The gas mass fraction and the dynamical state in x-ray luminous clusters of galaxies at low redshift

Gli ammassi di galassie sono le strutture gravitazionalmente legate con le più profonde buche di potenziale, pertanto è previsto che questi contengano una frazione di barioni non molto diversa da quella cosmologica. Con l’introduzione di modelli sempre più accurati di fisica barionica all’interno di simulazioni idrodinamiche è stato possibile predire la percentuale cosmica di barioni presente negli ammassi di galassie. Unendo questi modelli previsionali con misure della frazione di gas in ammassi e informazioni sulla densità di barioni dell’Universo si può ottenere una stima della densità di materia cosmica Ωm. L'obiettivo di questo lavoro di Tesi è la stima di Ωm a partire dalla frazione di gas osservata in questi sistemi. Questo lavoro era stato già fatto in precedenza, ma tenendo in considerazione solo gli ammassi più massivi e dinamicamente rilassati. Usando parametri che caratterizzano la morfologia della distribuzione di brillanza superficiale nei raggi X, abbiamo classificato i nostri oggetti come rilassati o disturbati, laddove presentassero evidenze di recenti attività di interazione. Abbiamo dunque valutato l’impatto degli oggetti disturbati sulla stima del parametro cosmologico Ωm, computando il Chi2 tra la frazione di massa barionica nell’Universo e quella da noi ricavata. Infine abbiamo investigato una relazione tra il valore della frazione di gas degli ammassi rilassati e quello dei disturbati, in modo da correggere quindi questi ultimi, riportandoli nei dintorni del valore medio per i rilassati e usarli per ampliare il campione e porre un vincolo più stringente su Ωm. Anche con il limitato campione a nostra disposizione, è stato possibile porre un vincolo più stretto su Ωm, utilizzando un maggior numero di oggetti e riducendo così l’errore statistico.

The relation between mass and concentration in x-ray galaxy clusters at high-redshift.

In this Thesis work we have studied the properties of high-redshift galaxy clusters through the X-ray emission from their intracluster gas. In particular, we have focused on the relation between concentration and mass that is related to the density of the universe at the formation time of the clusters and therefore, it is a powerful cosmological probe. Concentration is expected to be a decreasing function of mass but a complete characterization of this relation has not been reached yet. We have analysed 22 clusters observed withe the Chandra satellite at high redshift and we have investigated the concentration-mass relation.

Non-thermal properties of two galaxy filament candidates from JVLA observations

Large-scale structures can be considered an interesting and useful "laboratory" to better investigate the Universe; in particular the filaments connecting clusters and superclusters of galaxies can be a powerful tool for this intent, since they are not virialised systems yet. The large structures in the Universe have been studied in different bands, in particular the present work takes into consideration the emission in the radio band. In the last years both compact and diffuse radio emission have been detected, revealing to be associated to single objects and clusters of galaxies respectively. The detection of these sources is important, because the radiation process is the synchrotron emission, which in turn is linked to the presence of a magnetic field: therefore studying these radio sources can help in investigating the magnetic field which permeates different portions of space. Furthermore, radio emission in optical filaments have been detected recently, opening new chances to further improve the understanding of structure formation. Filaments can be seen as the net which links clusters and superclusters. This work was made with the aim of investigating non-thermal properties in low-density regions, looking for possible filaments associated to the diffuse emission. The analysed sources are 0917+75, which is located at a redshift z = 0.125, and the double cluster system A399-A401, positioned at z = 0.071806 and z = 0.073664 respectively. Data were taken from VLA/JVLA observations, and reduced and calibrated with the package AIPS, following the standard procedure. Isocountour and polarisation maps were yielded, allowing to derive the main physical properties. Unfortunately, because of a low quality data for A399-A401, it was not possible to see any radio halo or bridge.

