Academic literature on the topic 'Effetti Relativistici in Astrofisica'

L'obiettivo di questa tesi è presentare alcuni effetti relativistici che si possono osservare in astrofisica. Al fine di ottenere una trattazione sufficientemente rigorosa verrà introdotta inizialmente la teoria della relatività ristretta, esaminata attraverso i postulati di Einstein e necessaria per chiarire alcune nozioni e fattori che compariranno nei capitoli successivi. Quindi verranno illustrate le caratteristiche principali del processo di radiazione di sincrotrone e dello scattering Compton inverso associati in particolare al fenomeno di Synchrotron Self-Compton derivante dalla combinazione dei due meccanismi. Infine, per avvalorare quanto descritto, negli ultimi capitoli sarà dato spazio ad alcune applicazioni astrofisiche quali i moti superluminali e i blazars, una categoria di oggetti extragalattici noti per la loro forte e persistente luminosità.

La prima parte di questa trattazione è dedicata alla descrizione di due importanti processi di emissione non termici, ovvero la radiazione di Sincrotrone e l’effetto Compton Inverso, poi verranno confrontati e sarà stabilito il limite massimo di temperatura di una radiosorgente. La seconda parte tratta di alcuni effetti che si verificano nel caso di sorgenti in movimento a velocità relativistiche, cioè effetto Doppler relativistico, moti superluminali e Doppler Boosting. Infine mostrerò come questi effetti relativistici, in particolare il Doppler Boosting, in combinazione con l’opacità dei fotoni-γ diano un’evidenza indiretta che per i lampi-γ e in oggetti come i Nuclei Galattici Attivi vi sia emissione di materiale relativistico.

Viene trattato l'effetto Doppler nell'ambito classico, analizzando in che modo variano le caratteristiche di un'onda quando la sua sorgente e l'osservatore che la rileva si muovono uno rispetto all'altro. Una breve appendice tratterà,poi, dello stesso effetto nel regime relativistico. In seguito, si analizza come l'effetto Doppler venga utilizzato per determinare la massa delle stelle componenti un sistema binario spettroscopico, e come lo si utilizzi come scala di distanza cosmica sfruttando il così detto Redshift Cosmologico.

L’Effetto Doppler è il fenomeno fisico che descrive la variazione della frequenza osservata di un’onda quando la sorgente emittente e l’osservatore sono in moto relativo fra di loro. Esso può essere trattato in maniera classica, se l'onda ha una velocità di propagazione inferiore a quella della luce, o in maniera relativistica. In ambito astrofisico l'Effetto Doppler viene applicato alla radiazione elettromagnetica, unico segnale che ci giunge dai corpi celesti. Esso viene studiato tramite lo spostamento delle righe spettrali verso il rosso (redshift) o il blu (blueshift). Un'importante conseguenza di questo fenomeno è l'allargamento delle righe a causa dell'agitazione termica delle particelle in una nube di gas o dei moti di rotazione dei corpi. Inoltre, grazie alla misura delle velocità radiali con il metodo Doppler si possono ricercare esopianeti, sistemi di stelle binarie/multiple e si possono stimare le masse degli oggetti in esame. Infine, si parlerà di come il fenomeno è stato utile per il calcolo del tasso di espansione dell’Universo e di come il reshift cosmologico venga impiegato nella misura del look back time.

Come la maggior parte degli ammassi globulari, anche quelli che appartengono alla galassia sferoidale nana (dSph) Fornax presentano popolazioni stellari multiple. Alcuni scenari di formazione proposti per queste popolazioni richiedono che la massa stellare iniziale dovesse essere circa 5-20 volte maggiore rispetto a quella attuale. In letteratura questo prende il nome di mass budget problem. Se si assume che la maggior parte delle stelle di Fornax sia nata nei suoi ammassi globulari e poi espulsa per effetti dinamici, per giustificare sia valori di quest’ordine che la sua elevata frequenza specifica, questa galassia avrebbe dovuto perdere un’importante frazione di massa stellare. In questo lavoro di tesi, tramite simulazioni N-body, ci proponiamo di studiare l’evoluzione di un modello di dSph in orbita nel potenziale della MW, introducendo un nuovo metodo che ci permetta di studiare l’evoluzione della componente stellare a posteriori delle simulazioni, abbattendo in maniera critica il numero di simulazioni, il numero di particelle richieste, e quindi i tempi di calcolo. Attraverso la funzione di probabilità, siamo in grado di ricavare diversi profili stellari a partire dai set di particelle evoluti appartenenti alla distribuzione totale che descrive la dSph, senza dover studiare un nuovo set-up iniziale per ogni scelta del profilo stellare iniziale. Abbiamo applicato questo metodo al caso di Fornax realizzando, a scopo illustrativo, due simulazioni, dove troviamo che, nell’orbita più eccentrica assunta, la sferoidale nana perde sino al 43% della massa stellare iniziale entro 3 kpc. Quindi, se la massa stellare iniziale di Fornax fosse stata circa il doppio di quella osservata oggi, il limite superiore proposto da Larsen et al. (2012) al mass budget problem verrebbe spostato, da un fattore 4-5, ad un fattore 7-9, rientrando così all’interno del range di valori proposti per alcuni scenari di formazione di popolazioni stellari multiple negli ammassi globulari.

