PRESENTAZIONE - Osservatorio Astronomico di Trieste
Transcript
PRESENTAZIONE - Osservatorio Astronomico di Trieste
PRESENTAZIONE E’ con grande piacere che presento questo resoconto dell’attività di ricerca dell’Osservatorio Astronomico di Trieste svolta nell’anno 2001. La pubblicazione è un breve resoconto delle ricerche di base e tecnologiche che si svolgono all’Osservatorio ed ha lo scopo di farle conoscere per stimolare nuove collaborazioni e nuovi progetti. Con il 2001 è terminata la direzione del prof. Fabio Mardirossian iniziata nel 1996 e a cui vanno sinceri ringraziamenti per la dedizione con cui ha portato a termine il suo mandato. E’ stato anche l’ultimo anno in cui l’Osservatorio Astronomico di Trieste, come pure gli altri osservatori astronomici italiani, ha operato da Ente di ricerca autonomo. Fase che si è conclusa il 1 gennaio 2002 con la nascita dell’ Istituto Nazionale di Astrofisica (INAF). Nel 2001 e’ proseguita con impegno la partecipazione dell’Osservatorio ai principali progetti strumentali in corso di realizzazione in Italia e nel mondo, ed è aumentato l’utilizzo da parte dei ricercatori delle strumentazioni astronomiche e in particolare del Very Large Telescope. Nel corso dell’anno passato sono stati pubblicati 74 lavori su riviste internazionali con referee, 8 relazioni su invito, 31 rapporti tecnici e 47 pubblicazioni relative a comunicazioni a convegni o di varia natura. Inoltre un ricercatore dell’Osservatorio, il Dr. Piercarlo Bonifacio, ha ottenuto la direzione della prestigiosa rivista delle Memorie della Società Astronomica Italiana. L'attivita' scientifica dell’Osservatorio è strutturata in due divisioni operative: una dedicata alla ricerca di base ed una alle tecnologie astrofisiche. Il personale scientifico al dicembre del 2001 ha raggiunto un totale di 30 astronomi, dei quali 5 nei ruoli di astronomo ordinario o straordiario, 5 nel ruolo di astronomi associato e 20 nel ruolo di ricercatori astronomi. In particolare nel 2001 l'Osservatorio è cresciuto considerevolmente con la presa in servizio di 3 nuovi ordinari, di cui 2 avvenute con promozioni interne, e 2 nuovi ricercatori astronomi. Al personale di ricerca permanente si aggiungono 12 contrattisti o assegnisti a tempo determinato. La parte dei servizi e' composta da 21 unita' di personale nelle aree biblioteca, amministrativa, servizi generali e tecnici più 19 di personale unità di area tecnica, tecnico scientifica e di elaborazione dati. La gestione tecnico-amministrativa si avvale di un ufficio di amministrazione, di uno di servizi generali, di un ufficio personale e di un ufficio legale. Il Dipartimento di Astronomia dell'Universita' di Trieste attualmente e' ospitato dall'OAT tramite la convenzione esistente, che è in fase di revisione. Sono ospitati inoltre 2 ricercatori e un tecnico CNR. Parte delle pertinenze della Villa Bazzoni, acquistata grazie al contributo del Fondo Trieste e del MIUR-CRA, sono state restaurate e collegate con fibre ottiche alla sede principale di Via Tiepolo 11, e ora ospitano il gruppo che si occupa del progetto Planck. Nel mese di giugno è stato firmato il contratto con la ditta aggiudicataria dei lavori di ristrutturazione, adeguamento e messa a norma della Villa Bazzoni che si prevede termineranno entro il 2002. Nello stesso mese è stato anche stipulato il contratto con la ditta aggiudicataria della gara per l’appalto dei lavori relativi alla costruzione di una palazzina presso la Succursale di Basovizza e la costruzione di nuovi laboratori e uffici nella stazione osservativa di Basovizza, i cui lavori dovrebbero essere ultimati entro l’ anno corrente. L’ultimazione di questi due edifici dovrebbe risolvere la scarsità di spazi che è uno dei problemi più grossi dell’Osservatorio. Particolare impegno è stato dedicato alla formazione degli studenti e alla divulgazione dell’astronomia. L’Osservatorio ha organizzato la sessione autunnale della Scuola Nazionale di Astrofisica e dei corsi di conferenze per studenti ed insegnanti delle scuole superiori. Personale dell’osservatorio ha tenuto corsi e supplenze per il corso di laurea in fisica dell’Università di Trieste, e cicli di seminari per settore di astrofisica della SISSA con anche opera di supervisione di studenti. L’Osservatorio di Trieste è socio fondatore del Collegio “Luciano Fonda” che emette borse di studio per studenti dei primi anni del corso di fisica dell’Università di Trieste. Inoltre sono continuate numerose le visite notturne ai telescopi didattici della succursale di Basovizza e le visite al museo di Urania Carsica. In conclusione, il 2001 è stato un anno di crescita notevole della qualità e della consistenza della ricerca dell’Osservatorio di Trieste che spero di poter contribuire a far crescere ulteriormente nei prossimi anni. Paolo Molaro Trieste lì 12 Giugno 2002 1 ELENCO DEL PERSONALE Astronomi ordinari Stefano Cristiani, Ivan John Danziger, Paolo Molaro, Fabio Pasian, Mauro Pucillo. Astronomi associati Carlo Morossi, Massimo Persic, Massimo Ramella, Paolo Santin, Giovanni Vladilo. Ricercatori astronomi Andrea Biviano, Piercarlo Bonifacio, Cristina Chiappini, Lucio Crivellari, Paolo Dimarcantonio, Umberto Flora, Maria Grazia Franchini, Marco Fulle, Leo Alberto Girardi, Paolo Mazzali, Mauro Messerotti, Mario Nonino, Elena Pian, Laura Silva, Riccardo Smareglia, Paolo Tozzi, Claudio Vuerli, Andrea Zacchei, Simone Zaggia, Paolo Zlobec. Ep area tecnica, tecnico-scientifica ed elaborazione dati Conrad Boehm, Maurizio Comari Ep area amministrativa-gestionale Luciana Balestrucci D area tecnica, tecnico-scientifica ed elaborazione dati Alessandro Caproni, Roberto Cirami, Flavio Depolli, Lucio Fornasar, Sergio Furlani, Roberto Krasna, Alessandro Marassi, Michele Maris, Sergio Monai, Sergio Padovan. D area amministrativa gestionale Viviana Dapinguente, Laura Flora, Mirella Giacchetti, Lorenzo Monet. C area amministrativa Bruna Adami, Danilo Antonelli, Viviana Battaglia, Cristina Botta, Simonetta Fabrizio, Marina Fonda, Giulia Manca. C area bilioteche Laura Abrami C area tecnica, tecnico-scientifica ed elaborazione dati Cristian Boso, Giorgi Buzan, Igor Coretti, Claudio Corte, Omar Grigolon, Loris Dilena, Luciano Perla. B area servizi generali e tecnici Silvio Burolo, Armando Braico, Lucio Demicheli, Chiara Doz, Emilia Trdoslavich, Fulvio Zanin. B area amministrativa Livia Mervoglino, Gabriella Schiulaz, Roberta Toso. Contrattisti Miriam Centurion, Valentina d’Odorico, Sandro Fogliani, Huang Mahoai, Davide Maino, Aldo Martinez, Simone Recchi, Marco Sgorlon. 2 RICERCA DI BASE 1 Il Sole ed il Sistema Solare Maurizio COMARI, Igor CORETTI, Lucio FORNASARI, Jasmina MAGDALENIC, Mauro MESSEROTTI, Sergio PADOVAN, Paolo ZLOBEC 1.1 Radiofisica del Sole ed dei plasmi planetari Presso la Stazione Osservativa di Basovizza opera l'unico sistema radioastronomico in Italia dedicato allo studio del Sole, il Sistema Radio Solare di Trieste (TSRS, Trieste Solar Radio System) (Pubbl.OAT N. 002358), costituito da due radiopolarimetri multicanale, che captano le emissioni radio provenienti dalla corona solare, l'alta atmosfera del Sole, e ne caratterizzano il livello di attività. La rilevazione continua di tali emissioni radio avviene con altissima risoluzione temporale (di norma 1 ms) ed accurate misure di polarizzazione circolare, nella banda metrica, con un'antenna parabolica da 10 metri di diametro, ed in quella decimetrica, con un'antenna parabolica da 3 metri. TSRS partecipa alle campagne osservative coordinate per lo studio dei brillamenti (Max Millennium), per il supporto a Terra alle missioni spaziali solari ed eliosferiche (SOHO, TRACE, WIND, ULYSSES, HESSI, Solar Orbiter) e per la Meteorologia dello Spazio (SpW, Space Weather), che si occupa dell'osservazione e previsione delle perturbazioni interplanetarie e terrestri collegate con l'attività solare. Il sistema di sorveglianza dell'attività coronale radio di Trieste (Pubbl.OAT N. 002402) è infatti un nodo della rete osservativa italiana per lo SpW e parte integrante del sistema automatico di allerta dei brillamenti solari "Trieste-Graz", pubblicando in tempo quasi-reale su Internet (http://radiosun.ts.astro.it) i dati radio sinottici e gli indici radio alle singole frequenze, impiegati nei modelli di