Dinamica delle galassie a spirale e delle galassie ellittiche

La tesi si propone di dare una caratterizzazione generale sulla dinamica delle galassie, in particolare, il caso ellittico e a spirale. Nel primo capitolo, sono state esposte le scale delle grandezze fisiche che caratterizzano e definiscono una galassia e gli aspetti osservativi che hanno portato a distinguerne poche grossolane categorie in base a proprietà visive, mostrando importanti correlazioni con proprietà morfologiche e strutturali. Nel secondo capitolo, corpo principale dell'elaborato, vengono motivate le principali ipotesi che permettono di trattare una generica galassia, assunta composta da un numero N di stelle come un non collisionale, portando vantaggi di semplificazione del problema: si parte dall'ipotesi di approssimazione delle stelle come punti materiali, fino a trascurare la granularità del sistema, entro un tempo scala detto tempo di rilassamento. Segue una trattazione di estrapolazione di informazioni dalle equazioni che descrivono il moto e una breve esposizione della principale distinzione tra un fluido ordinario e un fluido non collisionale, derivante dalla stessa ipotesi di sistema non collisionale. Il terzo capitolo si propone di dare alcune applicazioni, alle galassie ellittiche e spirali, dei risultati teorici trattati nel capitolo precedente, con brevi riscontri nell'ambito osservativo. Nel caso delle galassie a spirale si accenna alla principale motivazione che ha portato all'ipotesi dell'esistenza della materia oscura e vengono illustrati qualitativamente, i modelli più semplici di descrizione della dinamica dei bracci.

Dinamica delle galassie a spirale e delle galassie ellittiche

La Dinamica Stellare è la disciplina che si occupa di descrivere la struttura e l'evoluzione dei sistemi stellari. Quest'elaborato si pone come obiettivo quello di illustrare una panoramica sui modelli e le tecniche necessari allo studio dei moti delle stelle all'interno delle galassie, per poi tradurli in pratica tramite applicazioni alle due tipologie principali di galassie. Dopo aver introdotto le principali caratteristiche delle galassie attraverso la Classificazione di Hubble, verrà affrontata la peculiarità di questi sistemi, ovvero la non collisionalità, introducendo il concetto di Tempo di Rilassamento a due corpi. In seguito, si illustreranno le equazioni che permettono di descrivere un sistema non collisionale, ovvero l'Equazione di Boltzmann e le Equazioni di Jeans, con conseguente caratterizzazione del Teorema del Viriale per questo tipo di sistemi. In conclusione, si approfondirà dapprima la dinamica delle galassie ellittiche attraverso lo studio della loro anisotropia, del profilo di brillanza e del Piano Fondamentale; successivamente, per quanto concerne le galassie a spirale, si tratterà la Curva di Rotazione, la Legge di Tully Fisher che ne descrive la luminosità e si terminerà con una descrizione della dinamica dei bracci a spirale attraverso la teoria delle Onde di Densità di Lin e Shu.

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 delle galassie a spirale e delle galassie ellittiche

Questa tesi è una panoramica di alcuni concetti base su cui si fonda la dinamica delle galassie. Nel primo capitolo vengono messi in evidenza i concetti più generali dal punto di vista morfologico- strutturale attraverso la classificazione di Hubble. Nel secondo capitolo si mette in evidenza come un sistema possa essere definito non collisionale (attraverso la stima del tempo di rilassamento ai due corpi) e le conseguenze che ne derivano come, per esempio, l' anisotropia dello stesso sistema che conferisce alla galassia la sua classica forma “schiacciata”. Vengono poi descritti la collisional Boltzmann equation (CBE) e il teorema del viriale in forma tensoriale . Integrando la CBE nello spazio delle velocità otteniamo tre equazioni note come equazioni di Jeans: queste hanno una struttura del tutto identica a quelle della fluidodinamica ma con alcune eccezioni significative che non permettono di descrivere completamente la dinamica delle galassie attraverso la fluidodinamica. Il terzo capitolo è un excursus generale sulle galassie ellittiche: dalla loro struttura alla loro dinamica. Dall' applicazione del teorema del viriale ad un sistema ellittico si può notare come la forma “schiacciata” delle galassie sia una conseguenza dell' anisotropia del sistema e sia dovuta solo in minima parte alla rotazione. Successivamente viene presentato un modello galattico (quello di Jeans), che ci permette di calcolare una distribuzione di massa del sistema attraverso un' equazione che purtroppo non ha soluzione unica e quindi ci rende impossibile calcolare il rapporto massa- luminosità. Infine viene descritto il fundamental plane che è una relazione empirica tale per cui ad ogni galassia viene associato un determinato valore di raggio effettivo, dispersione di velocità e luminosità. Nel quarto ed ultimo capitolo viene trattata la dinamica delle parti più esterne di una galassia: disco e bracci. La dinamica del disco è descritta attraverso la curva di rotazione che, come vedremo, ha delle caratteristiche abbastanza diverse da una curva di rotazione di tipo kepleriano (quella che ad esempio descrive l' andamento della velocità in funzione della distanza nel nostro sistema solare). Infine viene descritta la dinamica dei bracci e la teoria delle onde di densità di Lin e Shu, due astronomi americani, che riesce a descrivere compiutamente la nascita e l' evoluzione dei bracci a spirale.

