Il codice autografo di Piero Giustinian: Un esempio di genesi ed evoluzione della cronachistica medievale

La tesi di dottorato di Luca Fiori: Il codice autografo di Piero Giustinian: un esempio di genesi ed evoluzione della cronachistica medievale ha il principale obiettivo quello di dimostrare attraverso la editio princeps dell’autografo in latino, i meccanismi di formazione, trasmissione e proliferazione dei testi cronachistici medievali veneziani, mediante la collazione disamina della tradizione testuale di Pietro Giustinian.

Citta' e territorio: La formazione della citta' romana nell'ager gallicus

La presente ricerca affronta lo studio della formazione delle realtà urbane nell'area dell'antico Ager Gallicus, grossomodo corrispondente all'attuale territorio delle Marche settentrionali. Nel quadro della colonizzazione romana il fenomeno urbano rappresenta, infatti, l'elemento cardine nell'organizzazione di un territorio. Per tale ragione, si è scelto di condurre un lavoro finalizzato alla comprensione dei tempi e dei modi che portarono alla formazione dei municipi e delle colonie nella strutturazione romana del territorio, cercando anche di comprendere le scelte insediative alla base delle singole forme strutturali. L'analisi della genesi e dello sviluppo del fenomeno urbano nell'ager Gallicus ha come obiettivo ultimo l'approfondimento della conoscenza sulla colonizzazione e romanizzazione in area medio adriatica. La ricerca si articola in: uno stato dell'arte delle più recenti interpretazioni storiografiche; una sintesi sulle cosiddette “forme della conquista” (frequentazioni “precoloniali”, realtà santuariali, fondazioni coloniarie, realtà proto-urbane legate all'agro); una dettagliata e aggiornata schedatura storico-archeologica e urbanistico-topografica delle singole realtà urbane dell'ager Gallicus (le colonie di Sena Gallica, Pisaurum, Fanum Fortunae e Aesis, e i municipi di Forum Sempronii, Suasa e Ostra, e Sentinum); una parte conclusiva dove, mettendo a confronto gli elementi alla base della definizione urbana delle realtà esaminate, vengono delineati e sintetizzati i principali modelli di formazione delle città nell'ager Gallicus così individuati (fondazione coloniaria; fondazione coloniaria preceduta da una fase precoloniale nella forma di conciliabulum; nucleo di aggregazione precedente (conciliabulum) scelto quale polo di riferimento del popolamento sparso nel territorio al momento delle distribuzioni viritane; centro di servizio creato in funzione di assegnazioni di terre ai coloni). Infine, viene tracciato un quadro complessivo della romanizzazione dell'ager Gallicus, che, in estrema sintesi, si configura come un processo progressivo di occupazione del territorio rispecchiato dallo sviluppo stesso del fenomeno urbano, ma che si differenzia dalle aree limitrofe o dall'area cisalpina per alcune importanti dinamiche etnico-demografiche.

Caratterizzazione e ruolo di PKCε e PKCδ in modelli di differenziamento megacariocitario normale e patologico

La PKCε e la PKCδ, chinasi ubiquitariamente distribuite e ad azione pleiotropica, sono implicate del differenziamento, sopravvivenza e proliferazione cellulare. Esse sono coinvolte nel processo differenziativo delle cellule staminali ematopoietiche e in fenomeni patologici associati al compartimento sanguigno. In questa tesi sono presentati i risultati riguardanti lo studio in vitro del ruolo di PKCε e PKCδ nel contesto del differenziamento megacariocitario, in particolare si caratterizza l’espressione e la funzione di queste chinasi nel modello umano e nel modello murino di Megacariocitopoiesi, normale e patologica. Confrontando le cinetiche dei due modelli presi in analisi nello studio è stato possibile osservare come in entrambi PKCε e PKCδ dimostrino avere una chiara e specifica modulazione nel progredire del processo differenziativo. Questi dati, se confrontati, permettono di affermare che PKCε e PKCδ presentano un pattern di espressione opposto e, nel modello umano rispetto a quello murino, reciproco: nell’uomo i livelli di PKCε devono essere down-modulati, mentre nel topo, al contrario, i livelli della chinasi risultano up-modulati durante lo stesso processo. Analogamente, le CD34+ in differenziazione presentano una costante e maggiore espressione di PKCδ durante la maturazione MK, mentre nel modello murino tale proteina risulta down-modulata nella fase più tardiva di formazione della piastrina. Le chinasi mostrano in oltre di agire, nei due modelli, attraverso pathways distinti e cioè RhoA nel topo e Bcl-xL nell’uomo. È stato inoltre verificato che l’aberrante differenziamento MK osservato nella mielofibrosi primaria (PMF), è associato a difetti di espressione di PKCε e di Bcl-xL e che una forzata down-modulazione di PKCε porta ad un ripristino di un normale livello di espressione di Bcl-xL così come della popolazione di megacariociti formanti propiastrine. I dati ottenuti indicano quindi che PKCε e PKCδ svolgono un ruolo importante nel corretto differenziamento MK e che PKCε potrebbe essere un potenziale nuovo target terapeutico nelle PMF.

