Campi magnetici in astrofisica

Si pensa che i campi magnetici siano presenti in qualsiasi oggetto celeste, e nel mezzo tra di essi. Non siamo capaci di misurare questi campi in modo diretto, ma possiamo derivare delle misure da metodi indiretti, osservando e analizzando gli effetti che essi hanno sulla radiazione. Questi possono riguardare sia come la radiazione si propaga sia come essa viene generata. I campi magnetici esercitano una forza sul plasma cosmico, e possono influenzare in maniera più o meno marcata il moto di questo. Essi non possono competere con le interazioni gravitazionali in gioco nelle galassie, o in scale ancora più grandi, ma giocano un ruolo fondamentale nei moti del gas sulle piccole scale. In questo scritto analizzeremo per prima cosa i principali metodi utili per la rilevazione dei campi magnetici in astrofisica senza entrare eccessivamente nel dettaglio, ma riportando gli aspetti essenziali sia dal punto di vista descrittivo dell’effetto fisico sul quale si basano, sia dal punto di vista delle formule. Dopodiché si passera ad analizzare i principali scenari ipotizzati per l’origine dei campi magnetici di una galassia. Si accennerà anche all’amplificazione di piccoli campi originari per raggiungere i valori osservati oggigiorno. Al fine di trattare questo particolare aspetto, si spenderà un capitolo per parlare del congelamento del campo nella materia. Infine nell’ultimo capitolo si affronterà il campo magnetico della Via Lattea. Ci si concentrerà in tre regioni diverse della galassia: l’halo, il disco e la zona centrale. Per questi si riporteranno i risultati ottenuti utilizzando i vari metodi precedentemente descritti, al fine di ottenere un’idea di quale sia la struttura a larga scala del campo magnetico della galassia.

Emissione di sincrotrone e applicazioni astrofisiche

Nel 1932 l'ingegnere e fisico Karl Jansky progettò un’antenna in grado di rilevare onde radio alla frequenza di 20.5 MHz, con la quale notò un'emissione diffusa che proveniva da ogni zona del cielo e si intensificava verso la costellazione del Sagittario. Oggi sappiamo che quella osservata da Jansky è radiazione di sincrotrone. Il meccanismo di emissione di sincrotrone affonda le sue radici nelle leggi dell'elettromagnetismo: quando una particella carica attraversa una regione di spazio in cui è presente un campo magnetico, viene accelerata dalla forza di Lorentz e comincia ad irraggiare in virtù dell'accelerazione subita, come previsto dalla formula di Larmor. A seconda che il moto avvenga a velocità non relativistiche, relativistiche o ultrarelativistiche, l’emissione è chiamata rispettivamente radiazione di ciclotrone, ciclotrone relativistico e sincrotrone. L’emissione diffusa osservata da Jansky, allora, può essere interpretata come radiazione di sincrotrone prodotta dall’interazione delle particelle ultrarelativistiche dei raggi cosmici con il campo magnetico che permea la Via Lattea, mentre l’emissione più intensa nel Sagittario è oggi identificata con la radiosorgente Sagittarius A*, localizzata in corrispondenza del buco nero supermassiccio al centro della Galassia. L’emissione di sincrotrone rappresenta uno dei processi di emissione più rilevanti in Astrofisica ed è in grado di spiegare l’origine di gran parte della radiazione osservata nella banda radio, tanto di quella diffusa quanto di quella generata da radiosorgenti individuali, come radiogalassie e resti di supernova. Le proprietà e la peculiare distribuzione spettrale della radiazione di sincrotrone consentono di ricavare una serie di informazioni sulla sorgente da cui è stata emessa. Per via dello stretto legame con il campo magnetico, inoltre, la radiazione di questo tipo è uno strumento d’indagine fondamentale per la ricostruzione del campo magnetico galattico ed extragalattico.

Righe spettrali: formazione, shift e allargamento

Tutte le informazioni riguardanti le proprietà fisiche delle stelle derivano più o meno direttamente dallo studio dei loro spettri. La luce, infatti, contiene informazioni estremamente dettagliate sulla sorgente da cui è stata prodotta. In particolare, lo studio dell’intensità delle righe spettrali di assorbimento permette di ricavare informazioni su composizione, temperatura, abbondanze chimiche, movimenti, pressione e campi ma- gnetici delle stelle. La forma delle righe, inoltre, contiene informazioni sui processi che avvengono nelle atmosfere stellari. L’elaborato è suddiviso in tre sezioni: nel primo capitolo verranno descritti i meccanismi di interazione radiazione-materia alla base della formazione delle righe spettrali. Nel secondo capitolo sarà analizzato il fenomeno dello shift che caratterizza gli spettri stellari. Nel terzo capitolo, infine, si tratterà di tutti quei processi che contribuiscono all’allargamento delle righe spettrali.

