Emissione di Compton inverso e applicazioni astrofisiche

Con questa Tesi si vuole illustrare L'effetto Compton inverso e alcune delle sue applicazioni astrofisiche. Poichè l'effetto Compton inverso è un processo di scattering si è ritenuto importante spiegare, brevemente, la diffusione Thomson e la diffusione Compton per mostrare le differenze tra i tre processi. Successivamente si è studiata l'emissione per Compton inverso dovuta a una singola interazione, la potenza e lo spettro del caso generale. Tra le applicazioni astrofisiche si sono riportate la Comptonizzazione e il Synchrotron self-Compton, per poi approfondire ognuna con una esempio specifico. Nel caso della Comptonizzazione si è discusso l'effetto Sunyaev-zeldovich mentre i BL Lacertae rappresentano l'approfondimento relatico al Synchrotron self-Compton.

Teorema del Viriale

In questo elaborato si presenta il teorema del viriale, introdotto per la prima volta da R. J. E. Clausius nel 1870. É una relazione fra energia cinetica e poteziale totali di un sistema che, se soddisfatta, implica che questo sia in equilibrio. Sono equivalenti le affermazioni: "sistema virializzato" e "sistema in equilibrio". Sebbene in ordine cronologico la prima formulazione del teorema sia stata quella in forma scalare, ricaveremo, per maggiore generalità, la forma tensoriale, dalla quale estrarremo quella scalare come caso particolare. Sono di nostro interesse i sistemi astrofisici dinamici autogravitanti costituiti da N particelle (intese come stelle, gas etc.), perciò la trattazione teorica è dedotta per tali configurazioni. In seguito ci concentreremo su alcune applicazioni astrofisiche. In primo luogo analizzeremo sistemi autogravitanti, per cui l'unica energia potenziale in gioco è quella dovuta a campi gravitazionali. Sarà quindi ricavato il limite di Jeans per l'instabilità gravitazionale, con conseguente descrizione del processo di formazione stellare, la stima della quantità di materia oscura in questi sistemi e il motivo dello schiacciamento delle galassie ellittiche. Successivamente introdurremo nell'energia potenziale un termine dovuto al campo magnetico, seguendo il lavoro di Fermi e Chandrasekhar, andando a vedere come si modifica il teorema e quali sono le implicazioni nella stabilità delle strutture stellari. Per motivi di spazio, queste trattazioni saranno presentate in termini generali e con approssimazioni, non potendo approfondire casi più specifici.

Emissione di sincrotrone ed applicazioni astrofisiche

Una particella carica che si muove in un campo magnetico e` accelerata dalla forza di Lorentz, e di conseguenza emette della radiazione. Quindi si escludo- no a priori i neutroni, che sebbene siano formati da particelle cariche (i quarks) sono globalmente neutre. Per accelerazione, si intende anche solo un’acce- lerazione centripeta di cui risentono le particelle cariche nel campo, sebbene non vi sia una variazione nel modulo della velocita`. In base alla velocita` delle particelle cariche che si muovono nel campo magnetico si possono distinguere radiazione di ciclotrone e di sincrotrone. La radiazione di ciclotrone e` presente quando le particelle cariche hanno velocita` non relativistiche o relativistiche, invece la radiazione di sincrotrone e` presente quando le particelle hanno velo- cita` ultra-relativistiche. Entrambe sono radiazioni che non necessitano dell’equilibrio termico del mez- zo, e sono radiazioni impulsive. Cio` che le distingue, a parte la velocita`, e` la tipologia di impulsi che si misurano. Infatti nel caso del sincrotrone, ove le par- ticelle sono ultra-relativistiche, gli impulsi arrivano molto ravvicinati fra loro. Nel caso del ciclotrone arrivano impulsi meno ravvicinati che coincidono con la frequenza di rotazione nel campo magnetico. In questo elaborato ci si soffermera` esclusivamente sull’emissione di sincro- trone e su alcune applicazioni astrofisiche di questo processo, cercando di dare una trattazione sufficiente, seppur scarna, ai fini di capire un processo fisico molto importante negli ambienti astrofisici.

