Un nuovo indicatore di segregazione radiale delle blue stragglers

Le blue straggler stars (BSS) sono un importante strumento osservativo per gli studi mirati alla determinazione dell'evoluzione dinamica degli ammassi globulari. La loro distribuzione radiale, influenzata dal fenomeno di segregazione di massa, costituisce un efficace strumento per la determinazione dello stato di rilassamento del sistema. In questo lavoro di tesi sono esplorate le potenzialità di un nuovo indicatore di segregazione centrale delle BSS: la cosiddetta "Area Positiva (A+)", definita come la differenza tra l'area sottesa dalla distribuzione radiale cumulativa delle BSS e quella di una popolazione di riferimento. Per costruzione, questo parametro e` indicatore sensibile del livello di segregazione delle BSS. Il campione di ammassi e` costituito da 18 oggetti di bassa densità e concentrazione recentemente osservati nell'ambito di una survey ultravioletta con la camera WFC3/UVIS (Piotto et al. 2015) e 8 sistemi di densità più elevata, analizzati in lavori precedenti. Per ciascun ammasso sono state selezionate le popolazioni di BSS e di stelle di riferimento lungo la sequenza principale o il ramo delle giganti e sono state costruite le rispettive distribuzioni radiali cumulative, da cui e` stata poi determinata l'Area Positiva. Sono state infine individuate forti correlazioni tra A+ e alcuni parametri strutturali/dinamici degli ammassi, in particolare col tempo di rilassamento e la densita` centrali. Questi risultati dimostrano che il parametro A+ e` un buon misuratore del grado di evoluzione dinamica degli ammassi globulari.

La popolazione di Blue Straggler Stars in due ammassi globulari della Grande Nube di Magellano

Le Blue Straggler Stars (BSS) sono la popolazione di oggetti esotici piu' comune e numerosa negli ammassi globulari. Nel diagramma colore-magnitudine le BSS definiscono una sequenza più brillante e blu del punto di turn-off della Sequenza Principale, simulando una popolazione più giovane delle stelle dell'ammasso.  Osservazioni hanno dimostrato che le BSS hanno una massa significativamente più grande (1.2-1.7 Msun) di quella delle stelle di un ammasso globulare. Per questa proprietà, la distribuzione radiale delle BSS e' un utile strumento per tracciare empiricamente lo stato di evoluzione dinamica degli ammassi stellari. Il lavoro di tesi si è concentrato sullo studio della popolazione di BSS di due ammassi globulari della Grande Nube di Magellano: NGC2257 e NGC1754. Applicando metodi di indagine già usati per sistemi stellari della Via Lattea, abbiamo derivato le eta' dinamiche di questi due sistemi e le abbiamo confrontate con stime teoriche.

Le Blue Straggler Stars e le popolazioni multiple in quattro ammassi globulari galattici

In questo elaborato viene presentato lo studio fotometrico di quattro ammassi globulari galattici. I target di questa Tesi fanno parte della HST UV Legacy Survey degli ammassi globulari galattici (Piotto et al. 2015). Nell'ambito di questa survey sono stati osservati, in modo omogeneo, 57 ammassi globulari galattici con il telescopio spaziale Hubble e la camera WFC3, in tre bande fotometriche ultraviolette e blu. Un dataset così composto è adatto a numerosi scopi, tra cui lo studio delle popolazioni calde come le BSS e delle popolazioni multiple. Sono stati selezionati quattro ammassi particolarmente popolosi e tra i più densi del campione, allo scopo di mettere a punto indicatori di evoluzione dinamica e comprendere il ruolo di quest'ultima sulle proprietà delle popolazioni multiple presenti nei sistemi selezionati. Lo studio dell'evoluzione dinamica è stato effettuato tramite la distribuzione radiale delle BSS (Blue Straggler Stars), che è stato dimostrato esserne un efficiente indicatore (Ferraro et al. 2012). I risultati ottenuti evidenziano chiaramente che tutti gli ammassi selezionati si trovano in fasi avanzate di evoluzione dinamica, come suggerito dall'alta densità che li caratterizza. Anche lo studio delle proprietà delle popolazioni multiple, ovvero sottopopolazioni con differenti abbondanze chimiche di elementi leggeri, la cui presenza è stata recentemente osservata negli ammassi globulari, è stato effettuato tramite lo studio della loro distribuzione radiale. Tra i quattro casi analizzati, soltanto M 15 ha mostrato una separazione significativa tra le distribuzioni radiali delle due popolazioni.

