Studio delle interazioni dei neutroni nell'esperimento xenon1t

La presenza di materia oscura nell'universo venne ipotizzata negli anni '30 a seguito di alcune anomalie nei risultati sperimentali ottenuti in astrofisica e cosmologia. La distribuzione di materia ottenuta non concordava infatti con i dati provenienti dalle osservazioni astronomiche e gli scienziati ipotizzarono l'esistenza di un tipo di materia, denominata appunto materia oscura, che interagisse debolmente con la radiazione elettromagnetica e fosse quindi interamente invisibile ai telescopi, sia che fossero a radiofrequenze che operanti nel campo del visibile o con raggi gamma e X, ma che producesse effetti gravitazionali. Nel corso degli anni si sono aggiunte ulteriori evidenze a sostegno dell'esistenza di materia oscura, provenienti anche dallo studio della cosmologia, e numerosi esperimenti (tra cui XENON, IGEX, DAMA/LIBRA) sono stati condotti per cercare di determinare tipo e massa delle particelle o la loro abbondanza (PLANCK). Il lavoro di questa tesi consiste in uno studio delle interazioni dei neutroni con lo xenon per l'esperimento XENON1T. I neutroni costituiscono un fondo particolarmente pericoloso per l'esperimento, in quanto producono uno scattering direttamente sul nucleo allo stesso modo delle particelle di materia oscura. Nel lavoro svolto sono state dapprima analizzate le caratteristiche delle singole interazioni con lo xenon contenuto nella camera, per poi passare ad uno studio più specifico sul comportamento dei neutroni prodotti dai fotomoltiplicatori del rivelatore. In seguito alle analisi svolte è stato possibile caratterizzare il fondo di neutroni in modo più preciso, permettendo di determinare alcuni criteri di selezione per il loro riconoscimento.

Resolved stellar populations in milky way and andromeda's new satellites

This thesis concerns the study of the variable stars and resolved stellar populations in four recently discovered dSphs, namely, Hercules and Ursa Major I (UMa I), which are UFD satellites of the MW; Andromeda XIX (And XIX) and Andromeda XXI (And XXI), which are satellites of M31. The main aim is to obtain detailed informations on the properties (age, metallicity, distance, and Oosterhoff type) of the stellar populations in these galaxies, to compare them with those of other satellites around the MW and M31, both ''classical'' dSphs and UFDs. The observables used to achieve these goals are the pulsating variables, especially the RR Lyrae stars, and the color magnitude diagram (CMD) of the resolved stellar populations. In particular, for UMa I, we combined B, V time-series observations from four different ground-based telescopes (Cassini, TLS, TT1 and Subaru) and for Hercules, we used archival data acquired with the Advanced Camera for Surveys (ACS) on board the HST. We used, instead B and V times-series photometry obtained with the Large Binocular Telescope (LBT) for And XIX and And XXI .

La ricerca dei mondi extra-solari: Implicazioni filosofiche e aspetti metodologici nella astrofisica moderna

Dopo una breve introduzione storiografica analizzo alcuni percorsi di studio dedicati alle metodologie di detezione dei pianeti extra-solari ed approfondisco alcuni aspetti teorici legati ai fenomeni di interazione dinamica tra pianeti e stelle nel corso delle loro fasi evolutive.

