Zoomed simulations of Halo segregation in cosmological models with two species of coupled dark matter

La materia ordinaria copre soli pochi punti percentuali della massa-energia totale dell'Universo, che è invece largamente dominata da componenti “oscure”. Il modello standard usato per descriverle è il modello LambdaCDM. Nonostante esso sembri consistente con la maggior parte dei dati attualmente disponibili, presenta alcuni problemi fondamentali che ad oggi restano irrisolti, lasciando spazio per lo studio di modelli cosmologici alternativi. Questa Tesi mira a studiare un modello proposto recentemente, chiamato “Multi-coupled Dark Energy” (McDE), che presenta interazioni modificate rispetto al modello LambdaCDM. In particolare, la Materia Oscura è composta da due diversi tipi di particelle con accoppiamento opposto rispetto ad un campo scalare responsabile dell'Energia Oscura. L'evoluzione del background e delle perturbazioni lineari risultano essere indistinguibili da quelle del modello LambdaCDM. In questa Tesi viene presentata per la prima volta una serie di simulazioni numeriche “zoomed”. Esse presentano diverse regioni con risoluzione differente, centrate su un singolo ammasso di interesse, che permettono di studiare in dettaglio una singola struttura senza aumentare eccessivamente il tempo di calcolo necessario. Un codice chiamato ZInCo, da me appositamente sviluppato per questa Tesi, viene anch'esso presentato per la prima volta. Il codice produce condizioni iniziali adatte a simulazioni cosmologiche, con differenti regioni di risoluzione, indipendenti dal modello cosmologico scelto e che preservano tutte le caratteristiche dello spettro di potenza imposto su di esse. Il codice ZInCo è stato usato per produrre condizioni iniziali per una serie di simulazioni numeriche del modello McDE, le quali per la prima volta mostrano, grazie all'alta risoluzione raggiunta, che l'effetto di segregazione degli ammassi avviene significativamente prima di quanto stimato in precedenza. Inoltre, i profili radiale di densità ottenuti mostrano un appiattimento centrale nelle fasi iniziali della segregazione. Quest'ultimo effetto potrebbe aiutare a risolvere il problema “cusp-core” del modello LambdaCDM e porre limiti ai valori dell'accoppiamento possibili.

A two-body study of dynamical expansion in the XXZ spin chain and equivalent interacting fermion models

Lo scopo di questa tesi è studiare l'espansione dinamica di due fermioni interagenti in una catena unidimensionale cercando di definire il ruolo degli stati legati durante l'evoluzione temporale del sistema. Lo studio di questo modello viene effettuato a livello analitico tramite la tecnica del Bethe ansatz, che ci fornisce autovalori ed autovettori dell'hamiltoniana, e se ne valutano le proprietà statiche. Particolare attenzione è stata dedicata alle caratteristiche dello spettro al variare dell'interazione tra le due particelle e alle caratteristiche degli autostati. Dalla risoluzione dell'equazione di Bethe vengono ricercate le soluzioni che danno luogo a stati legati delle due particelle e se ne valuta lo spettro energetico in funzione del momento del centro di massa. Si è studiato inoltre l'andamento del numero delle soluzioni, in particolare delle soluzioni che danno luogo ad uno stato legato, al variare della lunghezza della catena e del parametro di interazione. La valutazione delle proprietà dinamiche del modello è stata effettuata tramite l'utilizzo dell'algoritmo t-DMRG (time dependent - Density Matrix Renormalization Group). Questo metodo numerico, che si basa sulla decimazione dello spazio di Hilbert, ci permette di avere accesso a quantità che caratterizzano la dinamica quali la densità e la velocità di espansione. Da queste sono stati estratti i proli dinamici della densità e della velocità di espansione al variare del valore del parametro di interazione.

Su alcune applicazioni del teorema di Stokes

Nel lavoro si dimostrano il Teorema della Divergenza e il Teorema di Stokes e le sue generalizzazioni a una curva chiusa di ordine k e a una varietà M, n-dimensionale, orientata con bordo. Successivamente si espongono due applicazioni alla fisica: l'elettromagnetismo e la formula del rotore. Nel primo caso si mostra come applicando il Teorema alle leggi di Biot-Savarat e di Faraday si ottengono le equazioni di Maxwell; nel secondo invece si osserva come il rotore rappresenti la densità superficiale di circuitazione.

