Analisi di radiosorgenti diffuse presenti in ammassi di galassie attraverso lo studio di emissioni non termiche

In questo lavoro di tesi verrà affrontato uno studio sugli ammassi di galassie che costituiscono le strutture virializzate più grandi dell’Universo. L’analisi delle emissioni provenienti dall’ICM (Intracluster Medium) consente di ottenere informazioni su alcuni dei processi che caratterizzano la dinamica degli ammassi di galassie, come merger e cooling flow, e in particolare di testare le attuali ipotesi sulla formazione ed evoluzione degli ammassi. Le radiazioni provenienti dal gas extragalattico possono essere sia di tipo termico che non termico: le prime causate dal meccanismo di Bremsstrahlung termica e appartenenti alla banda X, le seconde invece dovute prevalentemente dall’emissione di Sincrotrone in banda Radio. Durante lo studio degli ammassi di galassie verranno approfondite le principali radiosorgenti diffuse: Aloni, mini-Aloni e Relitti, focalizzando lo studio su questi ultimi e analizzando un campione di dati ad essi relativi, con lo scopo di trovare un’eventuale correlazione tra alcune delle loro proprietà. La ricerca sugli ammassi di galassie risulta importante in quanto, trattandosi delle più grandi strutture dell’Universo che abbiano raggiunto l’equilibrio viriale, il loro studio risulta un valido strumento per la verifica dell’attuale Modello Cosmologico.

Costruzione di un filtro ottimale per la ricerca di ammassi di galassie in survey fotometriche

Gli ammassi di galassie sono le strutture più grandi che possiamo osservare nell’Universo. La loro formazione deriva direttamente dalla crescita delle perturbazioni primordiali di densità e dal loro conseguente collasso gravitazionale indotto appunto dalla gravità. Gli ammassi di galassie sono molto importanti in Astrofisica in quanto possono essere considerati come dei laboratori per lo studio di molti aspetti fisici legati al gas, all’ICM e all’evoluzione delle galassie. Lo studio degli ammassi di galassie è molto importante anche per la Cosmologia in quanto è possibile effettuare delle stime sui parametri cosmologici ed ottenere dei vincoli sulla geometria dell’Universo andando a valutare la loro massa e la loro distribuzione nell’Universo. Diventa quindi fondamentale l’utilizzo di algoritmi che ci permettano di utilizzare i dati ottenuti dalle osservazioni per cercare ed individuare gli ammassi di galassie in modo tale da definire meglio la loro distribuzione nell’Universo. Le più recenti survey di galassie ci forniscono molteplici informazioni a riguardo delle galassie, come ad esempio la loro magnitudine in varie bande osservative, il loro colore, la loro velocità ecc. In questo lavoro abbiamo voluto testare la performance di un algoritmo Optimal Filtering nella ricerca degli ammassi di galassie utilizzando prima solo l’informazione della magnitudine delle galassie e successivamente anche l’informazione sul loro colore. Quello che abbiamo voluto fare, quindi, è stato valutare se l’utilizzo combinato della magnitudine delle galassie e del loro colore permette all’algoritmo di individuare più facilmente, e in numero maggiore, gli ammassi di galassie.

Formazione delle galassie

Descrizione delle premesse per i modelli di formazione di galassie e degli stessi

