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.

Caratterizzazione dosimetrica e di qualità immagine del tomografo Philips Brilliance ICT 256-slice

In questo lavoro, svolto presso l'Istituto Scientifico Romagnolo per lo Studio e la Cura dei Tumori (I.R.S.T.) (I.R.C.C.S) di Meldola, si sono studiate le caratteristiche di un tomografo Philips Brilliance iCT 256 strati, con l'obiettivo di individuare le variazioni di qualità delle immagini e di dose in funzione dei parametri di acquisizione dello strumento, al fine di una successiva ottimizzazione dei protocolli degli esami tomografici. Le valutazioni sono state fatte sul tomografo multistrato Philips mediante uso di diversi fantocci e dosimetri, seguendo le linee guida della pubblicazione per il controllo di qualità in tomografia computerizzata dell'International Atomic Energy Agency (IAEA). Si è utilizzato il fantoccio Catphan per la caratterizzazione della qualità dell'immagine, acquisendo immagini sia in modalità assiale che spirale e variando parametri di acquisizione quali spessore di strato, kV, mAs e pitch. Per le varie combinazioni di questi parametri sono state misurate, mediante l'utilizzo dei software ImageJ ed ImageOwl, grandezze oggettive quali risoluzione spaziale, risoluzione a basso contrasto e rumore dell'immagine acquisita. Due fantocci di polimetilmetacrilato (PMMA) head e body sono serviti, insieme ad una camera a ionizzazione di tipo pencil, per la misura di indici di dose per la tomografia computerizzata (CTDI). L'irraggiamento di questi strumenti è stato effettuato a diversi valori di tensione del tubo radiogeno e ha permesso di confrontare i valori CTDI misurati con quelli forniti dal tomografo. Si sono quindi calcolate le dosi efficaci di alcuni protocolli della macchina per poi confrontarle con livelli di riferimento diagnostici (DRL), strumenti utilizzati con l'obiettivo di raggiungere valori di dose adeguati per lo scopo clinico dell'esame. Come ulteriore valutazione dosimetrica, si è utilizzato il fantoccio antropomorfo Rando, in cui sono stati inseriti dei dosimetri a termoluminescenza (TLD) per la misura della dose organo. Dai risultati si osserva un andamento inversamente proporzionale tra tensione del tubo radiogeno e contrasto dell'immagine. Impostando valori alti di kV si ottiene però un'immagine meno rumorosa. Oltre alla tensione del tubo, si è valutato come anche lo spessore di strato e la corrente influiscano sul rumore dell'immagine. I risultati ottenuti dimostrano che i valori dei parametri oggettivi di qualità delle immagini rientrano nei limiti di attendibilità, così come i valori di CTDI visualizzati dal tomografo. Lo studio della dipendenza di questi parametri oggettivi dalle impostazione di scansione permette di ottimizzare l'acquisizione TC, ottenendo un buon compromesso fra dose impartita e qualità dell'immagine.

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.

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.

Vincoli cosmologici da supernovae ad alto redshift

Le SNe Ia vengono utilizzate in cosmologia come indicatori di distanza. Nel 1998 due team di ricerca, il Supernova Cosmology Project e l'High-z Supernova Search Team compirono degli studi su un campione di SNe in galassie lontane a z=0.2-0.9. Da questi lavori emerse che le luminosità apparenti erano tipicamente inferiori del 25% rispetto ai valori attesi. Questo indica che tali oggetti si trovano ad una distanza di luminosità superiore a quella prevista da modelli d'Universo dominati da materia. Venne quindi determinata per la prima volta l'evidenza di un Universo in condizione di espansione accelerata. Lo scopo del presente lavoro di tesi è quello di analizzare i vincoli cosmologici imposti da SNe Ia ad alto redshift. È stato compiuto uno studio sui moduli di distanza osservativi di un campione di 580 SNe Ia al fine di trovare i parametri cosmologici che meglio descrivono il loro andamento in funzione del redshift nell'ambito dei modelli cosmologici standard con costante cosmologica positiva. Nella prima parte si illustreranno i modelli d’Universo di Friedmann, introducendo i concetti di redshift, di fattore di scala e i vari tipi di distanza. Nella seconda parte si descriverà cosa sono le Supernovae, e in particolare, le SNe di tipo Ia, le proprietà che le rendono candele standard e l'importanza che hanno assunto in cosmologia. Nella terza parte verranno presentanti i risultati prodotti per i due modelli studiati, verrà inoltre discussa la compatibilità con i parametri prodotti nei lavori compiuti dai due team di ricerca.