Principali reazioni termo-nucleari nelle stelle

Le stelle sono strutture fluide in equilibrio idrostatico. Di conseguenza, per equilibrare la forza di gravità è necessario che nell'interno delle stelle ci siano meccanismi capaci di produrre una enorme quantità di energia durante tutto il ciclo vitale della stella, dal momento della sua "nascita" a quello della sua "morte". Questo elaborato vuole esplorare brevemente quali siano questi meccanismi, quanta energia producono e le condizioni necessarie affinché si inneschino. Il primo capitolo introduce nozioni base di fisica nucleare necessarie per la trattazione ed espone le principali reazioni nucleari fondamentali; il secondo capitolo si occupa delle reazioni termonucleari caratteristiche degli interni stellari, ponendo attenzione anche al lato energetico del processo.

Classificazione spettrale delle stelle

Partendo da un'introduzione storica, verrà presentato un approfondimento nel dettaglio della classificazione di Harvard, per poi vedere come essa sia connessa ad uno dei diagrammi più importanti per l'astrofisica stellare, il diagramma H-R. Seguirà poi una presentazione della classificazione di Yerkes e una trattazione sul concetto di tempratura stellare. Infine verrà presentata una ricerca sulla possibile abitabilità planetaria nei sistemi solari in base alla classe stellare.

Formazione delle galassie

Al fine di introdurre la formazione delle galassie, si presenteranno di seguito le principali caratteristiche delle strutture early-type e late-type, per poter giungere a una classificazione morfologica che evidenzi gli elementi comuni tra tali famiglie di galassie. Si tratterà l’argomento nel contesto cosmologico offerto dal modello ΛCDM, introducendo gli aloni di materia oscura, il gas pregalattico e la formazione stellare come gli elementi necessari per avviare i processi di formazione galattica. Tali processi verranno analizzati scomponendo la formazione di una galassia nelle sue parti costituenti, come descritte nella classificazione morfologica. In conclusione, si suggeriranno due approcci per ricostruire la formazione ed evoluzione di una galassia e, infine, si accennerà al problema aperto delle galassie nane.

Materia degenere: fisica e applicazioni astrofisiche

La Degenerazione è un determinato stato della materia causato da particolari condizioni di temperatura e densità. E' un fenomeno che è necessario valutare quando la fisica che descrive un sistema non può fare a meno di considerare la trattazione quantistica per caratterizzare le sue proprietà. Proprio per questo motivo è necessario abbandonare l'approccio deterministico della Meccanica Classica e abbracciare quello probabilistico della Meccanica Quantistica, che vede le particelle dividersi in due categorie: Fermioni e Bosoni. Per entrambe le specie, la materia, mediante specifiche condizioni, può dunque ritrovarsi ad essere in uno stato degenere, presentando diversi fenomeni a seconda della tipologia di particelle che compongono un gas in analisi. Tale fisica della materia degenere, in particolare dei Fermioni degeneri, ha importanti applicazioni nel campo dell'astrofisica: il regime che domina il comportamento del gas interno ad una struttura stellare determina completamente lo sviluppo della sua evoluzione, per via dei differenti contributi di pressione che ogni stato apporta al sostenimento di questi corpi celesti. La degenerazione della materia riveste un ruolo fondamentale anche negli stadi evolutivi finali delle stelle: é il caso delle Nane Bianche e delle Stelle di Neutroni, nelle quali la sola pressione di degenerazione fermionica, entro certi limiti, contrasta la pressione gravitazionale che guida la loro contrazione, mantenendo così l'Equilibrio Idrostatico di queste strutture stellari.

Energia gravitazionale in astrofisica

In questa trattazione, sarà data una definizione di energia potenziale partendo dal modello della gravità Newtoniana, e verranno illustrati - molto brevemente, e senza entrare troppo nei dettagli - alcuni fenomeni astrofisici nei quali l’interazione gravitazionale tra corpi (e dunque il concetto di energia gravitazionale) gioca un ruolo fondamentale. In particolare, verrà introdotto il concetto di buco nero, per poi accennare alla fisica dell’accrescimento caratteristica dei nuclei galattici attivi. In seguito, verrà esposto il teorema del Viriale in forma scalare, se ne accennerà il ruolo nella catastrofe gravotermica riguardante gli ammassi globulari, e quello nella nascita di nuove stelle tramite l’instabilità di Jeans. Infine, verrà trattata la curva di rotazione delle galassie a spirale, e si parlerà del ragionamento che ha portato all’intuizione della materia oscura, di cui l’Universo è pervaso.