Il ruolo della teoria della relatività nella formazione di strutture stellari: nane bianche e stelle di neutroni

In questa tesi viene affrontato il problema della stabilità delle strutture stellari da un punto di vista relativistico. La stella è approssimata ad un fluido perfetto a simmetria sferica, e le equazioni che ne governano la struttura vengono ricavate grazie alle risoluzione delle equazioni di campo della relatività generale in questo caso particolare. L'approssimazione di fluido perfetto permette anche di ricavare un'equazione di stato che lega densità di energia e pressione tramite un parametro, detto parametro di rigidità. Un'analisi del comportamento della materia al variare della densità consente di stabilire l'andamento di questo parametro, mentre uno studio delle piccole oscillazioni radiali della stella permette di stabilire quali sono i valori del parametro che consentono un equilibrio stabile. La stabilità risulta possibile in due differenti intervalli di densità, che corrispondono ai due tipici stadi finali dell'evoluzione stellare: nana bianca e stella di neutroni. Grazie alle equazioni che descrivono la struttura stellare è possibile stabilire, nei due intervalli di densità, quale sia il valore che la massa della stella non può superare: si ricavano il limite di Chandrasekhar e il limite di Oppenheimer-Volkoff. Infine viene mostrato come la relatività generale imponga un limite assoluto alla stabilità di una distribuzione di materia, sostenuta da una qualsiasi forza della natura: superato questo confine, la materia non può fare altro che collassare in un buco nero.

Produzione e funzionamento di un dispositivo spin valve

Il fenomeno della magnetoresistenza gigante (GMR) consiste nella marcata variazione della resistenza elettrica di una struttura in forma di film sottile, composta da un’alternanza di strati metallici ferromagnetici (FM) e non magnetici (NM), per effetto di un campo magnetico esterno. Esso è alla base di un gran numero di sensori e dispositivi magnetoelettronici (come ad esempio magnetiche ad accesso casuale, MRAM, ad alta densità) ed ulteriori innovazioni tecnologiche sono in via di elaborazione. Particolarmente rilevanti sono diventate le Spin Valve, dispositivi composti da due strati FM separati da uno spaziatore NM, metallico. Uno dei due film FM (free layer) è magneticamente più soffice rispetto all’altro (reference layer), la cui magnetizzazione è fissata mediante accoppiamento di scambio all’interfaccia con uno strato antiferromagnetico (AFM) adiacente. Tale accoppiamento causa l’insorgenza di una anisotropia magnetica unidirezionale (anisotropia di scambio) per lo strato FM, che si manifesta in uno shift orizzontale del ciclo di isteresi ad esso associato (effetto di exchange bias), solitamente accompagnato anche da un aumento del campo coercitivo. Questo lavoro di tesi riporta la deposizione e la caratterizzazione magnetica e magnetoresistiva di due valvole spin, una a struttura top (SVT) composta da strati di Si/Cu[5 nm]/Py[5 nm]/Cu[5 nm]/Py[5 nm]/IrMn[10 nm], ed una a struttura bottom (SVB), di composizione Si/Cu[5 nm]/IrMn[10 nm]/Py[5 nm]/Cu[5 nm]/Py[5 nm], allo scopo di verificare il comportamento magnetoresistivo gigante del dispositivo per questa particolare scelta dei materiali. I campioni sono stati depositati mediante DC Magnetron sputtering, e caratterizzati magneticamente mediante magnetometro SQUID; la caratterizzazione resistiva è stata eseguita tramite metodo di van der Pawn. Vengono infine presentati i risultati sperimentali, in cui si osserva una variazione di magnetoresistenza nei campioni nell’ordine del punto percentuale.

Accrescimento di Bondi con electron scattering per buchi neri al centro di galassie