Vincoli cosmologici dalle distorsioni geometriche della funzione di correlazione

L'accurata determinazione dei parametri che costituiscono un modello cosmologico è fondamentale per caratterizzare correttamente l'evoluzione globale dell'universo e per spiegare le sue caratteristiche locali. Per quanto riguarda questo lavoro di Tesi abbiamo studiato l'efficienza di un particolare metodo per la stima del parametro di densità della materia detto test di Alcock-Paczynski. Con tale metodo si studiando le distorsioni geometriche che un’errata assunzione dei parametri cosmologici introduce nella funzione di correlazione a due punti bidimensionale. Abbiamo applicato il test a diversi cataloghi prodotti dalla simulazione Magneticum. In particolare abbiamo studiato come l'efficienza del metodo nel riconoscere il corretto valore del parametro di densità dipenda dal tipo di tracciante considerato, dal redshift d'osservazione e dai metodi di modelizzazione delle distorsioni dovute alla dinamica degli oggetti osservati. Si è potuto osservare come l’efficienza del metodo dipenda dalla densità d’oggetti contenuti nel catalogo (rendendo le galassie il tracciante migliore su cui applicare il test) e dall’ampiezza dell’effetto di distorsione geometrica, massimo per redshift vicini a 1. Abbiamo verificato che considerare come indipendenti le misure effettuate sui cataloghi a diversi redshift migliora l’identificazione del corretto valore del parametro di densità. Nella combinazione delle diverse misure, inoltre, si nota che i contributi meno significativi vengono dai redshift estremi dell’intervallo considerato, ma i singoli risultati, per quanto incerti, non intaccano il risultato finale. Infine si è osservato come ridurre il numero di parametri liberi attraverso i quali si introducono nei modelli le distorsioni dinamiche, in particolar modo gli effetti di distorsione a piccole scale, migliora sensibilmente l’efficacia del metodo.

Ricerca di AGN oscurati nei Chandra Deep Fields

La forma spettrale dell’X-ray background richiede l’esistenza di un grande numero di AGN mediamente oscurati, oltre alla presenza di AGN fortemente oscurati, la cui densità di colonna supera il limite Compton (Nh>10^24 cm^(-2)). A causa della loro natura, questi oggetti risultano di difficile osservazione, per cui è necessario adottare un approccio multi-banda per riuscire a rivelarli. In questo lavoro di tesi abbiamo studiato 29 sorgenti osservate nel CDF-S e 10 nel CDF-N a 0.07galassie con formazione stellare osservate con Herschel (lunghezza d’onda 70-500 um) e selezionate per lo studio del rapporto tra il tasso di accrescimento sul buco nero presente al centro degli AGN e il tasso di formazione stellare della galassia ospite al variare del tempo cosmico. Abbiamo analizzato gli spettri X del campione di 29+10 sorgenti utilizzando i dati Chandra relativi a 7 Ms di osservazioni nel CDF-S e a 2 Ms nel CDF-N alla ricerca di indicazioni di oscuramento (Nh>10^23, spettro piatto, riga del ferro): a seguito di questa analisi sono state individuate 9 sorgenti che presentano indicazioni di forte oscuramento. Dallo studio del rapporto tra la luminosità X (2-10 keV) e quella MIR (12.3um) dedotta dal SED-fitting, si è ottenuta una conferma della possibile presenza di forte oscuramento nelle 9 sorgenti selezionate a seguito dell’analisi spettrale. Abbiamo inoltre confrontato il tasso di formazione stellare dedotto dalla banda X (0.5-8 keV) e da quella IR (8-1000um) per identificare le sorgenti nelle quali l’emissione da AGN risulta essere dominante. A seguito di questa analisi abbiamo identificato 9 sorgenti (le stesse di cui sopra) con indicazione di forte oscuramento; di queste, 3 mostrano chiare indicazioni della presenza di un AGN Compton Thick (Nh>10^24 cm^(-2), riga del ferro intensa, basso rapporto LX/MIR).

Action-based dynamical models of the Fornax dwarf spheroidal galaxy

Il lavoro presentato in questa Tesi si basa sul calcolo di modelli dinamici per Galassie Sferoidali Nane studiando il problema mediante l'utilizzo di funzioni di distribuzione. Si è trattato un tipo di funzioni di distribuzione, "Action-Based distribution functions", le quali sono funzioni delle sole variabili azione. Fornax è stata descritta con un'appropriata funzione di distribuzione e il problema della costruzione di modelli dinamici è stato affrontato assumendo sia un alone di materia oscura con distribuzione di densità costante nelle regioni interne sia un alone con cuspide. Per semplicità è stata assunta simmetria sferica e non è stato calcolato esplicitamente il potenziale gravitazionale della componente stellare (le stelle sono traccianti in un potenziale gravitazionale fissato). Tramite un diretto confronto con alcune osservabili, quali il profilo di densità stellare proiettata e il profilo di dispersione di velocità lungo la linea di vista, sono stati trovati alcuni modelli rappresentativi della dinamica di Fornax. Modelli calcolati tramite funzioni di distribuzione basati su azioni permettono di determinare in maniera autoconsistente profili di anisotropia. Tutti i modelli calcolati sono caratterizzati dal possedere un profilo di anisotropia con forte anisotropia tangenziale. Sono state poi comparate le stime di materia oscura di questi modelli con i più comuni e usati stimatori di massa in letteratura. E stato inoltre stimato il rapporto tra la massa totale del sistema (componente stellare e materia oscura) e la componente stellare di Fornax, entro 1600 pc ed entro i 3 kpc. Come esplorazione preliminare, in questo lavoro abbiamo anche presentato anche alcuni esempi di modelli sferici a due componenti in cui il campo gravitazionale è determinato dall'autogravità delle stelle e da un potenziale esterno che rappresenta l'alone di materia oscura.