Dinamica delle galassie a spirale e delle galassie ellittiche

In questa tesi si vuole fornire una descrizione generale delle dinamiche delle galassie ellittiche e a spirale. Nel primo capitolo si danno informazioni generali sulle grandezze che caratterizzano le galassie e come esse vengono classificate. Nel secondo capitolo si espone il concetto di sistema collisionale, si fa notare come le galassie risultino essere sistemi non collisionali e come questo porti delle semplificazioni nella trattazione di questi oggetti e ne spieghi alcune caratteristiche. Si prosegue andando a considerare le equazioni che descrivono il moto (equazione non collisionale di Boltzmann, equazioni di Jeans, teorema del viriale in forma tensoriale) e le informazioni che si possono ricavare. Nel terzo capitolo ci si concentra sulle galassie ellittiche e sulle principali leggi che le descrivono e dalle quali è possibile ottenere stime riguardo distanza e dimensioni. Il quarto e ultimo capitolo è incentrato sulle galassie a spirale e in particolare sulla dinamica del disco, e come si è giunti all'ipotesi dell'esistenza della materia oscura, e sulla dinamica dei bracci.

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.

Caratteristiche principali dell'emissione di galassie ellittiche

In questo elaborato mi accingerò ad illustrare una concisa classificazione e descrizione della struttura delle galassie ellittiche. In seguito verranno trattati in modo più specifico i meccanismi alla base dell'emissione di questa classe di galassie, quali: corpo nero, breamsstrahlung, sincrotrone e Compton inverso.

Proprietà degli ammassi di galassie

In questa tesi di laurea triennale vengono esposte le conoscenze fondamentali che descrivono gli ammassi di galassie. I galaxy clusters sono strutture gravitazionalmente legate composte di galassie, gas denominato ICM (Intra Cluster Medium) e materia oscura. Queste 3 diverse componenti sono responsabili rispettivamente del 5%, 15% e 80% circa della massa totale dell’ammasso; per la maggior parte degli ammassi la massa totale è 10^{14-15} masse solari. Nella prima parte della tesi si illustrano brevemente queste 3 componenti e le si inquadrano nelle diverse classificazioni morfologiche degli ammassi. Nella seconda parte ho passato in rassegna alcune delle funzioni più importanti per descrivere un ammasso di galassie. Nella terza ed ultima parte sono esposti i principali meccanismi grazie ai quali conosciamo gli ammassi di galassie.

Campi magnetici in astrofisica

In ambiente astrofisico, se si parla di campi magnetici, due sono gli elementi che devono sovvenire alla mente: plasma relativistico e radiazione di sincrotrone. L'elaborato vuole illustrare in modo più semplice possibile come si presenta una radiosorgente dal punto di vista magnetoidrodinamico e, più ampiamente, come funziona a livello di interazione elettromagnetica di sincrotrone

Caratteristiche principali dell'emissione di galassie a spirale

Le galassie spirali hanno la forma di un disco, con un nucleo globulare più o meno prominente detto bulge e alcune braccia a spirale che si avvolgono attorno ad esso. Il tutto è in rotazione attorno all'asse del disco, con una velocità angolare che varia dal centro alla periferia. Le spirali vengono designate con la lettera S, seguita da una lettera (a, b o c) a seconda dell'importanza dei bracci. Nelle spirali di tipo Sa, i bracci sono piuttosto stretti e il nucleo è preponderante, nelle Sb invece i bracci sono più prominenti e nelle Sc sono ancora più importanti rispetto al nucleo e hanno anche un aspetto piu' "diffuso". Le spirali barrate, che si indicano con la notazione SB seguita dalle lettere a, b o c, sono identiche alle precedenti, salvo per il fatto che le braccia partono dalle estremità di una barra di stelle e gas che attraversa diametralmente il bulge, anziché direttamente da questo. Il contenuto di queste galassie a spirale è piuttosto disomogeneo; la densità della materia diminuisce dal centro verso la periferia. Inoltre possiedono una grande quantità di gas mischiato a polvere, dal quale si formano tutt'ora molte nuove stelle. Le stelle sono concentrate nel nucleo, nei bracci e in un alone di ammassi globulari disposti intorno alla galassia. Inoltre, questo gas è soggetto a processi violenti come l'esplosione di supernoavae, che vi immettono grandi quantità di energia e altro materiale, perciò la materia interstellare è disposta in modo piuttosto irregolare, concentrata in nubi di varie dimensioni. E da queste nubi si formano le stelle. Nella prima parte dell'elaborato ci occuperemo del mezzo interstellare: temperatura e densità differenziano le fasi dell' ISM, da qui discendono i vari processi di emissione/assorbimento che vedremo nella seconda parte. Principalmente andremo ad analizzare cinque bande di emissione (banda X, ottica, 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 regioni più fredde, formate da idrogeno ionizzato, sono responsabili delle righe di emissione 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 galassia 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 interstellare, siano rispettivamente la causa principale dell'emissione gamma e infrarossa.