La PCA per la riduzione dei dati di SPHERE IFS

Nel primo capitolo di questa tesi viene presentata una panoramica dei principali metodi di rivelazione degli esopianeti: il metodo della Velocità Radiale, il metodo Astrometrico, il metodo del Pulsar Timing, il metodo del Transito, il metodo del Microlensing ed infine il metodo del Direct Imaging che verrà approfondito nei capitoli successivi. Nel secondo capitolo vengono presentati i principi della diffrazione, viene mostrato come attenuare la luce stellare con l'uso del coronografo; vengono descritti i fenomeni di aberrazione della luce provocati dalla strumentazione e dagli effetti distorsivi dell'atmosfera che originano le cosiddette speckle; vengono poi presentate le moderne soluzioni tecniche come l'ottica attiva e adattiva, che hanno permesso un considerevole miglioramento della qualità delle osservazioni. Nel terzo capitolo sono illustrate le tecniche di Differential Imaging che permettono di rimuovere efficacemente le speckle e di migliorare il contrasto delle immagini. Nel quarto viene presentata una descrizione matematica della Principal Component Analysis (Analisi delle Componenti Principali), il metodo statistico utilizzato per la riduzione dei dati astronomici. Il quinto capitolo è dedicato a SPHERE, lo strumento progettato per il Very Large Telescope (VLT), in particolare viene descritto il suo spettrografo IFS con il quale sono stati ottenuti, nella fase di test, i dati analizzati nel lavoro di tesi. Nel sesto capitolo vengono mostrate le procedure di riduzione dati e l'applicazione dell'algoritmo di IDL LA_SVD che applica la Principal Component Analysis e ha permesso, analogamente ai metodi di Differenzial Imaging visti in precedenza, di rimuovere le speckle e migliorare il contrasto delle immagini. Nella parte conclusiva, vengono discussi i risultati.

Formazione stellare cosmica ed evoluzione fotometrica delle galassie in modelli cosmologici non standard

L'avvento di strumenti di osservazione sempre più potenti ha permesso negli ultimi decenni di studiare a fondo gli oggetti che compongono l'universo nonchè di giungere a stabilirne una possibile geometria. Se da un lato i dati di WMAP supportano un determinato scenario ``di consenso'', questo non esclude, tuttavia che anche altre possibili soluzioni cosmologiche possano entrare in gioco una volta che una o più delle assunzioni portanti del modello ΛCDM vengano aggiornate o risultino, alla prova di nuovi fatti, inconsistenti. Ecco quindi che può essere interessante investigare quali implicazioni possano nascere da una scelta diversa del modello. Prenderemo in considerazione cinque modelli: oltre al modello di consenso (ΛCDM), valuteremo anche tre casi limite nel contesto della metrica di Friedmann. Dedicheremo particolare attenzione, infine, al modello dello Stato Stazionario. Studieremo, al variare di questi scenari, la formazione stellare cosmica e con l'utilizzo dei modelli di SSP di Buzzoni (2005) otterremo le proprietà fotometriche di una meta galassia, le quali verranno confrontate con osservazioni recenti (e.g. Madgwick et al. 2002).

Radio halos in a mass-selected sample of galaxy clusters

A fraction of galaxy clusters host Mpc-scale Radio Halos (RH), generated by ultrarelativistic electrons in the magnetized intra cluster medium (ICM). In the current view they trace turbulent regions in merging clusters, where relativistic particles are trapped and accelerated. This model has clear expectations about the statistical properties of RHs. To test these expectations large mass-selected samples of galaxy clusters with adequate radio and X-ray data are necessary. We used the Planck SZ cluster catalogue as suitable starting point of our investigation, selecting clusters with M500>6x10^14 Msun at 0.08ind significant statistical evidence (at 3.26σ) of an increase of the fraction of clusters with RH with the mass of the parent cluster and show that this increase is in line with statistical calculations based on the re-acceleration scenario. We confirm earlier findings that RHs are exclusively found in merging systems.