Analytic modelling of the galactic fountain in the Milky Way potential

Le galassie a spirale, come la Via Lattea, sono caratterizzate dalla presenza di gas freddo e formazione stellare e vengono perciò chiamate star-forming. Per creare nuove stelle è necessaria una sufficiente riserva di gas, la cui disponibilità governa l’evoluzione della galassia stessa. Finora, non è stato individuato con certezza un meccanismo che possa alimentare la formazione di nuove stelle nelle galassie star-forming. Una delle possibili sorgenti di tale gas è l’alone galattico caldo (corona galattica) il cui raffreddamento e successivo accrescimento possono essere stimolati dal processo di fontana galattica. L’esplosione di supernovae porta nubi di gas freddo in orbita al di sopra del disco stellare; queste nubi raggiungono altezze dell’ordine del kiloparsec, interagendo con la corona di gas caldo. Il moto delle nubi all’interno di un mezzo meno denso comporta l’instaurarsi dell’instabilità di Kelvin-Helmholtz, che ’strappa’ gas dalle nubi e causa la condensazione di materia coronale. Quest’ultima viene quindi accresciuta e, ricadendo sul disco, trasferisce nuovo materiale alla galassia e ne alimenta la formazione stellare. Lo scopo di questa tesi è derivare un modello analitico di fontana galattica che consenta di ottenere una formulazione analitica per il tempo orbitale, cioè il tempo richiesto alle nubi per ricadere sul disco galattico. Infatti, più u tempo le nubi impiegano per attraversare il materiale coronale caldo e ricadere sul disco, più materiale viene accresciuto durante l’orbita. Conoscendo i tempi orbitali sarebbe possibile calcolare il tasso di accrescimento legato al fenomeno di fontana e studiarne l’andamento con il raggio del disco. Questo modello potrebbe rivelarsi utile per lo studio dell’impatto della fontana nell’evoluzione globale del disco galattico e della chimica dell’intera galassia.

MOND e TeVeS: teorie alternative all'ipotesi di materia oscura

In questa tesi descriviamo due teorie, la MOND e la TeVeS, che si pongono come alternativa all’ipotesi dell’esistenza della materia oscura. Seguendo l’ordine storico degli eventi, nel primo capitolo presentiamo i dati sperimentali e le considerazioni teoriche che hanno convinto gli scienziati del ’900 che la massa osservata nell’Universo sia minore della massa dinamica inferita dalla fisica newtoniana e dalla Relatività Generale. Il primo tentativo di risolvere questo problema è consistito nell’ipotizzare l’esistenza di una materia non ancora osservata, divenuta nota come “materia oscura”. Affrontando le questioni sollevate dalle curve di rotazione delle galassie a spirale, dalla relazione di Tully-Fisher, dalla legge di Freeman e dalle fluttuazioni della radiazione cosmica di fondo, vedremo come questa ipotesi si sia evoluta per tenere conto dei risultati sperimentali, a partire dal modello della sfera isoterma fino al modello ΛCDM, e i problemi che essa non risolve. Nel secondo capitolo descriviamo la MOND, una modifica della dinamica newtoniana nata con l’obiettivo di ridurre la quantità di materia oscura necessaria per descrivere l’Universo. Il problema della massa nascosta può, infatti, essere dovuto a un’incompleta comprensione delle leggi della fisica e, confrontando la MOND con i dati sperimentali presentati nel primo capitolo, vedremo come essa riesca a descrivere la dinamica su scale galattiche ed extragalattiche. Concluderemo il capitolo mostrando una densità di lagrangiana capace di riprodurre la formula fenomenologica della MOND. Per affrontare le questioni cosmologiche è necessario disporre di una teoria relativistica che recuperi la MOND nel limite di campo debole. Nel terzo capitolo trattiamo quindi la TeVeS, riportando le azioni che permettono di derivare le equazioni dei campi di tale teoria. Dopo averne studiato i limiti relativistici e non relativistici, accenneremo a come essa permetta di estendere il paradigma MOND in campo cosmologico.

Ravenna e la Darsena di città Progetto per un museo e centro di ricerca di scienze ambientali

