Relazione tra scavi in sotterraneo e deformazioni di versante in terreni argillosi

Lo scavo di un tunnel in ammassi rocciosi comporta una ridistribuzione degli stress nell’intorno del foro e induce spesso deformazioni della superficie che si traducono frequentemente in movimenti verticali verso il basso. In letteratura esistono soluzioni analitiche in grado di quantificare gli stress e la subsidenza indotti da uno scavo in sotterraneo. Tali soluzioni funzionano però solo per semplici casi. Al fine di valutare i risultati delle soluzioni analitiche e poter considerare modelli di materiale che si avvicinano maggiormente al comportamento reale del terreno, gli stress e le deformazioni indotte vengono spesso analizzati attraverso modellazioni numeriche. Tali modellazioni vengono svolte di norma tramite l’utilizzo di codici numerici bidimensionali alle differenze finite o agli elementi finiti. L’utilità di un approccio modellistico è particolarmente evidente nel caso dello studio degli spostamenti indotti in un versante dallo scavo di un tunnel. In questi casi le analisi numeriche mostrano che se si considera un versante ideale costituito da materiale elastico, lo scavo provoca spostamenti che tendono a convergere verso il tunnel. Se si considera invece un versante costituito da materiale elasto-plastico, lo scavo, in alcuni casi, può causare uno spostamento verso valle e verso il basso dell’intero versante. Si è voluto quindi indagare il complesso rapporto tra scavo e deformazioni utilizzando un approccio modellistico. A tale scopo è stato condotto uno studio sul tipo di deformazioni che avvengono in un versante teorico, interessato da scavo, a partire da differenti condizioni di stabilità iniziale e considerando tunnel di diverse dimensioni e contropressioni. I versanti considerati nelle modellazioni riproducono le condizioni tipiche dei versanti appenninici argillosi, caratterizzati da basso angolo di attrito interno, geometrie relativamente poco inclinate e coesione fortemente variabile. I risultati ottenuti sono stati successivamente testati analizzando un caso reale di interazione scavo-deformazione relativo a un versante appenninico costituito da Argille a Palombini.

The gas mass fraction and the dynamical state in x-ray luminous clusters of galaxies at low redshift

Gli ammassi di galassie sono le strutture gravitazionalmente legate con le più profonde buche di potenziale, pertanto è previsto che questi contengano una frazione di barioni non molto diversa da quella cosmologica. Con l’introduzione di modelli sempre più accurati di fisica barionica all’interno di simulazioni idrodinamiche è stato possibile predire la percentuale cosmica di barioni presente negli ammassi di galassie. Unendo questi modelli previsionali con misure della frazione di gas in ammassi e informazioni sulla densità di barioni dell’Universo si può ottenere una stima della densità di materia cosmica Ωm. L'obiettivo di questo lavoro di Tesi è la stima di Ωm a partire dalla frazione di gas osservata in questi sistemi. Questo lavoro era stato già fatto in precedenza, ma tenendo in considerazione solo gli ammassi più massivi e dinamicamente rilassati. Usando parametri che caratterizzano la morfologia della distribuzione di brillanza superficiale nei raggi X, abbiamo classificato i nostri oggetti come rilassati o disturbati, laddove presentassero evidenze di recenti attività di interazione. Abbiamo dunque valutato l’impatto degli oggetti disturbati sulla stima del parametro cosmologico Ωm, computando il Chi2 tra la frazione di massa barionica nell’Universo e quella da noi ricavata. Infine abbiamo investigato una relazione tra il valore della frazione di gas degli ammassi rilassati e quello dei disturbati, in modo da correggere quindi questi ultimi, riportandoli nei dintorni del valore medio per i rilassati e usarli per ampliare il campione e porre un vincolo più stringente su Ωm. Anche con il limitato campione a nostra disposizione, è stato possibile porre un vincolo più stretto su Ωm, utilizzando un maggior numero di oggetti e riducendo così l’errore statistico.

