Emissione di sincrotrone e applicazioni astrofisiche

Il processo di radiazione di sincrotrone, così come il Bremsstrahlung, l'Inverse Compton e la Radiazione da Corpo Nero, è uno dei principali elementi che caratterizzano l'astrofisica osservativa, specialmente la Radioastronomia. Lo studio di questa attività risulta essere estremamente interessante poichè si possono avere molte informazioni relative al campo magnetico della sorgente che ha generato l'impulso del sincrotrone stesso.

Emissione di Bremsstrahlung e applicazioni astrofisiche.

In ambiente astrofsico i principali meccanismi di produzione di energia sono associati a cariche elettriche in moto non uniforme. In generale è noto che cariche libere emettono radiazione elettromagnetica solamente se accelerate:una carica stazionaria ha campo elettrico costante e campo magnetico nullo, quindi non irradia, e lo stesso si ha per una carica in moto uniforme (difatti basta porsi nel sistema di riferimento solidale ad essa perchè si ricada nel caso precedente). In questo contesto si inserisce la radiazione di Bremsstrahlung, caratteristica dei plasmi astrofsici molto caldi e dovuta all'interazione coulombiana tra gli ioni e gli elettroni liberi del gas ionizzato. Data la piccola massa dell'elettrone, durante l'interazione lo ione non viene accelerato in maniera apprezzabile, quindi è possibile trattare il problema come quello di cariche elettriche negative decelerate dal campo coulombiano stazionario di un mare di cariche positive. Non a caso in tedesco la parola Bremsstrahlung signifca radiazione di frenamento". L'emissione di Bremsstrahlung è detta anche free-free emission poichè l'elettrone perde energia passando da uno stato non legato a un altro stato non legato. Questo processo di radiazione avviene nel continuo, su un intervallo di frequenze che va dal radio ai raggi gamma. In astrofsica è il principale meccanismo di raffreddamento per i plasmi a temperature elevate: si osserva nelle regioni HII, sottoforma di emissione radio, ma anche nelle galactic hot-coronae, nelle stelle binarie X, nei dischi di accrescimento intorno alle stelle evolute e ai buchi neri, nel gas intergalattico degli ammassi di galassie e nelle atmosfere di gas caldo in cui sono immerse le galassie ellittiche, perlopiù sottoforma di emissione X. La trattazione del fenomeno sarà estesa anche al caso relativistico che, per esempio, trova applicazione nell'emissione dei ares solari e della componente elettronica dei raggi cosmici. Infine la radiazione di Bremsstrahlung, oltre a permettere, solamente mediante misure spettroscopiche, di ricavare la temperatura e la misura di emissione di una nube di plasma, consente di effettuare una vera e propria "mappatura" del campo gravitazionale dei sistemi che hanno gas caldo.

Main characteristics of the emission from elliptical galaxies

Elliptical galaxies are one of the most characteristic objects we can find in the sky. In order to unveil their properties, such as their structure or chemical composition, one must study their spectral emission. In fact they seem to behave rather differently when observed with different eyes. This is because their light is mainly brought by two different components: optical radiation arises from its stars, while the X emission is primarly due to a halo of extremely hot gas in which ellipticals seem to be embedded. After a brief classification, the two main processes linked to these phenomena will be described, together with the informations we can collect thanks to them. Eventually, we will take a quick look at the other regions of the electromagnetic spectrum.

Emissione di Corpo Nero e applicazioni astrofisiche

Vengono qui riportate le leggi che descrivono lo spettro della radiazione di Corpo Nero

Teorema del viriale e applicazioni astrofisiche

Studio del teorema del viriale e relative applicazioni astrofisiche. In particolare si è studiato un sistema non collisionale formato da un numero grande di particelle. Nelle applicazioni astrofisiche si è considerato come sistema una galassia ellittica.

