Meccanismi di produzione di energia in astrofisica

Prima di fornire una formulazione esaustiva dell'onda d'urto, è d'uopo definire il gas come oggetto fisico e le sue principali caratteristiche. Quanto si farà nei paragrafi seguenti quindi, sarà tentare di formalizzare il sistema gassoso dal punto di vista fisico e matematico. Sarà necessario introdurre un modello del sistema (par. 1.1) che ci permetta di lavorare a livello statistico sull'insieme di particelle che lo compongono per caratterizzare le funzioni termodinamiche classiche come medie temporali. Tramite queste considerazioni si stabilirà quali sono le quantità che si conservano nel moto di un fluido e si vedrà che tali leggi di conservazione formano un sistema di 5 equazioni differenziali parziali in 6 incognite. Tramite la linearizzazione di questo sistema si individueranno delle soluzioni chiamate onde sonore che danno un'indicazione sul modo in cui si propagano delle perturbazioni all'interno di un fluido; in particolar modo saranno utili per la determinazione del numero di Mach che rende possibile la distinzione tra due regimi: subsonico e supersonico (par. 1.2). Sarà possibile, a questo punto, indagare il fenomeno dell'onda d'urto (par. 2.1) e, nel dettaglio, due casi particolarmente utili in contesto astrofisico quali: l'onda d'urto per un gas politropico (par. 2.2), un'onda d'urto sferica che avanza verso il suo centro (2.2). Lo scopo di questa trattazione è indagare, o se non altro tentare, quanto avviene in un'esplosione di Supernova (par. 3). Relativamente a questo fenomeno, ne viene data una classificazione sommaria (par. 3.1), mentre particolare attenzione sarà rivolta alle Supernovae di tipo Ia (par. 3.2) che grazie alla loro luminosità standard costituiscono un punto di riferimento nell'Universo visibile.

Corso-laboratorio pls "l'esperimento piu bello": Analisi di un'esperienza di insegnamento/apprendimento della fisica quantistica

In questo elaborato sono stati analizzati i dati raccolti nel Corso-Laboratorio “L’esperimento più bello”, realizzato nel periodo marzo-aprile 2013 nell'ambito delle attività del Piano Lauree Scientifiche del Dipartimento di Fisica e Astronomia di Bologna. Il Corso, frequentato da studenti volontari del quinto anno di Liceo Scientifico, era finalizzato ad introdurre concetti di Fisica Quantistica seguendo, come filo conduttore, l’esperimento di interferenza con elettroni singoli e le sue varianti. I principali dati considerati e analizzati riguardano le risposte degli studenti a questionari proposti a fine Corso per avere un riscontro sul tipo di coinvolgimento e sul livello di comprensione raggiunto. L’analisi è stata condotta con l’obiettivo specifico di valutare come gli studenti si siano posti di fronte ad alcuni approfondimenti formali sviluppati per interpretare gli esperimenti e come abbiano colto i concetti trattati, ritenuti necessari per entrare nel “nuovo modo di vedere il mondo della quantistica”: il concetto di stato, sovrapposizione, ampiezza di probabilità, entanglement.

Dinamica delle galassie a spirale e delle galassie ellittiche

La tesi si propone di dare una caratterizzazione generale sulla dinamica delle galassie, in particolare, il caso ellittico e a spirale. Nel primo capitolo, sono state esposte le scale delle grandezze fisiche che caratterizzano e definiscono una galassia e gli aspetti osservativi che hanno portato a distinguerne poche grossolane categorie in base a proprietà visive, mostrando importanti correlazioni con proprietà morfologiche e strutturali. Nel secondo capitolo, corpo principale dell'elaborato, vengono motivate le principali ipotesi che permettono di trattare una generica galassia, assunta composta da un numero N di stelle come un non collisionale, portando vantaggi di semplificazione del problema: si parte dall'ipotesi di approssimazione delle stelle come punti materiali, fino a trascurare la granularità del sistema, entro un tempo scala detto tempo di rilassamento. Segue una trattazione di estrapolazione di informazioni dalle equazioni che descrivono il moto e una breve esposizione della principale distinzione tra un fluido ordinario e un fluido non collisionale, derivante dalla stessa ipotesi di sistema non collisionale. Il terzo capitolo si propone di dare alcune applicazioni, alle galassie ellittiche e spirali, dei risultati teorici trattati nel capitolo precedente, con brevi riscontri nell'ambito osservativo. Nel caso delle galassie a spirale si accenna alla principale motivazione che ha portato all'ipotesi dell'esistenza della materia oscura e vengono illustrati qualitativamente, i modelli più semplici di descrizione della dinamica dei bracci.

