Effetti relativistici in astrofisica

La prima parte di questa trattazione è dedicata alla descrizione di due importanti processi di emissione non termici, ovvero la radiazione di Sincrotrone e l’effetto Compton Inverso, poi verranno confrontati e sarà stabilito il limite massimo di temperatura di una radiosorgente. La seconda parte tratta di alcuni effetti che si verificano nel caso di sorgenti in movimento a velocità relativistiche, cioè effetto Doppler relativistico, moti superluminali e Doppler Boosting. Infine mostrerò come questi effetti relativistici, in particolare il Doppler Boosting, in combinazione con l’opacità dei fotoni-γ diano un’evidenza indiretta che per i lampi-γ e in oggetti come i Nuclei Galattici Attivi vi sia emissione di materiale relativistico.

Implementazione dell'algoritmo filtered back-projection (FBP) per architetture low-power di tipo systems-on-chip

Il presente lavoro di tesi, svolto presso i laboratori dell'X-ray Imaging Group del Dipartimento di Fisica e Astronomia dell'Università di Bologna e all'interno del progetto della V Commissione Scientifica Nazionale dell'INFN, COSA (Computing on SoC Architectures), ha come obiettivo il porting e l’analisi di un codice di ricostruzione tomografica su architetture GPU installate su System-On-Chip low-power, al fine di sviluppare un metodo portatile, economico e relativamente veloce. Dall'analisi computazionale sono state sviluppate tre diverse versioni del porting in CUDA C: nella prima ci si è limitati a trasporre la parte più onerosa del calcolo sulla scheda grafica, nella seconda si sfrutta la velocità del calcolo matriciale propria del coprocessore (facendo coincidere ogni pixel con una singola unità di calcolo parallelo), mentre la terza è un miglioramento della precedente versione ottimizzata ulteriormente. La terza versione è quella definitiva scelta perché è la più performante sia dal punto di vista del tempo di ricostruzione della singola slice sia a livello di risparmio energetico. Il porting sviluppato è stato confrontato con altre due parallelizzazioni in OpenMP ed MPI. Si è studiato quindi, sia su cluster HPC, sia su cluster SoC low-power (utilizzando in particolare la scheda quad-core Tegra K1), l’efficienza di ogni paradigma in funzione della velocità di calcolo e dell’energia impiegata. La soluzione da noi proposta prevede la combinazione del porting in OpenMP e di quello in CUDA C. Tre core CPU vengono riservati per l'esecuzione del codice in OpenMP, il quarto per gestire la GPU usando il porting in CUDA C. Questa doppia parallelizzazione ha la massima efficienza in funzione della potenza e dell’energia, mentre il cluster HPC ha la massima efficienza in velocità di calcolo. Il metodo proposto quindi permetterebbe di sfruttare quasi completamente le potenzialità della CPU e GPU con un costo molto contenuto. Una possibile ottimizzazione futura potrebbe prevedere la ricostruzione di due slice contemporaneamente sulla GPU, raddoppiando circa la velocità totale e sfruttando al meglio l’hardware. Questo studio ha dato risultati molto soddisfacenti, infatti, è possibile con solo tre schede TK1 eguagliare e forse a superare, in seguito, la potenza di calcolo di un server tradizionale con il vantaggio aggiunto di avere un sistema portatile, a basso consumo e costo. Questa ricerca si va a porre nell’ambito del computing come uno tra i primi studi effettivi su architetture SoC low-power e sul loro impiego in ambito scientifico, con risultati molto promettenti.

Classificazione delle galassie: caratteristiche morfologiche, fotometriche e cinematiche

Questo elaborato scritto tratta la classificazione e la modellizzazione della fisica delle galassie. La prima parte illustra la classificazione morfologica delle galassie. Descrivo la classificazione di Hubble perché è la prima in ordine cronologico, la più semplice e la più importante. In seguito espongo le modifiche introdotte da Sandage e De Vaucouleurs. In particolare cerco di giustificare l’importanza delle classificazioni morfologiche come punto di partenza per una comprensione e una modellizzazione della fisica delle galassie. Nella seconda parte mi concentro sulle caratteristiche fotometriche e cinematiche interne relative a due particolari tipi di galassie: le Ellittiche e le Spirali. Approfondisco due argomenti in particolare: i profili di brillanza delle Ellittiche per quanto riguarda le caratteristiche fotometriche delle Ellittiche e le curve di rotazione delle Spirali, per le caratteristiche cinematiche delle Spirali. Questi due argomenti sono stati scelti perché il primo fornisce un modello analitico per descrivere la luminosità delle Ellittiche e il secondo permette di rappresentare, sempre tramite una modellizzazione, la cinematica delle Spirali, in particolar modo del loro disco.

