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“Mi nombre es Greta Godoy”: propuesta de traducción al italiano de la novela de Berta Bernad
No full textTextile et traduction spécialisée. La stampa tessile (Viviani, 2001) de lâart à la technologie
No full textLiteratura infantil. Propuesta de traducción al italiano de “El niño que vivía en las estrellas”
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Long-term variability of the gamma-ray emitting NLSy1 PKS2004-447
Get PDFLe Narrow-Line Seyfert 1 sono una tipologia di nuclei galattici attivi caratterizzati dall’avere righe permesse più strette, se confrontate con quelle delle Seyfert 1, nonché dall’emissione intensa del ferro ionizzato. Solo circa il 7% di queste galassie è radio-loud e, tra questi rari oggetti, solamente in venti casi è
stato osservato un flusso anche ad alte energie, nei raggi γ. Una di queste sorgenti è PKS 2004-447, il cui spettro nel regime ottico è stato elaborato ed analizzato nel corso di questa tesi. Sono stati ridotti i dati acquisiti tramite lo strumento FORS2 (utilizzato in questo caso in modalità long-slit spectroscopy)
montato all’UT1, uno dei quattro telescopi che costituiscono il Very Large Telescope. Le osservazioni sono state condotte in sei notti, distribuite nell’arco di sei mesi, durante ciascuna delle quali sono stati acquisiti quattro spettri della sorgente in esame. Ognispettro è stato corretto per bias e flat field ed è stato poi
calibrato in lunghezza d’onda e in flusso. Utilizzando ilsoftware IRAF, una volta ridotti i quattro spettri acquisiti per ogni notte, se ne è calcolato uno spettro medio. I sei spettri medi, così ottenuti, sono stati utilizzati per calcolare uno spettro mediano, dopo averli corretti per assorbimento galattico, pari a A(V ) = 0.019 mag, e per redshift, pari a z = 0.24, valore ottenuto misurando la posizione delle righe Hα, Hβ e [OIII]λ5007. Avendo lo spettro mediano un rapporto segnalerumore più elevato, è stato possibile utilizzarlo per ottenere il modello di emissione del ferro, che si è provveduto poi a sottrarre ai sei spettri medi.
Affinché le misure relative alle righe di emissione, ad esempio di Hβ o di [OIII]λ5007, non fossero influenzate dalle diverse condizioni di osservazione durante le sei notti, ogni spettro è stato moltiplicato per un fattore ottenuto dal
rapporto fra il flusso di [OIII]λ5007 misurato nello spettro mediano e quello dello spettro da riscalare. Si è scelta la riga dell’ossigeno poiché il tempo scala con cui la sua intensità varia è dell’ordine delle decine di anni e per questo motivo possiamo considerare invariato il suo flusso nel corso di alcuni mesi di
osservazioni. Il flusso di Hβ, emessa in parte dalla BLR ed in parte dalla NLR, è stato misurato fittando l’osservabile con tre gaussiane, due per riprodurre la componente Hβ-broad ed una per riprodurre Hβ-narrow. La gaussiana usata per
riprodurre Hβ-narrow è stata costruita ponendo il picco pari prima a 1/7, poi 1/10 ed infine 1/15 dell’intensità massima raggiunta da [OIII]λ5007 e fissandone la FWHM uguale a quella di
[OIII]λ5007. Il motivo di quest’ultima scelta risiedeva nel fatto che il gas nella NLR ha una cinematica che causa l’allargamento delle righe di emissione tanto dell’ossigeno
quanto dell’idrogeno presenti nella stessa regione. Poiché [OIII]λ5007 è presente solo nella NLR, la larghezza della riga da esso generata darà la velocità in tale regione.
Mentre, per quanto riguarda la scelta dell’intensità del picco, si è fatto riferimento a quanto osservato nelle galassie con la sola NLR visibile, ovvero le Seyfert 2, in cui in
media il rapporto risulta essere pari ad 1/10, con uno spread di valori che variano per l’appunto tra 1/7 ed 1/15. Poiché l’intervallo di valori èmolto ampio,si è provato a vedere
come cambiassero i risultati finali supponendo questi tre tipi di rapporti.
Successivamente, si sono misurati l’indice spettrale del continuo, il rapporto R4570 - ovvero il rapporto tra il flusso emesso dal ferro ionizzato e quello di Hβ-broad-, le larghezze equivalenti della riga Hβ e [OIII]λ5007 ed il flusso nel continuo a 5100 Å. Per
finire, usando lo spettro mediano è stata calcolata la massa del buco nero supermassiccio al centro della galassia, che è risultato essere pari a 3.02 ·107M◉, nonché i rapporti di Eddington per le sei notti. I risultati rimarcano il problema ben più ampio,
che riguarda in generale le γ-NLSy1, dell’avere una massa del SMBH troppo piccola per osservare un’emissione nei raggi γ, o, in altre parole, per avere un jet relativistico
Ruolo della visione periferica
Get PDFOBIETTIVO: valutare la percezione di movimento periferico in un campione di soggetti miopi, senza correzione, con occhiali e con lenti a contatto.
METODI E MATERIALI: si è analizzato un gruppo di 18 soggetti miopi, maschi e femmine, con ametropia compresa tra -0.75D e 8.50D. Il test di percezione di movimento periferico è caratterizzato da stimoli random dots realizzato con la psychtoolbox di Matlab. Ogni soggetto doveva svolgere il test tre volte (con occhiali, con lenti a contatto e senza correzione) determinando il movimento coerente dei puntini target (verso l’alto o verso il basso) all’interno di un insieme di punti rumore con movimento casuale. Lo stimolo poteva comparire a destra o a sinistra rispetto al punto di fissazione.
RISULTATI: La media delle soglie della performance con occhiali e con lenti a contatto sono risultate quasi uguali (media LAC = 0,487701 ; media OCC = 0,468765), mentre la media delle soglie della performance senza correzione è stata nettamente più alta (media NC = 0,768927), evidenziando un peggioramento nella performance. I T-test con correzione di Bonferroni confermano i risultati.
È stata fatta l’analisi della varianza (ANOVA) a misure ripetute con tipo di correzione e direzione di movimento come fattori entro i soggetti. Il fattore tipo di correzione è risultato significativo.
CONCLUSIONE: avere una buona correzione del difetto visivo è importante per ottenere una buona performance di percezione del movimento e non è stata riscontrata alcuna differenza significativa tra performance con occhiali e performance con lenti a contatto
Caratterizzazione degli eventi raccolti dall'esperimento GERDA attorno alla regione di interesse del decadimento doppio beta senza neutrini del Ge76
Get PDFThe Tolman-Oppenheimer-Volkoff equations in unified models of dark matter and dark energy
Get PDFIn this thesis we will work on scalar field models for dark matter and dark energy. In particular, we will study unified haloes by means of a static and spherically symmetric metric which leads to the anisotropic Tolman-Oppenheimer-Volkoff (TOV) equation. In this framework, we will develop a procedure which allows us to compute an unified density profile starting from a generic cold dark matter one, or, equivalently, from its rotation velocity. In particular, we will focus our attention on finding a suitable Lagrangian of a given type, which provides us with a microscopical description of the problem