Dinamica delle galassie a spirale e delle galassie ellittiche

L'elaborato presenta i principali risultati ottenuti nell'ambito della dinamica galattica, con una iniziale panoramica sulla morfologia delle galassie, seguita dall'analisi dei moti delle loro componenti più importanti. I capitoli IV e V sono dedicati allo studio degli effetti dinamici interni nelle galassie a spirale e nelle ellittiche. La tesi si conclude con una trattazione delle caratteristiche dei buchi neri centrali e la loro influenza sulla cinematica della galassia.

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.

Classificazione delle galassie: caratteristiche morfologiche, fotometriche e cinematiche

In questo elaborato viene trattata la classificazione delle galassie ellittiche e a spirale. Per quanto riguarda gli aspetti morfologici viene in primo luogo esposta la sequenza di Hubble e in seguito tutte le sue declinazioni. Dopodichè viene svolta la parte che tratta gli aspetti fotometrici, ovvero i profili di brillanza delle galassie con le eventuali formule. Infine vengono considerate le caratteristiche cinematiche , trattando le curve di rotazione, che sono fondamentali per comprendere la dinamica delle galassie.

Caratteristiche principali dell'emissione di galassie ellittiche

Le galassie sono gli elementi fondamentali dell’Universo: alcune hanno una struttura abbastanza semplice, altre, invece, sono sistemi complessi costituiti prevalentemente da stelle, nubi di gas e polveri. Protagoniste di questo elaborato sono le galassie ellittiche che verranno analizzate dapprima dal punto di vista morfologico, introducendo brevemente la sequenza proposta da Hubble per la classificazione di tutte le galassie, per poi passare ad una analisi di tipo fotometrico attraverso le leggi fondamentali che valgono per le galassie ellittiche. Infine, nell’ultimo capitolo, che rappresenta l’anima di questo testo, si tratteranno i principali meccanismi che partecipano all’ emissione della radiazione elettromagnetica nella banda ottica, X e radio.

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

Scopo del presente lavoro è introdurre i principali strumenti fisico-matematici utilizzati per la descrizione del moto (di un numero limitato) di oggetti astronomici, soggetti esclusivamente alle loro vicendevoli interazioni gravitazionali. Tali strumenti sono quelli messi a punto nell'ambito della soluzione del Problema dei Due Corpi e del Problema dei Tre Corpi. Verranno anche esaminate alcune applicazioni pratiche di tali metodologie d'indagine.

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.

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.

Caratteristiche principali dell'emissione di galassie ellittiche

Fin dalla loro scoperta, le galassie ellittiche hanno sempre suscitato grande curiosità da parte degli astronomi, in quanto strutture dotate di dinamiche alquanto complesse. Spesso considerate meno affascinanti delle galassie a disco, esse vantano molteplici caratteristiche di carattere morfologico e radiativo; noi le osserviamo sulla Terra e fuori dall’atmosfera con ogni tipo di strumento, dato che tutto lo spettro elettromagnetico ne testimonia la presenza e, in molti casi, la piena attività nucleare. Obiettivo della presente dissertazione è fornire una panoramica generale riguardo le forme di emissione delle galassie ellittiche, approfondendo particolarmente i meccanismi principali e le modalità fisiche. Inizialmente vedremo brevemente come queste galassie vengono classificate e le leggi empiriche che ne descrivono alcuni importanti parametri osservativi; successivamente analizzeremo separatamente le tre bande (Ottica, X e Radio) in cui l’emissione è prominente, soffermandoci sui relativi meccanismi dominanti (rispettivamente: emissione di Corpo Nero, Bremsstrahlung e Sincrotrone) e le peculiarità.

Sviluppo di nuovi algoritmi di pianificazione per sistemi non olonomici e con dinamica non linerare

L'obiettivo del kinodynamic motion planning è quello di determinare una sequenza di input di controllo per guidare un agente da uno stato iniziale ad uno finale, rispettando la dinamica del corpo e i vincoli fisici. In questa tesi sono presentate diverse versioni di algoritmi basati su Rapidly-exploring Random Tree in grado di risolvere questo tipo di problema. In particolare è preso in considerazione il caso di un sistema non lineare con vincoli non olonomici, rappresentativo del rover in dotazione al progetto europeo SHERPA. La qualità degli approcci proposti è inoltre provata con alcuni test di navigazione, in ambiente simulato, confrontando gli algoritmi proposti con alcuni presi nella letteratura di riferimento.

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.

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.