Il mio lavoro di tesi è partito da uno studio approfondito del contesto in cui si trova la Darsena di Ravenna, la mia area di progetto. Tutta la storia dell’evoluzione di Ravenna è legata soprattutto a due fattori principali: la necessità di difendersi dalle incursioni esterne e il continuo adattarsi alle trasformazioni del territorio soprattutto per quanto riguarda la linea di costa e il corso dei due fiumi che la circondano, il Ronco e il Montone. Questi due fattori hanno fatto si che Ravenna sia apparsa, sin dai primi secoli d. C., una città cinta da grandi mura, circondate da fiumi. Il Ronco e il Montone, sono poi diventati, a metà del XVI sec. i protagonisti principali della storia di Ravenna. I diversi progetti che si sono susseguiti nel tempo per cercare di deviarli e allontanarli dalla città, dato che ormai rappresentavano solo un grosso pericolo di alluvione, hanno determinato l’abbandono del primo porto della città, voluto dall’imperatore Augusto e la nascita dell’attuale canale Candiano. Fin dall’inizio il nuovo porto di Ravenna ha presentato una serie di problemi legati alla scarsa profondità del fondale e ai costi di manutenzione, a tal punto che le attività del porto sono sempre state molto limitate. Oggi la Darsena di città è caratterizzata da una moltitudine di edifici di archeologia industriale, risalenti al boom economico degli anni ’50, che risultano per la maggior parte, in uno stato di degrado e abbandono, incominciato con la crisi petrolifera degli anni ’70. A partire dal P.R.G. del 1993, si sono messi in atto una serie di iniziative atte a rivitalizzare e reintegrare quest’area all’interno della città storica, in modo che non sembri più un’entità separata ma che possa diventare un grande potenziale di sviluppo per la città stessa. La politica di riqualificazione del waterfront non riguarda solo Ravenna, ma è una strategia che molte città del modo hanno adottato negli ultimi decenni per ridare lustro alla città stessa e, allo stesso tempo recuperare zone spesso lasciate al loro destino. Fra queste città ho scelto di approfondirne cinque, Baltimora, Barcellona, Genova, Amburgo e Bilbao, evidenziando le diverse situazioni ma soprattutto le diverse motivazioni che le hanno spinte a raggiungere la medesima conclusione, quella che l’area portuale rappresenta un grande fattore di sviluppo. La mia attenzione poi si è spostata su quale attività potesse essere più adatta ad assolvere questo obiettivo. Ho pensato di progettare un museo e una serie di edifici ad esso collegati, come un centro di ricerca con residenze annesse e una torre belvedere, che dessero all’area la possibilità di essere vissuta in tutto l’arco della giornata e per tutto l’anno. Prima di affrontare direttamente la parte progettuale ho cercato di capire quale fosse la tipologia di museo e quali fossero i principali elementi indispensabili che caratterizzano questi edifici. Durante lo studio di questi casi ho classificato i musei secondo 5 categorie diverse, la galleria, la rotonda, la corte, la spirale e la pianta libera, che rispecchiano anche lo sviluppo storico di questa particolare tipologia architettonica. In base a tutte queste considerazioni ho affrontato il mio progetto. L’area presa in esame è caratterizzata da un’ampia superficie su cui insistono tre imponenti edifici di archeologia industriale molto degradati e utilizzati come magazzini dalla società proprietaria dell’area. Due di questi presentano un orientamento parallelo alla tessitura dei campi, il terzo invece segue un orientamento proprio. Oltre a queste due trame nell’area se ne può rilevare una terza legata all’andamento del canale. Queste grandi cattedrali del lavoro mi hanno fatto subito pensare di poterle utilizzare come spazi espositivi per mostre permanenti e temporanee, mantenendo intatta la loro struttura portante. Ho deciso di immergere l’edificio più imponente dei tre, che si trova in asse con la strada veicolare di accesso dalla città, in una grande corte verde delimitata ai lati da due nuovi edifici a L adibiti a veri e propri musei. Se da una parte questi musei costituiscono i limiti della corte, dall’altra rappresentano le quinte sceniche di aree completamenti differenti. Il museo adiacente al canale si affaccia su una grande piazza pavimentata dove troneggia l’edificio di archeologia industriale più simile ad una basilica e che accoglie i visitatori che arrivano tramite la navetta costiera; l’altro invece guarda verso il centro di ricerca e le residenze universitarie legati tra loro da un grande campo lungo completamente verde. A concludere la composizione ho pensato ad una torre belvedere dalla pianta circolare che potesse assorbire tutte le diverse direzioni e che si trova proprio in asse con il terzo edificio di archeologia industriale e a contatto con l’acqua. Per quanto riguarda l’organizzazione interna dei musei ho scelto di proporre due sezioni dello stesso museo con caratteristiche ben distinte. Il primo museo riguarda la storia della civiltà marinara di Ravenna ed è caratterizzato da ambienti conclusi lungo un percorso prestabilito che segue un criterio cronologico, il secondo invece presenta una pianta abbastanza libera dove i visitatori possono scegliere come e su cosa indirizzare la propria visita. Questa decisione è nata dalla volontà di soddisfare le esigenze di tutta l’utenza, pensando soprattutto alla necessità di coinvolgere persone giovani e bambini. Il centro di ricerca è organizzato planimetrica mente come una grande C, dove le due ali più lunghe ospitano i laboratori mentre l’ala più corta rappresenta l’ingresso sottolineato da un portico aggettante sulla corte. Simmetricamente si trovano i sette volumi delle residenze. Ognuno di questi può alloggiare sei studenti in altrettanti monolocali con servizi annessi, e presenta al piano terra aree di relax e sale lettura comuni. La torre belvedere invece riveste un ruolo più commerciale ospitando negozi, uffici per le varie associazioni legate al mare e un ristorante su più livelli, fino ad arrivare alla lanterna, che, come il faro per le navi, diventa un vero segno di riconoscimento e di orientamento dell’area sia dal mare che dalla città.

