Emissione non termica in ammassi di galassie in relazione con la massa del sistema

L'oggetto di studio di questa tesi e' l'analisi degli ammassi di galassie (galaxy clusters) e delle loro proprieta', attraverso un introduttiva analisi morfologica e dinamica, considerazioni sulle proprieta' termiche (con caratteristiche collegate direttamente dalla temperatura), ed infine l'ispezione dei meccanismi che generano le emissioni non termiche e le loro sorgenti. Cercheremo delle relazioni fra le une e le altre. In particolare studieremo specifiche conformazioni del mezzo intergalattico (ICM, intracluster medium) all'interno degli ammassi, quali Aloni, Relitti e Mini Aloni, attraverso le radiazioni che essi sprigionano nella banda dei raggi X e onde radio. Le prime osservazioni sugli ammassi di galassie sono state effettuate gia' alla fine del '700 da Charles Messier, che, al fine di esaminare il cielo alla ricerca di comete, forni un catalogo di 110 oggetti cosmici che, pur apparendo nebulosi per via della limitatezza di risoluzione dei telescopi di allora, non erano sicuramente comete. Fra questi oggetti vi erano anche ammassi di galassie. I primi studi approfonditi si ebbero soltanto con il rapido incremento tecnologico del XX secolo che permise di capire che quelle formazioni confuse altro non erano che agglomerati di galassie. Telescopi piu' grandi, e poi interferometri, radiotelescopi osservazioni agli X hanno sostanzialmente aperto il mondo dell'astrofisica. In particolare Abell stabili' nel primo dopoguerra il primo catalogo di ammassi su determinazione morfologica. Altri astronomi ampliarono poi i parametri di classificazione basandosi su caratteristiche ottiche e meccaniche. Le analisi piu' recenti infine basano le loro conclusioni sullo studio delle bande non ottiche dello spettro, principalmente i raggi X e onde Radio.

Determinazione della massa e relazione tra massa e proprietà non termiche in ammassi di galassie

Nella presente tesi, di argomento astrofisico, sono esaminati gli ammassi di galassie (galaxy clusters), ovvero gli oggetti virializzati più grandi dell’Universo. Attraverso una introduttiva analisi morfologica vengono descritte le proprietà di luminosità in banda X e radio dovute alle galassie che li compongono ed al caldo gas intergalattico (ICM IntraCluster Medium) tra queste interposto. In particolare è presa in esame l’emissione radio diffusa di natura non termica di sottostrutture del gas, note con il nome di Aloni, relitti e mini-aloni. Nei capitoli II e III l’attenzione si concentra sul non facile problema della determinazione della massa di un ammasso, proprietà che costituisce il principale oggetto di studio del presente lavoro, passando in rassegna e descrivendo i metodi più utilizzati: analisi dinamica delle galassie (equazione di Jeans ed equazione del viriale), osservazioni in banda X dell’ICM, weak lensing (WL), strong lensing (SL) ed infine WL e SL accoppiati. Una analisi critica ed un confronto tra questi metodi è sviluppata nel capitolo IV, prendendo in considerazione l’ammasso RCS2327. Il conclusivo capitolo V racchiude e collega gli argomenti delle sezioni precedenti cercando una possibile correlazione tra le proprietà emissive non termiche (in banda radio) e le masse di un campione di 28 ammassi, determinate mediante tecnica di weak lensing e strong lensing accoppiate.

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.

Emissione non termica in ammassi di galassie: analisi di radiosorgenti diffuse

Gli ammassi di galassie (galaxy clusters) sono aggregati di galassie legate dalla forza di attrazione gravitazionale. Essi sono le più grandi strutture virializzate dell’Universo e la loro luminosità è dovuta alle galassie che li compongono e al cosiddetto intracluster medium (ICM), gas intergalattico in grado di raggiungere temperature di milioni di gradi. L’ICM è caratterizzato da emissioni sia di tipo termico che non termico, rispettivamente nella banda X e nella banda Radio, dovute soprattutto al meccanismo di bremsstrahlung termica e all’emissione di sincrotrone. Lo studio delle radiazioni emesse da questo gas primordiale ha permesso di studiare alcuni processi caratteristici nella dinamica degli ammassi di galassie, come i fenomeni di merger e cooling flow , e di ottenere quindi una maggiore comprensione della formazione ed evoluzione degli ammassi. Essendo le più grandi strutture dell’Universo che abbiano raggiunto l’equilibrio viriale, il loro studio risulta infatti molto importante, in quanto fornisce un valido strumento per la formulazione di un Modello Cosmologico. Lo scopo di questo lavoro di tesi consiste in particolare nell'analisi di Aloni e Relitti radio, con maggiore approfondimento sui primi, e sulla ricerca di una correlazione della potenza Radio dei clusters sia con la loro luminosità nella banda X, che con la loro dimensione spaziale. La raccolta e l’elaborazione dei dati è stata svolta presso l’osservatorio di radioastronomia (ORA) situato nel CNR di Bologna.