Il modello di Bondi rappresenta il modello di accrescimento più semplice, in quanto studia l'accrescimento su un BH isolato immerso in una distribuzione di gas infinita. In questa semplice trattazione puramente idrodinamica vengono trascurati molti aspetti importanti, come ad esempio il momento angolare, il campo magnetico, gli effetti relativistici, ecc. L'obiettivo di questa Tesi consiste nell'affinare tale modello aggiungendo alcune nuove componenti. In particolare, vogliamo studiare come queste nuove componenti possano influire sul tasso di accrescimento della materia. Dopo una Introduzione (Capitolo 1), nel Capitolo 2 viene presentato il modello di Bondi originale, con lo scopo di ricostruire il procedimento matematico che porta alla soluzione e di verificare il funzionamento del codice numerico scritto per la soluzione dell'equazione di Bondi finale. Tuttavia, il modello di accrescimento sferico stazionario tratta il potenziale gravitazionale di un oggetto puntiforme isolato, mentre in questo lavoro di Tesi si vogliono considerare i BH che si trovano al centro delle galassie. Pertanto, nel Capitolo 3 è stata rivisitata la trattazione matematica del problema di Bondi aggiungendo alle equazioni il potenziale gravitazionale prodotto da una galassia con profilo di densità descritto dal modello di Hernquist. D'altronde, ci si aspetta che l'energia potenziale gravitazionale liberata nell'accrescimento, almeno parzialmente, venga convertita in radiazione. In regime otticamente sottile, nell'interazione tra la radiazione e la materia, domina l'electron scattering, il che permette di estendere in maniera rigorosa la trattazione matematica del problema di Bondi prendendo in considerazione gli effetti dovuti alla pressione di radiazione. Infatti, in un sistema a simmetria sferica la forza esercitata dalla pressione di radiazione segue l'andamento "1/r^2", il che comporta una riduzione della forza gravitazionale della stessa quantità per tutti i raggi. Tale argomento rappresenta l'oggetto di studio del Capitolo 4. L'idea originale alla base di questo lavoro di Tesi, che consiste nell'unire i due modelli sopra descritti (ossia il modello di Bondi con la galassia e il modello di Bondi con feedback radiativo) in un unico modello, è stata sviluppata nel Capitolo 5. Utilizzando questo nuovo modello abbiamo cercato di determinare delle "ricette" per la stima del tasso di accrescimento, da utilizzare nell'analisi dei dati osservativi oppure da considerare nell'ambito delle simulazioni numeriche. Infine, nel Capitolo 6 abbiamo valutato alcune applicazioni del modello sviluppato: come una possibile soluzione al problema di sottoluminosità dei SMBH al centro di alcune galassie dell'universo locale; per la stima della massa del SMBH imponendo la condizione di equilibrio idrostatico; un possibile impiego dei risultati nell'ambito dei modelli semi-analitici di coevoluzione di galassie e SMBH al centro di esse.

Frequency-dependent response of snow in uniaxial compression and comparison with numerical simulation

La determinazione del modulo di Young è fondamentale nello studio della propagazione di fratture prima del rilascio di una valanga e per lo sviluppo di affidabili modelli di stabilità della neve. Il confronto tra simulazioni numeriche del modulo di Young e i valori sperimentali mostra che questi ultimi sono tre ordini di grandezza inferiori a quelli simulati (Reuter et al. 2013)⁠. Lo scopo di questo lavoro è stimare il modulo di elasticità studiando la dipendenza dalla frequenza della risposta di diversi tipi di neve a bassa densità, 140-280 kg m-3. Ciò è stato fatto applicando una compressione dinamica uniassiale a -15°C nel range 1-250 Hz utilizzando il Young's modulus device (YMD), prototipo di cycling loading device progettato all'Istituto per lo studio della neve e delle valanghe (SLF). Una risposta viscoelastica della neve è stata identificata a tutte le frequenze considerate, la teoria della viscoelasticità è stata applicata assumendo valida l'ipotesi di risposta lineare della neve. Il valore dello storage modulus, E', a 100 Hz è stato identificato come ragionevolmente rappresentativo del modulo di Young di ciascun campione neve. Il comportamento viscoso è stato valutato considerando la loss tangent e la viscosità ricavata dai modelli di Voigt e Maxwell. Il passaggio da un comportamento più viscoso ad uno più elastico è stato trovato a 40 Hz (~1.1•10-2 s-1). Il maggior contributo alla dissipazione è nel range 1-10 Hz. Infine, le simulazioni numeriche del modulo di Young sono state ottenute nello stesso modo di Reuter et al.. La differenza tra le simulazioni ed i valori sperimentali di E' sono, al massimo, di un fattore 5; invece, in Reuter et al.⁠, era di 3 ordini di grandezza. Pertanto, i nostri valori sperimentali e numerici corrispondono meglio, indicando che il metodo qui utilizzato ha portato ad un miglioramento significativo.

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.