Museo delle Acque Ravennati

L’importanza dell’acqua nel territorio ravennate è facilmente riscontrabile nella sua storia: la città sorge letteralmente in mezzo all’acqua, composta da fiumi, canali e specchi d’acqua, mutati profondamente nel corso del tempo grazie alle bonifiche e all’opera dell’uomo. Diventa, quindi, fondamentale uno studio di come la città abbia convissuto, si sia adattata all’acqua e di come l’uomo abbia cambiato la conformazione della città nel tempo in base al sistema idrico. Ora Ravenna ha, per cosi dire, perso il suo carattere di città marittima, ciò che prima si trovava a diretto contatto con il mare ora risulta distaccato e le tracce di questa evoluzione si sono via via perse col passare degli anni. L’unico collegamento al mare e alle zona lagunare limitrofa al porto rimane il canale Candiano, un collegamento che porta l’acqua fino al confine del centro storico. Il porto che prima rivestiva un ruolo importante e di sopravvivenza, in quanto il mercato ittico rappresentava un punto nodale nella vita della città e dei suoi abitanti, ora ha cambiato la sua destinazione a crocevia del commercio e di materie prime utilizzate dalle industrie sorte lungo le sponde del canale Candiano. Il museo delle acque vuole essere perciò un salto nel passato, riscoprendo e valorizzando l’antico legame tra uomo, città e acqua. Alla luce dello stato di fatto, dei cambiamenti e degli studi condotti sull’area, andiamo ora a chiarire gli aspetti basilari e generatori dell’edificio museale: - L’ingresso verrà posto lungo l’asse viario proveniente dalla città e dal mausoleo di Teodorico. - L’intero progetto verrà immerso nel verde, e collegato al vicino parco di Teodorico. - Il museo verrà realizzato all’interno di una piazza urbana che diverrà il fulcro della nuova cittadella della cultura. Prima di tutto è importante capire cosa si vuole esporre all’interno del museo e a che tipo di visitatore le mostre sono dedicate. Il museo prevede per lo più mostre permanenti dedicate al tema dell’acqua. L’esposizione si dividerà principalmente in due parti, la prima riguarderà le lagune costiere presenti nelle zone del porto di Ravenna, la seconda dedicata al Mare saranno quindi idealmente due percorsi differenti. Il percorso inizierà al primo piano con una sala completamente buia nella quale verranno presentati gli aspetti principali dei fondali. Nel caso delle lagune, saranno esposte le stratificazione e composizione dei fondali con carotaggi e pannelli illustrativi dell’evoluzione nel tempo, gli aspetti chimici e soprattutto idraulici di questo sistema. Il tutto sarà improntato per far comprendere l’importanza delle lagune, grazie alle quali è possibile il corretto funzionamento del porto, dovuto elle maree. Al secondo piano del Museo verrà illustrata la vita all’interno della laguna, quindi le specie presenti, sia animali che vegetali, siano esse naturali o introdotte dall’uomo, come nel caso degli allevamenti di vongole filippine, determinando le dinamiche di conservazione di questo patrimonio faunistico e naturalistico, con attività di analisi legate al centro ricerche. Si provvederà in questo senso anche a controllare i vari livelli massimi di inquinamento delle attività industriali presenti nel canale. Al terzo piano si andranno ad analizzare e mostrare gli aspetti che legano queste zone alle attività umane, che possiamo riunire in due settori principali quali la pesca e la navigazione. Verranno esposti utilizzando modelli in scala, cartellonistica, pannelli illustrativi ed immagini e tutta una serie di oggetti che illustrano le relazioni tre l’uomo e il luogo. Ci sarà una sezione dedicata alle imbarcazioni utilizzate per il guado dei canali, fino ai più piccoli strumenti usati proprio nelle attività di pesca. Al quarto piano si concluderà l’esposizione cercando di lasciare l’aspetto scientifico e ci si dedicherà all’evoluzione del porto dalle origini con il suo mercato ittico, fino ai giorni nostri in cui i traffici di materie prime destinate alle industrie sono l’aspetto principale. Il percorso museale si eleva a spirale, è formato da due rampe quadrate che servono i piani e che si intrecciano senza mai toccarsi. Questo permette al visitatore di scegliere il percorso che più gli interessa e nel modo che vuole, non è obbligato né dall’architettura né dal percorso espositivo, è quindi un sistema molto flessibile rispetto quello del museo classico, può capitare che due visitatori entrino nel museo insieme, inizino il giro in senso opposto, e non si incontrino mai, questa idea risulta complessa e nuova in un edificio che almeno esternamente sembra molto regolare e schematico. Per quanto riguarda la parte dell’illuminazione, che ha avuto anch’essa un ruolo molto importante all’interno del progetto del museo, l’idea è quella di rendere un effetto di risalita dalle profondità del mare fino alla superficie, man mano che si sale lungo il percorso espositivo. Per fare ciò, è stato svolto uno studio attento delle aperture, lasciando il primo piano espositivo cieco ed aprendo il secondo e il terzo piano in maniera da avere un progressivo aumento di luce nelle sale. Le finestre sono state posizionate compatibilmente con la composizione esterna dei prospetti, alla ricerca di un giusto equilibrio tra pieni e vuoti e tra composizione e tecnica.