previsione (Pubbl.OAT N. 002368). Per consentire alla comunità scientifica un efficiente accesso ai dati radio via Internet, è stato inoltre sviluppato l'archivio dei dati radio solari (SOLRA, SOLar Radio Archive) (Pubbl.OAT N. 002401), nodo della risorsa nazionale SOLARNET (SOLAR NETwork), che integra gli archivi solari italiani SOLAR (SOHO Long-term ARchive; INAF-OATo), ARTHEMIS (ARchive of THEMIS; INAF-OANa), che congloba anche i dati di PSPT (Precision Solar Photometric Telescope; INAFOARm) e Catania (INAF-OACt). SOLRA sarà integrato nella federazione di archivi solari EGSO (European Grid of Solar Observations), un progetto europeo basato su un'architettura originale che consentirà, in modo trasparente per l'utente, l'analisi multi-banda e multi-strumento di dati solari geograficamente distribuiti. Nell'ambito della modellistica degli eventi radio solari, impiegando i dati radiopolarimetrici di TSRS insieme a quelli complementari di altri osservatori, si sono studiate le "strutture fini", come "fibre" e "zebre", che si manifestano come rapide variazioni dell'emissione nei burst radio solari di tipo IV ed hanno origine quando il plasma coronale si ristruttura nella formazione di una eiezione di massa coronale (CME) o per una riconfigurazione del campo magnetico coronale, spiegandole come risultato di un processo di coalescenza di onde di plasma e "whistler" (Pubbl.OAT N. 002400). Per quanto attiene alla ricerca sui brillamenti solari, l'analisi statistica di un campione di 100.000 brillamenti osservati nella riga H-alfa, effettuata per ricavarne le proprietà dell'evoluzione temporale e la distribuzione spaziale anche rispetto al ciclo solare (Pubbl.OAT N. 002367), ha evidenziato che: - la durata, il tempo di salita e quello di decadimento dell'emissione aumentano all'aumentare della classe di importanza; - la durata ed il tempo di decadimento (ma non il tempo di salita) variano in fase con il ciclo solare; - esiste una significativa asimmetria nella distribuzione Nord-Sud come anche in quella Est-Ovest ma in modo meno marcato. Nel tentativo, infine, di identificare l'origine delle oscillazioni solari, come ad esempio i moti fluidi verso l'interno dovuti al rapido raffreddamento convettivo alla superficie, si sono studiate le proprietà della sorgente inferendole dall'analisi locale delle differenze di fase intensità-velocità 3 (Pubbl.OATN. 002366). Le medesime caratteristiche spaziali e temporali di altri eventi osservati e la loro correlazione con i punti brillanti in H-alfa suggeriscono che jet di plasma verso il basso associati ad evaporazione cromosferica esplosiva possano essere un altro possibile candidato. Fig.1: l’antenna da 10 metri della stazione di Basovizza Fig.2: Evento IV osservato a Basovizza 4 1.2 Comete -Codici idrodinamici di chiome cometarie. Le missioni spaziali alle comete Halley e Borrelly, nonchè le intensive campagne osservative sulle eccezionali comete Hyakutake e Hale-Bopp, hanno evidenziato come i modelli euristici sviluppati e applicati dalla comunità scientifica che studia le comete siano del tutto inadeguati all’estrema complessità dei fenomeni osservati. Dopo molti anni di analisi dei dati, si è finalmente determinata la forma 3D del nucleo della Halley, e si spera che lo stesso possa essere ottenuto per la Borrelly visitata dalla DS1. Quindi, per la prima volta, si è in grado di affrontare in modo rigoroso la formulazione di un modello di chioma cometaria, che deve avere come condizione al contorno iniziale la superficie del nucleo, che non è assolutamente approssimabile ad una sfera. La fisica che determina il sistema è ben nota fin dal XIX secolo, ma la risoluzione numerica in 3 è estremamente complessa, al limite della capacità numeriche attuali. Il programma è stato affrontato sistematicamente finora solo da J.F. Crifo (CNRS), con l’indispensabile aiuto dei pochi matematici russi in grado di affrontare il problema. Siamo coinvolti in questo gigantesco programma per quanto concerne l’applicazione degli output di questi modelli ad altri modelli sviluppati a Trieste in grado di calcolare alcune osservabili che possono invalidare o meno il modello di partenza stesso e quindi vincolarne i parametri: simulazione di esperimenti di collezione di polveri in situ, simulazione di immagini ad altissima risoluzione di chioma e coda. Lo scopo è basare la navigazione della sonda ESA Rosetta su un codice che calcoli la chioma della cometa target (Wirtanen) in base alla forma nota del nucleo del target stesso, precedentemente osservato dalla stessa sonda Rosetta. (Pubbl.OAT N.002309, 002386) 5 2 Stelle, Supernovae e Gamma Ray Bursts Piercarlo BONIFACIO, Cristina CHIAPPINI, Lucio CRIVELLARI, John DANZIGER, Mariagrazia FRANCHINI, Sergio FURLANI, Leo GIRARDI, Paolo MAZZALI, Paolo MOLARO, Carlo MOROSSI, Elena PIAN, Lino RODRIGUEZ, Sivaranii THIRUPEPHI, Simone ZAGGIA 2.1 Stelle di Alone Il telescopio di 8.2 m VLT-Kueyen, equipaggiato con lo spettrografo ad alta risoluzione UVES, ha consentito notevoli progressi nello studio della composizione chimica delle stelle. Un risultato notevole ottenuto con UVES è stata la determinazione di abbondanze accurate per stelle di turn-off degli ammassi globulari NGC 6397 e NGC 6752. Il risultato più sorprendente è che la metallicità delle stelle di turn-off è identica a quella delle stelle subgiganti, contrariarmente alle predizioni dei modelli di evoluzione stellare che prevedono che la metallicità delle stelle di turn-off appaia più bassa a causa della sedimentazione degli elementi indotta dalla diffusione. L’ammasso NGC 6397 ([Fe/H]=-2.03) è chimicamente molto omogeneo non mostrando alcuna variazione di composizione chimica da stella a stella. Al contrario l’ammasso NGC 6752 ([Fe/H]=1.42) mostra una chiara anticorrelazione tra O e Na, per la prima volta osservata in stelle di turnoff. Tale anticorrelazione era già nota esistere in altri ammassi globulari tra le stelle giganti ed è interpretato come evidenza di un processamento nucleare della materia. Nelle stelle giganti tale processamento potrebbe aver avuto luogo nella stella stessa e il materiale aver raggiunto la fotosfera tramite rimescolamento profondo. Nelle stelle di turn-off, invece ciò non dovrebbe essere possibile, secondo alcun modello di struttura stellare, neanche includendo meccanismi di mescolamento più efficente, rotazione etc. Se ne deve concludere che questa anomalia chimica, e quindi il relativo processamento nucleare, hanno avuto luogo al di fuori dalla stella. In pratica o la stella è stata formata da gas inquinato da materiale processato in una precedente generazione di stelle oppure la superficie della stella è stata inquinata da tale materiale. L’ossigeno è di gran lunga l’elemento più abbondante dell’universo, a parte idrogeno e elio. E’ il principale prodotto delle stelle massicce che lo eiettano nel mezzo interstellare quando esplodono come supernovae. Studiare l’evoluzione di questo elemento nella Galassia è quindi di grande interesse e soprattutto il rapporto tra ossigeno e elementi prodotti attraverso altri canali nucleosintetici, quali gli elementi del picco del ferro. Tale rapporto fornisce delle importanti informazioni sulla storia chimica della Galassia. Dal punto di vista osservativo la misura delle abbondanze di ossigeno nelle stelle vecchie e povere di metalli è difficile, la riga proibita dell’ossigeno neutro ([OI]) a 630nm che si osserva nelle giganti K diventa al limite delle misurabilità a metallicità sotto [Fe/H]=-2.5. Alternative sono le righe di OH nell UV e il tripletto dell’ OI nel vicino infrarosso, entrambe regioni difficili da osservare: l’UV per l’assorbimento atmosferico, delle ottiche e la scarsa efficienza dei trasduttori ottici, il vicino infrarosso per la presenza di righe telluriche e i problemi di interferenza nei trasduttori ottici (“fringing”). E’ noto che il rapporto [O/Fe] aumenta al decrescere della metallicità, tuttavia Negli ultimi anni la comunità scientifica si sta domandando se questo aumento continui indefinitamente oppure se presenti un “plateau”, come sembrava dalle misure effettuate una quindicina d’anni or sono. La grande efficienza di UVES nell’UV ha permesso di misurare le righe UV di OH in tre stelle di bassissima metallicità ([Fe/H]~-3). Le abbondanze determinate implicano che il rapporto [O/Fe] aumenta al decrescere della metallicità, senza presentare alcun plateau. In una di queste stelle è stato possibile, sempre grazie a UVES, anche misurare il tripletto dell’ OI, che fornisce un’abbondanza in buon accordo con le righe dell’OH. Infine per la stella BD +23 3130 ([Fe/H]=-2.66) si è potuta misurare la debolissima riga dell’[OI] a 630nm (larghezza equivalente 1.5 mA). Questa misura permette di ricavare [O/Fe]=+0.71, in linea con i risultati dalle righe UV dell’OH e fornendo la prova che i tre indicatori di ossigeno, nonostante le difficoltà osservative possono essere usati in maniera consistente. 