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.

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.

Lo studio dell'ammasso globulare NGC1835 nella Grande Nube di Magellano

La distribuzione del valore del raggio di core rispetto all’età cronologica per gli ammassi globulari della Grande Nube di Magellano (LMC) appare alquanto peculiare, poiché tutti gli ammassi più giovani sono caratterizzati da un raggio di core limitato, mentre quelli più vecchi presentano un ampio intervallo di valori. Questo comportamento, noto come “size-age conundrum”, è stato recentemente attribuito ad un diverso livello di evoluzione dinamica degli ammassi più vecchi, con i sistemi con valori elevati del raggio di core dinamicamente più giovani rispetto a quelli con configurazioni più compatte. È attesa dunque un’anticorrelazione tra il valore del raggio di core e l’età dinamica. Questo lavoro di tesi è stato indirizzato allo studio del sistema NGC1835, un ammasso globulare vecchio e compatto della LMC in grado di fornire un’ulteriore conferma del nuovo scenario. Grazie ad immagini ad alta risoluzione acquisite tramite HST è stato possibile studiarne la popolazione stellare, la struttura, l’età cronologica e il grado di evoluzione dinamica. La stima della sua età cronologica (t=12.5±1 Gyr) ha confermato che si tratta di un sistema stellare molto antico, che si è formato all’epoca di formazione della LMC. Il profilo di densità e di brillanza superficiale sono stati utilizzati per derivare le principali caratteristiche strutturali dell’ammasso, come il raggio di core rc e il raggio a metà massa rh. Infine l’età dinamica è stata calcolata tramite il parametro A+, che misura il grado di segregazione radiale delle Blue Straggler Stars. NGC1835 è risultato l’ammasso più compatto (rc=3.60’’) e dinamicamente evoluto (A+=0.28±0.04) finora studiato nella LMC e, inserendosi con precisione all’interno dell’anticorrelazione aspettata tra il raggio di core e A+, ha ulteriormente supportato lo scenario secondo cui il livello di compattezza di un sistema dipende dal suo stadio di evoluzione dinamica.

Emissione non termica in ammassi di galassie: analisi di radiosorgenti diffuse

Gli ammassi di galassie (galaxy clusters) sono aggregati di galassie legate dalla forza di attrazione gravitazionale. Essi sono le più grandi strutture virializzate dell’Universo e la loro luminosità è dovuta alle galassie che li compongono e al cosiddetto intracluster medium (ICM), gas intergalattico in grado di raggiungere temperature di milioni di gradi. L’ICM è caratterizzato da emissioni sia di tipo termico che non termico, rispettivamente nella banda X e nella banda Radio, dovute soprattutto al meccanismo di bremsstrahlung termica e all’emissione di sincrotrone. Lo studio delle radiazioni emesse da questo gas primordiale ha permesso di studiare alcuni processi caratteristici nella dinamica degli ammassi di galassie, come i fenomeni di merger e cooling flow , e di ottenere quindi una maggiore comprensione della formazione ed evoluzione degli ammassi. Essendo le più grandi strutture dell’Universo che abbiano raggiunto l’equilibrio viriale, il loro studio risulta infatti molto importante, in quanto fornisce un valido strumento per la formulazione di un Modello Cosmologico. Lo scopo di questo lavoro di tesi consiste in particolare nell'analisi di Aloni e Relitti radio, con maggiore approfondimento sui primi, e sulla ricerca di una correlazione della potenza Radio dei clusters sia con la loro luminosità nella banda X, che con la loro dimensione spaziale. La raccolta e l’elaborazione dei dati è stata svolta presso l’osservatorio di radioastronomia (ORA) situato nel CNR di Bologna.

Analisi di radiosorgenti diffuse presenti in ammassi di galassie attraverso lo studio di emissioni non termiche