Origin of cold gas and dust in massive elliptical galaxies

The recent availability of multi-wavelength data revealed the presence of large reservoirs of warm and cold gas and dust in the innermost regions of the majority of massive elliptical galaxies. To prove an internal origin of cold and warm gas, the investigation of the spatially distributed cooling process which occurs because of non-linear density perturbations and subsequent thermal instabilities is of crucial importance. The first goal of this work of thesis is to investigate the internal origin of warm and cold phases. Numerical simulations are the powerful tool of analysis. The way in which a spatially distributed cooling process originates has been examined and the off-centre amount of gas mass which cools when different and differently characterized AGN feedback mechanisms operate has been quantified. This thesis demonstrates that the aforementioned non-linear density perturbations originate and develop from AGN feedback mechanisms in a natural fashion. An internal origin of the warm phase from the once hot gas is shown to be possible. Computed velocity dispersions of ionized and hot gas are similar. The cold gas as well can originate from the cooling process: indeed, it has been estimated that the surrounding stellar radiation, which is one of the most feasible sources of ionization of the warm gas, does not manage to keep ionized all the gas at 10^4 K. Therefore, cooled gas does undergo a further cooling which can lead the warm phase to lower temperatures. However, the gas which has cooled from the hot phase is expected to be dustless; nonetheless, a large fraction of early type galaxies has detectable dust in their cores, both concentrated in filamentary and disky structures and spread over larger regions. Therefore a regularly rotating disk of cold and dusty gas has been included in the simulations. A new quantitative investigation of the spatially distributed cooling process has therefore been essential: the contribution of the included amount of dust which is embedded in the cold gas does have a role in promoting and enhancing the cooling. The fate of dust which was at first embedded in cold gas has been investigated. The role of AGN feedback mechanisms in dragging (if able) cold and dusty gas from the core of massive ellipticals up to large radii has been studied.

The core mass function in star-forming region NGC6357

The aim of this work was to study the dense cloud structures and to obtain the mass distribution of the dense cores (CMF) within the NGC6357 complex, from observations of the dust continuum at 450 and 850~$\mu$m of a 30 $\times$ 30 arcmin$^2$ region containing the H\textsc{ii} regions, G353.2+0.9 and G353.1+0.6.

Properties of cosmic voids in dark energy simulations

The last decade has witnessed the establishment of a Standard Cosmological Model, which is based on two fundamental assumptions: the first one is the existence of a new non relativistic kind of particles, i. e. the Dark Matter (DM) that provides the potential wells in which structures create, while the second one is presence of the Dark Energy (DE), the simplest form of which is represented by the Cosmological Constant Λ, that sources the acceleration in the expansion of our Universe. These two features are summarized by the acronym ΛCDM, which is an abbreviation used to refer to the present Standard Cosmological Model. Although the Standard Cosmological Model shows a remarkably successful agreement with most of the available observations, it presents some longstanding unsolved problems. A possible way to solve these problems is represented by the introduction of a dynamical Dark Energy, in the form of the scalar field ϕ. In the coupled DE models, the scalar field ϕ features a direct interaction with matter in different regimes. Cosmic voids are large under-dense regions in the Universe devoided of matter. Being nearby empty of matter their dynamics is supposed to be dominated by DE, to the nature of which the properties of cosmic voids should be very sensitive. This thesis work is devoted to the statistical and geometrical analysis of cosmic voids in large N-body simulations of structure formation in the context of alternative competing cosmological models. In particular we used the ZOBOV code (see ref. Neyrinck 2008), a publicly available void finder algorithm, to identify voids in the Halos catalogues extraxted from CoDECS simulations (see ref. Baldi 2012 ). The CoDECS are the largest N-body simulations to date of interacting Dark Energy (DE) models. We identify suitable criteria to produce voids catalogues with the aim of comparing the properties of these objects in interacting DE scenarios to the standard ΛCDM model, at different redshifts. This thesis work is organized as follows: in chapter 1, the Standard Cosmological Model as well as the main properties of cosmic voids are intro- duced. In chapter 2, we will present the scalar field scenario. In chapter 3 the tools, the methods and the criteria by which a voids catalogue is created are described while in chapter 4 we discuss the statistical properties of cosmic voids included in our catalogues. In chapter 5 the geometrical properties of the catalogued cosmic voids are presented by means of their stacked profiles. In chapter 6 we summarized our results and we propose further developments of this work.

Proprietà strutturali degli aloni in simulazioni cosmologiche

Proprietà strutturali degli aloni in simulazioni cosmologiche.