Connection between x-ray and radio properties of cool-core galaxy clusters hosting radio mini-halos

Gli ammassi di galassie sono gli oggetti gravitazionalmente legati più grandi dell’Universo. Questi emettono principalmente in banda X tramite bremsstrahlung. Una frazione mostra anche emissione radio diffusa da parte di elettroni relativistici che spiraleggiano nel campo magnetico. Si possono classificare tre tipi di emissione: alon, relitti e mini-aloni radio (MH). I MH sono sorgenti radio su scale di ≥ 200 – 500 kpc, osservate al centro di ammassi caratterizzati dalla presenze di cool-core (CC). L’origine dei MH non è ancora chiara. Gli elettroni relativistici che emettono in banda radio hanno tempi di vita radiativi di molto inferiori a quelli necessari per diffondere sulle scale dell’emissione diffusa. Quindi non sono semplicemente iniettati dalle galassie presenti negli ammassi ed è necessario un meccanismo di accelerazione “in-situ” nell’ICM. I MH testimoniano la presenza di meccanismi che canalizzano parte del budget energetico disponibile nei CC nell’ICM.Quindi lo studio è importante per comprendere la fisica dell’ICM e l’interazione fra le componenti non termiche e termiche. I MH si formano attraverso la riaccelerazione delle particelle relativistiche ad opera della turbolenza del gas. L’origine di questa turbolenza tuttavia non è ancora ben compresa. Gli ammassi CC sono caratterizzati da un picco della brillanza X nelle regioni centrali e da un drop della temperatura verso il centro accompagnata da aumento della densità del gas. Si ritiene che questo sia dovuto al raffreddamento del gas che quindi fluisce nelle zone centrali. Recenti osservazioni in X risultan inconsistenti con il modello classico di CF, suggerendo la presenza di una sorgente di riscaldamento del gas su scale del core degli ammassi. Recentemente Zhuravleva (2014) hanno mostrato che il riscaldamento dovuto alla turbolenza prodotta dall'AGN centrale è in grado di bilanciare il processo di raffreddamento. Abbiamo assunto che la turbolenza responsabile del riscaldamento del gas è anche responsabile dell’accelerazione delle particelle nei MH. Nell’ambito di questo scenario ci si aspetta una correlazione tra la potenza del cooling flow, PCF, che è una misura del tasso di energia emessa dal gas che raffredda nei CC, e la luminosità radio, che è una frazione dell’energia della turbolenza che è canalizzata nell’accelerazione delle particelle. In questo lavoro di tesi abbiamo utilizzato il più grande campione disponibile di MH, allo scopo di studiare la connessione fra le proprietà dei MH e quelle del gas termico nei core degli ammassi che li ospitano. Abbiamo analizzato i dati di 21 ammassi e ricavato i parametri fisici all’interno del raggio di cooling e del MH. Abbiamo ricavato la correlazione fra luminosità radio, e PCF. Abbiamo trovato che le due quantità correlano in modo quasi-lineare confermando i risultati precedenti. Tale correlazione suggerisce uno stretto legame fra le proprietà del gas nei CC e l’origine dei MH.

High-energy view of radio galaxies: prospects for the new generation of Cherenkov telescopes