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.

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.

La Controparte Ottica della "Black-Widow" nell'Ammasso Globulare M71

Le Millisecond Pulsar (MSP) sono stelle di neutroni magnetizzate e rapidamente rotanti, prodotte da fenomeni di accrescimento di massa e momento angolare da parte di una stella compagna. Secondo lo scenario canonico di formazione, è atteso che la stella compagna sia una nana bianca di He, privata del suo inviluppo esterno. Tuttavia, in un numero crescente di casi, la compagna della MSP è stata identificata in una stella di piccola massa, non degenere, ancora soggetta a fenomeni di perdita di massa. Queste MSP vengono comunemente chiamate ''Black-Widow'' (BW) e sono l'oggetto di studio di questa tesi. In particolare, l'obiettivo di questo lavoro è l'identificazione della controparte ottica della PSR J1953+1846A nell'ammasso globulare M71. Essa è classificata come BW, data la piccola massa della compagna (~0.032 Msun) e il segnale radio eclissato per circa il 20% dell'orbita. Tramite l'uso di osservazioni ad alta risoluzione con il telescopio spaziale Hubble, abbiamo identificato, in una posizione compatibile con la MSP, un debole oggetto, la cui variabilità mostra una periodicità coerente con quella del sistema binario, noto dalla banda radio. La struttura della curva di luce è indicativa della presenza di fenomeni di irraggiamento della superficie stellare esposta all'emissione della MSP e dalla sua analisi abbiamo stimato alcuni parametri fisici della compagna, come la temperatura superficiale ed il fattore di riempimento del lobo di Roche. Dal confronto tra le curve di luce X ed ottica, abbiamo inoltre trovato evidenze a favore della presenza di shocks nelle regioni intrabinarie. Abbiamo quindi evidenziato l'estrema similarità di questo sistema con l'unica compagna di BW attualmente nota in un ammasso globulare: PSR J1518+0204C. Infine, abbiamo effettuato uno studio preliminare delle controparti ottiche delle sorgenti X dell'ammasso. Abbiamo così identificato due AGN che, insieme ad altre due galassie, hanno permesso la determinazione del moto proprio assoluto delle stelle dell'ammasso.

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.

Accrescimento di Bondi con electron scattering per buchi neri al centro di galassie

Il modello di Bondi rappresenta il modello di accrescimento più semplice, in quanto studia l'accrescimento su un BH isolato immerso in una distribuzione di gas infinita. In questa semplice trattazione puramente idrodinamica vengono trascurati molti aspetti importanti, come ad esempio il momento angolare, il campo magnetico, gli effetti relativistici, ecc. L'obiettivo di questa Tesi consiste nell'affinare tale modello aggiungendo alcune nuove componenti. In particolare, vogliamo studiare come queste nuove componenti possano influire sul tasso di accrescimento della materia. Dopo una Introduzione (Capitolo 1), nel Capitolo 2 viene presentato il modello di Bondi originale, con lo scopo di ricostruire il procedimento matematico che porta alla soluzione e di verificare il funzionamento del codice numerico scritto per la soluzione dell'equazione di Bondi finale. Tuttavia, il modello di accrescimento sferico stazionario tratta il potenziale gravitazionale di un oggetto puntiforme isolato, mentre in questo lavoro di Tesi si vogliono considerare i BH che si trovano al centro delle galassie. Pertanto, nel Capitolo 3 è stata rivisitata la trattazione matematica del problema di Bondi aggiungendo alle equazioni il potenziale gravitazionale prodotto da una galassia con profilo di densità descritto dal modello di Hernquist. D'altronde, ci si aspetta che l'energia potenziale gravitazionale liberata nell'accrescimento, almeno parzialmente, venga convertita in radiazione. In regime otticamente sottile, nell'interazione tra la radiazione e la materia, domina l'electron scattering, il che permette di estendere in maniera rigorosa la trattazione matematica del problema di Bondi prendendo in considerazione gli effetti dovuti alla pressione di radiazione. Infatti, in un sistema a simmetria sferica la forza esercitata dalla pressione di radiazione segue l'andamento "1/r^2", il che comporta una riduzione della forza gravitazionale della stessa quantità per tutti i raggi. Tale argomento rappresenta l'oggetto di studio del Capitolo 4. L'idea originale alla base di questo lavoro di Tesi, che consiste nell'unire i due modelli sopra descritti (ossia il modello di Bondi con la galassia e il modello di Bondi con feedback radiativo) in un unico modello, è stata sviluppata nel Capitolo 5. Utilizzando questo nuovo modello abbiamo cercato di determinare delle "ricette" per la stima del tasso di accrescimento, da utilizzare nell'analisi dei dati osservativi oppure da considerare nell'ambito delle simulazioni numeriche. Infine, nel Capitolo 6 abbiamo valutato alcune applicazioni del modello sviluppato: come una possibile soluzione al problema di sottoluminosità dei SMBH al centro di alcune galassie dell'universo locale; per la stima della massa del SMBH imponendo la condizione di equilibrio idrostatico; un possibile impiego dei risultati nell'ambito dei modelli semi-analitici di coevoluzione di galassie e SMBH al centro di esse.