In questo lavoro di tesi verrà affrontato uno studio sugli ammassi di galassie che costituiscono le strutture virializzate più grandi dell’Universo. L’analisi delle emissioni provenienti dall’ICM (Intracluster Medium) consente di ottenere informazioni su alcuni dei processi che caratterizzano la dinamica degli ammassi di galassie, come merger e cooling flow, e in particolare di testare le attuali ipotesi sulla formazione ed evoluzione degli ammassi. Le radiazioni provenienti dal gas extragalattico possono essere sia di tipo termico che non termico: le prime causate dal meccanismo di Bremsstrahlung termica e appartenenti alla banda X, le seconde invece dovute prevalentemente dall’emissione di Sincrotrone in banda Radio. Durante lo studio degli ammassi di galassie verranno approfondite le principali radiosorgenti diffuse: Aloni, mini-Aloni e Relitti, focalizzando lo studio su questi ultimi e analizzando un campione di dati ad essi relativi, con lo scopo di trovare un’eventuale correlazione tra alcune delle loro proprietà. La ricerca sugli ammassi di galassie risulta importante in quanto, trattandosi delle più grandi strutture dell’Universo che abbiano raggiunto l’equilibrio viriale, il loro studio risulta un valido strumento per la verifica dell’attuale Modello Cosmologico.

Dinamica dei sistemi collisionali

In questo elaborato viene discussa la dinamica dei sistemi collisionali, la quale non si riferisce alle effettive collisioni fisiche che possono verificarsi seppur raramente in campo astrofisico (Appendice A), ma piuttosto al ruolo dominante ricoperto dagli incontri gravitazionali ravvicinati tra coppie di stelle. Nel Capitolo 1 viene introdotto lo studio della dinamica stellare, viene riportata la definizione di sistema collisionale e la sua distinzione da sistema non collisionale, in cui i moti, invece, sono influenzati dalla forza gravitazionale esercitata da una omogenea distribuzione di massa. Viene accennato, inoltre, il fondamentale Teorema del Viriale. A seguire, nel Capitolo 2, viene proposto il problema dei due corpi, fondamentale per lo sviluppo del calcolo del tempo di rilassamento a due corpi, e viene confrontato quest'ultimo sia con il tempo dinamico che con il tempo di frizione dinamica. Infine, nel Capitolo 3 vengono esposti alcuni esempi di dinamica stellare in astrofisica, come l'evaporazione gravitazionale, il core collapse e la catastrofe gravotermica degli ammassi globulari.

Dinamica dei due e/o pochi corpi: sistemi binari, sistema solare

La dinamica dei due corpi è un problema di meccanica celeste di grande rilevanza per l’astrofisica, permette di studiare l’interazione tra due masse puntiformi che si muovono sotto una mutua attrazione gravitazionale, descritta dalle leggi universali della gravi- tazione di Newton. Inoltre è l’unico problema riguardante la dinamica gravitazionale per il quale si ha una completa e generale soluzione analitica. Nel capitolo 1 vengono introdotti gli strumenti matematici e il formalismo alla base del problema dei due corpi, utile per lo studio dell’interazione gravitazionale tra due masse puntiformi; arrivando a ricavare anche le leggi di Keplero. Risulta immediato immaginare che i sistemi osservati nell’universo non siano strettamente formati da soli due corpi, bensì potrebbe capitare che il numero n di corpi sia tale che n > 2. Successivamente, nel capitolo 2, viene trattato un caso più generale del problema dei due corpi, il problema dei tre corpi. Come si può intuire in questo caso si estenderà l’analisi all’interazione gravitazionale di 3 corpi, trattando inizialmente il problema nel quale uno dei tre corpi ha massa trascurabile rispetto agli altri due, detto problema dei tre corpi circolare ristretto. A seguire si tratta il caso generale del problema dei tre corpi, in cui le masse sono tra loro confrontabili. Al contrario del problema dei due corpi quello dei tre corpi non ha una soluzione analitica, viene risolto numericamente. In conclusione, nel capitolo 3, si trattano le interazioni di stelle o altri corpi in sistemi binari o a tre corpi, con alcune applicazioni astrofisiche. Vengono messi in luce esempi riguardanti il problema dei due corpi in ammassi globulari e dei tre corpi nel sistema solare, trattando in questo caso l’effetto dell’interazione a più corpi sulla precessione del perielio di Mercurio.

Dinamica, dimensione e strutture di rete dell'attività di lobbying negli Stati Uniti

Studio e analisi dell'evoluzione, dinamica e strutture di rete dell'attività di lobbying negli Stati Uniti

Dinamica di una faglia con due asperità in presenza di accoppiamento viscoelastico