Studio delle proprieta ottiche di film di silicon oxynitrides (sion) per applicazioni fotovoltaiche

Nelle celle solari HIT (Heterojunction Intrinsic Thin layer) attualmente in circolazione il materiale maggiormente utilizzato è sicuramente il silicio, per la sua buona caratteristica di assorbimento e disponibilità in natura. Tuttavia, la struttura amorfa del silicio impiegato come emettitore, limita fortemente la conducibilità e aumenta gli effetti di degradazione legati all'esposizione alla luce. In quest'ottica, nel presente lavoro di tesi, vengono analizzati sottili layers di Silicon Oxynitride ossigenato, depositati in forma nanocristallina presso l'Università di Costanza su substrati in vetro, tramite PECVD (Plasma-Enhanced Chemical Vapor Deposition). Il materiale, che non presenta i difetti intrinseci della forma amorfa, è dal punto di vista delle proprietà fisiche fondamentali ancora poco conosciuto e rappresenta una possibile alternativa agli analoghi campioni in forma amorfa. Le misure e le analisi presentate in questa tesi, svolte presso il Dipartimento di Fisica e Astronomia di Bologna, sono finalizzate ad indagare le principali proprietà ottiche, quali l'energy gap e l'indice di rifrazione dei layers. I risultati ottenuti, espressi in funzione dei parametri di deposizione, mostrano che un aumento della concentrazione di ossigeno in fase di deposito implica un aumento lineare dell'ampiezza dell'energy gap e un calo dell'indice di rifrazione. Anche altri parametri come la potenza di deposito e il tempo di annealing sembrano giocare un ruolo importante sul valore dell'energy gap. I risultati appaiono inoltre essere in buon accordo con quanto ottenuto da studi precedenti su layers simili ma con una maggiore fase amorfa. In conclusione, la possibilità di regolare il valore dell'energy gap e l'indice di rifrazione in base ai parametri di deposizione, unita alle buone prerogative tipiche dei materiali cristallini, conferisce al materiale buone prospettive per applicazioni fotovoltaiche come emettitori in celle ad eterogiunzione o rivestimenti con proprietà antiriflettenti

Development and testing of the atlas ibl rod pre production boards

Il lavoro di questa tesi riguarda principalmente la progettazione, simulazione e test di laboratorio di tre versioni successive di schede VME, chiamate Read Out Driver (ROD), che sono state fabbricate per l'upgrade del 2014 dell'esperimento ATLAS Insertable B-Layer (IBL) al CERN. IBL è un nuovo layer che diverrà parte del Pixel Detector di ATLAS. Questa tesi si compone di una panoramica descrittiva dell'esperimento ATLAS in generale per poi concentrarsi sulla descrizione del layer specifico IBL. Inoltre tratta in dettaglio aspetti fisici e tecnici: specifiche di progetto, percorso realizzativo delle schede e test conseguenti. Le schede sono state dapprima prodotte in due prototipi per testare le prestazioni del sistema. Queste sono state fabbricate al fine di valutare le caratteristiche e prestazioni complessive del sistema di readout. Un secondo lotto di produzione, composto di cinque schede, è stato orientato alla correzione fine delle criticità emerse dai test del primo lotto. Un'indagine fine e approfondita del sistema ha messo a punto le schede per la fabbricazione di un terzo lotto di altre cinque schede. Attualmente la produzione è finita e complessivamente sono state realizzate 20 schede definitive che sono in fase di test. La produzione sarà validata prossimamente e le 20 schede verranno consegnate al CERN per essere inserite nel sistema di acquisizione dati del rivelatore. Al momento, il Dipartimento di Fisica ed Astronomia dell'Università di Bologna è coinvolto in un esperimento a pixel solamente attravers IBL descritto in questa tesi. In conclusione, il lavoro di tesi è stato prevalentemente focalizzato sui test delle schede e sul progetto del firmware necessario per la calibrazione e per la presa dati del rivelatore.