Meccanismi di produzione dell'energia in astrofisica

Lo scopo di questo elaborato è descrivere alcuni dei meccanismi di produzione dell’energia studiati nel campo astrofisico. Essendo questi piuttosto numerosi, sono stati trascurati i processi ritenuti di sola conversione di energia da una forma ad un’altra, come, per esempio,l’emissione da parte di una particella accelerata. In questo modo si è potuto dedicare più spazio ad altri fenomeni, molto comuni ed efficienti, che saranno qui anticipatamente elencati. Nel Capitolo 1 vengono descritti i processi di fusione nucleare che alimentano le stelle; per ognuno sono state riportate la quantità di energia prodotta e i tempi scala. Si è scelto inoltre di dare maggiore importanza a quei fenomeni che caratterizzano le fasi principali dell’evoluzione stellare, essendo questi anche i più efficienti, mentre le reazioni secondarie sono state solamente accennate. Nella Sezione 1.4 vengono descritti i meccanismi alla base dell’esplosione di supernova, essendo un’importante fase evolutiva nella quale la quantità di energia in gioco è considerevole. Come conclusione dell’argomento vengono riportare le equazioni che descrivono la produzione energetica nei processi di fusione descritti precedentemente. Nella seconda parte dell’elaborato, viene descritto il fenomeno dell’accrescimento gravitazionale utilizzando come oggetto compatto di riferimento un buco nero. Si è scelto di porre l’accento sull’efficienza della produzione energetica e sul limite di luminosità di Eddington.

Scala delle distanze in astrofisica

La misura delle distanze in astrofisica non è affatto semplice, ma è molto importante per capire le dimensioni dell'Universo e le caratteristiche dei corpi celesti. Inoltre per descrivere le enormi distanze astronomiche sono state introdotte delle apposite unità di misura, quali l'Unità Astronomica, l'anno luce e il parsec. Esistono vari modi per calcolare le distanze: i metodi geometrici, basati sulla parallasse; gli indicatori primari, utilizzano le cosiddette candele standard, cioè oggetti di cui è nota la magnitudine assoluta, per calcolare le distanze di galassie vicine, e sono calibrati sulle misure dei metodi geometrici; gli indicatori secondari, utilizzano gli indicatori primari come calibri per poter calcolare le distanze di galassie ed ammassi di galassie lontani. Quindi le distanze si calcolano attraverso una serie di passaggi successivi, creando così una vera e propria scala, in cui ogni gradino corrisponde ad un metodo che viene calibrato sul precedente. Con i metodi geometrici da Terra sono state misurate distanze fino a poche centinaia di parsec, con il satellite Ipparcos si è arrivati ai Kiloparsec e col satellite Gaia saranno note le distanze di tutte le stelle della galassia. Con gli indicatori primari è stato possibile calcolare le distanze delle galassie vicine e con quelli secondari le distanze di galassie ed ammassi lontani, potendo così stimare con la Legge di Hubble le dimensioni dell'Universo. In questo elaborato verranno analizzati diversi metodi: i vari tipi di parallasse (quella annua e di ammasso in particolare), il fit di sequenza principale per gli ammassi stellari, le stelle variabili (Cefeidi classiche, W Virginis, RR Lyrae), le Supernovae di tipo Ia, la relazione di Tully-Fisher, il Piano Fondamentale e la Legge di Hubble.

Cenni al modello del Big Bang, inflazione e materia oscura

La cosmologia ha come scopo lo studio di origine ed evoluzione dell’Universo, per averne una comprensione generale attraverso le leggi fisiche conosciute. Il modello del Big Bang, di cui si dà la descrizione teorica nel capitolo 1, è una delle formulazioni più recenti di teoria che mira a spiegare l’inizio e la successiva evoluzione dell’Universo, fino ad avanzare anche ipotesi sul suo destino futuro; è inoltre il modello generalmente accettato dalla comunità scientifica in quanto, di tutti i modelli proposti nel corso degli anni, è quello con più riscontri sperimentali e che meglio si trova in accordo con le osservazioni. I principali successi del modello vengono trattati nel capitolo 2. In particolare: si tratterà di redshift e legge di Hubble, collegati all’espansione dell’Universo, importante prova dell’attendibilità del modello del Big Bang; della radiazione cosmica di fondo, scoperta negli anni ’60 quasi per caso e poi ricondotta a ipotesi teoriche già avanzate anni prima nelle prime formulazioni del modello; della nucleosintesi primordiale, che spiega l’abbondanza attuale dei principali costituenti dell’Universo, H ed He, cosa che altrimenti non sarebbe spiegabile se si considerasse soltanto la formazione di tali elementi nelle stelle. Ovviamente anche questo modello, come si vede nel capitolo 3, non manca di problemi, a cui si è trovata una risoluzione parziale o comunque non definitiva; in questa sede tuttavia, per ragioni di spazio, tali problemi e la loro soluzione verranno soltanto accennati. Si accennerà al problema dell’Universo piatto e al problema dell’orizzonte, e a come essi possano essere spiegati introducendo il concetto di inflazione. Infine, nel capitolo 4, si accenna anche alla materia oscura, soprattutto per quanto riguarda le evidenze sperimentali che ne hanno permesso la scoperta e le prove successive che ne confermano l’esistenza. Tuttora ne ignoriamo natura e composizione, visto che a differenza della materia ordinaria non emette radiazione elettromagnetica, ma i suoi effetti gravitazionali sono evidenti ed è estremamente difficile che la sua esistenza possa essere messa in discussione.