Teoria dei giochi ed evoluzione La selezione naturale

La tesi fornisce una chiave di lettura del rapporto che si instaura tra la biologia e la matematica, nello specificio nell'analisi della Teoria dell'Evoluzione proposta da Charles Darwin e del processo di Selezione Naturale attraverso l'utilizzo di modelli matematici forniti dalla Teoria dei giochi e la Teoria dei giochi Evolutivi.

Caratteristiche principali dell'emissione di galassie ellittiche

In astronomia, le galassie ellittiche sono oggetti privi in molti casi di momento angolare, non presentano bracci come le galassie a spirali, hanno assenza di stelle giovani, poca presenza di nubi e polveri, quindi si potrebbe pensare che sono oggetti poco interessanti. Invece, no! Risultano essere tra i corpi celesti più affascinanti soprattutto per il loro potere emissivo e quindi per le proprietà morfologiche e spettrali che le caratterizzano. La loro luminosità viene osservata in varie bande, dette appunto bande d'emissione; qui vengono trattate soprattutto tre componenti caratterizzanti le galassie ellittiche: le stelle di popolazione stellare II, osservate in banda ottica; il mezzo interstellare, costituito da gas molto caldo che emette in banda X; ed infine, non meno importante, viene messo in risalto il potere emissivo di ellittiche giganti, dette radiogalassie o blazar, caratterizzate dalla prezenza di nuclei galattici attivi (AGN) e quindi getti che emettono soprattutto in banda radio.

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.

Implementazione di una metodologia basata sulla chimica cinetica estesa tabulata per la simulazione dell'insorgenza e dell'evoluzione della detonazione nei motori ad accensione comandata

L'analisi accurata del processo di combustione è un aspetto sempre più influente nello sviluppo di un motore a combustione interna. In particolare il fenomeno della detonazione pone dei limiti sull'efficienza dei motori ad accensione comandata. Il rapporto di compressione è limitato in fase di progettazione dello sviluppo motore, lasciando al controllo dell'anticipo di accensione il compito di ridurre le problematiche di una combustione anomala. Nella seguente tesi si vuole implementare una metodologia per la valutazione dell'insorgere e dello sviluppo della detonazione in base alle condizioni di funzionamento del motore per differenti miscele di combustibili. Il metodo consiste nell'affiancare la cinetica chimica tabulata al risolutore CFD, \textsc{KIVA-3}. La cinetica chimica permette di determinare la velocità di reazione per differenti specie durante l'ossidazione a partire da precise condizioni ambiente. Il solutore CFD potrebbe risolvere questo tipo di problema ma utilizzare dei modelli con più reazioni chimiche richiede dei tempi di simulazioni troppo elevati. La cinetica chimica tabulata consiste nella determinazione ed estrapolazione dei dati relativi all'evoluzione della detonazione utilizzando schemi cinetici con centinaia o migliaia di reazioni. In seguito alla determinazione della miscela desiderata sono state eseguite delle simulazioni utilizzando il solutore Cantera per la determinazione dell'evoluzione dell'ossigeno. E' stata scelta questa grandezza come indicatore del progresso della detonazione poiché fornisce un'indicazione sullo stato di avanzamento delle reazioni. Successivamente i dati ricavati sono stati forniti al solutore CFD, tramite il quale sono state effettuate delle simulazioni per verificare i risultati ottenuti nella valutazione del comportamento di un motore ad alte prestazioni.