Environment of radio sources in the vla-cosmos survey

Sebbene studiati a fondo, i processi che hanno portato alla formazione ed alla evoluzione delle galassie così come sono osservate nell'Universo attuale non sono ancora del tutto compresi. La visione attuale della storia di formazione delle strutture prevede che il collasso gravitazionale, a partire dalle fluttuazioni di densità primordiali, porti all'innesco della formazione stellare; quindi che un qualche processo intervenga e la interrompa. Diversi studi vedono il principale responsabile di questa brusca interruzione della formazione stellare nei fenomeni di attività nucleare al centro delle galassie (Active Galactic Nuclei, AGN), capaci di fornire l'energia necessaria a impedire il collasso gravitazionale del gas e la formazione di nuove stelle. Uno dei segni della presenza di un tale fenomeno all'interno di una galassia e l'emissione radio dovuta ai fenomeni di accrescimento di gas su buco nero. In questo lavoro di tesi si è studiato l'ambiente delle radio sorgenti nel campo della survey VLA-COSMOS. Partendo da un campione di 1806 radio sorgenti e 1482993 galassie che non presentassero emissione radio, con redshift fotometrici e fotometria provenienti dalla survey COSMOS e dalla sua parte radio (VLA-COSMOS), si è stimata la ricchezza dell'ambiente attorno a ciascuna radio sorgente, contando il numero di galassie senza emissione radio presenti all'interno di un cilindro di raggio di base 1 Mpc e di altezza proporzionale all'errore sul redshift fotometrico di ciascuna radio sorgente, centrato su di essa. Al fine di stimare la significatività dei risultati si è creato un campione di controllo costituito da 1806 galassie che non presentassero emissione radio e si è stimato l'ambiente attorno a ciascuna di esse con lo stesso metodo usato per le radio sorgenti. I risultati mostrano che gli ammassi di galassie aventi al proprio centro una radio sorgente sono significativamente più ricchi di quelli con al proprio centro una galassia senza emissione radio. Tale differenza in ricchezza permane indipendentemente da selezioni basate sul redshift, la massa stellare e il tasso di formazione stellare specifica delle galassie del campione e mostra che gli ammassi di galassie con al proprio centro una radio sorgente dovuta a fenomeni di AGN sono significativamente più ricchi di ammassi con al proprio centro una galassia senza emissione radio. Questo effetto e più marcato per AGN di tipo FR I rispetto ad oggetti di tipo FR II, indicando una correlazione fra potenza dell'AGN e formazione delle strutture. Tali risultati gettano nuova luce sui meccanismi di formazione ed evoluzione delle galassie che prevedono una stretta correlazione tra fenomeni di AGN, formazione stellare ed interruzione della stessa.