Emissione di sincrotrone a applicazioni astrofisiche

Emissione di sincrotrone e applicazioni astrofisiche

Dinamica dei due e/o pochi corpi: Sistema Solare,Sistemi Binari

In questo elaborato si trattano le soluzioni possibili del Problema dei Tre Corpi nell'ambito della Meccanica Celeste. Nella prima parte viene proposta una trattazione matematica del problema legata alla Meccanica Analitica; nella seconda parte si confrontano i risultati trovati con esempi reali presenti nel Sistema Solare.

Ricerca di esopianeti e scoperta del transito di hd17156b

In questo lavoro si affronta il tema della rilevazione fotometrica di esopianeti in transito attraverso la tecnica della fotometria differenziale e l'impiego di piccoli telescopi commerciali. Dopo un'introduzione sull'attuale stato della popolazione di esopianeti, verranno analizzati i sistemi extrasolari transitanti, da cui è possibile ricavare grandezze orbitali e fisiche che nessun altro metodo, attualmente, è in grado di garantire. Nella seconda parte verranno affrontate le problematiche relative alla rilevazione fotometrica dei transiti, sviluppando una tecnica di acquisizione e riduzione dei dati semplice, veloce e che possa allo stesso tempo garantire la precisione richiesta, di almeno 0.002 magnitudini. Questa verrà messa alla prova su due esopianeti che soddisfano le richieste di precisione sviluppate nel testo. Verrà dimostrato che con uno strumento da 0.25 m e una camera CCD commerciale, da cieli affetti da moderato inquinamento luminoso, è possibile ottenere curve di luce con una precisione dell'ordine di 0.001 magnitudini per astri con magnitudini comprese tra 8 e 13, comparabili con le accuratezze di strumenti di taglia professionale. Tale precisione è sufficiente per rilevare pianeti gioviani caldi e persino pianeti terrestri in transito attorno a stelle di classe M e dare un aiuto importante alla ricerca di punta. Questo verrà dimostrato presentando la sessione fotometrica con cui è stato scoperto il transito dell'esopianeta HD17156 b, il primo rilevato da strumentazione amatoriale. Con tecniche di ripresa simultanea attraverso setup identici è possibile aumentare la precisione di un fattore √N, dove N è il numero di telescopi impiegati in una sessione fotometrica, supposti raggiungere la stessa precisione. Tre strumenti come quello utilizzato nelle sessioni presentate nel testo sono sufficienti per garantire un campionamento temporale di almeno 0.13 dati/minuto e una precisione di 0.0006 magnitudini, ovvero di 500 ppm, non molto distante dal limite di 200 ppm attualmente raggiunto dai più grandi telescopi terrestri.

L'atomo di idrogeno: Righe, serie e sua importanza in astrofisica.

L’idrogeno è l’elemento chimico più semplice, leggero e abbondante nell’universo. L’atomo è composto da un nucleo, nella maggior parte dei casi formato da un unico protone o al più da un protone e un neutrone (che formano l’isotopo meno stabile detto deuterio), e da un elettrone che orbita attorno al nucleo. Per tale motivo viene classificato come il primo elemento della tavola periodica, con simbolo H e con numero atomico pari ad 1 (Z = 1) e stesso numero di massa (o numero di massa pari a 2 per il deuterio A = 2). Dal punto di vista isotopico l’idrogeno è composto per il 99.985% da prozio (idrogeno con A=1) e per il 0,015% da deuterio (A=2). Tutti gli altri isotopi sono instabili e meno abbondanti in natura. Data la sua semplicità l’idrogeno è il primo elemento formatosi dopo il Big Bang e da ciò ne deriva la sua abbondanza nell’universo e dunque la sua importanza in astrofisica.

