5.2: Magnitudini AB di ESO 243-49 HLX-1 in funzione della lunghezza d’onda per l’osservazione del 23 settembre 2010.