Attivita' non-termica nel nucleo della radiogalassia 3c84

La maggior parte dei corpi celesti che popolano l’universo emette “luce”. Ciò significa che essi sono visibili dai nostri occhi quando li alziamo sul cielo notturno o al limite, se troppo lontani, da potenti telescopi ottici. Questa luminosità ha nella maggior parte dei casi un’origine termonucleare, dovuta cioè alla presenza di sorgenti come le stelle, in cui l’elevata temperatura interna legata alle reazioni di fusione che le mantengono in vita produce una radiazione di corpo nero in banda ottica. Tuttavia, dato che la parte visibile costituisce solo una minuscola porzione dell’intero spettro elettromagnetico, andando ad indagare emissioni a differenti frequenze come il radio, l’infrarosso, l’ultravioletto, X e gamma, si rileva la presenza un’altra categoria di oggetti dalle caratteristiche peculiari che li rendono un affascinante campo di studio per molteplici ragioni: i Nuclei Galattici Attivi (AGN) (figura 1). Sono abbastanza rari (costituiscono meno dell’1% del totale rispetto alle normali galassie) e dalla vita breve, spesso molto lontani e potenti, ferventi di un’intensa attività che sembra crescere col redshift; si ipotizza perciò che siano giovani e che ci aprano una finestra sul momento successivo al collasso iniziale proprio della vita di ogni galassia, rivelandosi fondamentali per elaborare eventuali teorie cosmologiche. Inoltre, sebbene spesso ospiti di galassie visibili anche in ottico, i loro meccanismi di emissione e gli speciali comportamenti necessitano di analisi e spiegazioni totalmente differenti. Particolare è anche il metodo di rilevamento: per coprire infatti queste determinate frequenze è stata sviluppata una tecnica innovativa capace di dare ottimi risultati, perfino migliori di quelli dei telescopi tradizionali, l’interferometria radio. La tesi si divide in due parti: la prima delinea un ritratto degli AGN, la seconda analizza il flusso proveniente dalla radiogalassia 3C 84 a 15.4 e 43 GHz e ipotizza un possibile sito di origine dell’aumento di brillanza osservato.

Resolved stellar populations in milky way and andromeda's new satellites

This thesis concerns the study of the variable stars and resolved stellar populations in four recently discovered dSphs, namely, Hercules and Ursa Major I (UMa I), which are UFD satellites of the MW; Andromeda XIX (And XIX) and Andromeda XXI (And XXI), which are satellites of M31. The main aim is to obtain detailed informations on the properties (age, metallicity, distance, and Oosterhoff type) of the stellar populations in these galaxies, to compare them with those of other satellites around the MW and M31, both ''classical'' dSphs and UFDs. The observables used to achieve these goals are the pulsating variables, especially the RR Lyrae stars, and the color magnitude diagram (CMD) of the resolved stellar populations. In particular, for UMa I, we combined B, V time-series observations from four different ground-based telescopes (Cassini, TLS, TT1 and Subaru) and for Hercules, we used archival data acquired with the Advanced Camera for Surveys (ACS) on board the HST. We used, instead B and V times-series photometry obtained with the Large Binocular Telescope (LBT) for And XIX and And XXI .