Teorema del viriale e applicazioni astrofisiche

Il teorema del viriale consiste in una relazione tra energia cinetica e energia potenziale totali di un sistema all'equilibrio. Il concetto di Viriale (dal latino vires, plurale di vis, 'forza') è stato introdotto dal fisico e matematico tedesco Rudolf Julius Emanuel Clausius (1822-1888) per indicare la quantità N
Fi •xi i=1 che rappresenta la somma, fatta su tutte le N particelle di un sistema, dei prodotti scalari del vettore forza totale agente su ciascuna particella per il vettore posizione della particella stessa, rispetto ad un riferimento inerziale scelto. Tale quantità altro non è che un'energia potenziale. Dire che un sistema di particelle è virializzato equivale a dire che esso è stazionario, cioè all'equilibrio. In questo elaborato sono di nostro interesse sistemi astrofisici gravitazionali, in cui cioè l'energia potenziale sia dovuta solo a campi gravitazionali. Distingueremo innanzitutto sistemi collisionali e non collisionali, introducendo i tempi scala di attraversamento e di rilassamento. Dopo una trattazione teorica del teorema, nell'approssimazione di continuità - per cui sostuiremo alle sommatorie gli integrali - e di non collisionalità, an- dremo a studiarne l'importanza in alcuni sistemi astrofisici: applicazione agli ammassi stellari, alle galassie e agli ammassi di galassie, stima della quantità di materia oscura nei sistemi, instabilità di Jeans in nubi molecolari, rotazione delle galassie ellittiche. Per ragioni di spazio non saranno affrontati altri casi, di cui ne citiamo alcuni: collasso delle stelle, stima della massa dei buchi neri al centro delle galassie, 'mass-to-light ratio' di sistemi sferici. Parleremo in generale di “particelle” costituenti i sistemi per intendere stelle, galassie, particelle di gas a seconda del sistema in esame. Trascureremo in ogni caso le influenze gravitazionali di distribuzioni di densità esterne al sistema.

Caratteristiche morfologiche della retina nei Cetacei

Le caratteristiche strutturali dell’occhio dei Cetacei sono state in passato oggetto di studio. Tuttavia, i dati relativi alla stratigrafia della retina ed alle caratteristiche morfologiche dei neuroni gangliari in essa presenti sono piuttosto ridotti; per questo motivo, l’obiettivo della presente ricerca è stato quello di studiare, mediante metodiche di immunoistochimica, l’uso della microscopia ottica e di opportuni software di analisi immagine, le caratteristiche morfologiche della retina e delle cellule gangliari in essa presenti in differenti specie di Cetacei. Per la presente ricerca sono stati utilizzate come specie di riferimento i seguenti Delfinidi: tursiope (Tursiops truncatus) e stenella striata (Stenella coeruleoalba). Le analisi sulle sezioni interessano l’area, la densità dei neuroni gangliari, la stratigrafia della retina e l’analisi morfometrica degli strati e dei neuroni. I risultati ottenuti indicano come la retina del tursiope e della stenella striata, nonostante un'organizzazione di base assai simile a quella degli altri Mammiferi, mostri caratteristiche qualitative sue proprie. Gli strati retinici sono quelli che si osservano in tutti i Mammiferi e lo spessore totale della retina è, nel tursiope (101,23 µm ) e nella stenella striata (108.35 µm ), pressochè simile ai Mammiferi terrestri (110-220 µm). Nell'ambito della retina, lo strato che presento lo spesso medio maggiore è quello dei granuli interni (SNE); tale dato non coincide con quanto osservato in altri Mammiferi. I neuroni gangliari presenti nella retina di tursiope e stenella striata mostrano, analogamente a quanto osservato in altri Cetacei, una bassa densità cellulare. Nel tursiope e nella stenella striata le aree a maggiore densità cellulare presentano neuroni multipolari di dimensioni minori rispetto a quelle con bassa densità. Questo dato potrebbe indicare una "cellularità" (quantità di superficie occupata da cellule) costante nei differenti distretti retinici. I neuroni gangliari presenti nella retina di tursiope e stenella striata sono disposti in un unico strato, come osservato in numerosi altri Cetacei, ma differisce da quanto osservato nel capodoglio (Physeter macrocephalus) dove tali cellule si dispongono in strati multipli. Neuroni gangliari di grandi dimensioni sono stati osservati sia nel tursiope che nella stenella striata. Tale dato coincide con quanto osservato in altri Odontoceti ed in alcuni Misticeti. Allo stato attuale non è ancora stato dato un chiaro significato funzionale alle cellule gangliari giganti. Un possibile ruolo potrebbe essere quello di condurre, in animali di grossa mole, l'impulso nervoso molto velocemente, grazie alla presenza di un assone provvisto di un diametro notevole. Tale interpretazione non è da tutti accettata in quanto Mammiferi terrestri di grandi dimensioni non presentano nella loro retina neuroni gangliari giganti.

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.

