Fisica dell'accrescimento

Questo elaborato presenta una descrizione del fenomeno dell’accrescimento di materia su oggetti compatti, esponendo i principali modelli fisici a riguardo. Dopo un’introduzione, in cui viene mostrato come l’accrescimento rappresenti la più importante fonte di energia in astrofisica, si discute nel capitolo 1 il più semplice modello di accresci- mento, dovuto ad Hermann Bondi (1952). Tale modello, proprio per la sua semplicità, risulta molto importante, nonostante trascuri importanti aspetti fisici. Nel capitolo 2 si studia la fisica dei dischi di accrescimento, analizzando sia il caso generale che alcuni casi particolari, come quello stazionario o a viscosità costante. L’elaborato si conclude con una breve analisi dell’emissione termica da parte del disco di accrescimento.

Caratteristiche di emissione delle regioni HII

Le regioni HII sono nubi di idrogeno ionizzato da stelle di recente formazione, massicce e calde. Tali stelle, spesso raggruppate in ammassi, emettono copiosamente fotoni di lunghezza d’onda λ ≤ 912 Å, capaci di ionizzare quasi totalmente il gas che le circonda, composto prevalentemente da idrogeno, ma in cui sono presenti anche elementi ionizzati più pesanti, come He, O, N, C e Ne. Le dimensioni tipiche di queste regioni vanno da 10 a 100 pc, con densità dell’ordine di 10 cm−3. Queste caratteristiche le collocano all’interno del WIM (Warm Ionized Medium), che, insieme con HIM (Hot Ionized Medium), WNM (Warm Neutral Medium) ed CNM (Cold Neutral Medium), costituisce la varietà di fasi in cui si presenta il mezzo interstellare (ISM, InterStellar Medium). Il tema che ci prestiamo ad affrontare è molto vasto e per comprendere a fondo i processi che determinano le caratteristiche delle regioni HII sarebbero necessarie molte altre pagine; lo scopo che questo testo si propone di raggiungere, senza alcuna pretesa di completezza, è dunque quello di presentare l’argomento, approfondendone ed evidenziandone alcuni particolari tratti. Prima di tutto descriveremo le regioni HII in generale, con brevi indicazioni in merito alla loro formazione e struttura. A seguire ci concentreremo sulla descrizione dei processi che determinano gli spettri osservati: inizialmente mostreremo quali siano i processi fisici che generano l’emissione nel continuo, concentrandoci poi su quello più importante, la Bremmstrahlung. Affronteremo poi una breve digressione riguardo al processo di ricombinazione ione-elettrone nei plasmi astrofisici ed alle regole di selezione nelle transizioni elettroniche, concetti necessari per comprendere ciò che segue, cioè la presenza di righe in emissione negli spettri delle regioni foto-ionizzate. Infine ci soffermeremo sulle regioni HII Ultra-Compatte (UC HII Region), oggetto di numerosi recenti studi.

Classificazione delle galassie: caratteristiche morfologiche, fotometriche e cinematiche

In questo elaborato viene trattata la classificazione delle galassie ellittiche e a spirale. Per quanto riguarda gli aspetti morfologici viene in primo luogo esposta la sequenza di Hubble e in seguito tutte le sue declinazioni. Dopodichè viene svolta la parte che tratta gli aspetti fotometrici, ovvero i profili di brillanza delle galassie con le eventuali formule. Infine vengono considerate le caratteristiche cinematiche , trattando le curve di rotazione, che sono fondamentali per comprendere la dinamica delle galassie.

Campi magnetici in astrofisica: determinazione dell'intensità minima e massima del campo magnetico delle pulsar