Il tema di questa tesi è relativo allo studio degli effetti conseguenti alla presenza di turbolenza nell’intracluster medium (ICM). L’evoluzione termodinamica della materia barionica è uno dei problemi chiave dell’astrofisica odierna. La maggior parte dei barioni nell’universo appare sotto forma di gas diffuso ionizzato e con l’attuale generazione di telescopi X (Chandra, XMM-Newton, Suzaku) è finalmente possibile ottenere osservazioni di alta qualità di questo plasma caldo. Recentemente è stato proposto che la turbolenza, generata dall’AGN feedback e/o in concomitanza con i processi di formazione della struttura, possa avere un ruolo di prim’ordine nell’evoluzione di tale plasma caldo. Il mio obiettivo con questo lavoro è investigare le conseguenze della presenza di turbolenza nell’ICM attraverso simulazioni numeriche 3D. In particolare utilizzo il codice AMUN, un codice parallelo a griglia fissa sviluppato da G. Kowal per studi ad alta risoluzione della turbolenza MHD in diversi sistemi astrofisici. In particolare, poiché non è ancora chiaro come questa turbolenza sia fatta e si origini, ho elaborato diversi modelli con una turbolenza idealizzata e iniettata a diversa potenza e con diversa scala di iniezione, in modo da indagare i principali effetti termici e dinamici, sia su grande scala sia sul solo core, che tali moti hanno sul gas diffuso. Ho inoltre presentato le principali osservabili (profili di densità e temperatura, mappe e molto altro) che saranno confrontate con recenti osservazioni X e in particolare con i dati Hitomi recentemente ottenuti sul Perseus cluster. Per ultima cosa mi concentrerò sulle proprietà delle strutture compatte/filamentari dalla morfologia irregolare che sembrano formarsi nel core dell’ammasso in conseguenza alla presenza di moti turbolenti, amplificando l’accumulo irregolare di materia fredda.

Il lavoro presentato in questa tesi affronta un aspetto particolare delle problematiche associate ai sistemi di ottica adattiva multi coniugata. Un sistema di ottica adattiva permette di analizzare e compensare in tempo reale le distorsioni introdotte dall’atmosfera, permettendo anche ai telescopi terrestri di lavorare vicini al limite teorico di diffrazione. Il caso di studio riguarda ELT, l’Extremely Large Telescope, e il suo sistema di ottica adattiva multi coniugata, MAORY, con cui si utilizzeranno fino a 6 stelle di guida laser (LGS) in combinazione con 3 stelle di guida naturali (NGS). In questo sistema sono presenti varie componenti ottiche, tra cui l’obiettivo adibito all’osservazione delle LGS. In questa tesi sono state studiate due delle soluzioni proposte per MAORY, di differente qualità ottica, in modo da verificare se le aberrazioni dell’obiettivo LGS influiscano o meno sulle prestazioni complessive del sistema di ottica adattiva. L’analisi è stata incentrata su uno dei 6 canali LGS: utilizzando un codice scritto in linguaggio IDL, sviluppato dal gruppo di ricerca di MAORY, è stato simulato il funzionamento di questo sistema, dall’introduzione delle aberrazioni fino alla ricostruzione del fronte d’onda, in modo da comparare le prestazioni dei due obiettivi.

In questo lavoro di tesi si svilupperanno simulazioni col software BoGEMMS, il quale si basa sulle librerie del toolkit Geant4 del CERN, che simula il trasporto di particelle attraverso la materia. Successivamente si studieranno le caratteristiche dei principali sottosistemi del payload del satellite e-ASTROGAM, proposto per la call M5 dell’ESA, e le componenti di rumore che sono presenti in un sistema di rivelazione, incentrando l’attenzione sugli effetti che comportano il charge sharing e il rumore elettronico sulla determinazione della risoluzione spaziale e della PSF di e-ASTROGAM. Esso è il primo satellite gamma in grado di coprire il range energetico 300 keV−3 GeV, che finora è rimasto in parte inesplorato poichè interessa un intervallo in energia in cui la radiazione viene emessa sia per effetto Compton sia tramite produzione di coppie, rendendo di fatto complessa la rivelazione del segnale derivante da entrambi i processi con un unico strumento. Grazie all’ampio campo di vista, l’ottima risoluzione angolare e la buona PSF, e-ASTROGAM sarà in grado di rivelare un gran numero di sorgenti transienti, tra le quali si stima un tasso di rivelazione di ∼600 Gamma-Ray Burst (GRB) entro i primi tre anni dal lancio, programmato per il 2029. In particolare gli short-GRB sono ottimi candidati a ricoprire il ruolo di controparte elettromagnetica delle onde gravitazionali (GW, Gravitational Wave) in quanto sia i GRB sia le GW sono stati associati al merging di oggetti compatti. Per questo motivo, tramite e-ASTROGAM, ci si aspetta di rivelare negli anni a venire dei fenomeni transienti simultanei o quasi simultanei nell’intervallo energetico coperto dal satellite per avvalorare l’associazione GW−sGRB.