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

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

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

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

Studio e modellazione numerica della propagazione di colate detritiche in ambiente appenninico

Il presente studio ha come obiettivi l’analisi, la modellazione numerica e la caratterizzazione del rischio idrogeologico di due siti dell’Appennino bolognese interessati negli ultimi due anni da colate detritiche, Serraglio (Comune di Castiglione dei Pepoli) e Chiapporato (Comune di Camugnano). Lo studio è stato condotto in collaborazione con il Servizio Tecnico di Bacino Reno della Regione Emilia-Romagna, che ha reso disponibile la documentazione relativa ai due eventi analizzati. I predetti eventi possono esser definiti “anomali” in relazione sia alla loro collocazione – essendo il fenomeno delle colate detritiche diffuso principalmente in aree montuose caratterizzate da un’altitudine media rilevante, come l’arco alpino – sia al fatto che non sono né catalogati né ricordati a memoria d’uomo eventi, in tali località, precedenti a quelli in esame. Il rischio idrogeologico, indotto dalla possibilità non remota di nuovi eventi, è dato non dal volume o dall’area interessata dai fenomeni, ma piuttosto dall’estrema velocità caratterizzante le colate detritiche, appunto definite come manifestazioni parossistiche lungo la rete idrografica secondaria con trasporto in massa di sedimenti. L’analisi effettuata ha anche fornito l’occasione per effettuare un confronto tra due realtà, quella di Serraglio e quella di Chiapporato, accomunate dalla stessa tipologia di evento, ma differenti in relazione all’uso del suolo, alle caratteristiche geomorfologiche e alle modalità di propagazione nel corso dell’evento. L’abitato di Serraglio, sito nella frazione di Baragazza, è stato colpito da una colata detritica il 20 gennaio 2009. Da un punto di vista geologico e geomorfologico la località è sovrastata da un versante boscato notevolmente acclive, caratterizzato dall’affioramento della cosiddetta Formazione di Cervarola: tali rocce, appartenenti alla categoria delle arenarie e solitamente presenti in strati compatti, in seguito alla naturale degradazione dovuta agli agenti atmosferici hanno dato luogo ad un detrito composto da blocchi e ciottoli di varia dimensione immersi in una matrice sabbiosa. Il distacco è avvenuto proprio in questo materiale detritico, reso instabile dal notevole apporto pluviometrico verificatosi nei giorni precedenti. La colata, sviluppatasi in seguito alla fluidificazione del materiale coinvolto in uno scivolamento di detrito di ridotta volumetria, si è incanalata in uno dei rii effimeri che drenano il versante con traiettorie tra loro pseudo parallele. Il debris flow, accelerato da un dislivello complessivo di 125 m, ha poi raggiunto due abitazioni, fortunatamente non abitate al momento dell’evento, depositando uno spessore detritico di oltre 1,5 m nella zona di transito prima di proseguire verso valle nella sua frazione più fine, incanalandosi di fatto lungo lo stradello asfaltato di accesso alle abitazioni e interessando la strada provinciale che collega Castiglione dei Pepoli all’uscita autostradale di Roncobilaccio. Da un punto di vista meteo-climatico il mese di gennaio 2009 è stato caratterizzato da precipitazioni fortemente superiori alla media, accompagnate da una ridotta insolazione. La continua oscillazione dello zero termico tra 0 e 900 m ha dato luogo alla formazione di uno spessore nivale al suolo di circa 20 cm tre giorni prima dell’evento e poi al suo rapido scioglimento contestualmente all’aumento termico, dato dalla risalita di aria calda umida di origine africana, accompagnata da quella perturbazione che ha poi di fatto innescato il fenomeno. Nelle 48 ore precedenti l’evento sono stati registrati apporti nivo-pluviometrici corrispondenti ad oltre 130 mm, che hanno causato la completa saturazione del detrito superficiale, l’innesco dello scivolamento di detrito e la sua successiva fluidificazione. Il distacco del materiale detritico, la sua movimentazione e la notevole erosione che ha caratterizzato l’alveo del rio durante il fenomeno – quantificata mediamente in 20 cm – sono state favorite dalle mediocri condizioni di salute del castagneto che copre il versante interessato dall’evento: la totale assenza di manutenzione e l’abbandono della coltivazione “a pali” del bosco hanno inibito la naturale funzione stabilizzante del boscato, trasformatosi da fattore inibente a fattore predisponente il fenomeno. La seconda colata detritica analizzata ha invece interessato la strada comunale che collega la frazione di Stagno all’abitato di Chiapporato, splendida