6 Fig.3:Righe UV dell’OH in tre stelle di bassissima metallicità ([Fe/H]<-3.0) osservate con UVES (Israelian et al ApJ 551 833). Anche il Telescopio Nazionale Galileo ha permesso di ottenere dei risultati significativi. In una fase di test della “speckle camera” si è dimostrato che è possibile risolvere stelle binarie con una separazione di appena 0.14” . L’uso sistematico di questo strumento può permettere di identificare binarie non risolte e di ricostruire le orbite visuali di binarie note. Fig.4: La riga di [OI] a 630 nm nella stella BD +23$^\circ$ 3130 osservata con UVES (Cayrel et al 2001 NewAR 45, 533). Sovrapposti alle osservazioni spettri sintetici corrispondenti a larghezze equivalenti di 0.2,0.15,.10 pm rispettivamente. 7 2.2 Determinazione di parametri atmosferici stellari: indici spettrali e distribuzioni di flusso Nell’ambito dello studio di indici spettrali e distribuzioni di flusso di stelle e sistemi stellari sono state effettuate, in collaborazione con INAOE e DAUT, osservazioni a media e bassa risoluzione di stelle di varia metallicita` presso l’Osservatorio Guillermo Haro (Cananea, Messico). E’stato pubblicato (Pubbl.OAT N.002297) uno studio comparato degli indici di Lick osservati e calcolati da modelli sintetici. Le osservazioni sono state combinate con dati dell’archivio INES disponibili al Centro Nazionale Italiano presso la sede INAF dell’Osservatorio Astronomico di Trieste al fine di determinare i parametri atmosferici (temperatura effetiva, gravita` superficiale e composizione chimica) e le deviazioni dall’equilibrio radiativo negli strati esterni di stelle fredde (Pubbl.OAT N.002295). Nuovi risultati sono stati presentati al Colloquium “Observed HR Diagrams and Stellar Evolution: the Interplay between Observational Constraint and Theory”, Coimbra 18-22 luglio e al XII Cambridge workshop “Cool Stars, Stellar Systems and the Sun - The Future of Cool-Star Astrophysics”, Boulder 30 luglio - 3 agosto. 2.3 La Survey EIS-Pre Flames Gli scopi primari della ESO Imaging Survey (EIS) sono quelli di produrre un insieme di dati che risponda alle prevedibili esigenze scientifiche e alle specifiche richieste della strumentazione VLT e inoltre di rilasciare pubblicamente i dati prima della fase di “commissioning” e di funzionamento nel primo anno di vita di questi strumenti. Negli anni passati il progetto EIS ha sviluppato, fra le altre, la Survey Pre-FLAMES (PF), una survey in 3 bande fotometriche (B, V e I) su un numero selezionato di campi stellari, in modo da fornire un campione adeguato di liste di “target” per FLAMES (Fibre Large Array Multi-Element Spectrograph). FLAMES, che verrà installato al fuoco Nasmyth A del telescopio Kueyen del VLT, consiste in un posizionatore di fibre, che copre un campo di vista di 25 arcmin, uno spettrografo alimentato a fibre dedicato (GIRAFFE) ed una connessione a fibre allo spettrografo UVES collocato nel fuoco Nasmyth B (per ulteriori dettagli si veda il contributo del Gruppo Tecnologia). Una caratteristica molto importante di FLAMES è che permetterà l’osservazione simultanea con GIRAFFE ed UVES. Nel modo Medusa, GIRAFFE sarà alimentato da 130 fibre con diametro di 1.2 arcsec. Le dimensioni relativamente piccole delle fibre assieme alla mancanza di un “pre-imaging” in FLAMES, rendono cruciale la preparazione delle liste di “target” con astrometria accurata (almeno migliore di 0.2 arcsec) in modo da minimizzare le perdite di luce per disallineamento. Per esempio, con condizioni di seeing tipiche per il Paranal (~0.7 arcsec), circa il 50% del flusso di un oggetto può essere perso per lo spostamento di ~0.5 arcsec di una fibra. In aggiunta, per avere il maggior vantaggio dall’uso di GIRAFFE, FLAMES richiede un catalogo di sorgenti in varie bande con una buona fotometria (con errori ~0.03 mag a V=20) per poter operare una adeguata selezione degli oggetti per le osservazioni spettroscopiche nonchè per la successiva analisi. Prevedendo il bisogno della costruzione di un insieme di dati appositamente definito per FLAMES il “Working Group” per le survey pubbliche dell’ESO ha raccomandato al progetto EIS di di portare a termine una survey fotometrica su un numero selezionato di densi campi stellari, la cosiddetta survey Pre-FLAMES (PF). La survey è attualmente in fase di completamento ed è condotta con l’uso del Wide Field Imager (WFI) al telescopio MPG/ESO 2.2-m, con un campo di vista di 34x33 arcmin, comparabile a quello di FLAMES (25 arcmin in diametro). Come nel caso di altre survey pubbliche portate a termine dal progetto EIS, il goal ultimo è stato non solo quello di ottenere le immagini ai telescopi ma anche quello di sviluppare e testare procedure in grado di produrre prodotti di livello scientifico adeguato nella forma di immagini pienamente calibrate e di cataloghi stellari multicolori, dai quali possono essere estratti campioni di oggetti per le osservazioni con FLAMES. La survey è stata disegnata per coprire un consistente numero di campi per il commissioning e il primo anno di vita di FLAMES. I campi selezionati hanno tipicamente una densità di 8 superficie >1000 oggetti per gradi quadrato ai limiti di magnitudine di FLAMES. Questi campi forniranno un numero adeguato di ”target” per le 130 fibre disponibili nella modalità MEDUSA. Fig.5: Immagine a colori compositi nelle pose B V I del campo SMC5, coprente un’area di 34 X 33 arcmin. Considerando che in una notte tipica il modo MEDUSA può produrre circa 1000 spettri stellari su 5/10 campi stellari diversi, questo implica che circa 500 campi stellari differenti possano essere osservati con FLAMES. Per rispondere a questo importante bisogno sono stati selezionati per le osservazioni un totale di circa 160 campi in ammassi aperti, globulari, “bulge” e disco della Galassia e in galassie del Gruppo Locale. Il primo rilascio dei dati è avvenuto nel liglio 2001 e ha compreso 4 ammassi aperti e 2 campi nella Piccola Nube di Magellano (Pubbl.OAT N.002374). In questo breve resoconto riassumiamo i caratteri salienti della Survey. 9 Fig.6: come Fig.5 per l’ammasso aperto OC26 (NGC6253) Le osservazioni per la Survey PF sono state svolte usando la camera WFI posta al fuoco Cassegrain del telescopio MPG/ESO da 2.2-m all’osservatorio di La Silla. WFI è una camera a mosaico di CCD con riduttore di focale composta da 4x2 CCD da 2048x4098 pixels. Le dimensioni del pixel sono di 0.238 arcsec e l’intero campo di vista della camera è di 34x33 arcmin, con un fattore di riempimento del 95.9%. Le osservazioni PF sono state condotte in banda B, V e I per fornire un sufficente numero di colori per la selezione degli oggetti. Le esposizioni sono state suddivise in una esposizione corta di 30 secondi, per evitare la saturazione delle stelle più brillanti, e da due esposizioni profonde da 4 minuti ciascuna. Queste ultime sono state spostate di 30 arcsec sia in ascensione retta che in declinazione. Le esposizioni lunghe sono sufficientemente profonde da raggiungere un rapporto segnale/rumore più che adeguato alla selezioni degli oggetti ai limiti spettroscopici di FLAMES, mentre le esposizioni corte permettono di recuperare gli oggetti nelle 4 magnitudini più brillanti. Questo fatto è importante poiché le stelle brillanti saranno usate come stelle guida e devono essere quindi sullo stesso sistema astrometrico degli oggetti osservabili. Le immagini WFI sono state processate usando la nuova pipeline EIS. In essa la calibrazione astrometrica fornita fa estensivo uso del metodo di decomposizione delle immagini a multi-risoluzione che utilizza le “wavelet transform”. L’accuratezza astrometrica finale è