Adroterapia: principi e applicazioni

In adroterapia vengono usati fasci di ioni (protoni e ioni carbonio) per il trattamento di tumori profondi; queste particelle possiedono molti vantaggi rispetto ai fotoni utilizzati nella radioterapia convenzionale. Il profilo dose-profondità di questi ioni è caratterizzato da una bassa dose nel canale di entrata e da un massimo molto pronunciato (picco di Bragg) nei pressi della fine del loro percorso: poiché l’ascissa di tale massimo dipende dall’energia del fascio, essa può essere cambiata semplicemente variando tale parametro. Inoltre, grazie alla carica elettrica posseduta da queste particelle, è possibile controllare sempre meglio anche le restanti due dimensioni riuscendo ad indirizzare il fascio sul target con precisione notevole riuscendo così a risparmiare i tessuti sani e le strutture critiche del nostro organismo. Mentre la protonterapia, grazie ai quasi cinquanta centri attualmente in funzione, sta diventando uno dei trattamenti standard per la cura dei tumori più difficili, la terapia con ioni carbonio è ancora ristretta a meno di dieci strutture, una delle quali è il CNAO con sede a Pavia. L’utilizzo di ioni carbonio presenta ulteriori vantaggi rispetto ai protoni, tra i quali un picco di Bragg con una larghezza minore e un diverso effetto radiobiologico: ciò rende gli ioni carbonio l’unica opzione praticabile nel trattamento di tumori radioresistenti. Questo lavoro è una rassegna dei sistemi e dei metodi utilizzati in adroterapia e del loro sviluppo: se ne evince che l’ostacolo maggiore alla diffusione di questa pratica è rappresentato dall’elevato costo del trattamento. La Sezione di Bologna dell’INFN e il Dipartimento di Fisica e Astronomia dell’Università di Bologna possiedono competenze relativamente a diverse tecnologie avanzate, tra cui il progetto per acceleratori "tascabili", che potrebbero ridurre drasticamente il costo della terapia. In tale ambito, la presente tesi costituisce uno studio preliminare alla costituzione di un gruppo di ricerca sull’adroterapia a Bologna in piena collaborazione con altre Sezioni dell’INFN, con le Divisioni di Radioterapia ospedaliere e con altre realtà nazionali ed internazionali.

Possibili fluttuazioni nel valore della costante di decadimento dei radionuclidi: studio per lo sviluppo di un esperimento di misura a lungo termine

Esperimenti condotti negli anni Ottanta per la determinazione della vita media di alcuni radioisotopi sembrano mostrare fluttuazioni anomale del valore delle costanti di decadimento. Negli anni a seguire, altri studi hanno tentato di spiegare l'origine delle fluttuazioni osservate in questi primi lavori. Insieme agli esperimenti che hanno mostrato anomalie, però, ve ne sono altri che non hanno registrato alcuna deviazione. Con il seguente elaborato si ha l'intento di ordinare e organizzare schematicamente gli articoli pubblicati finora e realizzare così un quadro della situazione attuale. Questo può essere utile per predisporre un esperimento, da svolgersi presso il Laboratorio di Fisica delle Radiazioni del Dipartimento di Fisica e Astronomia dell'Università di Bologna, che possa arricchire la casistica del fenomeno. Si affronta in conclusione la progettazione dell'esperimento a lungo termine, per il quale si prevede inizialmente una durata triennale delle osservazioni.