I Nuclei Galattici Attivi (AGN) sono sorgenti luminose e compatte alimentate dall'accrescimento di materia sul buco nero supermassiccio al centro di una galassia. Una frazione di AGN, detta "radio-loud", emette fortemente nel radio grazie a getti relativistici accelerati dal buco nero. I Misaligned AGN (MAGN) sono sorgenti radio-loud il cui getto non è allineato con la nostra linea di vista (radiogalassie e SSRQ). La grande maggioranza delle sorgenti extragalattiche osservate in banda gamma sono blazar, mentre, in particolare in banda TeV, abbiamo solo 4 MAGN osservati. Lo scopo di questa tesi è valutare l'impatto del Cherenkov Telescope Array (CTA), il nuovo strumento TeV, sugli studi di MAGN. Dopo aver studiato le proprietà dei 4 MAGN TeV usando dati MeV-GeV dal telescopio Fermi e dati TeV dalla letteratura, abbiamo assunto come candidati TeV i MAGN osservati da Fermi. Abbiamo quindi simulato 50 ore di osservazioni CTA per ogni sorgente e calcolato la loro significatività. Assumendo una estrapolazione diretta dello spettro Fermi, prevediamo la scoperta di 9 nuovi MAGN TeV con il CTA, tutte sorgenti locali di tipo FR I. Applicando un cutoff esponenziale a 100 GeV, come forma spettrale più realistica secondo i dati osservativi, prevediamo la scoperta di 2-3 nuovi MAGN TeV. Per quanto riguarda l'analisi spettrale con il CTA, secondo i nostri studi sarà possibile ottenere uno spettro per 5 nuove sorgenti con tempi osservativi dell'ordine di 250 ore. In entrambi i casi, i candidati migliori risultano essere sempre sorgenti locali (z<0.1) e con spettro Fermi piatto (Gamma<2.2). La migliore strategia osservativa per ottenere questi risultati non corrisponde con i piani attuali per il CTA che prevedono una survey non puntata, in quanto queste sorgenti sono deboli, e necessitano di lunghe osservazioni puntate per essere rilevate (almeno 50 ore per studi di flusso integrato e 250 per studi spettrali).

L'evoluzione della funzione di massa stellare delle galassie: un test per i modelli della loro formazione

Per lo sviluppo di un modello realistico di formazione ed evoluzione delle galassie è necessario un confronto sistematico con le osservazioni in modo da verificare che i dati vengano ben riprodotti. Lo scopo che si prefigge questo lavoro di Tesi è un confronto tra le caratteristiche delle galassie presenti nei cataloghi simulati (mock), costruiti sulla base di alcuni modelli, e quelle evinte dai dati osservativi di campioni di galassie (surveys) con l'obbiettivo di far luce su quali siano le maggiori discrepanze e quindi sulla direzione in cui i modelli andrebbero perfezionati. Per far questo, si è scelto di far uso della funzione di massa stellare delle galassie (MF), in quanto strumento statistico più indicativo di una popolazione di galassie, considerando sia la totalità delle galassie, sia separatamente le star-forming e le quiescenti. Questo lavoro di Tesi attua un confronto tra le MF a 0

Multifrequency VLBA observations of two compact symmetric objects

In this thesis the results of the multifrequency VLBA observations of the GPS 1944+5448 and the HFP J0111+3906 are presented. They are compact objects smaller than about 100 pc, completely embedded in the host galaxy. The availability of multi-epoch VLBI observations spanning more than 10 years, allowed us to compute the hot spot advance speed in order to obtain the kinematic age of both sources. Both radio sources are young, in agreement with the idea that they are in an early evolutionary stage. The spectral analysis of each source component, such as the lobes, the hot spots, the core and the jets, making a comparison with the theoretical ones is described. In addition the physical parameters derived from VLBA images as the magnetic field, the luminosity, the energy and the ambient medium density of both sources are discussed.