Transizione a stati congestionati in modelli di traffico

La congestione del traffico è un fenomeno molto familiare, con il quale si ha a che fare nelle più svariate occasioni. Dal punto di vista fisico, il flusso del traffico rappresenta un sistema di particelle interagenti (i ve- icoli) in condizione di non equilibrio. L’effetto complessivo di un sistema composto da molte particelle interagenti è la creazione di una instabil- ità, osservata empiricamente, nello stato di free flow (scorrimento libero), causata dall’aumentare delle fluttuazioni. In questi casi di parla di phan- tom traffic jam, ovvero una congestione che ha origine senza cause appar- enti, come incidenti o lavori in corso. Sarà dimostrato come la condizione di stop & go si verifichi spontaneamente se la densità media dei veicoli eccede un certo valore critico. L’importanza di poter predire una congestione stradale non è un problema puramente matematico, ma ha risvolti socio-economici non indifferenti. Infatti, le caratteristiche della mobilità e dei sistemi di trasporto sono strettamente legate alla struttura della comunità e alla qualità della vita. Con il seguente studio si cercherà di trovare un osservabile facilmente calcolabile, che potrebbe essere un predittore della formazione di uno stato congestionato con un intervallo di tempo sufficientemente adeguato. A tal fine sono state prese in considerazione misure relative alle condizioni del traffico su strade provinciali dell’Emilia-Romagna, tramite un sistema MTS composto da 3509 spire che registra i passaggi delle macchine; in seguito, per poter avere una comprensione maggiore dei fenomeni che si manifestano durante la transizione a stato congestionato, si è provveduto a creare un modello matematico utilizzato per le simulazioni al computer. I risultati ottenuti dalle simulazioni, poi, sono stati utilizzati per trovare l’osservabile cercato nei dati pervenuti dalle strade campione.

Teorie della gravitazione f(R)

Tra tutti i fenomeni naturali osservabili, ne era presente uno particolarmente interessante e con il quale si aveva diretto contatto quotidianamente: la gravità. Dopo le innumerevoli osservazioni astronomiche effettuate da Galileo, fu Newton nel diciassettesimo secolo a capire che il moto dei pianeti era governato dalle medesime leggi che descrivono la caduta dei gravi sulla Terra e fu quindi lui che ci fornì una prima teoria della gravità con la quale si spiegarono le orbite dei pianeti con ottima precisione. Grazie al contributo di Einstein, la teoria si rinnovò e si arricchì, ma rimase pur sempre lontana dall' essere completa, tant' è che ancora oggi sono presenti molte domande a cui non siamo in grado di rispondere. In questo articolo ci occuperemo di tali quesiti, provando a formulare una teoria che sia in accordo con le attuali evidenze sperimentali. Nella prima parte, tratteremo le ragioni che hanno spinto i ricercatori ad introdurre le nuove teorie della gravità f(R); in particolare vedremo la peculiarità delle curve di rotazione delle galassie e perché ci sia il bisogno di tirare in ballo la materia oscura. Discuteremo anche alcuni problemi derivanti dall' evoluzione cosmica e altre incongruenze riguardanti la stabilità delle stelle di neutroni. In seguito mostreremo come ricavare l' equazione di Einstein partendo dai principi variazionali di Hamilton, e estenderemo tale ragionamento con lo scopo di ottenere un' equazione corrispondente ad una gravità modificata. Infine, verranno introdotte le teorie della gravità f(R), per mezzo delle quali cercheremo di discutere alcune possibili spiegazioni alle problematiche mosse nella parte introduttiva.

Modelli dinamici per fenomeni collettivi in fisica dei sistemi complessi

In questo lavoro si parla di un particolare comportamento emergente nei sistemi complessi: il flocking. Dopo aver dato una panoramica generale di come sia stato affrontato finora lo studio della formazione degli stormi, vengono portati come esempio un modello matematico e uno studio empirico particolare, il quale fonda le basi del flocking su un’interazione topologica. Il modello matematico, basato su un’interazione metrica, viene dapprima presentato, cercando di darne una parziale spiegazione tramite le proprietà delle matrici laplaciane, per poi essere testato attraverso delle simulazioni numeriche. Lo studio empirico, invece, viene presentato nei dettagli fornendo risultati e ipotesi atte a spiegarli. Infine prendendo spunto da questi due lavori, nell’ultima parte vengono posti a confronto due modelli, uno metrico e uno topologico, tramite simulazioni al calcolatore. L’esito di queste simulazioni conferma le ipotesi avanzate per spiegare i risultati empirici.