Il diagramma h-r

Il diagramma H-R: - la definizione e la costruzione del diagramma H-R; - le classi principali di stelle nel diagramma H-R; - massa e raggio delle stelle nel diagramma H-R; - diagramma H-R ed evoluzione stellare; - il diagramma osservativo (magnitudine-colore); - diagramma CM di ammassi stellari; - le sequenze evolutive nel diagramma CM; - le reazioni termonucleari connesse a ciascuna fase evolutiva.

Supernovae di tipo Ia: Sistemi progenitori e modelli di esplosione

Il lavoro di tesi esamina i plausibili sistemi progenitori per le supernovae di tipo di Ia e analizza i principali modelli di esplosione studiati ed implementati dai gruppi di ricerca per le SNe Ia.

Equazioni di stato della materia in astrofisica

Una stella non è un sistema in "vero" equilibrio termodinamico: perde costantemente energia, non ha una composizione chimica costante nel tempo e non ha nemmeno una temperatura uniforme. Ma, in realtà, i processi atomici e sub-atomici avvengono in tempi così brevi, rispetto ai tempi caratteristici dell'evoluzione stellare, da potersi considerare sempre in equilibrio. Le reazioni termonucleari, invece, avvengono su tempi scala molto lunghi, confrontabili persino con i tempi di evoluzione stellare. Inoltre il gradiente di temperatura è dell'ordine di 1e-4 K/cm e il libero cammino medio di un fotone è circa di 1 cm, il che ci permette di assumere che ogni strato della stella sia uno strato adiabatico a temperatura uniforme. Di conseguenza lo stato della materia negli interni stellari è in una condizione di ``quasi'' equilibrio termodinamico, cosa che ci permette di descrivere la materia attraverso le leggi della Meccanica Statistica. In particolare lo stato dei fotoni è descritto dalla Statistica di Bose-Einstein, la quale conduce alla Legge di Planck; lo stato del gas di ioni ed elettroni non degeneri è descritto dalla Statistica di Maxwell-Boltzmann; e, nel caso di degenerazione, lo stato degli elettroni è descritto dalla Statistica di Fermi-Dirac. Nella forma più generale, l'equazione di stato dipende dalla somma dei contributi appena citati (radiazione, gas e degenerazione). Vedremo prima questi contributi singolarmente, e dopo li confronteremo tra loro, ottenendo delle relazioni che permettono di determinare quale legge descrive lo stato fisico di un plasma stellare, semplicemente conoscendone temperatura e densità. Rappresentando queste condizioni su un piano $\log \rho \-- \log T$ possiamo descrivere lo stato del nucleo stellare come un punto, e vedere in che stato è la materia al suo interno, a seconda della zona del piano in cui ricade. È anche possibile seguire tutta l'evoluzione della stella tracciando una linea che mostra come cambia lo stato della materia nucleare nelle diverse fasi evolutive. Infine vedremo come leggi quantistiche che operano su scala atomica e sub-atomica siano in grado di influenzare l'evoluzione di sistemi enormi come quelli stellari: infatti la degenerazione elettronica conduce ad una massa limite per oggetti completamente degeneri (in particolare per le nane bianche) detta Massa di Chandrasekhar.