Caratteristiche principali dell'emissione di galassie ellittiche

Elaborato finale sulle caratteristiche principali dell'emissione di galassie ellittiche, con brevi descrizioni dei principali meccanismi emissivi e delle leggi fondamentali su questo tipo di galassie.

Emissione di Bremsstrahlung e applicazioni astrofisiche

Emissione di bremsstrahlung e applicazioni astrofisiche

Principali reazioni termo-nucleari nelle stelle

La presente tesi di laurea tratta, come suggerisce il titolo, dei più importanti fenomeni termo-nucleari che caratterizzano i corpi celesti noti come ''stelle''. Dopo un breve excursus su cosa esse siano, con particolare riferimento ai maggiori costituenti, alle forze in gioco e a come si formano, verranno enunciate ed analizzate le reazioni interne dominanti, nello specifico la celebre protone-protone, coi suoi canali ''pp-I'', ''pp-II'' e ''pp-III'', ed il ciclo ''CNO'', primario e secondario, per quanto riguarda la sequenza principale; in seguito, saranno esposti i processi di maggior rilevanza che accompagnano gli stadi evolutivi più avanzati, come il ''3-alfa'', le ''catture alfa'' e nucleosintesi successive, focalizzando l'attenzione su quel che riguarda le ''catture neutroniche''. Chiudono l'elaborato alcuni cenni conclusivi, ancora sulle stelle e sui loro prodotti.

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.

Teorema del Viriale

In questo elaborato si presenta il teorema del viriale, introdotto per la prima volta da R. J. E. Clausius nel 1870. É una relazione fra energia cinetica e poteziale totali di un sistema che, se soddisfatta, implica che questo sia in equilibrio. Sono equivalenti le affermazioni: "sistema virializzato" e "sistema in equilibrio". Sebbene in ordine cronologico la prima formulazione del teorema sia stata quella in forma scalare, ricaveremo, per maggiore generalità, la forma tensoriale, dalla quale estrarremo quella scalare come caso particolare. Sono di nostro interesse i sistemi astrofisici dinamici autogravitanti costituiti da N particelle (intese come stelle, gas etc.), perciò la trattazione teorica è dedotta per tali configurazioni. In seguito ci concentreremo su alcune applicazioni astrofisiche. In primo luogo analizzeremo sistemi autogravitanti, per cui l'unica energia potenziale in gioco è quella dovuta a campi gravitazionali. Sarà quindi ricavato il limite di Jeans per l'instabilità gravitazionale, con conseguente descrizione del processo di formazione stellare, la stima della quantità di materia oscura in questi sistemi e il motivo dello schiacciamento delle galassie ellittiche. Successivamente introdurremo nell'energia potenziale un termine dovuto al campo magnetico, seguendo il lavoro di Fermi e Chandrasekhar, andando a vedere come si modifica il teorema e quali sono le implicazioni nella stabilità delle strutture stellari. Per motivi di spazio, queste trattazioni saranno presentate in termini generali e con approssimazioni, non potendo approfondire casi più specifici.

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.

Dinamica delle galassie a spirale e delle galassie ellittiche

In questa tesi si vuole fornire una descrizione generale delle dinamiche delle galassie ellittiche e a spirale. Nel primo capitolo si danno informazioni generali sulle grandezze che caratterizzano le galassie e come esse vengono classificate. Nel secondo capitolo si espone il concetto di sistema collisionale, si fa notare come le galassie risultino essere sistemi non collisionali e come questo porti delle semplificazioni nella trattazione di questi oggetti e ne spieghi alcune caratteristiche. Si prosegue andando a considerare le equazioni che descrivono il moto (equazione non collisionale di Boltzmann, equazioni di Jeans, teorema del viriale in forma tensoriale) e le informazioni che si possono ricavare. Nel terzo capitolo ci si concentra sulle galassie ellittiche e sulle principali leggi che le descrivono e dalle quali è possibile ottenere stime riguardo distanza e dimensioni. Il quarto e ultimo capitolo è incentrato sulle galassie a spirale e in particolare sulla dinamica del disco, e come si è giunti all'ipotesi dell'esistenza della materia oscura, e sulla dinamica dei bracci.