borgata cinquecentesca, frequentata soprattutto da turisti ed escursionisti durante la stagione estiva. Il versante sede della colata, occorsa in data 8 novembre 2010, è caratterizzato da numerosi affioramenti della cosiddetta Formazione di Stagno, arenarie intervallate da strati marnoso-pelitici. Tale litotipo, soggetto alla naturale degradazione indotta dagli agenti atmosferici, origina un detrito composto da massi e ciottoli, raccoltisi, nell’area in esame, in un canalone posto ai piedi di una scarpata pseudo verticale delimitante il pianoro di “Val di Sasso”. Tale materiale detritico è stato poi fluidificato dalle abbondanti piogge, depositando, dopo oltre 320 metri di dislivello, circa un metro di detrito sul piano stradale per poi proseguire la sua corsa verso il Torrente Limentra e il Bacino di Suviana. L’evento è stato innescato da precipitazioni intense e persistenti che hanno depositato al suolo oltre 69 mm di pioggia in 25 ore. Nel mese precedente il fenomeno sono stati misurati oltre 530 mm di pioggia, quantitativi superiori alla media climatologica, che hanno sicuramente accelerato anche la degradazione della scarpata e l’accumulo di detriti nell’area sorgente. Le colate sopra descritte sono state poi simulate utilizzando il modello DAN-W (Dynamic ANalysis) del prof. Oldrich Hungr della University of British Columbia (Canada). Tale modello si basa su una discretizzazione della massa movimentata tramite il metodo degli “elementi di contorno” e sulla soluzione alle differenze finite di tipo Lagrangiano dell’equazione di De Saint Venant. L’equazione del moto, integrata verticalmente, è applicata a colonne strette di flusso (elementi di contorno). L’equazione di continuità è invece risolta riferendosi agli elementi di massa delimitati dai predetti elementi di contorno. Il numero di incognite principali eguaglia il numero di equazioni disponibili ed il problema è quindi completamente determinato. Gli altri parametri caratterizzanti la colata sono determinati tramite interpolazioni basate sull’ipotesi che sia la superficie del flusso sia quella della traiettoria siano ragionevolmente lisce. La soluzione è esplicita ed avviene per step temporali successivi. Al fine della determinazione dei parametri l’utilizzatore ha la possibilità di scegliere tra vari modelli reologici, quantificanti il termine di resistenza caratterizzante il moto. Su indicazione dell’autore del modello sono stati utilizzati il modello frizionale e quello di Voellmy, che, in casi simili, forniscono risultati più realistici (in relazione alla modellizzazione di colate di detrito). I parametri utilizzati per la calibrazione sono lo spessore di detrito depositato sul piano stradale, nel caso di Chiapporato, e a tergo della prima abitazione investita dalla colata nel caso di Serraglio, unitamente alla massima distanza raggiunta dai detriti. I risultati ottenuti utilizzando il modello reologico frizionale mostrano profili di velocità scarsamente rappresentativi, con una costante sovrastima della stessa, a fronte di una migliore capacità descrittiva degli spessori accumulatisi. Il modello di Voellmy ha invece prodotto andamenti di velocità più realistici, confrontabili con i valori forniti dalla letteratura internazionale, riuscendo al contempo a quantificare con precisione l’accumulo di detrito rilevato a seguito degli eventi. I valori dei parametri utilizzati nella modellazione sono stati ricavati dalle indicazioni dell’autore del modello affiancate dai range resi disponibili dalla letteratura. Entrambe le caratterizzazioni reologiche sono poi state oggetto di un’analisi di sensitività ai fini di quantificare il peso dei parametri utilizzati. Il modello frizionale si è rivelato particolarmente sensibile all’andamento del coefficiente di attrito basale e al coefficiente di pressione dei pori, con un lieve preponderanza del primo, mentre il modello reologico di Voellmy si è mostrato fortemente influenzato dal coefficiente di turbolenza e dal coefficiente di attrito, pressoché paritari nell’effettivo condizionamento dei risultati. Gli output ottenuti simulando l’evento di Serraglio sono risultati generalmente meno realistici di quelli ricavati nel caso di Chiapporato: ciò è probabilmente dovuto alle caratteristiche reologiche proprie del fenomeno occorso a Serraglio, classificabile come un ibrido tra un mud flow e un debris flow. Sono state infine avanzate proposte di intervento e di monitoraggio dei siti indagati, al fine di una mitigazione del rischio idrogeologico gravante sulle aree esaminate. Il caso di Serraglio presenta, a parere dello scrivente, un rischio idrogeologico più elevato, se paragonato a quello presente a Chiapporato, dati la vicinanza ad un centro abitato e lo status quo caratterizzante il versante sede