Influenze ontogenetiche e ambientali sui fattori di condizione di Merluccius merluccius Linnaeus, 1758 (Pisces: Gadiformes) e Galeus melastomus Rafinesque, 1810 (Pisces: Carcharhiniformes): Implicazioni sulla gestione delle risorse

In ecologia della pesca, i fattori o indicatori della “condizione” di un organismo forniscono molte informazioni sulle caratteristiche di adattamento dei pesci all’ambiente e sul loro ruolo nell’ecosistema. La “condizione” include molte caratteristiche strutturali ed energetiche che possono variare in funzione dell’ontogenesi, del ciclo riproduttivo, ma anche in funzione delle caratteristiche dell’ambiente, incluso il grado di stress al quale è sottoposta una specie (es. la pressione di pesca). L’obiettivo del presente studio sperimentale è stato valutare eventuali differenze nell’abbondanza, nei parametri di popolazione, nella struttura demografica e negli indicatori di “condizione” di due specie, Merluccius merluccius (Pisces: Gadiformes) e Galeus melastomus (Pisces: Carcharhiniformes), in due diverse aree: Toscana settentrionale e meridionale, differenti per caratteristiche ambientali e pressione di pesca. Nella prima parte dell’analisi, sono stati confrontati gli indici di densità e biomassa, la struttura di taglia delle due popolazioni, su dati estratti dagli archivi storici delle campagne di pesca sperimentale MEDITS dal 1994 al 2013. Nella seconda parte dell’analisi invece, sono stati analizzati 1000 individui provenienti dalla campagna MEDITS 2014, integrati con campioni provenienti dallo sbarcato commerciale per il biennio 2014-2015. Gli individui di M. merluccius sono stati ripartiti in due classi di taglia (I = individui ≤ 18 cm LT; II = individui > 18 cm LT), quelli di G. melastomus in tre classi di taglia (I = individui ≤ 20 cm LT; II = individui 20 cm< x ≤ 35 cm LT; III= individui > 35 cm LT), suddivisi rispettivamente in 50 maschi e 50 femmine, per ogni classe. E’ stato condotto lo studio della crescita relativa attraverso l’analisi della relazione taglia/peso e lo studio della condizione tramite i seguenti indicatori: il fattore K di Fulton, l’indice epatosomatico (HSI) e l’indice gonadosomatico (GSI). I risultati di questa tesi hanno evidenziato differenze nei popolamenti, riconducibili alle diverse condizioni ambientali e alla pressione di pesca, tra le due aree indagate. L’area sud, interessata da un più intenso sforzo di pesca esercitato sui fondali della piattaforma e della scarpata continentale e da una morfologia del fondale differente, mostra una diversità in termini di crescita relativa e stato della “condizione”, che risulta più elevata in entrambe le specie, rispetto all’area settentrionale, caratterizzata invece da uno sforzo di pesca meno intenso, incentrato sull’ampia piattaforma continentale.

Prove a fatica su provini differentemente accresciuti a partire da polvere d'acciaio

Lo scopo della prototipazione rapida è la realizzazione di prototipi destinati alle osservazioni al fine di migliorare il progetto in via di sviluppo. Tuttavia, negli ultimi anni si sta cercando di ottenere prototipi che siano già di per sé funzionali e quindi oggetti pronti all'uso. Soprattutto per i materiali metallici, si stanno sviluppando tecniche di prototipazione che tendono a diventare veri e propri processi tecnologici di produzione: una di queste è il processo DMLS (Direct Metal Laser Sintering). La tecnologia di Sinterizzazione Laser Selettiva dei Metalli (DMLS) si realizza attraverso un processo per addizione stratificata, in cui l’utilizzo di un laser ad alta densità di energia permette di fondere metalli in polvere, creando il modello o il prototipo tridimensionale. La tecnologia DMLS risulta estremamente innovativa ed offre la possibilità di sviluppare componenti con un grado di precisione elevato e un livello di dettaglio accurato. I vantaggi di questa tecnologia sono diversi, ma il più importante è l'estrema flessibilità di progetto in quanto si eliminano i vincoli di fabbricazione dettati dalle tecniche di produzione convenzionali basate sull'asportazione di truciolo, dando così piena libertà di design al progettista. Un esempio di applicazione di questa tecnologia è la costruzione di stampi per lo stampaggio ad iniezione: per poter migliorare il ciclo di produzione (in termini di tempo e quindi di denaro) è possibile creare canali di raffreddamento interni ottimizzati con forme e traiettorie diverse dalle tradizionali rettilinee ottenute per foratura. Dunque, associando questa tecnologia con i diversi materiali disponibili in commercio, è possibile costruire manufatti altamente customizzati e performanti a seconda delle varie esigenze. L’obiettivo di questo lavoro è stato quello di stimare e confrontare il limite di fatica per vita infinita di tre serie di provini, ottenuti mediante il processo innovativo DMLS, accresciuti secondo la direzione verticale, orizzontale ed inclinata a 45°; in particolare si è voluto osservare il comportamento dei provini in quest’ultimo caso, non essendoci informazioni precise in letteratura. La polvere di metallo utilizzata per la fabbricazione dei provini è il Maraging Steel, un acciaio dalle caratteristiche meccaniche eccezionali utilizzato soprattutto nel campo aereonautico.