Dynamical properties and mass-luminosity relation of elliptical galaxies

In questo elaborato abbiamo analizzato un campione di 22 galssie early-type. Utilizzando una tecnica di cross-correlazione, abbiamo ottenuto profili radiali di rotazione e di dis- persione di velocitá. Questi dati ci hanno permesso di investigare molte delle proprietá dinamiche delle nostre galassie. Abbiamo ottenuto indizi sull’anisotropia orbitale e stimato le masse e il rapporto M/L del campione. Le masse misurate variano da 1010 a 1012 M , mentre i valori degli M/L, per cui abbiamo trovato una dipendenza del tipo Log M/L ∝ 0.28 Log L , sono dell’ordine dell’unitá. Abbiamo anche riprodotto le famose relazioni di scala e abbi- amo utlizzato un set di dati sugli indici di Lick/IDS per ricercare relazioni tra le proprietá chimiche e quelle dinamiche. In particolare, abbiamo riscontrato una correlazione tra molti degli indici dipendenti dalla metallicitá e la profonditá della buca di potenziale. Tali indici sembrano correlare anche con il M/L. La rotazione e la forma del profilo di dispersione di velocitá sembrano essere ininfluenti sulle proprietá chimiche. In ultima analisi, abbiamo considerato le implicazioni delle nostre misure riguardo la natura della popolazione stellare e dell’emissione X delle nostre galassie. L’indice di colore e il M/L sembrano indicare che la popolazione stellare delle nostre galassie é dominata da stelle appartenenti alle classi spettrali late-G e early-K. Sembra inoltre esserci una correlazione tra l’emissione X degli elementi del nostro campione e la profonditá della loro buca di potenziale.

Origin of cold gas and dust in massive elliptical galaxies

The recent availability of multi-wavelength data revealed the presence of large reservoirs of warm and cold gas and dust in the innermost regions of the majority of massive elliptical galaxies. To prove an internal origin of cold and warm gas, the investigation of the spatially distributed cooling process which occurs because of non-linear density perturbations and subsequent thermal instabilities is of crucial importance. The first goal of this work of thesis is to investigate the internal origin of warm and cold phases. Numerical simulations are the powerful tool of analysis. The way in which a spatially distributed cooling process originates has been examined and the off-centre amount of gas mass which cools when different and differently characterized AGN feedback mechanisms operate has been quantified. This thesis demonstrates that the aforementioned non-linear density perturbations originate and develop from AGN feedback mechanisms in a natural fashion. An internal origin of the warm phase from the once hot gas is shown to be possible. Computed velocity dispersions of ionized and hot gas are similar. The cold gas as well can originate from the cooling process: indeed, it has been estimated that the surrounding stellar radiation, which is one of the most feasible sources of ionization of the warm gas, does not manage to keep ionized all the gas at 10^4 K. Therefore, cooled gas does undergo a further cooling which can lead the warm phase to lower temperatures. However, the gas which has cooled from the hot phase is expected to be dustless; nonetheless, a large fraction of early type galaxies has detectable dust in their cores, both concentrated in filamentary and disky structures and spread over larger regions. Therefore a regularly rotating disk of cold and dusty gas has been included in the simulations. A new quantitative investigation of the spatially distributed cooling process has therefore been essential: the contribution of the included amount of dust which is embedded in the cold gas does have a role in promoting and enhancing the cooling. The fate of dust which was at first embedded in cold gas has been investigated. The role of AGN feedback mechanisms in dragging (if able) cold and dusty gas from the core of massive ellipticals up to large radii has been studied.

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".

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.