Teorema del viriale e applicazioni astrofisiche

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

Connection between x-ray and radio properties of cool-core galaxy clusters hosting radio mini-halos

Gli ammassi di galassie sono gli oggetti gravitazionalmente legati più grandi dell’Universo. Questi emettono principalmente in banda X tramite bremsstrahlung. Una frazione mostra anche emissione radio diffusa da parte di elettroni relativistici che spiraleggiano nel campo magnetico. Si possono classificare tre tipi di emissione: alon, relitti e mini-aloni radio (MH). I MH sono sorgenti radio su scale di ≥ 200 – 500 kpc, osservate al centro di ammassi caratterizzati dalla presenze di cool-core (CC). L’origine dei MH non è ancora chiara. Gli elettroni relativistici che emettono in banda radio hanno tempi di vita radiativi di molto inferiori a quelli necessari per diffondere sulle scale dell’emissione diffusa. Quindi non sono semplicemente iniettati dalle galassie presenti negli ammassi ed è necessario un meccanismo di accelerazione “in-situ” nell’ICM. I MH testimoniano la presenza di meccanismi che canalizzano parte del budget energetico disponibile nei CC nell’ICM.Quindi lo studio è importante per comprendere la fisica dell’ICM e l’interazione fra le componenti non termiche e termiche. I MH si formano attraverso la riaccelerazione delle particelle relativistiche ad opera della turbolenza del gas. L’origine di questa turbolenza tuttavia non è ancora ben compresa. Gli ammassi CC sono caratterizzati da un picco della brillanza X nelle regioni centrali e da un drop della temperatura verso il centro accompagnata da aumento della densità del gas. Si ritiene che questo sia dovuto al raffreddamento del gas che quindi fluisce nelle zone centrali. Recenti osservazioni in X risultan inconsistenti con il modello classico di CF, suggerendo la presenza di una sorgente di riscaldamento del gas su scale del core degli ammassi. Recentemente Zhuravleva (2014) hanno mostrato che il riscaldamento dovuto alla turbolenza prodotta dall'AGN centrale è in grado di bilanciare il processo di raffreddamento. Abbiamo assunto che la turbolenza responsabile del riscaldamento del gas è anche responsabile dell’accelerazione delle particelle nei MH. Nell’ambito di questo scenario ci si aspetta una correlazione tra la potenza del cooling flow, PCF, che è una misura del tasso di energia emessa dal gas che raffredda nei CC, e la luminosità radio, che è una frazione dell’energia della turbolenza che è canalizzata nell’accelerazione delle particelle. In questo lavoro di tesi abbiamo utilizzato il più grande campione disponibile di MH, allo scopo di studiare la connessione fra le proprietà dei MH e quelle del gas termico nei core degli ammassi che li ospitano. Abbiamo analizzato i dati di 21 ammassi e ricavato i parametri fisici all’interno del raggio di cooling e del MH. Abbiamo ricavato la correlazione fra luminosità radio, e PCF. Abbiamo trovato che le due quantità correlano in modo quasi-lineare confermando i risultati precedenti. Tale correlazione suggerisce uno stretto legame fra le proprietà del gas nei CC e l’origine dei MH.

Rilevamento di dettaglio della zona del Passo Val Clapa (Austroalpino superiore, Alta Val di Non)