Il lavoro di tesi si propone di analizzare l'evoluzione dinamica di una faglia caratterizzata da due asperità complanari contraddistinte da diverso attrito (modello asimmetrico) e da accoppiamento viscoelastico. Il modello reologico assunto per la crosta terrestre è di tipo Maxwelliano: lo sforzo trasferito da un'asperità all'altra in occasione degli scorrimenti delle asperità stesse subisce parziale rilassamento durante il periodo intersismico, con conseguente anticipo o ritardo degli eventi sismici successivi. Lo studio del sistema viene condotto tramite un modello di faglia discreto, in cui lo stato della faglia è determinato da tre variabili che rappresentano i deficit di scorrimento delle asperità e il loro accoppiamento viscoelastico. Scopo principale della tesi è quello di caratterizzare i differenti modi dinamici del sistema, determinando equazioni del moto e orbite nello spazio delle fasi e confrontando i risultati ottenuti con i modelli precedentemente sviluppati, con particolare riferimento al caso simmetrico (asperità caratterizzate dallo stesso attrito) studiato in [Amendola e Dragoni (2013)] e al caso di accoppiamento puramente elastico analizzato in [Dragoni e Santini (2012)]. Segue l'applicazione del modello all'evento sismico verificatosi in Alaska nel 1964, generato dallo scorrimento delle asperità di Kodiak Island e Prince William Sound: lo studio verte in particolare sulla valutazione dello stato di sforzo sulla faglia prima e dopo il terremoto, la determinazione della funzione sorgente (moment rate) a esso associata e la caratterizzazione della possibile evoluzione futura del sistema. Riferimenti bibliografici Amendola, A. & Dragoni, M., “Dynamics of a two-fault system with viscoelastic coupling”. Nonlinear Processes in Geophysics, 20, 1–10, 2013. Dragoni, M. & Santini, S., “Long-term dynamics of a fault with two asperities of different strengths”. Geophysical Journal International, 191, 1457–1467, 2012.

The velocity dispersion profile of the globular cluster 47Tucanae

Gli ammassi globulari rappresentano i laboratori ideali nei quali studiare la dinamica di sistemi ad N-corpi ed i suoi effetti sull’evoluzione stellare. Infatti, gli ammassi globulari sono gli unici sistemi astrofisici che, entro il tempo scala dell’età dell’Universo, sperimentano quasi tutti i processi di dinamica stellare noti. Questo lavoro di tesi si inserisce in un progetto a lungo termine volto a fornire una dettagliata caratterizzazione delle proprietà dinamiche degli ammassi globulari galattici. In questa ricerca, strumenti di fondamentale importanza sono il profilo di dispersione di velocità del sistema e la sua curva di rotazione. Per determinare le componenti radiali di questi profili cinematici in ammassi globulari galattici è necessario misurare la velocità lungo la linea di vista di un ampio campione di stelle membre, a differenti distanze dal centro. Seguendo un approccio multi-strumentale, è possibile campionare l’intera estensione radiale dell’ammasso utilizzando spettrografi multi-oggetto ad alta risoluzione spettrale nelle regioni intermedie/esterne, e spettrografi IFU con ottiche adattive per le regioni centrali (pochi secondi d’arco dal centro). Questo lavoro di tesi è volto a determinare il profilo di dispersione di velocità dell’ammasso globulare 47 Tucanae, campionando un’estensione radiale compresa tra circa 20'' e 13' dal centro. Per questo scopo sono state misurate le velocità radiali di circa un migliaio di stelle nella direzione di 47 Tucanae, utilizzando spettri ad alta risoluzione ottenuti con lo spettrografo multi-oggetto FLAMES montato al Very Large Telescope dell’ESO. Le velocità radiali sono state misurate utilizzando la tecnica di cross-correlazione tra gli spettri osservati e appropriati spettri teorici, e sono state ottenute accuratezze inferiori a 0.5km/s. Il campione così ottenuto (complementare a quello raccolto con strumenti IFU nelle regioni centrali) è fondamentale per costruire il profilo di dispersione di velocità dell’ammasso e la sua eventuale curva di rotazione. Questi dati, combinati col profilo di densità dell’ammasso precedentemente determinato, permetteranno di vincolare opportunamente modelli teorici come quelli di King (1966) o di Wilson (1975), e di arrivare così alla prima solida determinazione dei parametri strutturali e dinamici (raggi di core e di metà massa, tempo di rilassamento, parametro collisionale, etc.) e della massa totale e distribuzione di massa del sistema.

