Algoritmi per Astronomia nei raggi X

Si tratta di una attività condotta da svariati anni da un gruppo di ricercatori di OAPA sulla base di finanziamenti da parte del CNAA (sin dal 1997), in misura modesta da parte dell'ASI e, parzialmente attraverso un programma di COFIN conclusosi nel Dicembre 2001.

Nell'ambito di questa attività il risultato principale conseguito fino ad oggi è

lo sviluppo e l'implementazione di un algoritmo di rivelazione di sorgenti, basato sulle trasformate Wavelet, per i dati raccolti dagli strumenti ad immagine di Chandra, e più recentemente per i dati della camera EPIC di XMM-Newton. Tali algoritmi sono utilizzati con successo per l'analisi dei dati di Chandra e di XMM-Newton i cui risultati sono stati pubblicati su riviste internazionali (Sciortino et al. 2001a, Harnden et al. 2001, Damiani et al. 2003, Pillitteri et al. 2004, Damiani et al. 2004, Getman et al. 2005) o presentati a congressi internazionali (Sciortino et al. 2001b, Damiani et al. 2002, Flaccomio et al. 2004, Damiani et al. 2004).

Il gruppo di Palermo sin dal 2001 ha messo a disposizione della intera comunita` internazionale una versione pubblica (V1.0) del proprio algoritmo di rivelazione PWDetect per Chandra. Tale algoritmo e` disponibile attraverso all'indirizzo: http://cerere.astropa.unipa.it/progetti_ricerca/PWDetect.html oltre che essere pubblicizzata attraverso il sito WEB del Chandra X-ray Center (CXC) alla pagina
http://asc.harvard.edu/cont-soft/soft-exchange.html.

Il software PWDetect per Chandra ha subito nell'ultimo anno alcuni miglioramenti, soprattutto per ciò che riguarda la sua capacità di discriminare coppie di sorgenti molto vicine, e nel calcolo accurato dei flussi delle sorgenti rivelate. Nel far ciò, si è tenuto conto della variazione della PSF nel campo di vista, sia in direzione radiale che azimutale, e separamente per HRC-I, ACIS-I e ACIS-S. Nel caso di sorgenti molto brillanti (p.es. rivelate con 1 milione di fotoni) sono state modellate le ``ali'' della PSF in PWDetect, per evitare la rivelazione di decine di sorgenti spurie dovute a questa apparente emissione diffusa. Sempre nel caso di sorgenti brillanti, sono stati modellati e corretti i cosiddetti ``out of time events'' (fotoni registrati dal rivelatore durante la fase di lettura), che possono dare luogo anche a centinaia di rivelazioni spurie. Inoltre, PWDetect è stato adattato per potere analizzare dati Chandra contenenti molti milioni di fotoni X senza perdere in efficienza. Tutti questi miglioramenti hanno permesso di applicare PWDetect ai dati della survey ultra-profonda della Nebulosa di Orione (850 ksec), raccolti nel gennaio 2003 (Getman et al., 2005). Nell'analisi di questi dati è stata sfruttata la capacità di PWDetect di calcolare limiti superiori al flusso di sorgenti non rivelate, ponendo particolare attenzione al caso di oggetti non rivelati vicini a sorgenti rivelate, in presenza di PSF fortemente asimmetrica, un caso nel quale il calcolo di questi limiti superiori può essere spesso falsato.

Come parte di questa attivita` il gruppo ha inoltre sviluppato versioni specializzate del codice per poter analizzare congiuntamente immagini quasi-copuntate della stessa regione di cielo, anche se ottenute con differenti rivelatori e differenti angoli di rotazione delle immagini. In tal modo e` possibile riuscire a raggiungere nella parte comune delle immagini una sensibilita` limite significativamente maggiore di quella ottenibile perfino con la piu` profonda delle singoli immagini. Un esempio di questa metodologia e` illustrato in Fig. 78 per il caso di 5 distinte osservazioni (3 HRC-I e 2 ACIS-I) dell'ammasso stellare giovane NGC 2516 (Damiani et al., 2003).

Figura 78: L'immagine somma della regione centrata sull'ammasso aperto NGC2516. L'immagine e` ottenuta sommando 3 osservazioni HRC-I e 2 osservazioni ACIS-I (che occupano solo la parte centrale del campo di vista). In tal modo la sensibilita` limite raggiunta cresce di un fattore all'incirca di 1.5 (tratta da Damiani et al. 2001).

L'analogo algoritmo di rivelazione (PWXDetect) per i dati di XMM-Newton è stato anch'esso completato. Anche in questo caso si è tenuto conto più accuratamente possibile delle informazioni disponibili sulle PSF dei tre rivelatori ad immagine di EPIC (pn, MOS1 e MOS2) nel ricostruire i flussi delle sorgenti. Dato che di regola i dati EPIC consistono di tre immagini copuntate e simultanee ottenute con i tre rivelatori, è stata posta particolare attenzione nello sviluppo di PWXDetect nel caso specifico dei dati combinati, ed in particolare nella scelta dei relativi ``pesi'' sia nel calcolo della PSF, sia del valore del fondo e del flusso della sorgenti (i tre rivelatori hanno infatti aree efficaci differenti tra loro). L'algoritmo PWXDetect è stato testato, oltre che all'Osservatorio di Palermo, anche presso altri gruppi in Italia (Osservatorio Astronomico di Roma). Esso è stato recentemente impiegato in grossi progetti di analisi di dati stellari, come la survey XEST della regione di formazione stellare del Toro-Auriga (Güdel et al. 2006), o l'osservazione profonda della nube di $\rho$ Oph (Sciortino et al. 2006).