Caratteristiche principali dell'emissione di galassie a spirale

Lo spazio fra le stelle nelle galassie non è vuoto, ma è composto da gas rarefatto, particelle di polvere, un campo magnetico, elettroni, protoni e altri nuclei atomici relativistici; spesso questi elementi possono essere considerati come un’unica entità di- namica: il mezzo interstellare o più semplicemente ISM. Nel primo capitolo vedremo come il mezzo si distribuisce generalmente all’interno delle galassie a spirale, in fasce di temperatura sempre minore man mano che ci si allontana dal centro (HIM, WIM, WNM, CNM). La conoscenza della distribuzione del mezzo è utile per poter comprendere maggiormente i processi di emissione e le varie zone in cui questi avvengono in una tipica galassia a spirale, che è lo scopo di questa tesi. L’ISM infatti entra in gioco in quasi tutti i processi emissivi, in tutte le bande di emis- sione dello spettro elettromagnetico che andremo ad analizzare. Il nostro modo di vedere le galassie dell’universo è molto cambiato infatti nel corso dell’ultimo secolo: l’utilizzo di nuovi telescopi ci ha permesso di andare ad osservare le galassie anche in bande dello spettro diverse da quella visibile, in modo da raccogliere informazioni impossibili da ottenere con la sola banda ottica. Nel secondo capitolo andremo ad analizzare cinque bande di emissione (banda X, ot- tica, radio, gamma e infrarossa) e vedremo come appaiono tipicamente le galassie a spirale a lunghezze d’onda differenti, quali sono i processi in gioco e come il mezzo interstellare sia fondamentale in quasi ogni tipo di processo. A temperature elevate, esso è responsabile dell’emissione X della galassia, mentre re- gioni più fredde, formate da idrogeno ionizzato, sono responsabili delle righe di emis- sione presenti nello spettro ottico. Il campo magnetico, tramite le sue interazioni con elettroni relativistici è la principale fonte dell’emissione radio nel continuo di una galas- sia a spirale, mentre quella in riga è dovuta a idrogeno atomico o a gas freddo. Vedremo infine come raggi cosmici e polvere, che fanno sempre parte del mezzo inter- stellare, siano rispettivamente la causa principale dell’emissione gamma e infrarossa.

Effetto doppler e applicazioni astrofisiche

Descrizione dal punto di vista fisico e astronomico dell'effetto Doppler con particolare attenzione all'utilizzo astrofisico

Emissione di corpo nero e applicazioni astrofisiche

“Per me la Fisica costituisce un sistema perfettamente armonioso ed essenzialmente completo. All’orizzonte scorgo solamente due piccole nubi oscure: il risultato negativo dell’esperienza di Michelson e Morley e l’insufficienza della legge di Rayleigh e Jeans se applicata alle frequenze dell’ultravioletto” Con questa frase William Thomson Kelvin delineava, sul finire dell’800, i tratti di una Fisica fondata su solide basi che consentisse di spiegare i fenomeni di natura meccanica per mezzo delle Leggi della Dinamica di Newton e descrivesse le proprietà del campo elettromagnetico grazie alle Equazioni di Maxwell. Tuttavia, come riferisce lo stesso Lord Kelvin, rimaneva qualcosa di inspiegato: i due risultati mancanti sino ad allora diedero origine ad una vera e propria rivoluzione nel campo della Fisica. Grazie all’esperienza di Michelson e Morley, in disaccordo con quanto previsto dalla Meccanica Classica, Albert Einstein nel 1905 fu in grado di estendere i risultati della Relatività Galileiana ad eventi che coinvolgono velocità prossime a quella della luce; dall’altro lato, Max Planck nel 1900 pose le basi della Meccanica Quantistica, ipotizzando la quantizzazione dell’Energia, studiando la radiazione di Corpo Nero. Definendo il Corpo Nero come un oggetto ideale la cui superficie è in grado di assorbire qualsiasi radiazione elettromagnetica incidente su di esso, in questo compendio saranno esposti il processo che ha indotto lo scienziato tedesco Gustav Robert Kirchhoff all’idealizzazione di tale concetto, la soluzione della quantizzazione di Planck per ovviare al fenomeno della Catastrofe Ultravioletta derivante dall’approccio di Rayleigh e Jeans e la determinazione dello Spettro di Corpo Nero con le relative proprietà, Leggi empiriche che ne regolano l’andamento. Verranno inoltre presentati alcuni esempi astrofisici reali le cui emissioni rispecchiano l’andamento del Corpo Nero e se ne discuteranno le relative caratteristiche che li discostano dall’oggetto teorico.