L’intento dell’elaborato è quello di ricavare i limiti teorici ai quali è soggetta l’intensità del campo magnetico delle pulsar. Troveremo due relazioni: una che esprime il valore massimo dell’intensità del campo magnetico per una pulsar, e una che ne esprime il valore minimo. Combineremo infine i nostri due risultati in una disequazione, nella quale l'intensità del campo magnetico di una pulsar è minorata e maggiorata dai due termini trovati. Il valore massimo che può assumere l’intensità del campo magnetico di una pulsar verrà derivato dalla condizione di stabilità espressa dal teorema del viriale per un sistema sferico rotante in presenza di un campo magnetico. Enunceremo inizialmente il teorema del viriale nella sua forma generale, dopodiché ne presenteremo l'espressione in un caso statico in presenza di un campo magnetico. Abbandoneremo poi il caso statico per includere l'effetto della rotazione, non trascurabile nel caso delle pulsar. Dopo aver adattato la condizione di stabilità derivante dal teorema del viriale al nostro modello di pulsar, ricaveremo il valore massimo dell'intensità del campo magnetico. Il valore minimo che può assumere l’intensità del campo magnetico di una pulsar verrà ricavato uguagliando la potenza emessa dalla pulsar mentre ruota (approssimata ad un dipolo rotante) con la perdita di energia rotazionale che si osserva normalmente per questi oggetti. Otterremo alla fine due termini che delimitano i valori che può assumere l’intensità del campo magnetico per una pulsar. Sostituendo alla relazione trovata i valori di raggio e massa tipici per una pulsar, saremo in grado di riscrivere tale relazione unicamente in funzione del periodo di rotazione della pulsar e della sua derivata rispetto al tempo. Sostituiremo i valori di periodo e derivata temporale del periodo di una pulsar esistente per avere un’idea del range di valori sotteso dai due termini trovati.

Emissione di Compton inverso e applicazioni astrofisiche

Nell'elaborato viene affrontato il processo di diffusione di fotoni denominato Compton Inverso. Per prima cosa c'è una breve introduzione dove vengono elencati i vari processi di diffusione di radiazione e alcune applicazioni astrofisiche del Compton inverso che saranno poi affrontate nella seconda parte. Nel capitolo 1 viene fatta una trattazione fisica del processo e vengono analizzati potenza emessa e spettro risultante. Infine nel capitolo finale vengono approfondite le applicazioni astrofisiche più importanti del Compton inverso: Comptonizzazione, effetto Sunyaev-Zeldovich e Synchrotron Self Compton.

Formazione delle galassie

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

Classificazione spettrale delle stelle

Da sempre l'uomo ha osservato le stelle e il primo a intuire che lo studio degli spettri avrebbe permesso la comprensione della fisica e della chimica delle stelle fu il padre gesuita Secchi. Uno spettro contiene informazioni sui vari processi atmosferici stellari, dove la profondità e la forma di una riga permettono di raccogliere dati sulle condizioni fisiche del gas nelle regioni in cui essa si è formata. La classificazione spettrale è iniziata con il padre gesuita Secchi, che divise le stelle in quattro categorie. In seguito fu sostituita dalla classificazione di Harvard, composta da sette classi, O, B, A, F, G, K, M, caratterizzate da diversi range di temperature. Per risolvere il problema delle diverse luminosità all'interno della stessa classe, Yerkes creó u a nuova classificazione, data da un sistema bidimensionale che oltre a considerare la temperatura tiene conto della luminosità, che influisce molto nella struttura dello spettro. Si sono presi in considerazione anche gli spettri peculiari, cioè che presentano delle anomalie, come un'insolita abbondanza di metalli. Nell'ultimo capitolo viene trattato il diagramma H-R come applicazione delle classificazioni spettrali, accennando come il punto di turn-off del diagramma permetta di calcolare l'età di un ammasso stellare.

Righe spettrali: formazione, shift ed allargamento

In questo breve elaborato si vuole spiegare l’importanza dello studio di un corpo celeste mediante l’osservazione del suo spettro ovvero un grafico del flusso emesso in funzione della frequenza o della lunghezza d’onda nel quale sono presenti righe spettrali, formate dall’interazione tra materia e radiazione, a causa dell’assorbimento od emissione di fotoni a seguito di transizioni elettroniche, ma anche vibrazionali e rotazionali per le molecole. In particolare, dall’analisi delle righe spettrali si traggono diverse informazioni sull’oggetto, quali, la composizione e l’abbondanza delle specie chimiche che lo compongono in base al tipo di righe presenti e alla loro intensità, si deduce la temperatura e la pressione dell’oggetto studiato dalla larghezza di queste, ancora, informazioni sul moto relativo e la distanza dall’osservatore misurando lo shift delle righe; infine densità e campi magnetici del mezzo interstellare. Per molti oggetti astronomici, troppo distanti, lo studio dello spettro è l’unico modo per trarre conclusioni sulla loro natura. Per questo, nel primo capitolo si ricava l’equazione del trasporto radiativo, soffermandosi sui processi che regolano l’assorbimento e l’emissione di energia. Il secondo capitolo invece, tratta il caso particolare delle atmosfere stellari, nel quale si ricava, con una serie di approssimazioni fatte sull’equazione del trasporto radiativo, quale parte osserviamo di una stella e dove si formano le righe spettrali. Successivamente ci si è concentrati sui meccanismi che portano alla formazione delle righe spettrali, analizzando sia le transizioni radiative con i coefficienti di Einstein, sia quelle collisionali, e distinguendo tra transizioni permesse o proibite con le regole di selezione. Infine si sono esaminate le informazioni che si possono ricavare dalle righe spettrali, approfondendo sui fenomeni di shift e modifica di queste, descrivendo più nel dettaglio la riga a 21 cm dell’atomo di idrogeno, fondamentale in astrofisica.