migliore di 0.15 arcsec, 10 molto aldisotto del limite di 0.2 arcsec imposto da FLAMES mentre l’errore interno della calibrazione astrometrica e migliore di ~0.1 arcsec. L’estrazione delle sorgenti e la fotometria stellare è stata svolta usando il pacchetto DAOPHOT/ALLSTAR. Il confronto con i dati di lettereatura mostra un residuo tipico al massimo di 0.07 magnitudini a V~20 sia in magnitudine che colore.I colori misurati sono in eccellente accordo con quelli misurati da altri autori a dispetto del grande termine di colore richiesto per trasformare le magnitudini strumentali WFI nel sistema di Johnson-Cousins. Fig.7: same as Fig.5 for the globular cluster GC10 (NGC6121) La grande area e l’estesa copertura in magnitudine (~13 magnitudini) giu` fino alla magnitudine V~23 dei cataloghi rilasciati hanno fornito un insieme di dati notevole da cui estrarre appositi campioni di oggetti per i vari temi scientifici maggiormente sfruttabili da FLAMES fra cui studi di: - abbondanze chimiche in stelle di ammassi e componenti galattiche selezionate (in bulge, il disco e l’alone); - la cinematica stellare e la struttura degli ammassi stellari; - la composizione chimica e dinamica delle vicine galassie nane sferoidali; - l’attivita` circumstellare in oggetti stellari giovani; - stelle di piccola massa e nane brune in regioni di formazione stellare. In aggiunta i dati della survey PF possono essere combinati con altri dati disponibili pubblicamente (ad es. 2MASS) i quali possono enormemente aumentare il valore scientifico della survey (vedi 11 Pubbl.OAT N.002374). In più, combinando i dati ottici a quelli infrarossi è possibile permettere la classificazione spettrale automatica di oggetti per mezzo del confronto con misure spettroscopiche di riferimento. Questo può aiutare ulteriormente a distinguere differenti popolazioni stellari nella ricerca di particolari tipi stellari. Per illustrare i risultati di questi test, le Fig.5,6,7 mostrano immagini a colori, coprenti 34x33 arcmin, di campi con differenti densita` stellari: un campo della Piccola Nuber di Magellano (SMC), un ammasso aperto e un vicino ammasso globulare. Queste immagini sono la combinazione dei filtri B V I delle immagini profonde, prodotte usando l’algoritmo di “warping” di EIS. E’ interessante notare il gran numero di ammassi stellari visibili nel campo della SMC, fra essi: NGC 346, NGC 330, IC 1611, NGC 306, NGC 299, OGLE 109, OGLE 119, OGLE 99 (Bica & Dutra 2000 AJ,119,1214 per una lista aggiornata di ammassi nella SMC). Da notare inoltre l’assenza di qualsiasi gradiente di colore nelle immagini degli oggetti sopra tutto il campo di vista. Questo risultato mostra che le immagini in differenti bande passanti sono accuratamente registrate, attestando l’elevata accuratezza interna della soluzione astrometrica. Riassumendo, la survey PF ha già coperto 103 campi, corrispondente ad un’area totale di ~30 gradi quadrati, su una varietà di sistemi stellari e in differenti direzioni della Galassia. I dati accumulati in B V I rappresentano un valevole dataset omogeneo, con il colore finale dei cataloghi che spazia circa 13 magnitudini. Questi dati forniscono un enorme massa di informazioni che può essere usata non solo per la selezione dei “target” FLAMES ma a che per una varietà di altri studi. E’ importante sottolineare che anche se parte dei filtri è non standard per lavori galattici, le trasformazioni dei colori sembrano essere adeguate per la maggioranza degli studi. In fine è importante sottolineare che tutti i dati della survey PF saranno rilasciati pubblicamente ben prima dell’inizio operazioni di FLAMES. 2.4 Algoritmi numerici per il problema delle atmosfere stellari La potenza di calcolo offerta attualmente dagli elaboratori elettronici ha permesso in tempi recenti di superare molte delle semplificazioni imposte ai modelli ‘’classici’’ di atmosfere stellari (geometria 1D), e di prendere in considerazione nuovi fenomeni fisici, suggeriti dalle osservazioni ad alta risoluzione spettrale, spaziale e temporale oggi disponibili. Sono stati cosi possibili notevoli progressi, che sono stati pero` soprattutto di carattere quantitativo. Rimangono tuttavia aperti alcuni importanti problemi, di natura sia numerica che fisica. In mancanza di una loro definitiva soluzione, possono sorgere dei dubbi sulla correttezza dei modelli calcolati, e di conseguenza potrebbero essere messi in questione i risultati che derivano dal loro impiego nell’interpretazione delle osservazioni spettroscopiche. Due esempi concreti di quanto stiamo affermando sono offerti da due difficoltà che abbiamo incontrato nella nostra ricerca di nuovi algoritmi numerici perla soluzione del problema delle atmosfere stellari. La prima, di carattere numerico, riguarda il calcolo del bilancio energetico in condizioni di equilibrio radiativo. Le enormi differenze (fino a dieci ordini di grandezza) nei valori del coefficiente di assorbimento corrispondenti alle transizioni legato-legato (righe) e legato-libero (continui), rendono impossibile nella pratica il calcolo dell’energia sottratta e restituita al campo di radiazione, con l’accuratezza richiesta per ricavare il valore della temperatura dall’equazione dell’equilibrio radiativo. Pensiamo di aver aggirato la difficoltà grazie ad un nuovo metodo di soluzione numerica dell’equazione dell’equilibrio radiativo. (‘’A precise new method to correcting the temperature in stellar atmospheres’’; O. Cardona, L. Crivellari, E. Simonneau, 2002, Atti della conferenza “The Link Between Stars and Cosmology”, 26 - 30 marzo 2001, Puerto Vallarta, Messico). L’algoritmo tiene in conto solamente le frequenze più trasparenti, quelle che giocano un ruolo attivo nel bilancio energetico. Sono automaticamente escluse dal calcolo quelle più opache, il cui contributo, per altro preponderente in termini assoluti, si elide date le condizioni fisiche esistenti (bilancio dettagliato imposto dall’equilibrio termodinamico locale). In tale maniera è possibile evitare contributi numerici spuri al bilancio energetico, che potrebbero falsificare la determinazione della temper12 atura. La seconda difficolta`, che interessa la fisica di base delle atmosfere stellari, riguarda la determinazione autoconsistente della temperatura quando l’energia viene trasportata sia per radiazione che per convezione. Anche quando si accetti una teoria standard come, per esempio, la mixing-length, non è facile disegnare un algoritmo che rifletta l’interazione fisica tra i due modi del trasporto. Nonostante alcuni lusinghieri risultati preliminari ottenuti nel passato (Crivellari & Simonneau, 1991, ApJ, 367, 612), abbiamo dovuto rivedere le basi del nostro algoritmo, iniziando da una riformulazione del calcolo dell’equazione di stato e dei coefficienti termodinamici. Una presentazione, di taglio pedagogico, dei nuovi algoritmi sviluppati da Simonneau e Crivellari per la soluzione numerica del problema delle atmosfere stellari (Approccio Strutturale Iterativo, Metodo Integrale Implicito) e` stata tentata in ‘’Il Problema delle Atmosfere Stellari: un Approccio Strutturalè’ (L. Crivellari, 2002, Pubblicazioni dell’Osservatorio Astronomico di Capodimomte, in stampa). 