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Emissione diffusa non termica in regioni periferiche di ammassi di galassie

Informazioni tesi

  Autore: Michele Galuppi
  Tipo: Laurea liv.I
  Anno: 2009-10
  Università: Università degli Studi di Bologna
  Facoltà: Scienze Matematiche, Fisiche e Naturali
  Corso: Fisica
  Relatore: Gabriele Giovannini
  Lingua: Italiano
  Num. pagine: 43

In questa tesi sono stati esaminati dieci ammassi di galassie contenuti nel catalogo di Abell e noti per la presenza di merger (collisioni tra galassie) per evidenziare alcune proprietà dei relitti (radiosorgenti diffuse).
Nella maggior parte dei casi si è potuto verificare la loro presenza e si è misurato il flusso, tramite il package AIPS (The Astronomical Imaging Processing System), e la distanza dal centro dell’ammasso, tramite il calcolo delle coordinate.

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1. Ammassi di galassie 1.1 Introduzione Le osservazioni delle galassie più lontane mostrano che il nostro Universo è in espansione, con gli oggetti più lontani che recedono a velocità prossime a quelle della luce. Di conseguenza, procedendo a ritroso nel tempo e considerando la velocità di espansione attuale, l’Universo doveva trovarsi in condizioni di densità sempre maggiori, fino a raggiungere una densità infinità circa miliardi di anni fa, quando si verificò una gigantesca esplosione, il Big Bang, che segnò l’inizio dell’Universo attuale. Nell’arco di un milione di anni dopo il Big Bang, l’Universo si era espanso abbastanza da dare origine ad insiemi di materia che a loro volta diedero origine alle galassie e agli ammassi di galassie. 1.2 Caratteristiche degli ammassi Le galassie non sono distribuite uniformemente nell’Universo: la maggior parte sono riunite in gruppi o in ammassi. I gruppi e gli ammassi a loro volta formano delle strutture ancora più grandi, chiamate superammassi. Tra questi superammassi si estendono grandi vuoti dove si trovano poche galassie isolate. I gruppi e gli ammassi di galassie sono comunque gli oggetti più massicci in equilibrio viriale (vedi Appendice), con una massa tra le e le masse solari ( ). Entrambi possono essere definiti come agglomerati di galassie che possiedono un diametro di alcuni tenuti insieme dall’attrazione di gravità. I gruppi di galassie sono i più piccoli aggregati di galassie. Infatti, i gruppi contengono meno di 50 galassie (che si muovono ad una velocità media di ), hanno un diametro di circa e la loro massa è approssimativamente . Nella foto di Figura 1.1 si può osservare il gruppo HCG 87. Le galassie che lo compongono orbitano attorno al centro di massa del sistema. Gli avvicinamenti tra le galassie producono collisioni delle nubi di gas che generano intensi aumenti della formazione di nuove stelle. Dopo numerose orbite, le galassie finiranno per fondersi insieme a formare un'unica 3

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