Fisica dell'accrescimento

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

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.

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.

Analisi delle proprieta' non termiche degli ammassi di galassie

In questa tesi si studiano gli aspetti dell’emissione non termica degli ammassi di galassie e le proprietà in confronto all’emissione termica dell’ICM, in particolare verranno messe a confronto le proprietà nella banda radio ed X. Si considerano in particolare le radiosorgenti diffuse: gli aloni, i relitti, i mini aloni e si mostra come l’andamento dello spettro radio degli aloni sia ripido alle alte frequenze; inoltre si nota che merger (scontri) recenti tra ammassi, sembrano fornire energia agli aloni ed ai relitti e dunque come conseguenza di ciò le proprietà nella banda radio e nei raggi X negli ammassi siano collegate tra di loro. I risultati sperimentali consentono di ipotizzare che gli ammassi con aloni e relitti siano caratterizzati da una forte attività dinamica che è collegata ai processi di merging. Si può vedere che i mini aloni sono le uniche sorgenti diffuse che non sono associate a merger tra ammassi. Si discute degli elettroni relativistici negli aloni radio, nei relitti radio e nei mini aloni radio. Trattando i campi magnetici degli ammassi, la loro origine e la polarizzazione che essi producono si evince che misurando la percentuale di polarizzazione si può stimare il grado d’ordine del campo magnetico in una radiosorgente. Se l’ICM in un ammasso possiede un forte effetto sulle strutture delle radiogalassie, la probabilità di formare radiosorgenti sembra non essere influenzata dall’ambiente dell’ammasso, ma soltanto dai merger degli ammassi. Nel secondo capitolo in particolare, si approfondisce invece la radiazione di sincrotrone.  

Caratteristiche principali dell'emissione di galassie a spirale

Una breve trattazione dei principali meccanismi di emissione delle galassie a spirale nelle varie bande dello spettro elettromagnetico

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.

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.

Caratteristiche principali dell'emissione di galassie a spirale

Lo spazio fra le stelle nelle galassie non è vuoto, ma è composto da gas rarefatto, particelle di polvere, un campo magnetico, elettroni, protoni e altri nuclei atomici relativistici; spesso questi elementi possono essere considerati come un’unica entità di- namica: il mezzo interstellare o più semplicemente ISM. Nel primo capitolo vedremo come il mezzo si distribuisce generalmente all’interno delle galassie a spirale, in fasce di temperatura sempre minore man mano che ci si allontana dal centro (HIM, WIM, WNM, CNM). La conoscenza della distribuzione del mezzo è utile per poter comprendere maggiormente i processi di emissione e le varie zone in cui questi avvengono in una tipica galassia a spirale, che è lo scopo di questa tesi. L’ISM infatti entra in gioco in quasi tutti i processi emissivi, in tutte le bande di emis- sione dello spettro elettromagnetico che andremo ad analizzare. Il nostro modo di vedere le galassie dell’universo è molto cambiato infatti nel corso dell’ultimo secolo: l’utilizzo di nuovi telescopi ci ha permesso di andare ad osservare le galassie anche in bande dello spettro diverse da quella visibile, in modo da raccogliere informazioni impossibili da ottenere con la sola banda ottica. Nel secondo capitolo andremo ad analizzare cinque bande di emissione (banda X, ot- tica, 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 re- gioni più fredde, formate da idrogeno ionizzato, sono responsabili delle righe di emis- sione 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 galas- sia 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 inter- stellare, siano rispettivamente la causa principale dell’emissione gamma e infrarossa.

Emissione di compton inverso e applicazioni astrofisiche

Nella tesi vengono trattati i fenomeni di urto tra fotoni e elettroni, nella fattispecie si riconoscono tre urti differenti: lo scattering Thomson, Compton e Compton Inverso (IC). L'attenzione viene focalizzata sull'effetto IC. Una volta riportati i risultati sui tre processi sopracitati, il testo prosegue con la trattazione del problema di interesse astrofisico, ovvero la Comptonizzazione. La Comptonizzazione è il caso più generale in cui IC e effetto Compton competono, e stabilisce come lo spettro fotonico viene modificato a causa delle interazioni col plasma. Vengono in seguito trattati due interessanti applicazioni astrofisiche della Comptonizzazione: l' effetto Sunyaev-Zel'Dovich e il Synchrotron-self-Compton.

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.