2.5 Supernovae. Le SNe Ia sono state usate per la misura di parametri cosmologici a redshift ~ 1, e hanno inaspettatamente dimostrato che l’universo accelera. Benchè non siano candele standard, si pensa che la loro luminosità possa essere derivata in base alla correlazione osservata tra la luminosità stessa e la forma della curva di luce. Queste relazioni potrebbero essere causate dalla sintesi di diverse quantità di 56Ni e dal conseguente effetto sulle opacità. Tuttavia, continua a mancare una completa comprensione della fisica delle SN Ia. Ad esempio, non è ancora chiaro se tutte le Ia sono prodotte da esplosioni di nane bianche con nuclei CO di massa pari a quella di Chandrasekhar, e se il meccanismo di esplosione è lo stesso in tutte le Ia. Quindi attualmente si ignora se le SNe Ia abbiano le medesime proprietà localmente e ad alto redshift. La SN1996X è un Tipo Ia che un dettagliato studio fotometrico e spettroscopico ha mostrato seguire bene la nota relazione tra luminosità assoluta e curva di luce. D’altra parte uno studio della SN1998bu Tipo Ia mostra che la sua curva di luce è stata seriamente distorta dalla presenza di un eco della polvere interstellare circostante. Per testare l’uso delle SNeIa come candele standard si deve comparare la distanza ottenuta in questo modo con distanza ottenute con altri metodi. Un grande campione di galassie spirali che hanno ospitato SNIa e/o variabili cefeidi sono state osservate presso l’ATNF per determinare la larghezza della riga HI. Le distanze Tully-Fisher verranno misurate e confrontate con le distanze dedotte dalle SNIa e dalle variabili cefeidi. Le SNe di tipo Ic e le ipernovae sono esplosioni altamente asimmetriche provocate dal collasso di nuclei di CO di stelle massicce privati dei loro inviluppi di H e He. L’energia emessa dalle ipernove può variare entro un ordine di grandezza ed essere maggiore che nelle SNe normali. Il più potente di questi oggetti, SN 1998bw, è forse connesso ad un GRB. Nell’esplosione sono state rivelate possibili indicazioni di asimmetria, che rafforzano il legame tra le ipernove e i GRB, o almeno una sottoclasse di questi ultimi. Le condizioni fisiche che danno luogo a queste energetiche esplosioni sono ancora sconosciute, benchè sia stata ipotizzata la formazione di buchi neri.Sono stati analizzati tutti i dati ottenuti a ESO, LaSilla, relativi alle SN1998bw e al GRB980425. Anziché trovarsi di fronte ad una versione ad alta energia di una SN di Type Ic negli spettri IR sono state identificate delle righe di elio, il che vuol dire che nella stella progenitrice vi era probabilmente uno strato esterno di elio. Le prime misurazioni della polarizzazione lineare potrebbero indicare una certa asimmetria nello strato in espansione. Un’analisi degli spettri e delle curve di luce della SN1999em Tipo IIP rivela che la progenitrice doveva essere una supergigante F8-G2 di 10 masse solari al momento dell’esplosione. La formazione di polveri si è verificata circa 500 giorni dopo l’esplosione (Pubbl.OAT N.002311, 002312, 002316, 002317, 002318, 002319, 002320, 002321). 13 2.6 Nebulose Planetarie Originando da stelle con massa < 8Masse solari, le Nebulose Planetarie sono produttrici importanti di C12, C13, e N14. Esse non producono O16, vale a dire che nel misurare labbondanza 16 0 delle nebulose si determina quella composizione di materiale da cui la stella ha avuto origine. Misurando le abbondanze di C ed N si può quindi determinare in che luogo questi elementi importanti vengono sintetizzati. Tali misurazioni sono fondamentali per gli studi sull’evoluzione chimica della nostra galassia e vengono usati soprattutto presso l’OAT per comprendere l’evoluzione chimica del bulge galattico dove è stato individuato un campione considerevole di Nebulose Planetarie. La semplicità di questo approccio è stata oggi in qualche modo complicata dalla scoperta che, in un numero significativo di Nebulose Planetarie, abbondanze di C, N, O e Ne, determinate da righe eccitate collisionalmente, possano essere considerevolmente inferiori rispetto a quelle ottenute da righe di ricombinazione (Liu et al. 2001a,b). Sono anzi state rilevate discrepanze che ammontano ad un fattore 80. Ciò costituisce un elemento importante, per la quale manca tuttora una spiegazione soddisfacente. Temperature, densità e disomogeneità di abbondanza sembrano essere tutte implicate. Questo tipo di lavoro è stato esteso alle regioni HII della nostra Galassia e delle Nubi di Magellano per le quali sono state registrate discrepanze pari ad un fattore 5. 2.7 Gamma Ray Bursts. I GRB sono lampi di radiazione gamma soffice di durata compresa tra decine di millisecondi e decine di secondi, con intensità al picco maggiore di qualunque altra sorgente astrofisica gamma. L’emissione in raggi gamma e i breve tempi scala di variabilità implicano condizioni altamente relativistiche, e le enormi quantità di energia emesse indicano che la geometria della regione emittente è anisotropa ed è probabilmente un getto. L’irripidimento delle curve di luce degli afterglow ottici viene associato, nell’ambito del modello a fireball, alla variazione di collimazione del getto, e questo comportamento è stato osservato per la prima volta anche nell’X nel GRB990510 (Pubbl.OAT N.002379; vedi anche Fig. 8). Le controparti di GRB a energie inferiori ai raggi gamma possono essere molto brillanti negli istanti immediatamente successivi al GRB (secondi o minuti), ma si affievoliscono molto rapidamente. Inoltre, nelle epoche iniziali la pendenza spettrale varia velocemente, poichè il picco spettrale di energia si sposta rapidamente verso le basse frequenze. E’ quindi importante iniziare a monitorare la curva di luce ottica con grande tempestività. La prossima generazione di satelliti gamma (INTEGRAL, SWIFT) fornirà le localizzazioni in tempo reale e questo renderà possibile osservare in ottico le controparti dei GRB a partire da qualche decina di secondi dopo l’evento, pur di disporre di telescopi abbastanza piccoli e flessibili da permettere un ripuntamento veloce. A questo proposito, l’OAT sta partecipando, assieme ad altri gruppi nazionali e internazionali, alla costruzione di un telescopio robotico da 60cm (REM). Il telescopio avrà 2 strumenti: una camera infrarossa e uno spettrografo ottico (REM Optical Slitless Spectrograph). L’installazione di REM presso ESO (La Silla, Cile) è prevista per la fine del 2002.(Pubbl.OAT N.002371, 002373, 002377, 002378, 002379, 002383, 002384, 002387). 14 Fig.8: (a) Curve di luce simultanee X e ottiche dell’afterglow di GRB990510. I dati ottici in banda I (quadrati pieni), R (cerchi vuoti), V (triangoli pieni) e B (quadrati vuoti), e i dati X a 5 keV (cerchi pieni) sono stati presi dalla letteratura. La normalizzazione del flusso è arbitraria, eccetto per i dati X, che sono riportati in microJy. Ai dati sono state sovrapposte le curve (tratto continuo) corrispondenti al modello a fireball. La curva che riproduce i dati X è stata estrapolata fino a 10 giorni dopo il GRB (tratteggio). (b) Frequenza di raffreddamento del sincrotrone, stimata dai dati simultanei ottici e X, in funzione del tempo. 2.8 Aumento di risoluzione spaziale per un telescopio di 8 metri mediante selezione di sottoaperture in tempo reale E` stata sviluppata una nuova tecnica per aumentare la risoluzione spaziale di osservazioni da terra con un telescopio della classe degli 8 metri basata sulla selezione in tempo reale di sottopupille (Pubbl.OAT N.002264). Il sistema prevede l’utilizzo di un otturatore veloce a multiaperture che si combina con un tradizionale modulo di ottica adattiva e che seleziona le parti migliori del fronte d’onda incidente. Guadagni fino ad un fattore 4 in risoluzione angolare e acutezza di immagine sono ottenibili a seconda delle condizioni di turbolenza atmosferica e di soglia di selezione. Un esempio del miglioramento nella qualita` di immagine nel caso di osservazioni di un oggetto puntiforme (stella) e` mostrato in Fig. 9. 15 Fig.9: I quattro riquadri superiori rappresentano la pupilla del telescopio nel caso di differenti soglie di selezione. Le parti del fronte d’onda incidente lasciate passare dalle aperture dell’otturatore veloce sono indicate in azzurro: le corrispondenti immagini sono mostrate nel riquadro inferiore. La diminuzione delle dimensioni dell’immagine andando da destra a sinistra indica il guadagno ottenibile in risoluzione spaziale. 