La cinematica nel core dell'ammasso globulare NGC 6266 da osservazioni SINFONI

Lo studio delle regioni più interne degli ammassi globulari risulta fondamentale per la ricerca di buchi neri di massa intermedia (IMBH). La scoperta di tali oggetti avrebbe un impatto sostanziale su un gran numero di problemi astrofisici aperti, dalla formazione dei buchi neri supermassicci, all'interpretazione delle Ultra Luminous X-ray Sources, fino allo studio delle onde gravitazionali. Il presente lavoro di tesi si inserisce all'interno di un progetto osservativo mirato a studiare la dinamica interna degli ammassi globulari e volto ad investigare la presenza di IMBH nel centro di tali sistemi tramite l'analisi sistematica dei profili di dispersione di velocità e di rotazione. In questo elaborato presentiamo lo studio della cinematica del core dell'ammasso globulare NGC 6266, realizzato con lo spettrografo a campo integrale IFU-SINFONI, assistito da un sistema di ottiche adattive. Grazie all'utilizzo dell'ottica adattiva, SINFONI è in grado di realizzare osservazioni ad alta risoluzione spaziale e misurare la velocità radiale di stelle individuali anche nelle regioni più interne degli ammassi globulari, dove le misure spettroscopiche tradizionali falliscono a causa dell'elevato crowding stellare. Questo ci ha permesso di determinare il profilo centrale della dispersione di velocità di NGC 6266 dalla misura delle velocità radiali individuali di circa 400 stelle, localizzate negli 11 arcsec più interni dell'ammasso. Utilizzando dati complementari, provenienti da osservazioni realizzate con lo spettrografo multi-oggetto FLAMES, siamo stati in grado di costruire il profilo di dispersione di velocità di NGC 6266 fino ad una distanza radiale di 250 arcsec. Il profilo di dispersione di velocità osservato permette di escludere la presenza di un IMBH di massa superiore a 2500 masse solari e mostra un calo nella regione centrale, simile a quello rilevato in un numero crescente di ammassi globulari, che potrebbe indicare la presenza di anisotropia tangenziale.

Environment of radio sources in the vla-cosmos survey

Sebbene studiati a fondo, i processi che hanno portato alla formazione ed alla evoluzione delle galassie così come sono osservate nell'Universo attuale non sono ancora del tutto compresi. La visione attuale della storia di formazione delle strutture prevede che il collasso gravitazionale, a partire dalle fluttuazioni di densità primordiali, porti all'innesco della formazione stellare; quindi che un qualche processo intervenga e la interrompa. Diversi studi vedono il principale responsabile di questa brusca interruzione della formazione stellare nei fenomeni di attività nucleare al centro delle galassie (Active Galactic Nuclei, AGN), capaci di fornire l'energia necessaria a impedire il collasso gravitazionale del gas e la formazione di nuove stelle. Uno dei segni della presenza di un tale fenomeno all'interno di una galassia e l'emissione radio dovuta ai fenomeni di accrescimento di gas su buco nero. In questo lavoro di tesi si è studiato l'ambiente delle radio sorgenti nel campo della survey VLA-COSMOS. Partendo da un campione di 1806 radio sorgenti e 1482993 galassie che non presentassero emissione radio, con redshift fotometrici e fotometria provenienti dalla survey COSMOS e dalla sua parte radio (VLA-COSMOS), si è stimata la ricchezza dell'ambiente attorno a ciascuna radio sorgente, contando il numero di galassie senza emissione radio presenti all'interno di un cilindro di raggio di base 1 Mpc e di altezza proporzionale all'errore sul redshift fotometrico di ciascuna radio sorgente, centrato su di essa. Al fine di stimare la significatività dei risultati si è creato un campione di controllo costituito da 1806 galassie che non presentassero emissione radio e si è stimato l'ambiente attorno a ciascuna di esse con lo stesso metodo usato per le radio sorgenti. I risultati mostrano che gli ammassi di galassie aventi al proprio centro una radio sorgente sono significativamente più ricchi di quelli con al proprio centro una galassia senza emissione radio. Tale differenza in ricchezza permane indipendentemente da selezioni basate sul redshift, la massa stellare e il tasso di formazione stellare specifica delle galassie del campione e mostra che gli ammassi di galassie con al proprio centro una radio sorgente dovuta a fenomeni di AGN sono significativamente più ricchi di ammassi con al proprio centro una galassia senza emissione radio. Questo effetto e più marcato per AGN di tipo FR I rispetto ad oggetti di tipo FR II, indicando una correlazione fra potenza dell'AGN e formazione delle strutture. Tali risultati gettano nuova luce sui meccanismi di formazione ed evoluzione delle galassie che prevedono una stretta correlazione tra fenomeni di AGN, formazione stellare ed interruzione della stessa.