Academic literature on the topic 'Dischi di accrescimento'

L'accrescimento è un fenomeno di fondamentale importanza in astrofisica dal momento che esso coinvolge processi che liberano ingenti quantità di energia. Infatti, esso interviene nelle emissioni energetiche rilasciate dagli AGN(nuclei galattici attivi) e da alcuni sistemi binari dove oggetti compatti come stelle di neutroni o nane bianche accrescono materia da una stella compagna. Ciò viene spiegato nella Introduzione, dove si confronta l'efficienza radiativa dell'accrescimento con quella della reazione nucleare protone-protone tipica delle stelle in sequenza principale. Nel Capitolo 2 si presentano i modelli matematici descriventi l'accrescimento, primo tra tutti il modello di Bondi classico che tratta l'accrescimento di un buco nero (che può essere generalizzato ad un oggetto compatto qualsiasi), immerso in una distribuzione di gas infinita. Esso non tiene conto di eventuali momenti angolari, campi magnetici o effetti relativistici, quindi è un modello semplicemente idrodinamico. Nonostante trascuri molti aspetti, tale modello è una base solida per la generalizzazione a casi più complessi, come ad esempio l'accrescimento con electron scattering che apre alla definizione di luminosità di Eddington. L'elaborato si conclude con il Capitolo 3 nel quale vengono trattati i sistemi binari. Ciò ci permetterà di mettere in luce il ruolo chiave della viscosità e del campo magnetico nella dinamica dell'accrescimento e che tuttavia sono trascurati nella modelizzazione matematica di Bondi.

L'accrescimento è un processo fondamentale in astrofisica data la sua grandissima efficienza. Nel 1959 venne individuato il primo Quasar (pur non sapendo realmente di cosa si trattasse) e nel 1963 l'astronomo tedesco Maarten Schmidt scoprì che tale oggetto, di magnitudine apparente 13 (si credeva fosse una stella), aveva un redshift z = 0:37. Stelle di magnitudine 13 non dovrebbero avere un redshift così grande. Tale oggetto doveva trovarsi a grande distanza ed emettere una luminosità molto alta, superiore anche a quella di un'intera galassia. Processi termonucleari non erano sufficientemente efficienti per spiegare un'emissione di questo tipo: si capì presto che tale emissione dovesse avere origine gravitazionale, fosse cioè dovuta all'accrescimento di materia su un buco nero. In questa tesi, dopo aver spiegato come l'accrescimento rappresenti un'importante fonte di energia in astrofisica, presenterò, nel Capitolo 1, il modello di Bondi, presentato nel 1952 da Hermann Bondi. Tale modello è il più semplice modello di accrescimento e, pur essendo basato su ipotesi (che vedremo) che trascurano diversi aspetti importanti, risulta comunque un modello fondamentale, perché permette di ricavare quantità rilevanti in astrofisica. Successivamente, nel Capitolo 2, ricaverò il valore della Luminosità di Eddington, che esprime la massima luminosità che può emettere un corpo in simmetria sferica. Anche questo risultato verrà ricavato imponendo ipotesi abbastanza restrittive, quindi non andrà interpretato come un limite invalicabile. Nel Capitolo 3 parlerò (più qualitativamente, e senza la pretesa di entrare nei dettagli) di come si formano i dischi di accrescimento, che si originano quando la materia che va ad accrescere ha un momento angolare non nullo: quindi non siamo più nel caso di accrescimento a simmetria sferica. Infine, parlerò dei processi che originano gli spettri osservati degli AGN, riferendomi prevalentemente a quei processi che originano il continuo dello spettro.

L’accrescimento è un fenomeno astrofisico di grande rilevanza, capace di liberare grandi energie in modo molto efficiente. Interviene negli AGN (nuclei galattici attivi formati da buchi neri supermassicci in accrescimento), regolando le grandi emissioni energetiche che li caratterizzano, e nei sistemi binari, dove oggetti compatti come stelle di neutroni e nane bianche vengono accresciuti dalle stelle compagne, liberando energia. Nell’Introduzione si analizzano gli aspetti energetici associati all’accrescimento degli AGN, dando una descrizone qualitativa dei fenomeni fisici associati. Successivamente, nel capitolo 2, viene ricavata la luminosità di Eddington, tetto massimo alla luminosità di un corpo in accrescimento sferico. Viene inoltre spiegato perché, in natura, questo limite non risulti invalicabile. Nel capitolo 3, servendosi anche dei risultati ottenuti nel capitolo precedente, si analizza il modello di Bondi per l’accrescimento sferico di un oggetto compatto immerso in una nube di gas infinita. Il modello è trattato inizialmente nel modo più semplice possibile, sotto ipotesi molto stringenti, mentre successivamente viene complicato con l’introduzione degli effetti dovuti all’elettron scattering. In conclusione, nel capitolo 4, si tratta l’accrescimento nei sistemi binari, permettendo di mettere in luce in modo più approfondito l’importante ruolo della viscosità.