16 3 La Galassia e le Galassie Andrea BIVIANO, Pierpaolo BONIFACIO, Miriam CENTURION, Cristina CHIAPPINI, Stefano CRISTIANI, John DANZIGER, Valentina D’ODORICO, Aldo MARTINEZ, Paolo MOLARO, Mario NONINO, Celine PEROUX, Massimo PERSIC, Elena PIAN, Srdjan SAMUROVIC, Laura SILVA, Paolo TOZZI , Giovanni VLADILO 3.1 Evoluzione chimica della Galassia A - Evoluzione degli elementi pesanti nella nostra Galassia - Disco: In una serie di articoli recenti sono stati studiati in dettaglio gli andamenti dei rapporti di abbondanze [X/Fe] in funzione [Fe/H] nei dintorni solari (Pubbl.OAT N.002330, 002331, 002335). In particolare abbiamo calcolato i gradienti di abbondanza degli elementi pesanti lungo il disco galattico e la distribuzione di gas, stelle e formazione stellare. Il modello proposto è stato chiamato ``modello a doppio-infall’’ in quanto prevede la formazione della Galassia attraverso due principali eventi di caduta di gas extragalattico; nel primo evento si forma l’alone e parte del disco spesso mentre nel secondo si forma essenzialmente il disco sottile. Tale disco sottile ha un tempo scala di formazione che varia da 7 miliardi di anni nei dintorni solari a mezzo miliardo di anni nelle parti più interne e fino a 13 miliardi nelle zone esterne. Il lungo tempo-scala di formazione del disco per rapporto a quello dell’alone implica che il disco sia stato formato dal materiale extra-galattico e non dal gas residuo della formazione stellare nell’alone. In particolare, in collaborazione con E.Kotoneva e C.Flynn (Finlandia) abbiamo scrito un lavoro sulla distribuzione delle K-dwarfs nella vicinanza solare che rappresenta uno dei vincoli più importanti e suggerisce una scala di tempo per la formazione della vicinanza solare di circa 7 Gyr (Kotoneva, Flynn, Chiappini e Matteucci 2001 MNRAS - in stampa). I risultati principale sulla formazione della Galassia sono stati presentati a Berna, durante il “joint SOHO-ACE workshop”, come un invited review (Pubbl.OAT N.002331). La parte dedicata ai risultati sui gradienti lungo il disco è stata presentata in comunicazione orale a Ile dé la Reunion nell’ottobre/2001 e durante il seminario all’ESO (settembre 2001). B - Evoluzione degli elementi pesanti nella nostra Galassia - Bulge: Abbiamo intrapreso anche lo studio dell’evoluzione del gas e delle stelle nel nucleo della nostra Galassia (bulge). Il meccanismo favorito per la formazione del bulge è il collasso gravitazionale che avviene su un tempo scala molto rapido rispetto alla formazione del disco e per mezzo del gas residuo della formazione dell’alone. Grazie alla rapidità di questo processo anche il tasso di formazione stellare procede rapidamente. Questo tipo di evoluzione prevede che la maggior parte delle stelle del bulge presentino sovrabbondanza di elementi alpha relativamente al Fe . Previsione questa che sembra essere confermata dai dati disponibili. Tuttavia, sono necessarie più osservazioni per stabilire con certezza se la popolazione dominante del bulge della Galassia sia vecchia. Inoltre, in base ai dati attuali non si può trarre alcuna conclusione sui gradienti di abbondanza nel bulge. A differenza delle poche stelle osservate, che si concentrano in finestre di bassa estinzione, le nebulose planetarie (PNe) sono distribuite con maggiore regolarità nel bulge e permettono, in linea di principio, una stima più fedele dei gradienti di abbondanza. In collaborazione con Francois Cuisinier (Brasile) and Robin Ciardullo (Penn State University) e` già in sviluppo un progetto per lo studio delle proprieta` chimiche del bulge Galattico e che prevede l’osservazione di un campione completo di 150 PNe nel bulge Galattico. Del nostro campione, 30 sono già state oggetto di spettroscopia di alta qualità e altre 30 sono state osservate a luglio 2001 durante 3 notti al telescopio del CTIO Blanco 4m (Chiappini et al. 2002 - in preparazione). Le restanti 90 saranno osservate nel 2002, con tempo osservativo già approvato presso il telescopio Blanco di CTIO (5 notti, maggio) e presso il 3.6m dell’ESO (5 notti, luglio). 17 3.2 Galassie “early-type” Abbiamo disponibile un database che contiene spettri “long-slit” di galassie tipo “early”, frutto del progetto ENEAR (da Costa et al. 2000) ottenutti con l’obiettivo di mappare il campo di velocità ed ottenere la distribuzione di massa dell’Universo locale (cz < 6000 km/s), limitata in magnitudine (14.5 mag). Per questi spettri sono stati ottenuti la dispersione di velocità e anche gli indici di metallicità. A questi dati sono stati aggiunti circa 90 bulges di spirali con morfologie fra Sa e Sb (circa 90 bulges). Per le galassie “early” abbiamo trovato che la relazione Mg2-sigma e` la stessa per le ellittiche ed S0s, mentre si osserva una differenza tra l’Mg2-sigma nelle galassie early di campo e di ammasso. Inoltre abbiamo trovato una dipendenza ancora piu` forte della relazione Mg2-sigma della velocità di rotazione delle galassie. I nostri risultati suggeriscono che, una volta minimizzati gli effetti della rotazione (faccendo un confronto soltanto con “slow- rotators”), la rela zione Mg2-sigma non dipenderà più dall’ambiente. Per quanto riguarda i bulge, abbiamo trovato che essi si distribuiscono nel pianoMg2-sigma sempre più in basso riespetto alle galassie “early”. 3.3 Galassie Starburst Nelle galassie starburst il tasso di formazione stellare è molto più alto della media galattica attuale. Negli oggetti locali, gli episodi di intensa formazione stellare durano circa 100 milioni di anni. In epoche precedenti, corrispondenti a z>1, la fase starburst era una fase normale dell’evoluzione galattica, data la maggiore frequenza delle interazioni e la maggiore quantità di gas disponibile. Una importante manifestazione dell’attività starburst è l’emissione X. Data l’elevata formazione stellare, i fenomeni energetici legati agli stadi finali evolutivi - binarie X, resti di supernova, venti galattici, e scattering Compton della radiazione nel lontano IR da parte degli elettroni accelerati dalle supernove - fanno sì che le galassie starburst siano sorgenti X più brillanti delle galassie normali di massa (luminosa) comparabile. Un’indagine sulle proprietà spettrali X dei fenomeni che si verificano durante un episodio di formazione stellare, unito a un modello evolutivo di popolazione stellare, porta a predire uno spettro complesso. Un confronto con dati osservativi fa concludere che (N.455-01): ii) le binarie X massicce dominano l’emissione nella finestra 2-15 keV; tale emissione potrebbe essere l’origine della componente spettrale ‘durà, presente negli spettri osservati nella banda 0.510 keV, di interpretazione tuttora dubbia; ii) il vento galattico si manifesta a energie <1 keV come plasma termico diffuso; iii) l’emissione non termica, sia da scattering Compton della radiazione IR a opera di elettroni energetici accelerati dalle esplosioni di supernova che da un possibile nucleo attivo centrale, probabilmente domina a energie >30 keV; iv) i resti di supernove contribuiscono relativamente poco al continuo, ma il loro contributo alla riga in emissione del Fe-K a 6.7 keV può essere importante. 3.4 Nuclei Galattici Attivi: Blazars Alcune galassie, cosiddette attive, presentano un nucleo più brillante delle galassie normali, perchè al loro centro esiste un buco nero supermassiccio (10^6-10^9 masse solari) che innesca, a causa del suo intenso campo gravitazionale, meccanismi fisici che producono enormi quantità di energia a tutte le lunghezze d’onda. Tra le galassie attive, quelle di tipo “blazar” sono le più luminose, perchè oltre ad avere un nucleo attivo, possiedono anche un getto relativistico orientato secondo un piccolo angolo rispetto alla linea di vista dell’osservatore. A causa dell’aberrazione relativistica, i tempi scala misurati di variabilità sono più brevi di quelli intrinseci, e la luminosità e 18 l’ampiezza di variabilità osservate sono più alte di quelle intrinseche. I blazar rappresentano quindi ottimi candidati per lo studio dei processi che causano l’attività nucleare. Lo spettro continuo in multifrequenza dei blazar è dominato dalla radiazione non termica prodotta nel getto. E’ stato proposto che nei blazar, il raffreddamento di particelle relativistiche attraverso il meccanismo di scattering Compton inverso sia più efficiente se la sorgente di fotoni “seme” dello scattering non è interna al getto, bensi’ vicina, ma esterna, ad esempio il disco di accrescimento o la broad line region. Il blazar 3C279, forte sorgente di raggi gamma rivelati da EGRET ed emessi per Compton inverso, mostra infatti evidenza di una componente termica attribuibile ad un disco di accrescimento. In PKS 0537-441, anch’esso rivelato da EGRET con notevole e variabile intensità gamma, l’emissione X e gamma è compatibile con il processo di Compton inverso su fotoni esterni, e tale predizione è confortata dall’osservazione di righe larghe di emissione presenti nello spettro ultravioletto acquisito col satellite Hubble Space Telescope (vedi Fig. 10). Questo risultato suggerisce anche che le componenti di emissione termiche o di riga nei blazar possono essere rilevanti nella produzione dello spettro su larga banda e possono essere rivelate con osservazioni di buon rapporto segnale/rumore in ultravioletto. Fig.10: Spettro del blazar PKS0537-441 acquisito con lo strumento Faint Object Spectrograph di Hubble Space Telescope (il grating usato è il G270H). Sono chiaramente rivelate forti righe di emissione nucleari (z = 0.896) e deboli assorbimenti Galattici. 