Classificazione delle galassie: Caratteristiche morfologiche, fotometriche e cinematiche

In questa tesi si cercherà di passare in rassegna le caratteristiche fondamentali dei principali tipi galattici. Dopo un breve ex-cursus storico, si passerà al primo capitolo, nel quale si osserverà come le prime catalogazioni si siano basate sulla morfologia di questi oggetti. Si cercherà quindi di mostrare come molte grandezze fisiche siano strettamente legate all’aspetto che questi oggetti celesti mostrano. Nel secondo capitolo verranno trattate le principali caratteristiche fotometriche: si mostreranno isofote di galassie ellittiche, si accennerà al fenomeno dell’isophotal twist, si introdurranno diversi profili di brillanza, sia per galassie ellittiche che per galassie a spirale. Nel terzo ed ultimo capitolo si tratteranno le caratteristiche cinematiche dei due principali tipi galattici. Riusciremo, a questo punto, a trovare una relazione tra l’isophotal twist e le caratteristiche cinematiche delle galassie ellittiche. Dopo aver introdotto il concetto di dispersione di velocità, sarà possibile introdurre brevemente il piano fondamentale, importante relazione tra le caratteristiche principali delle galassie ellittiche. Si discuterà infine della particolare curva di rotazione delle galassie a spirale, la cui velocità si mantiene costante ben oltre i limiti di quanto si possa stimare osservando la materia visibile; questa peculiarità delle galassie a spirale ha portato direttamente all’idea che possa esserci della materia oscura in grado di esercitare una attrazione gravitazionale sulla materia ordinaria.

Struttura e cinematica della Via Lattea

La Via Lattea è la galassia che, tra le altre cose, ospita il sistema in cui viviamo: il Sistema Solare. In questo elaborato, dopo una breve panoramica sui vari tipi di galassie, verranno descritte tutte le componenti che ne determinano la morfologia e verranno riportati alcuni di quei fenomeni fisici che ne determinano la cinematica. Si accennerà, inoltre, ad una missione spaziale che, nei prossimi anni, fornirà informazioni che saranno di fondamentale importanza ai fini di ampliare le conoscenze sulla nostra galassia "madre".

Effetto doppler e applicazioni astrofisiche

In questo elaborato si analizza l'Effetto Doppler e le sue applicazioni in astronomia.

Determinazione della massa in astrofisica

Analisi della Massa come grandezza fisica. Accenni ai metodi utilizzati in Astrofisica per la sua misurazione; massa di Jeans; Materia Oscura; limite di Chandrasekhar; diagramma H-R; sistemi doppi; trasferimento di massa e Funzione di massa.

Caratteristiche principali dell'emissione di galassie a spirale

Una breve trattazione dei principali meccanismi di emissione delle galassie a spirale nelle varie bande dello spettro elettromagnetico

Telescopi ottici, radio, X: principi e differenze

Per telescopio intendiamo qualsiasi strumento finalizzato alla misura della radiazione proveniente dallo spazio. Tipicamente questo nome viene riservato agli strumenti ottici; tuttavia è utile utilizzare un singolo nome per caratterizzare tutta la classe di strumenti per le osservazioni astronomiche. Un telescopio è uno strumento capace di raccogliere radiazione da una grande superficie, concentrandola in un punto. La luce viene in genere raccolta da uno specchio o antenna, quindi elaborata da vari strumenti, come per esempio un filtro o uno spettrografo, e infine indirizzata ad un rivelatore, che può essere l'occhio umano, una lastra fotografica, un CCD, un rivelatore radio, una camera a scintille etc.

Dinamica dei fluidi

Questo elaborato si propone di dare una panoramica generale delle basi della Dinamica dei Fluidi e della sua importanza nel contesto astrofisico; è strutturato in modo da fornire le nozioni fondamentali necessarie in tali campi e le essenziali informazioni sul formalismo correntemente utilizzato, per poi concludere con l'analisi del fenomeno dell'instabilità di Jeans.