Novel transparent and flexible transistors for radiation harsh environment

La scoperta dei semiconduttori amorfi ha segnato l’era della microelettronica su larga scala rendendo possibile il loro impiego nelle celle solari o nei display a matrice attiva. Infatti, mentre i semiconduttori a cristalli singoli non sono consoni a questo tipo di applicazioni e i s. policristallini presentano il problema dei bordi di grano, i film amorfi possono essere creati su larga scala (>1 m^2) a basse temperature (ad es. <400 °C) ottenendo performance soddisfacenti sia su substrati rigidi che flessibili. Di recente la ricerca sta compiendo un grande sforzo per estendere l’utilizzo di questa nuova elettronica flessibile e su larga scala ad ambienti soggetti a radiazioni ionizzanti, come lo sono i detector di radiazioni o l’elettronica usata in applicazioni spaziali (satelliti). A questa ricerca volge anche la mia tesi, che si confronta con la fabbricazione e la caratterizzazione di transistor a film sottili basati su ossidi semiconduttori ad alta mobilità e lo studio della loro resistenza ai raggi X. La micro-fabbricazione, ottimizzazione e caratterizzazione dei dispositivi è stata realizzata nei laboratori CENIMAT e CEMOP dell’Università Nova di Lisbona durante quattro mesi di permanenza. Tutti i dispositivi sono stati creati con un canale n di ossido di Indio-Gallio-Zinco (IGZO). Durante questo periodo è stato realizzato un dispositivo dalle ottime performance e con interessanti caratteristiche, una delle quali è la non variazione del comportamento capacitivo in funzione della frequenza e la formidabile resistenza alle radiazioni. Questo dispositivo presenta 114 nm di dielettrico, realizzato con sette strati alternati di SiO2/ Ta2O5. L’attività di ricerca svolta al Dipartimento di Fisica e Astronomia di Bologna riguarda prevalentemente lo studio degli effetti delle radiazioni ionizzanti su TFTs. Gli esperimenti hanno rivelato che i dispositivi godono di una buona stabilità anche se soggetti alle radiazioni. Infatti hanno mostrato performance pressoché inalterate anche dopo un’esposizione a 1 kGy di dose cumulativa di raggi X mantenendo circa costanti parametri fondamentali come la mobilità, il threshold voltage e la sub-threshold slope. Inoltre gli effetti dei raggi X sui dispositivi, così come parametri fondamentali quali la mobilità, si sono rivelati essere notevolmente influenzati dallo spessore del dielettrico.

Looking for silicene: studies of silicon deposition on metallic and semiconductor substrates

Nel presente lavoro espongo i risultati degli esperimenti svolti durante la mia internship all’Institut des NanoSciences de Paris (INSP), presso l’Università Pierre et Marie Curie (Paris VI), nel team "Phisico-Chimie et Dynamique des Surfaces", sotto la supervisione del Dott. Geoffroy Prévot. L’elaborato è stato redatto e in- tegrato sotto la guida del Dott. Pasquini, del dipartimento di Fisica e Astronomia dell’Università di Bologna. La tesi s’inserisce nel campo di ricerca del silicene, i.e. l’allotropo bidimensionale del silicio. Il cosidetto free-standing silicene è stato predetto teoricamente nel 2009 utilizzando calcoli di Density Functional Theory, e da allora ha stimolato un’intensa ricerca per la sua realizzazione sperimentale. La sua struttura elettronica lo rende particolarmente adatto per eventuali appli- cazioni tecnologiche e sperimentali, mentre lo studio delle sue proprietà è di grande interesse per la scienza di base. Nel capitolo 1 presento innanzitutto la struttura del silicene e le proprietà previste dagli studi pubblicati nella letteratura scientifica. In seguito espongo alcuni dei risultati sperimentali ottenuti negli ultimi anni, in quanto utili per un paragone con i risultati ottenuti durante l’internship. Nel capitolo 2 presento le tecniche sperimentali che ho utilizzato per effettuare le misure. Molto tempo è stato investito per ottenere una certa dimistichezza con gli apparati in modo da svolgere gli esperimenti in maniera autonoma. Il capitolo 3 è dedicato alla discussione e analisi dei risultati delle misure, che sono presentati in relazione ad alcune considerazioni esposte nel primo capitolo. Infine le conclusioni riassumono brevemente quanto ottenuto dall’analisi dati. A partire da queste considerazioni propongo alcuni esperimenti che potrebbero ulteriormente contribuire alla ricerca del silicene. I risultati ottenuti su Ag(111) sono contenuti in un articolo accettato da Physical Review B.

