RT info:eu-repo/semantics/masterThesis
T1 Searching for new very high-energy blazars candidates with Fermi-LAT
A1 Pérez Sar, Mar
AB La opacidad de la atmósfera, el bajo flujo de fotones y las altas energías que se ven involucradas en la astronomía de rayosgamma hacen de ella una de las disciplinas observacionales más desafiantes de la astronomía moderna poniendo a prueba tanto lacapacidad tecnológica como creativa del ser humano. Los métodos actuales para la detección de rayos gamma son esencialmentedos: de forma directa a través de satélites como es el caso de Fermi-LAT y de forma indirecta a partir de los telescopios Cherenkov(IACTs en inglés) como CTA o MAGIC. Estas dos técnicas de observación se diferencian principalmente en el rango de energíaen el que son sensibles y en la resolución angular que pueden alcanzar. Mientras los satélites pueden cubrir desde unos pocosMeV hasta varios cientos de GeV con una baja resolución angular, los IACTs son sensibles desde los GeV hasta varios TeVbrindándonos precisiones angulares superiores. No obstante, existe otra diferencia fundamental y es que al contrario que lossatélites, los IACTs no pueden hacer ‘surveys’ del cielo, limitados tanto por su pequeño campo de visión como por las condicionesen las que pueden observar. Esto hace que la selección de targets sea crucial para ellos y que ambos métodos acaben convergiendoy complemententándose.El objetivo de este trabajo se sitúa en el punto de convergencia de ambos métodos y consiste en crear un catálogo de fuentes nodetectadas previamente en el rango de muy altas energías que permita ampliar la familia de objetos a estudiar por los telescopiosIACTs. En concreto nos vamos a centrar en blazares, ya que dominan el cielo extragaláctico en rayos gamma. Para ello, se haráuso de los 13 años de datos del satélite Fermi-LAT cubriendo desde el 4 de agosto de 2008 hasta el 5 de noviembre de 2021 en elintervalo de energía de 30 GeV a 2 TeV, lo que casi duplica la estadística de los dos catálogos de alta energía actuales de Fermi-LAT,el 2FHL y el 3FHL (Fermi-LAT Catalog of High-Energy Sources). La elección del intervalo de energía responde a que los detectores Cherenkov CTA y MAGIC en los que estamos interesados comienzan a detectar a partir de 30 GeV y 50 GeV respectivamente.La metodología que se ha usado para la construcción de este catálogo consta de tres pasos: la creación de un mapa del cieloadecuado para nuestro caso científico, la implementación de un método de detección de fuentes de interés y, por último, el análisisindividual de cada una de ellas desde el punto de vista de la detectabilidad por CTA/MAGIC.Para la creación del mapa del cielo se han usado las llamadas ‘fermitools’, una serie de herramientas proporcionadas por lacolaboración Fermi que permiten hacer cortes en energía y tiempo así como realizar el posprocesamiento de los datos proporcionados por el satélite. Posteriormente, se corre el algoritmo de identificación de fuentes en dicho mapa del cielo, detectandoexcesos de flujo. Esta primera identificación de lo que llamamos ‘seeds’ puede corresponder tanto a fluctuaciones estadísticascomo a fuentes reales. Para discernir si se trata o no de una fuente real se realiza un test de significancia que, además de la TS,nos proporciona parámetros relacionados con el espectro. El algoritmo de identificación también asocia las fuentes encontradascon fuentes catalogadas en el catálogo de bajas energías de Fermi, el 4FGL DR3, ya que una fuente que consigue acelerar fotonesa altas energías es probable que pase por energías intermedias no tan extremas. A continuación evaluamos si estas nuevas fuentespueden ser detectadas por MAGIC y CTA. Para ello, utilizamos los parámetros espectrales derivados del estudio de significanciay extrapolamos la SED a los rangos de energía alcanzables por CTA y MAGIC. Mediante un sencillo algoritmo calculamos elfactor que debe aumentar su flujo para que la fuente en cuestión sea detectable por cada uno de los instrumentos en 5, 15 y 50horas de exposición. Finalmente, para tener una idea aproximada de si la fuente puede alcanzar dichos niveles de flujo, hacemosuna estimación del flujo máximo que puede alcanzar. Con toda la información recolectada, construiremos un catálogo de nuevasfuentes en el rango de energía de 30 GeV -2 TeV, en el que se especifican tanto los parámetros espectrales como las condiciones dedetectabilidad estimadas.Este trabajo incluye también una sección en la que se evalúan las limitaciones y fortalezas de la metodología. Entre las limitacionesse analizará la confusión de fuentes, es decir, la posible asociación errónea entre un candidato identificado y su fuente 4FGL DR3impuesta y la falta de estadística debido al bajo número de fotones que manejamos en este rango de energía. Por otro lado, entrelos puntos fuertes encontraremos: los bajos niveles de ruído y aún más considerando sólo la región fuera del plano Galáctico (|b| >10◦), la buena resolución espacial, útil para el problema de confusión de fuentes, y finalmente la estadística. Pues si bien el númerode fotones es pequeño, estamos casi duplicando los años respecto a los catálogos 3FHL/2FHL, pasando de 7 a 13 años.Como resultados obtenidos, nuestro algoritmo nos ha proporcionado un total de 1741 ‘seeds’ iniciales de las cuales se hananalizado las 389 primeras (124 en el 4FGL DR3) en orden de flujo. Tras el estudio de significancia contamos con 90 candidatospotenciales entre los que se encuentran los siguientes tipos de blazares: BL Lacs (BLL), BL Lacs extremos (EXT), radiocuásaresde espectro plano (FSRQ) y candidatos a blazar no clasificados (BCU). Tanto los EXT como los FSRQ son de gran interés para serestudiados por IACTs. En el caso de los EXT esto se debe a que el rango de energía en el que su espectro es máximo no coincidecon el rango en el que satélites como Fermi-LAT son sensibles por lo que detectarlos con IACTs hará que podamos estudiarlos conmucha más precisión. En cuanto a los FSRQs, su detección en rayos gamma supuso la caída de los modelos ’canónicos’, los cualesno predecían que estos objetos fuesen capaces de acelerar fotones a tales niveles de energía. Aumentar la estadística de FSRQs esun objetivo primordial si queremos afinar nuestros modelos.El documento está organizado en cinco partes. En la primera sección se ofrece una visión general de los conceptos teóricostratados. Las secciones 2 y 3 se destinan a la descripción de la metodología empleada, así como al estudio de sus limitaciones ypuntos fuertes. La sección 4 contiene los resultados y su discusión y, por último, en la sección 5 se presentan las conclusiones.
YR 2023
FD 2023
LK http://riull.ull.es/xmlui/handle/915/32409
UL http://riull.ull.es/xmlui/handle/915/32409
LA en
NO Máster Universitario en Astrofísica
DS Repositorio institucional de la Universidad de La Laguna
RD 11-may-2024