Questo elaborato ha come obiettivo il rilevamento geologico di dettaglio di alcuni affioramenti del basamento polimetamorfico della Falda del Tonale, nella zona del Passo Val Clapa (Alta Val di Non, TN), e di verificare l’attribuzione delle litologie all’Unità d’Ultimo, di alto grado metamorfico, o a quella del Tonale, di più basso grado. In due affioramenti nelle immediate vicinanze del Passo Val Clapa sono stati rinvenuti principalmente gneiss e gneiss migmatitici a granato e cianite, anfiboliti e miloniti, mentre in un affioramento a E del passo gneiss migmatitici a granato e cianite, migmatiti (stromatiti e nebuliti) e ultramafiti. Le foliazioni, definite dall’orientazione preferenziale dei minerali, indicano due direzioni principali: un’orientazione NNE-SSW, immergente verso ESE, rilevata nelle rocce milonitiche, che è stata correlata alla presenza della linea della Val Clapa; un’orientazione NW-SE, immergente verso NE, insieme ad una blanda piega con asse orientato NNE-SSW, rilevata nelle ultramafiti e nelle loro rocce incassanti. Sono state inoltre misurate le giaciture dei principali set di fratture che interessano gli ammassi ed è stata documentata la presenza di pseudotachiliti all’interno delle miloniti. Il corpo ultramafico è stato cartografato al contatto fra stromatiti e nebuliti e quindi all’interno dell’Unità d’Ultimo. Le miloniti, invece, rimangono di attribuzione incerta, anche se il loro ritrovamento in associazione con anfiboliti retrocesse in facies scisti verdi e di pegmatiti faccia propendere per un’assegnazione all’Unità del Tonale. Un’analisi di dettaglio degli gneiss affioranti nelle vicinanze delle miloniti permetterebbe di classificarli come paragneiss a sillimanite, caratteristici dell’Unità del Tonale, o come paragneiss a granato e cianite, diagnostici dell’Unità d’Ultimo, contribuendo alla corretta attribuzione geologica di questi terreni.

Studio di fattibilita’ per lo sfruttamento geotermico delle gallerie del Brennero

Il calore contenuto in profondità negli ammassi rocciosi può essere estratto attraverso un sistema geotermico che prevede l’inserimento di tubazioni in corrispondenza del rivestimento del tunnel, all'interno del quale circola un fluido termovettore che assorbe calore dalle pareti circostanti. Il caso di studio analizzato è la Galleria di Mules, un tunnel scavato in metodo tradizionale all'interno del Granito di Bressanone, che funge come unica finestra di accesso sul lato italiano alla Galleria di Base del Brennero (BBT). Essa si sviluppa in direzione ovest-est per una lunghezza pari circa a 1780 m. In fase di esercizio. Attraverso una caratterizzazione geologica e idrogeologica dell’area di interesse, prove di laboratorio su campioni e rilevazioni delle temperature all’interno della galleria, è stato possibile delineare un quadro geotermico dell’area di interesse. I dati raccolti hanno permesso di ricavare un modello 3D delle temperature dell’area e, attraverso un’apposita procedura di calcolo, quantificare il potenziale energetico estraibile dal tratto di galleria considerato. Sulla base dei risultati ottenuti, è stato realizzato uno schema dettagliato della disposizione del circuito sorgente, adattato sul progetto definitivo del rivestimento interno alla Galleria di Mules. In assenza di potenziali utenze termiche nelle vicinanze del portale di accesso, si è ipotizzato di destinare la risorsa geotermica ad una pavimentazione stradale dotata di sistema snow and ice melting. La pavimentazione permetterà il collegamento fra la strada SS12 e l’imbocco del tunnel. E’ stata effettuata una stima dei costi di investimento dell’intero sistema a pompa di calore e, sulla base del fabbisogno energetico dell’utenza considerata, sono stati valutati i costi di esercizio, confrontandoli con altre possibili soluzioni. Lo studio ha dimostrato la fattibilità tecnico-economica di soluzioni di questo tipo e si pone come primo passo per approfondimenti futuri.

Formazione delle galassie e cenni sulla loro evoluzione

In questa tesi si vuole fornire una panoramica generale dei processi di formazione delle galassie, con l'aggiunta di alcuni cenni sulla loro evoluzione. Nel primo capitolo si danno alcune informazioni sulla natura di questi oggetti e su come è stata scoperta la loro esistenza. Poi, utilizzando le premesse di cui al capitolo 2, nel capitolo 3 si passa alla spiegazione della loro formazione a partire dagli eventi successivi al Big Bang, di cui si fornisce una breve cronologia. Nel capitolo 4 si dà una panoramica della formazione degli ammassi di galassie e si discute di alcune osservazioni compiute su di essi, per concludere con considerazioni sul loro futuro. Infine, nell'ultimo capitolo ci si concentra sull'evoluzione delle galassie, in particolare sui processi di merging e sulle collisioni.

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.