Condizioni di equilibrio di una nana bianca

Il seguente lavoro di tesi descrive un modello fisico di nana bianca all'equilibrio partendo da dati empirici tipici per tali stelle. Si schematizza la stella come una sfera di gas He completamente ionizzato di densità uniforme, a temperatura T=const e soggetta ad un potenziale gravitazionale centrale. Il gas si costituisce di una parte degenere relativistica (elettroni) ed una parte classica ideale (gli ioni). Si procede ricavando le relazioni essenziali per determinare le proprietà di un gas di Fermi degenere relativistico, mostrando come, al limite di Boltzmann, descrivano anche il caso classico. La trattazione teorica è progressivamente supportata dalle stime dei parametri caratteristici delle due componenti del gas per verificare le loro condizioni fisiche e stimare l'importanza dei rispettivi contributi all'intero sistema. Si procede quindi all'esposizione dell'equilibrio tra pressione degenere ed attrazione gravitazionale ponendo particolare attenzione alla relazione raggio-massa. Infine si discutono le condizioni entro le quali un sistema fisico con tali caratteristiche può sussistere, con esplicito riferimento al limite di Chandrasekhar.

Image quality and dose evaluation of filtered back projection versus iterative reconstruction algorithm in multislice computed tomography.

Il presente lavoro di tesi è stato svolto presso il servizio di Fisica Sanitaria del Policlinico Sant'Orsola-Malpighi di Bologna. Lo studio si è concentrato sul confronto tra le tecniche di ricostruzione standard (Filtered Back Projection, FBP) e quelle iterative in Tomografia Computerizzata. Il lavoro è stato diviso in due parti: nella prima è stata analizzata la qualità delle immagini acquisite con una CT multislice (iCT 128, sistema Philips) utilizzando sia l'algoritmo FBP sia quello iterativo (nel nostro caso iDose4). Per valutare la qualità delle immagini sono stati analizzati i seguenti parametri: il Noise Power Spectrum (NPS), la Modulation Transfer Function (MTF) e il rapporto contrasto-rumore (CNR). Le prime due grandezze sono state studiate effettuando misure su un fantoccio fornito dalla ditta costruttrice, che simulava la parte body e la parte head, con due cilindri di 32 e 20 cm rispettivamente. Le misure confermano la riduzione del rumore ma in maniera differente per i diversi filtri di convoluzione utilizzati. Lo studio dell'MTF invece ha rivelato che l'utilizzo delle tecniche standard e iterative non cambia la risoluzione spaziale; infatti gli andamenti ottenuti sono perfettamente identici (a parte le differenze intrinseche nei filtri di convoluzione), a differenza di quanto dichiarato dalla ditta. Per l'analisi del CNR sono stati utilizzati due fantocci; il primo, chiamato Catphan 600 è il fantoccio utilizzato per caratterizzare i sistemi CT. Il secondo, chiamato Cirs 061 ha al suo interno degli inserti che simulano la presenza di lesioni con densità tipiche del distretto addominale. Lo studio effettuato ha evidenziato che, per entrambi i fantocci, il rapporto contrasto-rumore aumenta se si utilizza la tecnica di ricostruzione iterativa. La seconda parte del lavoro di tesi è stata quella di effettuare una valutazione della riduzione della dose prendendo in considerazione diversi protocolli utilizzati nella pratica clinica, si sono analizzati un alto numero di esami e si sono calcolati i valori medi di CTDI e DLP su un campione di esame con FBP e con iDose4. I risultati mostrano che i valori ricavati con l'utilizzo dell'algoritmo iterativo sono al di sotto dei valori DLR nazionali di riferimento e di quelli che non usano i sistemi iterativi.