Dinamica dei fluidi

Questo elaborato presenta i principali contenuti della fluidodinamica. Data la vastità dell'argomento, verranno mostrati i tratti essenziali, senza addentrarsi nei dettagli. Il capitolo iniziale introduce il concetto di fluido e i principali metodi di studio. Segue il corpo centrale dell'elaborato, in cui vengono presentate le equazioni fondamentali della dinamica dei fluidi. Successivamente due brevi capitoli si concentrano su una particolare forma dell'equazione del moto e sul tema della vorticità. L'ultimo capitolo tratta brevemente del collasso gravitazionale, una fra le innumerevoli applicazioni della teoria dei fluidi al campo dell'astrofisica. Vettori e tensori verranno rappresentati in coordinate cartesiane e, dove necessario, saranno richiamate in nota le identità utilizzate nei calcoli.

Caratteristiche principali dell'emissione di galassie ellittiche

In questo elaborato mi accingerò ad illustrare una concisa classificazione e descrizione della struttura delle galassie ellittiche. In seguito verranno trattati in modo più specifico i meccanismi alla base dell'emissione di questa classe di galassie, quali: corpo nero, breamsstrahlung, sincrotrone e Compton inverso.

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.

Campi magnetici in astrofisica

In ambiente astrofisico, se si parla di campi magnetici, due sono gli elementi che devono sovvenire alla mente: plasma relativistico e radiazione di sincrotrone. L'elaborato vuole illustrare in modo più semplice possibile come si presenta una radiosorgente dal punto di vista magnetoidrodinamico e, più ampiamente, come funziona a livello di interazione elettromagnetica di sincrotrone

Caratteristiche principali dell'emissione di galassie a spirale

Le galassie spirali hanno la forma di un disco, con un nucleo globulare più o meno prominente detto bulge e alcune braccia a spirale che si avvolgono attorno ad esso. Il tutto è in rotazione attorno all'asse del disco, con una velocità angolare che varia dal centro alla periferia. Le spirali vengono designate con la lettera S, seguita da una lettera (a, b o c) a seconda dell'importanza dei bracci. Nelle spirali di tipo Sa, i bracci sono piuttosto stretti e il nucleo è preponderante, nelle Sb invece i bracci sono più prominenti e nelle Sc sono ancora più importanti rispetto al nucleo e hanno anche un aspetto piu' "diffuso". Le spirali barrate, che si indicano con la notazione SB seguita dalle lettere a, b o c, sono identiche alle precedenti, salvo per il fatto che le braccia partono dalle estremità di una barra di stelle e gas che attraversa diametralmente il bulge, anziché direttamente da questo. Il contenuto di queste galassie a spirale è piuttosto disomogeneo; la densità della materia diminuisce dal centro verso la periferia. Inoltre possiedono una grande quantità di gas mischiato a polvere, dal quale si formano tutt'ora molte nuove stelle. Le stelle sono concentrate nel nucleo, nei bracci e in un alone di ammassi globulari disposti intorno alla galassia. Inoltre, questo gas è soggetto a processi violenti come l'esplosione di supernoavae, che vi immettono grandi quantità di energia e altro materiale, perciò la materia interstellare è disposta in modo piuttosto irregolare, concentrata in nubi di varie dimensioni. E da queste nubi si formano le stelle. Nella prima parte dell'elaborato ci occuperemo del mezzo interstellare: temperatura e densità differenziano le fasi dell' ISM, da qui discendono i vari processi di emissione/assorbimento che vedremo nella seconda parte. Principalmente andremo ad analizzare cinque bande di emissione (banda X, ottica, 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 regioni più fredde, formate da idrogeno ionizzato, sono responsabili delle righe di emissione 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 galassia 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 interstellare, siano rispettivamente la causa principale dell'emissione gamma e infrarossa.