Asymmetric drift and halo flattening in disk galaxies

The main result in this work is the solution of the Jeans equations for an axisymmetric galaxy model containing a baryonic component (distributed according to a Miyamoto-Nagai profile) and a dark matter halo (described by the Binney logarithmic potential). The velocity dispersion, azimuthal velocity and some other interesting quantities such as the asymmetric drift are studied, along with the influence of the model parameters on these (observable) quantities. We also give an estimate for the velocity of the radial flow, caused by the asymmetric drift. Other than the mathematical beauty that lies in solving a model analytically, the interest of this kind of results can be mainly found in numerical simulations that study the evolution of gas flows. For example, it is important to know how certain parameters such as the shape (oblate, prolate, spherical) of a dark matter halo, or the flattening of the baryonic matter, or the mass ratio between dark and baryonic matter, have an influence on observable quantities such as the velocity dispersion. In the introductory chapter, we discuss the Jeans equations, which provide information about the velocity dispersion of a system. Next we will consider some dynamical quantities that will be useful in the rest of the work, e.g. the asymmetric drift. In Chapter 2 we discuss in some more detail the family of galaxy models we studied. In Chapter 3 we give the solution of the Jeans equations. Chapter 4 describes and illustrates the behaviour of the velocity dispersion, as a function of the several parameters, along with asymptotic expansions. In Chapter 5 we will investigate the behaviour of certain dynamical quantities for this model. We conclude with a discussion in Chapter 6.

Observability of high density tracing molecular lines in lensed galaxies with the Atacama large millimeter array

Lo scopo di questo lavoro di tesi è indagare le capacità di ALMA di osservare il continuo e le righe molecolari di emissione di HCN, HCO+ e HNC, in galassie lensate ad alto z, nelle prime fasi della loro formazione. Per farlo vengono utilizzate osservazioni ALMA di righe di emissione molecolare, relative a dati pubblici di Ciclo 0. Queste osservazioni vengono utilizzate per simulare in modo realistico l’emissione da parte di galassie ad alto z e la risposta osservativa del telescopio, assumendo diverse possibili geometrie di lensing. Inoltre le recenti osservazioni ALMA sono state utilizzate per aggiornare le relazioni già esistenti tra la luminosità FIR e la luminosità delle righe molecolari. Queste recenti osservazioni con maggiore sensibilità e risoluzione angolare, sembrano essere in buon accordo con le precedenti osservazioni. Per realizzare questo progetto di tesi, sono stati scaricati dall’archivio ALMA i dati non calibrati relativi a due sorgenti ben studiate: NGC1614, rappresentativa delle galassie di tipo starburst ed IRAS 20551-4250, un AGN oscurato. Il processo di calibrazione è stato ripetuto per esaminare le proprietà dei cubi di dati utilizzando il pacchetto Common Astronomy Software Applications (CASA). Le righe spettrali osservate e l’emissione del continuo sono state successivamente estrapolate ad alto z riscalando adeguatamente le distanze, le dimensioni delle sorgenti e le frequenze di emissione. In seguito è stato applicato un modello di lensing gravitazionale basato su quello di Lapi et al. (2012). Sono state considerate diverse configurazioni tra lente e sorgente per ottenere diverse geometrie delle immagini e diversi fattori di amplificazione. Infine stato utilizzato il software CASA per simulare le osservazioni ALMA in modo da verificare le capacità osservative del telescopio al variare della geometria del sistema. Per ogni riga molecolare e per l’emissione del continuo sono state determinate la sensibilit e la risoluzione che possono essere raggiunte con le osservazioni ALMA e sono state analizzate alcune strategie osservative per effettuare survey di righe spettrali in oggetti lensati. Inoltre stata analizzata la possibilit di caratterizzare oggetti starburst ed AGN dai rapporti tra le righe di emissione delle molecole traccianti di alta densit. Le prestazioni di ALMA consentiranno di distinguere e stimare i contributi relativi di SB ed AGN in galassie lensate a z > 2.5, quindi vicine alla loro presunta epoca di formazione (Lapi et al. 2010), in meno di 5 minuti di osservazione per qualsiasi fattore di magnificazione. Nel presente lavoro sono state inoltre discusse alcune strategie osservative per condurre survey o followup per osservare le righe di HCN(4-3), HCO+(4-3) e HNC(4-3) in galassie lensate a redshift 2.5 < z < 3, dimostrando che sono possibili per campioni statisticamente significativi in tempi relativamente brevi.