Radio relics and magnetic fields in galaxy clusters

Radio relics are diffuse synchrotron sources generally located in the peripheries of galaxy clusters in merging state. According to the current leading scenario, relics trace gigantic cosmological shock waves that cross the intra-cluster medium where particle acceleration occurs. The relic/shock connection is supported by several observational facts, including the spatial coincidence between relics and shocks found in the X-rays. Under the assumptions that particles are accelerated at the shock front and are subsequently deposited and then age downstream of the shock, Markevitch et al. (2005) proposed a method to constrain the magnetic field strength in radio relics. Measuring the thickness of radio relics at different frequencies allows to derive combined constraints on the velocity of the downstream flow and on the magnetic field, which in turns determines particle aging. We elaborate this idea to infer first constraints on magnetic fields in cluster outskirts. We consider three models of particle aging and develop a geometric model to take into account the contribution to the relic transverse size due to the projection of the shock-surface on the plane of the sky. We selected three well studied radio relics in the clusters A 521, CIZA J2242.8+5301 and 1RXS J0603.3+4214. These relics have been chosen primarily because they are almost seen edge-on and because the Mach number of the shock that is associated with these relics is measured by X-ray observations, thus allowing to break the degeneracy between magnetic field and downstream velocity in the method. For the first two clusters, our method is consistent with a pure radiative aging model allowing us to derive constraints on the relics magnetic field strength. In the case of 1RXS J0603.3+4214 we find that particle life-times are consistent with a pure radiative aging model under some conditions, however we also collect evidences for downstream particle re-acceleration in the relic W-region and for a magnetic field decaying downstream in its E-region. Our estimates of the magnetic field strength in the relics in A 521 and CIZA J2242.8+5301 provide unique information on the field properties in cluster outskirts. The constraints derived for these relics, together with the lower limits to the magnetic field that we derived from the lack of inverse Compton X-ray emission from the sources, have been combined with the constraints from Faraday rotation studies of the Coma cluster. Overall results suggest that the spatial profile of the magnetic field energy density is broader than that of the thermal gas, implying that the ε_th /ε_B ratio decreases with cluster radius. Alternatively, radio relics could trace dynamically active regions where the magnetic field strength is biased high with respect to the average value in the cluster volume.

Dinamica dei fluidi

Questo elaborato presenta i principali contenuti della fluidodinamica. Data la vastità dell'argomento, verranno mostrati i tratti essenziali, senza addentrarsi nei dettagli. Il capitolo iniziale introduce il concetto di fluido e i principali metodi di studio. Segue il corpo centrale dell'elaborato, in cui vengono presentate le equazioni fondamentali della dinamica dei fluidi. Successivamente due brevi capitoli si concentrano su una particolare forma dell'equazione del moto e sul tema della vorticità. L'ultimo capitolo tratta brevemente del collasso gravitazionale, una fra le innumerevoli applicazioni della teoria dei fluidi al campo dell'astrofisica. Vettori e tensori verranno rappresentati in coordinate cartesiane e, dove necessario, saranno richiamate in nota le identità utilizzate nei calcoli.

Neutrini dal piano galattico con ANTARES

In questa tesi si cerca un flusso diffuso di neutrini nel piano Galattico. ANTARES, un telescopio di neutrini che si trova nel Mar Mediterraneo, ha un’area di visibilit`a tale da poter osservare questa parte di cielo, quindi isolare l’emissione di neutrini per trovarne le sorgenti. Sono confrontate diverse regioni del cielo, selezionate in modo tale che abbiano le stesse dimensioni. In particolare si comparano la regione corrispondente al Centro Galattico, detta on-zone, e altre regioni, dove secondo i modelli analizzati ci si aspetta un minor segnale, dette off-zone.

Fisica dell'accrescimento

L'accrescimento è un processo fondamentale in astrofisica data la sua grandissima efficienza. Nel 1959 venne individuato il primo Quasar (pur non sapendo realmente di cosa si trattasse) e nel 1963 l'astronomo tedesco Maarten Schmidt scoprì che tale oggetto, di magnitudine apparente 13 (si credeva fosse una stella), aveva un redshift z = 0:37. Stelle di magnitudine 13 non dovrebbero avere un redshift così grande. Tale oggetto doveva trovarsi a grande distanza ed emettere una luminosità molto alta, superiore anche a quella di un'intera galassia. Processi termonucleari non erano sufficientemente efficienti per spiegare un'emissione di questo tipo: si capì presto che tale emissione dovesse avere origine gravitazionale, fosse cioè dovuta all'accrescimento di materia su un buco nero. In questa tesi, dopo aver spiegato come l'accrescimento rappresenti un'importante fonte di energia in astrofisica, presenterò, nel Capitolo 1, il modello di Bondi, presentato nel 1952 da Hermann Bondi. Tale modello è il più semplice modello di accrescimento e, pur essendo basato su ipotesi (che vedremo) che trascurano diversi aspetti importanti, risulta comunque un modello fondamentale, perché permette di ricavare quantità rilevanti in astrofisica. Successivamente, nel Capitolo 2, ricaverò il valore della Luminosità di Eddington, che esprime la massima luminosità che può emettere un corpo in simmetria sferica. Anche questo risultato verrà ricavato imponendo ipotesi abbastanza restrittive, quindi non andrà interpretato come un limite invalicabile. Nel Capitolo 3 parlerò (più qualitativamente, e senza la pretesa di entrare nei dettagli) di come si formano i dischi di accrescimento, che si originano quando la materia che va ad accrescere ha un momento angolare non nullo: quindi non siamo più nel caso di accrescimento a simmetria sferica. Infine, parlerò dei processi che originano gli spettri osservati degli AGN, riferendomi prevalentemente a quei processi che originano il continuo dello spettro.