Processi di scattering in astrofisica

L'attenzione è stata posta su tre fenomeni fondamentali di scattering: Thomson, Compton e Compton inverso. Sono state sottolineate alcune ed eventuali applicazioni astrofisiche di questi e valutate le implicazioni o generalizzazioni che da tali fenomeni possono derivare: Synchrotron Self-Compton, Comptonizzazione ed effetto Sunyaev-Zeldovich termico. Infine è stato preso un caso astrofisico come applicazione di questi fenomeni: Sagittarius A*, una fonte radio proveniente dal centro della nostra galassia, molto studiata negli anni, citando un articolo pubblicato su una rivista scientifica nel 2012.

Caratteristiche principali dell'emissione di galassie a spirale

L’universo è il luogo che permette agli esseri umani di osservare i fenomeni fondamentali che regolano le leggi della fisica e della natura. La luce e quindi la radiazione elettromagnetica è ciò che gli astronomi utilizzano e studiano, per conoscere i meccanismi principali che governano la moltitudine di corpi celesti presenti nel cosmo. Tra questi le galassie a spirale, crogiolo di oggetti e fenomeni che permettono lo studio dell’evoluzione e dell’avanzamento dell’universo. In questo elaborato verranno presentate le loro peculiarità prestando attenzione alla loro morfologia, composizione e ai principali processi di emissione di radiazione andandone ad analizzare le diverse bande dello spettro elettromagnetico

Emissione di Bremsstrahlung e applicazioni astrofisiche

Scopo di questo elaborato è studiare il processo di emissione di radiazione chiamato Bremsstrahlung, parola tedesca che letteralmente vuol dire radiazione di frenamento e che indica la radiazione emessa da una carica elettrica accelerata dal campo coulombiano di un’altra carica. L’emissione di Bremsstrahlung avviene nel continuo e interessa un ampio intervallo di lunghezze d’onda, che va dalle onde radio fino ai raggi γ. Nel capitolo 1 tratteremo sia la radiazione prodotta da un singolo evento, sia quella prodotta da un plasma reale. Successivamente, ci concentreremo sulla Bremsstrahlung termica, approfondendo anche la questione dell’autoassorbimento e della brillanza di Bremsstrahlung. Il capitolo si chiude con la descrizione della Bremsstrahlung relativistica. Nel capitolo 2 descriveremo invece alcuni oggetti astrofisici in cui la Bremsstrahlung gioca un ruolo importante (il mezzo interstellare e le regioni HII, il mezzo intracluster) e concluderemo accennando al ruolo che questo processo radiativo ha nelle cascate elettromagnetiche nell’atmosfera terrestre che consentono lo studio dei raggi γ.

Mock HI observations of Milky Way-like simulated galaxies

L'obiettivo di questo lavoro di tesi consiste nel descrivere sia il processo necessario per la creazione di osservazioni sintetiche di galassie simulate simili alla Via Lattea nella riga di emissione a 21 cm dell'idrogeno neutro (HI), sia il lavoro di analisi fondamentale che serve a confrontare in modo efficace l'output generato con delle osservazioni di galassie reali. Come prima cosa è descritta la teoria quantistica che sta alla base dell'emissione a 21 cm di HI, illustrando l'importanza di tale riga di emissione nell'ambito dell'astronomia e come si possano ottenere informazioni fondamentali sulle sorgenti di questa radiazione a partire dai dati osservativi. Il lavoro poi si focalizza sull'utilizzo del software MARTINI per la creazione di osservazioni sintetiche della linea a 21 cm per una galassia simulata con proprietà simili alla Via Lattea generata utilizzando il modello numerico SMUGGLE. Infine, si passa ad una breve descrizione dell'analisi dei dati sintetici creati, e al loro confronto con dei dati provenienti da osservazioni reali di galassie con proprietà simili, per ottenere una valutazione qualitativa della bontà del modello SMUGGLE impiegato nella simulazione numerica.