3.5 Galassie ad alto redshift : "Damped Lyman Alfa" Nel 2001 è proseguito lo studio delle abbondanze chimiche e delle proprietà fisiche dei sistemi in assorbimento nei QSO del tipo "damped Lyman alfa" (DLA) con le seguenti finalità: - comprendere la natura e le proprietà evolutive delle galassie associate. - testare condizioni fisiche ed abbondanze chimiche dell’universo in un ampio intervallo di redshift (z < 6). Lo studio comprende sia l’analisi dettagliata di alcuni sistemi per i quali abbiamo ottenuto spettri UVES/VLT di altissima qualità, e sia un’analisi comparativa delle proprietà dei sistemi DLA, basata anche su dati di letteratura e su modelli originali di polvere e di ionizzazione. Tra i sistemi studiati in dettaglio citiamo quelli a z=3.39 nel QSO 0000-2621, a z=3.025 nel QSO 0347-3819 e a z=4.466 nel quasar BR J0307-4945, che rappresenta il DLA a più alto redshift studiato finora. Per tutti questi sistemi è stata fatta un’analisi fine delle abbondanze chimiche che ha permesso di ottenere misure di alcuni elementi chimici estremamente difficili da effettuare in sistemi DLA, quali N, e S e di ottenere le prime misure accurate di importanti elementi quali l’O, il P el’Ar. Nel corso del 2001 sono inoltre stati effettuati i seguenti studi delle proprietà generali dei sistemi damped: 19 1) Effetti di ionizzazione; da un punto di vista osservativo questo studio si è basato sul rapporto tra Al III e speci di più bassa ionizzazione; questi dati empirici hanno permesso di porre vincoli significativi a diversi modelli di ionizzazione dei sistemi damped; le correzioni di ionizzazione risultano essere trascurabili per la maggior parte degli elementi chimici abitualmente misurati; questo studio suggerisce che una componente significativa del campo di radiazione nei sistemi damped possa essere di origine stellare. Fig.11:Righe metalliche associate al sistema damped Ly-alfa a z=3.39 verso il quasar QSO 00002621 2) Polvere e deplezione; al fine di studiare gli effetti di deplezione delle abbondanze chimiche dovuti alla polvere, è stata ricavata un’espressione analitica che riproduce tutti i tipi di deplezione osservati nel mezzo interstellare della Galassia; tale espressione tiene in conto possibili variazi20 oni nella composizione chimica della polvere al variare delle condizioni del mezzo interstellare parametrizzate in maniera opportuna; la relazione è stata testata con osservazioni interstellari delle Nubi di Magellano e verrà utilizzata come strumento per correggere dagli effetti della polvere le abbondanze chimiche dei sistemi damped.Infine è stata determinata empiricamente la forza di oscillatore della transizione SII 94.7 nm, utile per la misura di abbondanze di zolfo ad alto z. Fig.12:Correlazione tra il rapporto Al III/Al II e la densità colonnare di HI utilizzata per vincolare i modelli di ionizzazione dei sistemi DLA. 21 4 Sistemi di Galassie e struttura a grande scala Andrea BIVIANO, Mario NONINO, Massimo RAMELLA, Paolo TOZZI 4.1 Gruppi di galassie Abbiamo completato la creazione e l’ analisi del gatalogo di UZC-SSRS2 Group Catalog (USGC). Il risultato di un lavoro decennale è il catalogo omogeneo e completo più grande ad oggi disponibile. Questo catalogo offre l’ opportunità di determinare le proprietà medie dei gruppi poveri di galassie, un ambiente molto comune per le galassie. I gruppi costituiscono anche un utile vincolo per i modelli numerici di formazione ed evoluzione delle galassie. L’ analisi del catalogo già svolta ha fornito un risultato nuovo ed interessante: il rapporto tra il numero di gruppi e quello di galassie è una proprietà molto stabile della struttura a grande scala rivelata dai redshift survey CfA e SSRS2. La conseguenza probabilmente più importante di questo risultato è che potremmo essere in grado di normalizzare lo spettro delle fluttuazioni di densità in un volume molto più piccolo di quello richiesto usando ammassi di galassie ricchi. Il prossimo passo nello studio dell’ USGC sarà la determinazione della funzione di massa, in particolare della coda a basse masse dove la teoria è ancora lontana dal fornire predizioni affidabili. A questo scopo abbiamo sviluppato una nuova procedura che permette un trattamento migliore della funzione di selezione dei sistemi in cataloghi limitati in magnitudine. 4.2 Ammassi di galassie Abbiamo completato l’analisi della distribuzione di galassie d’ammasso di diverso tipo morfologico nello spazio delle fasi. La base dati utilizzata e` quella dell’ESO Nearby Abell Cluster Survey (ENACS). Abbiamo identificato quattro classi di galassie: (1) ellitiche molto brillanti, (2) ellittiche piu` deboli ed S0, (3) spirali precoci, (4) spirali tardive e galassie con righe in emissione. Abbiamo mostrato che le spirali precoci sono i probabili precursori delle S0, mentre le spirali tardive vengono distrutte dalle forze di marea dell’ammasso quando ne attraversano le regioni piu` dense. Attualmente stiamo analizzando la medesima base dati per determinare il profilo di massa degli ammassi di galassie e i profili di anisotropia orbitale delle diverse popolazioni di galassie d’ammasso. L’ identificazione e lo studio di sistemi di galassie si estende anche a distanze molto più grandi. Grazie alla collaborazione ESO Imaging Survey siamo stati in grado di selezionare e confermare un campione di galassie che si estende da redshift z~0.3 a z ~ 1.3. Questo grande intervallo di distanze ci permetterà di accrescere le nostre conoscenze dell’ evoluzione degli ammassi. In particolare i nostri ammassi sono stati selezionati nell’ ottico e quindi costituiscono un utile campione di confronto per i campioni di ammassi selezionati nella banda X dello spettro elettromagnetico. In effetti esiste un crescente numero di indizi che a parità di ricchezza ottica, esisterebbero ammassi di luminosità X molto differente. Da nostre recenti osservazioni XMM siamo stati in grado di confermare la realtà fisica del nostro ammasso più distante (nella Fig.13 si vedono i contorni dell’emissione X sovrapposta a un’immagine in banda R di un ammasso a z=1.3 -- le galassie cerchiate hanno il redshift confermato spettroscopicamente da osservazioni VLT). Un interesse particolare riveste l’analisi dell’ammasso 1E0657-56 (z=0.296). Quest’ammasso e` caratterizzato dall’avere una temperatura del gas estremamente elevata e un alone radio, solitamente associato ad eventi molto energetici di collisione con altri sistemi di galassie. Sulla base dei nostri nuovi dati spettroscopici (raccolti all’NTT dell’ESO), abbiamo individuato un sottosistema di galassie associato ad uno dei due picchi principali dell’emissione X. La nostra analisi ha mostrato che il sottosistema si e` scontrato con l’ammasso 1E0657-56 circa 150 milioni di anni fa, lasciando 22 quasi inalterata la distribuzione di galassie, ma con forti conseguenze per la distribuzione del gas caldo intra-ammasso. Abbiamo discusso le implicazioni di questa collisione per le proprieta` di formazione stellare delle galassie d’ammasso. Siamo ora in procinto di analizzare le immagini FORS2/VLT di 1E0657-56 allo scopo di determinare la distribuzione di massa dell’ammasso. A tal fine sfrutteremo gli effetti di lente gravitazionale indotte dal potenziale gravitazionale d’ammasso sulle immagini delle galassie di fondo. Fig.13: contorni di isointensità in raggi X sovrapposti ad un’immagine ottica in banda R del cluster at z=1.3 -- i circoli indicano galassie con un redshift spettroscopico dedotto da osservazioni al VLT. 4.3 Ammassi di Galassie ad alto Redshift osservati in X Gli ammassi di galassie sono regioni di alta densità di galassie, gas diffuso e materia oscura, in cui le componenti sono legate gravitazionalmente tra loro. La formazione di tali strutture avviene in maniera gerarchica, cioè a partire da singole galassie o sottogruppi che col passare del tempo vengono inglobati nella buca di potenziale totale. Le proprietà degli ammassi di galassie a varie epoche