Processi di scattering in astrofisica

Lo scattering è un processo fisico che descrive le interazioni tra particelle e radiazione elettromagnetica. Esistono diversi tipi di scattering, dove la natura di questi processi dipende dall'energia della particella e della radiazione. Quando l'elettrone fermo subisce un urto elastico con un fotone di bassa energia si ha lo \emph{scattering Thomson}. In questo processo l'onda elettromagnetica accelera la particella; successivamente dopo l'urto l'onda viene diffusa con la stessa frequenza iniziale. Questo processo accade a basse energie poichè ad energie più alte prevale l'effetto dovuto allo \emph{scattering Compton}. In questo meccanismo un fotone interagisce con un elettrone cedendogli energia e in particolare si ha una variazione di frequenza per il fotone. Quando è l'elettrone a trasferire al fotone parte della sua energia si ha \emph{Inverse Compton}. Gli ultimi due processi in realtà sono situazioni limite di un caso più generale chiamato \emph{Comptonizzazione}. Considerando un plasma rarefatto di fotoni ed elettroni, la Comptonizzazione stabilisce come l'evoluzione dello spettro viene modificato a causa dell'interazione tra fotoni ed elettroni. Nel secondo capitolo di questo elaborato verrà esaminata l'emissione in banda X della radiazione elettromagnetica in seguito a fenomeni di accrescimento intorno a buchi neri; nello specifico si analizzerà l'emissione soft e hard per buchi neri galattici.

Performance evaluation of detector for digital radiography

Lo scopo di questo lavoro è la caratterizzazione fisica del flat panel PaxScan4030CB Varian, rivelatore di raggi X impiegato in un ampio spettro di applicazioni cliniche, dalla radiografia generale alla radiologia interventistica. Nell’ambito clinico, al fine di una diagnosi accurata, è necessario avere una buona qualità dell’immagine radiologica mantenendo il più basso livello di dose rilasciata al paziente. Elemento fondamentale per ottenere questo risultato è la scelta del rivelatore di radiazione X, che deve garantire prestazioni fisiche (contrasto, risoluzione spaziale e rumore) adeguati alla specifica procedura. Le metriche oggettive che misurano queste caratteristiche sono SNR (Signal-to-Noise Ratio), MTF (Modulation Transfer Function) ed NPS (Noise Power Spectrum), che insieme contribuiscono alla misura della DQE (Detective Quantum Efficiency), il parametro più completo e adatto a stabilire le performance di un sistema di imaging. L’oggettività di queste misure consente anche di mettere a confronto tra loro diversi sistemi di rivelazione. La misura di questi parametri deve essere effettuata seguendo precisi protocolli di fisica medica, che sono stati applicati al rivelatore PaxScan4030CB presente nel laboratorio del Centro di Coordinamento di Fisica Medica, Policlinico S.Orsola. I risultati ottenuti, conformi a quelli dichiarati dal costruttore, sono stati confrontati con successo con alcuni lavori presenti in letteratura e costituiscono la base necessaria per la verifica di procedure di ottimizzazione dell’immagine radiologica attraverso interventi sul processo di emissione dei raggi X e sul trattamento informatico dell’immagine (Digital Subtraction Angiography).

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.

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.

Studies on ToF-PET using Cherenkov radiation

La tomografia ad emissione di positroni (PET) è una tecnica di imaging di medicina nucleare, utilizzata oggi diffusamente in ambito clinico. Essa fornisce immagini e informazioni fisiologiche dei processi funzionali all’interno del corpo. La PET si basa sulla rilevazione di fotoni di annichilazione prodotti in seguito al decadimento di un radio farmaco iniettato nel paziente. I rilevatori convenzionali sono costituiti da un materiale scintillatore accoppiato ad un fotomoltiplicatore, solitamente un PMT o SiPM. Uno sviluppo della PET è la Time of Flight PET (ToF PET), attualmente già in commercio ed utilizzata con prestazioni eccellenti. Un’ulteriore modifica, che potenzialmente permetterebbe di ottenere una migliore risoluzione temporale, è la ToF PET basata sulla rilevazione di fotoni tramite radiazione Cherenkov, invece che luce di scintillazione. Questo lavoro di tesi è incentrato dunque su questa tecnica specifica. Si illustra una rassegna di pubblicazioni scientifiche degli ultimi anni riguardo ad essa con i relativi risultati ottenuti e i possibili sviluppi futuri. Infine si propone un approfondimento personale, nel quale, tramite un programma scritto in ROOT, si è realizzata una geometria di un sistema di rilevazione ToF PET. Esso prevede la rilevazione dei fotoni di annichilazione tramite un radiatore Cherenkov accoppiato ad un SiPM. In futuro questo potrà essere implementato e utilizzato per simulare il processo fisico della PET, verificando la validità e le prestazioni del sistema così sviluppato.