Coppie di ammassi globulari in lmc

Le Nubi di Magellano sono una coppia di galassie irregolari molto vicine alla nostra. La loro vicinanza le ha rese target ideali per molti studi, tra cui ricerche sulla formazione ed evoluzione di popolazioni stellari. Da questi studi è emerso che una delle principali differenze tra le Nubi e la MW sta nella popolazione di ammassi globulari: circa il 20% degli ammassi di LMC, infatti, appartiene a una coppia. Si tratta di distinguere tra coppie reali o apparenti, cercando sistemi legati. Questo può essere fatto per via spettrometrica (attraverso velocità radiali o composizione chimica) e/o fotometrica (attraverso stima dell'età e profili di densità). In questo lavoro vengono analizzate fotometricamente tre coppie di LMC, al fine di determinarne la natura per migliorare le statistiche esistenti e porre dei constrain sulle conoscenze a disposizione.

The thickness of the gaseous layer in disk galaxies

il profilo verticale del gas dipende sia dal potenziale galattico, e quindi dalla distribuzione di materia, sia dalla dispersione di velocit`a del gas La nostra analisi teorica ha mostrato che l’altezza scala dell’idrogeno gassoso ad un certo raggio `e fortemente legata alla componente di massa dominate: nelle parti centrali, dove domina la materia barionica, il disco gassoso incrementa il suo spessore esponenzialmente con una lunghezza scala pari al doppio di quella del disco stellare; dalle zone intermedie fino alla fine del disco, il profilo verticale del gas `e influenzato dalla distribuzione di DM. In queste zone lo spessore del disco gassoso cresce con il raggio in maniera circa lineare. Tale fenomeno viene definito gas flaring. Lo scopo principale di questa tesi `e la ricerca di una nuova tecnica per poter stimare il profilo vertical del gas in galassie con inclinazione intermedia.

Il profilo di dispersione di velocità nell'ammasso globulare ngc 2808

I GC rappresentano i laboratori ideali nei quali studiare la dinamica stellare e i suoi effetti sull'evoluzione stellare; infatti, sono gli unici sistemi astrofisici soggetti a quasi tutti i processi fisici noti nella dinamica stellare, entro il tempo scala dell'età dell'Universo. Questo lavoro di tesi si inserisce nell'ambito di un progetto di ricerca che mira ad una dettagliata caratterizzazione dell'evoluzione dinamica dei GC della Galassia. In particolare, la misura delle velocità radiali di un ampio campione di stelle poste a differenti distanze dal centro dell’ammasso permette di derivare il profilo di dispersione di velocità del sistema,il quale ne riflette lo stato dinamico ed è utile per verificare la possibile presenza di un buco nero di massa intermedia al centro dell'ammasso. Lo studio delle velocità radiali delle singole stelle può altresì fornire informazioni riguardo la distribuzione di massa del sistema,oltreché la presenza di un'eventuale rotazione. Inoltre, la conoscenza della sola distribuzione di densità non è sufficiente a vincolare univocamente i modelli e fornire una visione completa della fisica dei GC, in quanto ad ogni determinato profilo di densità possono corrispondere diverse condizioni dinamiche. La contemporanea conoscenza del profilo di dispersione di velocità e della eventuale curva di rotazione permette di rimuovere la degenerazione causata dalla sola conoscenza del profilo di densità. Seguendo un approccio multi-strumentale,è possibile campionare l'intera estensione radiale dell'ammasso globulare: con lo spettrografo FLAMES, le regioni esterne (da distanze di circa 20 arcsec dal centro fino al raggio mareale dell'ammasso), con lo spettrografo KMOS, quelle intermedie e con lo strumento IFU ad ottiche adattive SINFONI, le regioni centrali (pochi arcsec dal centro). Questo lavoro di tesi consiste nell'analisi di spettri ad alta risoluzione acquisiti con FLAMES per un grande campione di stelle (979) localizzate nelle regioni esterne dell'ammasso NGC 2808,con lo scopo di misurare le loro velocità radiali.