Proprietà generali dei pianeti del Sistema Solare e ricerca di pianeti esterni

In quest’elaborato verranno trattate le caratteristiche fisiche, chimiche e morfologiche dei pianeti che compongono il Sistema Solare, escludendo però la Terra, in quanto lo studio del globo terrestre, seppur interessante, è argomento di geologia; per cui si è deciso di non descriverne le proprietà, anche se verrà usata la sua massa e il suo raggio come unità di riferimento per tutti i pianeti. Non verranno trattate questioni dinamiche come il problema di Keplero a piu` corpi e le risonanze orbitali, in quanto quest’argomento è già presente nell’elenco titoli degli elaborati delle laure triennali di Astronomia, per cui si esulerebbe dallo scopo di quest’elaborato; ci si limiterà dunque, soltanto ad accennare alcune questioni solo dove necessario. L’elaborato è suddiviso in varie sezioni: nella prima si farà un breve inventario di ciò che comprende il Sistema Solare e alle fasi della sua formazione che lo hanno portato alla sua attuale configurazione, nella seconda si analizzeranno le proprietà che definiscono i pianeti da un punto di vista fisico e le condizioni per cui assumono determinate caratteristiche, quali la forma, la temperatura di equilibrio, la presenza o meno di atmosfere e magnetosfere. Successivamente si passerà ad analizzare sommariamente, sotto le condizioni descritte nella sezione precedente, le proprietà caratteristiche di ciascun pianeta mettendo in evidenza analogie e differenze fra ciascun corpo. Dopo una breve sezione sui corpi minori e sulle decisioni che hanno portato a non considerare alcuni di questi corpi piu` come pianeti, si passerà a descrivere alcuni metodi di ricerca, grazie ai quali sono stati scoperti numerosi pianeti extrasolari. In appendice si riporteranno il significato di tutti i simboli e i valori delle costanti utilizzati spesso durante la stesura dell’elaborato.

Caratteristiche principali dell'emissione di galassie ellittiche

Fin dalla loro scoperta, le galassie ellittiche hanno sempre suscitato grande curiosità da parte degli astronomi, in quanto strutture dotate di dinamiche alquanto complesse. Spesso considerate meno affascinanti delle galassie a disco, esse vantano molteplici caratteristiche di carattere morfologico e radiativo; noi le osserviamo sulla Terra e fuori dall’atmosfera con ogni tipo di strumento, dato che tutto lo spettro elettromagnetico ne testimonia la presenza e, in molti casi, la piena attività nucleare. Obiettivo della presente dissertazione è fornire una panoramica generale riguardo le forme di emissione delle galassie ellittiche, approfondendo particolarmente i meccanismi principali e le modalità fisiche. Inizialmente vedremo brevemente come queste galassie vengono classificate e le leggi empiriche che ne descrivono alcuni importanti parametri osservativi; successivamente analizzeremo separatamente le tre bande (Ottica, X e Radio) in cui l’emissione è prominente, soffermandoci sui relativi meccanismi dominanti (rispettivamente: emissione di Corpo Nero, Bremsstrahlung e Sincrotrone) e le peculiarità.