L'elaborato è costituito da due capitoli principali. Il primo capitolo è incentrato prevalentemente sulla trattazione fisica del processo di emissione di Bremsstrahlung: nella prima parte si procede trattando il caso di singolo elettrone per poi passare al caso generale di emissione termica, si conclude affrontando il caso relativistico. Nel secondo capitolo vengono trattate le principali applicazioni astrofisiche del fenomeno. L'emissione per Bremsstrahlung implica una zona di gas altamente ionizzato: in tal senso viene studiata la regione HII caratterizzata dalla presenza di stelle calde e massive di tipo O/B che tramite la radiazione UV ionizzano il gas che le circonda. Nello spettro si osserva emissione Bremsstrahlung che va dall'ottico al radio. Altra applicazione riguarda le galassie ellittiche dove vi è gas altamente ionizzato situato attorno al nucleo. La fase del mezzo interstellare in questo tipo di galassie è l'HIM e vi è emissione di Bremsstrahlung. Infine si parla dell'emissione X causata dal processo di accrescimento tra un oggetto compatto ed una stella compagna.

Questo elaborato presenta una descrizione del fenomeno dell’accrescimento di materia su oggetti compatti, esponendo i principali modelli fisici a riguardo. Dopo un’introduzione, in cui viene mostrato come l’accrescimento rappresenti la più importante fonte di energia in astrofisica, si discute nel capitolo 1 il più semplice modello di accresci- mento, dovuto ad Hermann Bondi (1952). Tale modello, proprio per la sua semplicità, risulta molto importante, nonostante trascuri importanti aspetti fisici. Nel capitolo 2 si studia la fisica dei dischi di accrescimento, analizzando sia il caso generale che alcuni casi particolari, come quello stazionario o a viscosità costante. L’elaborato si conclude con una breve analisi dell’emissione termica da parte del disco di accrescimento.

Un fenomeno astrofisico in grado di liberare una enorme quantità di energia, ben superiore a quella che scaturisce dalle reazioni di conversione di H in He nelle stelle, è l’accrescimento: esso si osserva nei più disparati ambienti astrofisici, dalle protostelle ai sistemi binari, dalle stelle di neutroni ai buchi neri. In questo elaborato cercherò di chiarire come avviene un processo di accrescimento, come può dar luogo ai dischi di accrescimento, come questi ultimi si formano nei sistemi binari, influenzando l’evoluzione delle stelle che li compongono, e infine come essi contribuiscono all’emissione di una Galassia Attiva. Nel Capitolo 1 tratterò un particolare caso di accrescimento sferico, valido sotto precise condizioni, che in generale però non si riscontrano in ambienti astrofisici. Il modello, che fu teorizzato da Bondi, tuttavia è importante perché permette di capire in prima approssimazione che cosa è l’accrescimento e quali conseguenze può avere. Nel Capitolo 2 discuterò come si ricava il limite di Eddington e perché sia così importante non solo per i processi di accrescimento. Nel Capitolo 3 infine, dopo una breve introduzione qualitativa, volta a spiegare quali siano i principali responsabili del fenomeno dell’accrescimento in un disco in ambiente astrofisico, mi concentrerò su due casi: i dischi di accrescimento in sistemi binari, dei quali spiegherò come e perché si formano, quali sono le quantità fisiche rilevanti che li caratterizzano e come influenzano l’evoluzione delle stelle che li compongono; i dischi di accrescimento nelle Galassie Attive e il processo con cui essi emettono.

Con il termine scattering si definisce un processo fisico che descrive l’interazione di una particella con la radiazione elettromagnetica; in base all’energia coinvolta nel processo, si possono identificare diverse tipologie di scattering che vengono descritte nel primo capitolo di questo elaborato. Un caso estremamente rilevante è lo scattering Thomson, dove un elettrone in quiete subisce un urto elastico con un fotone di bassa energia che viene diffuso con una frequenza pari a quella iniziale. Per energie elevate l'effetto dominante è lo scattering Compton. In questo meccanismo un fotone, effettuando un urto elastico con un elettrone, trasferisce ad esso parte della sua energia e diminuisce la sua frequenza. Al contrario, se è l'elettrone a trasferire parte della sua energia al fotone, si parla di Inverse Compton. Quando i fotoni appartenenti alla radiazione di sincrotrone effettuano scattering con elettroni relativistici, si ha Synchrotron Self-Compton. I processi di scattering Compton e Compton Inverso si possono riassumere in un fenomeno più generale chiamato Comptonizzazione, che concerne le modifiche sullo spettro di radiazione avvenute in seguito all'interazione Compton tra fotoni ed elettroni. Un caso specifico di Comptonizzazione è l’effetto Sunyaev-Zeldovich che riguarda i fotoni della Radiazione Cosmica di Fondo. Nel secondo capitolo si esaminano alcuni esempi in cui lo scattering riveste un ruolo importante nella Fisica dell’accrescimento: la Luminosità di Eddington, per cui è importante introdurre il concetto di sezione d’urto di Thomson, e l'emissione in banda X della radiazione elettromagnetica in seguito a Comptonizzazione, che ha sede nelle regioni coronali dei buchi neri.

In origine scoperto per le forti emissioni Hα, SS 433 è un oggetto stellare caratterizzato da due getti relativistici opposti eiettanti plasma alla velocità di 0.26 c. Questi getti descrivono un cono nel loro moto di precessione della durata di 164 giorni, tale variazione di direzione produce così nelle lunghezze d’onda da noi osservate dei significativi redshift e blueshift. Inoltre è costantemente presente l’effetto del Doppler trasversale che si mostra come un sistematico redshift del 4%, il che tradotto nelle grafico delle modulazioni in velocità provoca un valore medio di 12000 km/s delle velocità osservate. Solamente in seguito è stato identificato come sistema binario dotato di componente compatta, attorno alla quale vi è un disco di accrescimento alimentato dalla stella compagna. L’oggetto pare riprodurre, su dimensioni stellari, i fenomeni che caratterizzano i quasar.