The velocity dispersion profile of the globular cluster 47Tucanae

Gli ammassi globulari rappresentano i laboratori ideali nei quali studiare la dinamica di sistemi ad N-corpi ed i suoi effetti sull’evoluzione stellare. Infatti, gli ammassi globulari sono gli unici sistemi astrofisici che, entro il tempo scala dell’età dell’Universo, sperimentano quasi tutti i processi di dinamica stellare noti. Questo lavoro di tesi si inserisce in un progetto a lungo termine volto a fornire una dettagliata caratterizzazione delle proprietà dinamiche degli ammassi globulari galattici. In questa ricerca, strumenti di fondamentale importanza sono il profilo di dispersione di velocità del sistema e la sua curva di rotazione. Per determinare le componenti radiali di questi profili cinematici in ammassi globulari galattici è necessario misurare la velocità lungo la linea di vista di un ampio campione di stelle membre, a differenti distanze dal centro. Seguendo un approccio multi-strumentale, è possibile campionare l’intera estensione radiale dell’ammasso utilizzando spettrografi multi-oggetto ad alta risoluzione spettrale nelle regioni intermedie/esterne, e spettrografi IFU con ottiche adattive per le regioni centrali (pochi secondi d’arco dal centro). Questo lavoro di tesi è volto a determinare il profilo di dispersione di velocità dell’ammasso globulare 47 Tucanae, campionando un’estensione radiale compresa tra circa 20'' e 13' dal centro. Per questo scopo sono state misurate le velocità radiali di circa un migliaio di stelle nella direzione di 47 Tucanae, utilizzando spettri ad alta risoluzione ottenuti con lo spettrografo multi-oggetto FLAMES montato al Very Large Telescope dell’ESO. Le velocità radiali sono state misurate utilizzando la tecnica di cross-correlazione tra gli spettri osservati e appropriati spettri teorici, e sono state ottenute accuratezze inferiori a 0.5km/s. Il campione così ottenuto (complementare a quello raccolto con strumenti IFU nelle regioni centrali) è fondamentale per costruire il profilo di dispersione di velocità dell’ammasso e la sua eventuale curva di rotazione. Questi dati, combinati col profilo di densità dell’ammasso precedentemente determinato, permetteranno di vincolare opportunamente modelli teorici come quelli di King (1966) o di Wilson (1975), e di arrivare così alla prima solida determinazione dei parametri strutturali e dinamici (raggi di core e di metà massa, tempo di rilassamento, parametro collisionale, etc.) e della massa totale e distribuzione di massa del sistema.

La popolazione di Blue Straggler Stars in due ammassi globulari della Grande Nube di Magellano

Le Blue Straggler Stars (BSS) sono la popolazione di oggetti esotici piu' comune e numerosa negli ammassi globulari. Nel diagramma colore-magnitudine le BSS definiscono una sequenza più brillante e blu del punto di turn-off della Sequenza Principale, simulando una popolazione più giovane delle stelle dell'ammasso.  Osservazioni hanno dimostrato che le BSS hanno una massa significativamente più grande (1.2-1.7 Msun) di quella delle stelle di un ammasso globulare. Per questa proprietà, la distribuzione radiale delle BSS e' un utile strumento per tracciare empiricamente lo stato di evoluzione dinamica degli ammassi stellari. Il lavoro di tesi si è concentrato sullo studio della popolazione di BSS di due ammassi globulari della Grande Nube di Magellano: NGC2257 e NGC1754. Applicando metodi di indagine già usati per sistemi stellari della Via Lattea, abbiamo derivato le eta' dinamiche di questi due sistemi e le abbiamo confrontate con stime teoriche.