del dissesto. Nei circa 18 mesi trascorsi dopo l’evento è stato possibile rilevare un progressivo ampliamento della nicchia di distacco dello scivolamento, poi evolutosi in colata con andamento tipicamente retrogressivo. Lo stato della vegetazione permane in condizioni problematiche, con frequenti ribaltamenti e sradicamenti (processi noti in letteratura come chablis) dei castagni presenti, con un conseguente aumento dell’erosione superficiale del versante e l’apporto detritico all’interno del rio. Tale detrito è poi trattenuto all’interno dell’alveo da una serie di briglie naturali formatesi a seguito della caduta di varie piante all’interno del canale stesso a causa del passaggio del debris flow o a fenomeni di chablis. La forte sovraescavazione occorsa in occasione della colata ha poi favorito l’innesco di una serie di piccoli scivolamenti superficiali confluenti nel rio stesso, anch’essi apportatori di detrito, ingrediente principale per un nuovo debris flow. È inoltre da notare come la zona di runout è tuttora parzialmente occupata dal detrito depositatosi a seguito dell’evento: tale configurazione, causando di fatto una riduzione della potenziale area di “sfogo” di un nuovo debris flow, acuisce il rischio di un’estensione areale verso valle degli effetti di un nuovo fenomeno, con un conseguente possibile maggior coinvolgimento dell’abitato di Serraglio. È stato quindi proposto di attuare un’adeguata regimazione dell’area boschiva caratterizzante il versante, unitamente ad una regimazione fluviale del rio, tramite la realizzazione di briglie in legno e pietrame – essendo l’area non cantierabile – e la rimozione degli accumuli detritici in seno all’alveo stesso. La nicchia di distacco principale e le nicchie secondarie dovranno poi essere oggetto di opportuna stabilizzazione. Più a valle è stata suggerita la rimozione dell’accumulo detritico presente nell’area di runout e la realizzazione di un’adeguata opera di ricezione delle acque del rio e di eventuali nuove colate: a tal fine si è ipotizzato il ripristino dell’antico alveo, successivamente deviato e tombato per permettere l’edificazione dell’abitazione poi investita dalla colata. È stato inoltre proposto un monitoraggio attraverso l’installazione di un pluviometro, tarato con opportune soglie di allarme, dotato di datalogger e modem GPRS al fine di comunicare in tempo reale, ai tecnici incaricati e agli abitanti, un eventuale superamento della soglia di allarme. Il caso di Chiapporato è invece caratterizzato da problematiche connesse al rischio idrogeologico meno rilevanti di quelle presenti a Serraglio. Ciò è dovuto allo scarso traffico caratterizzante la strada comunale e all’assenza di altri edifici o infrastrutture potenzialmente coinvolgibili da un nuovo evento. La probabilità del verificarsi di una nuova colata è però concreta, considerata la forte erosione caratterizzante il versante: trascorsi sei mesi dall’evento, è stato possibile rilevare nell’area sorgente un accumulo medio di detrito di circa mezzo metro di spessore. Le cause del dissesto, a differenza di Serraglio, non sono in alcun modo imputabili all’azione antropica: si tratta infatti della naturale evoluzione del versante sovrastante il piano stradale. Si propone quindi la collocazione di cartelli stradali indicanti il pericolo di caduta massi e colate detritiche agli automobilisti e ai pedoni, unitamente all’installazione di un cavo a strappo posto lungo l’alveo torrentizio collegato ad un semaforo dislocato nei pressi del guado della strada comunale sul rio Casale. L’eventuale verificarsi di un nuovo evento comporterebbe la lacerazione del cavo installato e l’attivazione del semaforo – e di un eventuale allarme acustico – con conseguente inibizione del traffico stradale in occasione del transito del debris flow. Nel contesto geologico e geomorfologico dell’Appennino tosco-emiliano i debris flow rappresentano una tipologia di dissesto da frana poco diffusa, ma comunque potenzialmente presente nelle aree dove i processi di alterazione e degradazione degli ammassi rocciosi affioranti generino accumuli di detrito e in condizioni morfologiche caratterizzate da elevate pendenze dei versanti. Questo studio ha permesso di approfondire la conoscenza di questi fenomeni, che presentano una magnitudo notevolmente inferiore rispetto al contesto alpino, ma la cui interferenza con l’attività antropica acuisce notevolmente il rischio idrogeologico nelle zone interessate. Si sottolinea, inoltre, che nell’attuale contesto climatico caratterizzato da sempre più frequenti piogge brevi ed intense ed eventi cosiddetti di rain on snow, la frequenza sia temporale che spaziale di tali fenomeni di dissesto appare destinata ad aumentare, anche in aree in precedenza non interessate.