Analisi spettrale in banda X e proprietà multi-frequenza della galassia ULIRG IRAS 13120-5453

L’interruzione dell’attività di formazione stellare nelle galassie attraverso l’azione di venti guidati dalla potenza dell’AGN e/o dall’attività di starburst è una fase prevista da tutti i modelli di coevoluzione tra i buchi neri super massicci e la galassia ospite. La recente scoperta di venti molecolari massivi in alcune ULIRG locali ha fornito una prova forte a favore dell’esistenza del meccanismo di feedback negativo nelle galassie. Ad oggi non è chiaro il ruolo che l'attività di AGN e di starburst hanno nella produzione dei venti: tuttavia, la maggior parte delle ULIRG in cui sono stati osservati i venti molecolari presentano elevati tassi e velocità di outflow, suggerendo che l'AGN giochi un ruolo principale. IRAS 13120-5453 rappresenta un caso particolare: la sua attività e dominata dalla formazione stellare, ma sembra anche ospitare un AGN oscurato al suo interno. Tuttavia, non presenta elevati tassi di outflow e velocità dei venti: non è quindi chiaro quale dei due fenomeni vi sia all'origine. In questo lavoro di tesi si è operata un'analisi multibanda di questa sorgente con lo scopo di studiarne le principali proprietà fisiche. Lo studio in banda X attraverso l'analisi dei dati provenienti dai satelliti XMM-Newton, Chandra e NuSTAR ha permesso di conoscere parametri importanti come il grado di oscuramento della sorgente e la potenza dell'AGN. Con l'analisi in banda IR, è stato possibile conoscere il contributo dell'AGN e della starburst alla luminosità IR e i principali parametri fisici di questa galassia. L’obiettivo di tale lavoro è quello di capire il ruolo svolto da questi due principali fenomeni e quale possa essere la connessione con i venti molecolari.

Modulare Förderspirale aus Kunststoff

Der Einsatz von Spiralförderanlagen oder Schneckenförderanlagen ohne Welle ist in der Industrie weit verbreitet. Durch die Rotation der Spirale in einem ruhenden Rohr oder Trog lassen sich Schüttgüter unterschiedlichster Konsistenz kontinuierlich über weite Strecken transportieren. Derzeitige Spiralförderanlagen werden überwiegend aus Stahl hergestellt. Bei einigen Anwendungen ist der Einsatz dieses Werkstoffes jedoch nicht unproblematisch. Aggressive Schüttgüter wie salz- und säurehaltige Medien bewirken eine starke Korrosion der Stahlbauteile. Kurze Standzeiten sind die Folge. Diese Problematik sowie die aufwendige Montage und Reparatur bestehender Systeme bildeten die Herausforderungen für die Neuentwicklung. Eine Vielzahl thermoplastischer Kunststoffe ist beständig gegen aggressive Medien wie Salzlösungen und Säuren. Innerhalb des Förderprogramms PRO INNO II wurde eine Spirale aus Kunststoff entwickelt, die korrosionsempfindliche Stahlspiralen ersetzt. Die neue Förderspirale wird aus spritzgegossenen Modulen kostengünstig hergestellt. Die Gestaltung der Verbindungsstellen erfolgte in der Weise, dass jedes Modul die gleiche Geometrie aufweist. Somit ist nur ein Spritzgießwerkzeug zur Herstellung der Bauteile notwendig. Die Montage der Module erfolgt mit geringstem Platzbedarf und Aufwand vor Ort. Das Spritzgießverfahren ermöglicht in Abhängigkeit von den Schüttguteigenschaften die Herstellung der Bauteile aus verschiedenen verstärkten und unverstärkten Kunststoffen.

The Global Plankton Database: an inventory and data from the Former Soviet Union expeditions

At present time, there is a lack of knowledge on the interannual climate-related variability of zooplankton communities of the tropical Atlantic, central Mediterranean Sea, Caspian Sea, and Aral Sea, due to the absence of appropriate databases. In the mid latitudes, the North Atlantic Oscillation (NAO) is the dominant mode of atmospheric fluctuations over eastern North America, the northern Atlantic Ocean and Europe. Therefore, one of the issues that need to be addressed through data synthesis is the evaluation of interannual patterns in species abundance and species diversity over these regions in regard to the NAO. The database has been used to investigate the ecological role of the NAO in interannual variations of mesozooplankton abundance and biomass along the zonal array of the NAO influence. Basic approach to the proposed research involved: (1) development of co-operation between experts and data holders in Ukraine, Russia, Kazakhstan, Azerbaijan, UK, and USA to rescue and compile the oceanographic data sets and release them on CD-ROM, (2) organization and compilation of a database based on FSU cruises to the above regions, (3) analysis of the basin-scale interannual variability of the zooplankton species abundance, biomass, and species diversity.