Proprietà degli ammassi di galassie

Nello studio dell’universo su larga scala, piu` precisamente osservando come le galassie sono distribuite in esso, gli astronomi hanno potuto riscontrare che queste raramente si trovano isolate nello spazio. Sono infatti piu` frequentemente legate tra loro gravitazionalmente in gruppi o in ammassi di galassie. Il presente elaborato approfondisce le componenti, i criteri di classificazione e nello specifico le proprieta` che caratterizzano tali ammassi. In ultima analisi vengono presi in considerazione i principali processi di radiazione che hanno permesso di conoscere e studiare le strutture che definiscono questi sistemi.

Campi magnetici in astrofisica

Circa 2500 anni fa, a Magnesia, l’uomo scopriva la magnetite, un minerale del ferro che ha un contenuto di metallo particolarmente alto. Fu così che l’umanità venne a contatto per la prima volta, più o meno consapevolmente, con gli effetti dei campi magnetici. Già il filosofo greco Talete di Mileto nel VI secolo a.C. descrisse gli effetti di tali pietre, ma l’umanità non smise di esserne affascinata. Un esempio astronomicamente noto di campo magnetico su ampia scala è quello terrestre: il nostro pianeta si può pensare come un grosso magnete con un campo di BE ≈ 0.3...0.5G, che tra le altre cose ci protegge dalle particelle ad altissima energia intrappolandole nelle cosiddette fasce di Van Allen. Vi sono poi campi magnetici molto più intensi, a partire da quelli generati in altri pianeti, come Giove, o di stelle e altri corpi celesti particolarmente densi, che possono raggiungere i 10^15G. Ma i campi magnetici sono largamente diffusi anche in tutto lo spazio interstellare e intergalattico, dove hanno valori molto inferiori, che sfiorano i pochi μG. Come si può intuire, un così ampio spettro di valori si traduce in un’altrettanto ricca gamma di metodi di rilevazione. In particolare, in questo elaborato, ci concentreremo soprattutto sui metodi di studio dei campi magnetici meno intensi, la cui conoscenza si basa sulle proprietà osservabili della radiazione di sincrotrone, principalmente indi- viduabili dai dati radio. Dedichiamo quindi un breve capitolo alla derivazione dello spettro della radiazione suddetta (Capitolo 2), preceduto da un accenno alle proprietà energetiche dei plasmi magnetizzati (Capitolo 1). Ci occupiamo infine per l’intero Capitolo 3 di alcuni tra i più diffusi metodi diagnostici, preferendo, come già anticipa- to quelli che analizzano gli spettri prodotti da elettroni relativistici in moto in campi magnetici, ma attraversando comunque gli effetti dei plasmi magnetizzati sulla propagazione della luce e sulla separazione delle righe spettrali.

Equazioni di stato della materia in astrofisica

Le equazioni di stato (EdS) sono relazioni che permettono di descrivere sistemi termodinamici all'equilibrio. Un esempio di questi sistemi sono i gas, che si possono dividere in gas perfetti e gas degeneri, che differiscono per importanti proprietà e caratteristiche fisiche. Le proprietà dei gas degeneri cambiano in base al tipo di particelle che li compongono, il comportamento di un gas degenere di Fermioni è molto diverso da quello di un gas degenere di Bosoni. Per lo studio e la descrizione dei gas degeneri di Fermioni entrano in gioco il principio di esclusione di Pauli ed il principio di inderteminazione di Heisenberg. Attraverso le EdS si possono descrivere gli interni stellari poiché per via delle alte temperature le stelle sono formate da gas completamente ionizzato. La pressione all'interno di una stella è data dalla somma tra la pressione di radiazione, la pressione elettronica e la pressione ionica, in base al tipo di gas elettronico che si ha ed alla temperatura interna la stella può essere formata da gas perfetto o gas degenere. Lo studio del regime di pressione interno per una stella si fa con il grafico densità-temperatura, in cui una stella viene rappresentata nel piano attraverso queste due grandezze. Si vede come le stelle di sequenza principale siano formate da gas perfetto mentre i corpi compatti come le nane bianche sono formati da gas completamente degenere. Attraverso le EdS ed il principio dell'equilibrio idrostatico si possono ricavare la temperatura interna per le stelle di sequenza principale e la relazione massa-raggio per le nane bianche.