Ottica geometrica e ondulatoria, e applicazioni astrofisiche

Lo studio dell'ottica si incentra sull'indagine della natura della luce, delle sue proprietà e delle leggi che ne regolano i fenomeni fisici. Si possono, in complessivo, identificare tre branche: l'ottica geometrica, l'ottica ondulatoria e l'ottica quantistica. Quest'ultima esula dalla presente trattazione, che piuttosto si incentra sull'aspetto geometrico ed ondulatorio della radiazione luminosa. Con l'ottica geometrica viene identificato lo studio della luce come propagazione rettilinea di raggi luminosi. Essa include lo studio degli specchi e delle lenti, di particolare interesse per le applicazioni nella strumentazione astrofisica. All'interno del primo capitolo, dunque, sono enunciate le principali leggi che definiscono la propagazione rettilinea della luce, la sua riflessione contro una superficie o la sua rifrazione attraverso due mezzi differenti. L'ottica geometrica, in effettivo, consiste in un caso limite della più generica trattazione fornita dall'ottica ondulatoria. La condizione che demarca la possibilità di approssimare la trattazione nell'ambito geometrico, è definita dalla richiesta che la lunghezza d'onda della radiazione in esame sia di molto inferiore delle dimensioni lineari dell'ostacolo con cui interagisce. Qualora tale condizione non fosse soddisfatta, la considerazione della natura ondulatoria della luce non sarebbe più trascurabile. Nel secondo capitolo dell'elaborato, dunque, vengono presi in esame il modello ondulatorio della radiazione elettromagnetica ed alcuni fenomeni fisici che ne avvalorano la fondatezza; in particolare i fenomeni dell'interferenza e della diffrazione. Infine, nel terzo ed ultimo capitolo, sono affrontati alcuni esempi di applicazioni astrofisiche, sia nell'ambito dell'ottica geometrica che nell'ambito dell'ottica ondulatoria.

Un nuovo indicatore di segregazione radiale delle blue stragglers

Le blue straggler stars (BSS) sono un importante strumento osservativo per gli studi mirati alla determinazione dell'evoluzione dinamica degli ammassi globulari. La loro distribuzione radiale, influenzata dal fenomeno di segregazione di massa, costituisce un efficace strumento per la determinazione dello stato di rilassamento del sistema. In questo lavoro di tesi sono esplorate le potenzialità di un nuovo indicatore di segregazione centrale delle BSS: la cosiddetta "Area Positiva (A+)", definita come la differenza tra l'area sottesa dalla distribuzione radiale cumulativa delle BSS e quella di una popolazione di riferimento. Per costruzione, questo parametro e` indicatore sensibile del livello di segregazione delle BSS. Il campione di ammassi e` costituito da 18 oggetti di bassa densità e concentrazione recentemente osservati nell'ambito di una survey ultravioletta con la camera WFC3/UVIS (Piotto et al. 2015) e 8 sistemi di densità più elevata, analizzati in lavori precedenti. Per ciascun ammasso sono state selezionate le popolazioni di BSS e di stelle di riferimento lungo la sequenza principale o il ramo delle giganti e sono state costruite le rispettive distribuzioni radiali cumulative, da cui e` stata poi determinata l'Area Positiva. Sono state infine individuate forti correlazioni tra A+ e alcuni parametri strutturali/dinamici degli ammassi, in particolare col tempo di rilassamento e la densita` centrali. Questi risultati dimostrano che il parametro A+ e` un buon misuratore del grado di evoluzione dinamica degli ammassi globulari.