Environment of radio sources in the vla-cosmos survey

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

Il diagramma h-r

Il diagramma H-R: - la definizione e la costruzione del diagramma H-R; - le classi principali di stelle nel diagramma H-R; - massa e raggio delle stelle nel diagramma H-R; - diagramma H-R ed evoluzione stellare; - il diagramma osservativo (magnitudine-colore); - diagramma CM di ammassi stellari; - le sequenze evolutive nel diagramma CM; - le reazioni termonucleari connesse a ciascuna fase evolutiva.

I raggi di Einstein come strumento per la cosmologia

La Tesi presenta uno studio sulla distribuzione dei raggi di Einsten compiuta su campioni di ammassi simulati. Il codice utilizzato, MOKA, consente la costruzione di vasti campioni di ammassi in differenti cosmologie e con differenti parametri strutturali. I risultati ottenuti sono stati confrontati con quelli ottenuti dalla simulazione cosmologica N-body ad alta risoluzione MUSIC. Sono stati quindi prodotti campioni di ammassi per sette valori diversi della normalizzazione dello spettro di potenza e 7 valori diversi del parametro di densità della materia mantenendo la geometria piatta

Emissione di Bremsstrahlung e applicazioni astrofisiche.

In ambiente astrofsico i principali meccanismi di produzione di energia sono associati a cariche elettriche in moto non uniforme. In generale è noto che cariche libere emettono radiazione elettromagnetica solamente se accelerate:una carica stazionaria ha campo elettrico costante e campo magnetico nullo, quindi non irradia, e lo stesso si ha per una carica in moto uniforme (difatti basta porsi nel sistema di riferimento solidale ad essa perchè si ricada nel caso precedente). In questo contesto si inserisce la radiazione di Bremsstrahlung, caratteristica dei plasmi astrofsici molto caldi e dovuta all'interazione coulombiana tra gli ioni e gli elettroni liberi del gas ionizzato. Data la piccola massa dell'elettrone, durante l'interazione lo ione non viene accelerato in maniera apprezzabile, quindi è possibile trattare il problema come quello di cariche elettriche negative decelerate dal campo coulombiano stazionario di un mare di cariche positive. Non a caso in tedesco la parola Bremsstrahlung signifca radiazione di frenamento". L'emissione di Bremsstrahlung è detta anche free-free emission poichè l'elettrone perde energia passando da uno stato non legato a un altro stato non legato. Questo processo di radiazione avviene nel continuo, su un intervallo di frequenze che va dal radio ai raggi gamma. In astrofsica è il principale meccanismo di raffreddamento per i plasmi a temperature elevate: si osserva nelle regioni HII, sottoforma di emissione radio, ma anche nelle galactic hot-coronae, nelle stelle binarie X, nei dischi di accrescimento intorno alle stelle evolute e ai buchi neri, nel gas intergalattico degli ammassi di galassie e nelle atmosfere di gas caldo in cui sono immerse le galassie ellittiche, perlopiù sottoforma di emissione X. La trattazione del fenomeno sarà estesa anche al caso relativistico che, per esempio, trova applicazione nell'emissione dei ares solari e della componente elettronica dei raggi cosmici. Infine la radiazione di Bremsstrahlung, oltre a permettere, solamente mediante misure spettroscopiche, di ricavare la temperatura e la misura di emissione di una nube di plasma, consente di effettuare una vera e propria "mappatura" del campo gravitazionale dei sistemi che hanno gas caldo.

Scala delle distanze in astrofisica

La misura delle distanze in astrofisica non è affatto semplice, ma è molto importante per capire le dimensioni dell'Universo e le caratteristiche dei corpi celesti. Inoltre per descrivere le enormi distanze astronomiche sono state introdotte delle apposite unità di misura, quali l'Unità Astronomica, l'anno luce e il parsec. Esistono vari modi per calcolare le distanze: i metodi geometrici, basati sulla parallasse; gli indicatori primari, utilizzano le cosiddette candele standard, cioè oggetti di cui è nota la magnitudine assoluta, per calcolare le distanze di galassie vicine, e sono calibrati sulle misure dei metodi geometrici; gli indicatori secondari, utilizzano gli indicatori primari come calibri per poter calcolare le distanze di galassie ed ammassi di galassie lontani. Quindi le distanze si calcolano attraverso una serie di passaggi successivi, creando così una vera e propria scala, in cui ogni gradino corrisponde ad un metodo che viene calibrato sul precedente. Con i metodi geometrici da Terra sono state misurate distanze fino a poche centinaia di parsec, con il satellite Ipparcos si è arrivati ai Kiloparsec e col satellite Gaia saranno note le distanze di tutte le stelle della galassia. Con gli indicatori primari è stato possibile calcolare le distanze delle galassie vicine e con quelli secondari le distanze di galassie ed ammassi lontani, potendo così stimare con la Legge di Hubble le dimensioni dell'Universo. In questo elaborato verranno analizzati diversi metodi: i vari tipi di parallasse (quella annua e di ammasso in particolare), il fit di sequenza principale per gli ammassi stellari, le stelle variabili (Cefeidi classiche, W Virginis, RR Lyrae), le Supernovae di tipo Ia, la relazione di Tully-Fisher, il Piano Fondamentale e la Legge di Hubble.

Emissione di bremsstrahlung e applicazioni astrofisiche

La radiazione elettromagnetica è una singola entità, come si deduce dall’universalità delle leggi di Maxwell, nonostante lo spettro elettromagnetico sia caratterizzato da regioni a cui si associano nomi differenti. Questo implica l’esistenza di un meccanismo fondamentale comune alla base di tutti i processi di radiazione, che si identifica in una carica in moto non uniforme. Infatti una carica stazionaria ha un campo elettrico costante e un campo magnetico nullo, quindi non irradia; lo stesso vale per una carica in moto uniforme. La radiazione di Bremsstrahlung, che avviene nel continuo, spaziando dal radio ai raggi gamma, fu scoperta negli anni ’30 del secolo scorso, in seguito all’osservazione che la perdita di energia che subisce un elettrone attraversando la materia non è data unicamente dalla ionizzazione: l’elettrone, accelerato dal nucleo ionizzato, irradia e, di conseguenza, viene frenato. Letteralmente “Bremsstrahlung“ significa “radiazione di frenamento” e in astrofisica rappresenta il principale meccanismo di raffreddamento di un plasma a temperature molto elevate; nel seguente elaborato tale plasma sarà considerato monoatomico e completamente ionizzato. Dall’analisi dello spettro di Bremsstrahlung si possono rilevare la temperatura e la misura di emissione della nube di gas osservato, che consentono di ricavare la densità, la massa e la luminosità della nube stessa. Nel capitolo 1 vengono riportate la descrizione di questo processo di radiazione e le principali formule che lo caratterizzano, illustrate in ambiente semiclassico (Bremsstrahlung termica) e in ambiente relativistico (Bremsstrahlung relativistica). Nel capitolo 2 segue la trattazione di alcuni esempi astrofisici: le regioni HII; il gas intergalattico degli ammassi di galassie ed emettono principalmente nella banda X; le galassie Starburst; le binarie X; la componente elettronica dei raggi cosmici e i brillamenti solari; infine un accenno agli oggetti di Herbig-Haro.

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.

Emissione di Bremsstrahlung e applicazioni astrofisiche

Nel 1930 Anderson osservò che le perdite di energia degli elettroni nell'attraversamento della materia sono maggiori di quanto previsto per le perdite per ionizzazione e attribuì correttamente questo fatto alla presenza di un'interazione con il campo coulombiano dei nuclei atomici e conseguente irraggiamento elettromagnetico. Al processo venne dato il nome di Bremsstrahlung (dal tedesco radiazione di frenamento). In astrofisica, la radiazione di Bremsstrahlung indica la presenza di un gas ionizzato o plasma. Esempi astrofisici includono i plasmi sottili, come nelle atmosfere stellari e il plasma caldo e denso, come si verifica nelle regioni centrali dei nuclei galattici attivi (AGN) o altri oggetti con accrescimento di materia.