perciò, riflettono complessi processi evolutivi che a loro volta dipendono dalla cosmologia, dalla storia di formazione stellare delle singole galassie che compongono l’ammasso, e in generale da tutti i processi energetici su scala galattica. Un canale osservativo particolarmente favorevole per gli ammassi di galassie è la banda X. Grazie ai moderni satelliti per astronomia X attualmente in funzione (Chandra e XMM), è possibile spingere lo studio degli ammassi e delle loro proprietà a redshift più grandi di 1, corrispondenti a circa 10 miliardi di anni fa. La nostra attività di ricerca si è rivolta sia all’analisi dei dati, sia allo sviluppo di modelli teorici di interpretazione. Gli ammassi di galassie costituiscono la grande maggioranza delle sorgenti X estese, grazie all’emissione di bremsstrahlung del gas diffuso contenuto nella buca di potenziale, con temperature di 1-10 keV (corrispondenti a 10-100 milioni di gradi Kelvin), e chiamato mezzo intracluster. Questo gas è in gran parte costituito dai barioni primordiali che non hanno mai formato stelle, ma anche da barioni ``processati’’, come è dimostrato dalla presenza di metalli. Infatti, il mezzo intracluster si accumula sia attraverso l’accrescimento gravitazionale, che ingloba il gas nella buca di potenziale dell’ammasso e lo riscalda, sia da processi stellari come venti galattici o esplosioni di supernova. Con i satelliti Chandra e XMM, ammassi ricchi a z~1, con temperature tra 5 e 10 keV, possono essere osservati con esposizioni profonde (circa centomila secondi) in regioni di cielo lontane dal piano galattico. L’analisi dello spettro X permette la misura della temperatura con un errore del 30% circa. Lo studio della distribuzione spaziale del gas su scale di circa 1 Mpc permette inoltre di mettere in luce morfologie distorte o sottostrutture all’interno dell’ammasso, che sono indice di processi di aggregazione subiti recentemente. Gli ammassi finora osservati ad alto 23 z con Chandra e XMM sono solo una dozzina, ma le informazioni ricavate permettono già di caratterizzare le proprietà del mezzo intracluster ad un’epoca mai esplorata fino ad ora. In Fig. 14 mostriamo i contorni dell’immagine del satellite Chandra nella banda soft (0.5-2 keV) sopra l’immagine ottica di uno degli ammassi più distanti (z=1.26) finora selezionati in raggi X (RX J0849+4452). In Fig. 15 mostriamo un altro ammasso osservato con Chandra (RDCS 1350+6007), ma ad un redshift più basso (z=0.804). In questo caso la morfologia allungata indica che l’ammasso ha subito recentemente un processo di aggregazione con un altro ammasso o con un gruppo di galassie. Queste osservazioni hanno permesso per la prima volta di studiare le proprietà X degli ammassi di galassie a z~1, e di confrontarle con quelle degli ammassi locali. In particolare, abbiamo constatato che la relazione tra temperatura e luminosità non evolve significativamente rispetto a quella locale ([4]). Questo semplice risultato, inatteso sulla base dei più comuni scenari di formazione di strutture, ha profonde implicazioni per la storia evolutiva degli ammassi e del mezzo intracluster. I risultati descritti infatti implicano la presenza di un contributo energetico da parte di Supernovae e/o Nuclei Galattici Attivi nel mezzo intracluster. Questa iniezione di energia nel gas diffuso aumenta la sua pressione e modifica la sua distribuzione in presenza del potenziale gravitazionale dell’ammasso. Di conseguenza, sia la temperatura che la luminosità X del gas (che è proporzionale al quadrato della densità del gas, e dunque sensibile anche a piccole variazioni di questa) vengono alterate in base all’entità del contributo energetico. Il confronto tra modelli teorici ([5],[6]) e la relazione osservata tra luminosità X e temperatura, permette di stabilire un legame tra le proprietà dei barioni sulla scala degli ammassi e i processi fisici che avvengono all’interno delle singole galassie su scale molto più piccole. Questo legame tra i barioni diffusi e processi stellari o di accrescimento su buchi neri, è un aspetto fondamentale che attualmente è assente negli scenari di formazione di strutture, e che può essere esplorato in dettaglio grazie alle osservazioni X di ammassi di galassie come quelle che abbiamo presentato. Fig. 14 - (a sinistra) L’ammasso di galassie RX J0849+4452, a z=1.26 [2]. L’immagine in ottico è stata ottenuta nelle bande B, I e K, mentre i contorni sono ricavati dall’immagine del satellite Chandra nella banda soft (0.5-2 keV). Le galassie rosse al centro dei contorni X fanno parte dell’ammasso, mentre le sorgenti X esterne all’emissione diffusa non sono legate gravitazionalmente all’ammasso. Fig. 15 - (a destra) L’ammasso di galassie RDCS 1350+6007, a z=0.804 [4]. L’immagine in ottico è stata ottenuta nelle bande R, J e K, mentre i contorni sono l’immagine presa dal satellite Chandra nella banda 0.5-2 keV. La morfologia allungata è il segno di un processo di aggregazione recentemente subito dall’ammasso. 24 5 Cosmologia Osservativa VLADILO Giovanni, CRISTIANI Stefano, MOLARO Paolo, BONIFACIO Piercarlo, NONINO Mario, TOZZI Paolo, CENTURION Miriam, D’ODORICO Valentina, PEROUX Celine, MARTINEZ Aldo 5.1 Osservazione dell’Uranio: misura dell’età dell’Universo Per la prima volta è stato possibile misurare l’abbondanza di uranio in una stella di bassa metallicità. La riga di U II a 3859.57 è stata misurata nella stella gigante BPS CS 31082-001, di metallicità [Fe/H]= -2.9. Allo stesso tempo sono state misurate numerose righe di Th II. Tanto Th che U vengono prodotti nel medesimo processo fisico (processo r: cattura rapida di neutroni), è quindi inevitabile che vengano prodotti entrambi nello stesso evento. Infatti il processo r comporta la creazione di tutti gli elmenti dallo zinco all’uranio. I rapporti di abbondanza relativi dei vari elementi prodotti dal processo r (ad esempio i rapporti (U/Th)0 o (U/Eu)0), detti “rapporti di produzione iniziale”, dipendono dalle condizioni fisiche (temperatura, densità,etc.) in cui è avvenuto il processo r. Attraverso un’opportuna modellizzazione questi rapporti possono essere calcolati teoricamente. Noti questi, la misura del rapporto di abbondanza di due elementi di cui almeno uno radioattivo, come l’uranio o il torio, permette di determinare il tempo trascorso dalla produzione degli elementi al tempo della misura. Infatti dalla legge dei decadimenti radioattivi, detto R un qualsiasi elemento radioattivo e r un elemento stabile, formato nel processo r, si ha (R/r) = (R/r)0 exp(-{∆ t/τ}) essendo ∆ t il tempo trascorso e \tau la vita media dell’elemento radioattivo R. Se si dispone di due elementi radioattivi R1 e R2 con vita media τ1 e τ2 l’equazione diventa (R1/R2) = (R1/R2)0 exp[-∆ t({1/τ1} + {1/τ2})] quindi misurato (R/r) o (R1/R2) e noti (R/r)0 o (R1/R2)0 e i rispettivi tempi di vita media si ricava ∆t, gli elementi radioattivi sono quindi dei cronometri naturali. L’uso del cronometro (U/Th) ha permesso di determinare l’età della stella BPS CS 31082-001 che è di 14.0 +/- 2.4 Gyr. In realtà questo è il tempo trascorso dall’evento r che ha creato Th e U e quindi, formalmente, un limite inferiore all’età della stella e di conseguenza dell’Universo intero. D’altra parte considerata la bassissima metallicità di questa stella (~ 1/1000 della metallicità solare) e il generale aumento della metallicità con il tempo, si può concludere che questa stella non può essersi formata più tardi di circa 1 Gyr dopo il big bang. Infatti questo è il tempo massimo che si stima necessario per raggiungere una metallicità di circa 1/1000 del valore solare partendo da materia di composizione primordiale. Il tempo potrebbe essere anche molto più breve, dell’ordine di 10 milioni di anni, cioè il tempo di vita di una singola stella massiccia che, esplodendo come supernova, è in grado di innalzare la metallicità della materia interstellare fino a questo livello. Il grande vantaggio di aver potuto usare il rapporto U/Th, rispetto ai rapporti Th/Eu e Th/Nd sinora utilizzati, sta nel fatto che, essendo i due elementi U e Th molto vicini in massa atomica, le incertezze nel rapporto di produzione iniziale, dovute all’ignoranza delle esatte condizioni fisiche in cui questo particolare processo r è avvenuto, sono minimizzate. Esiste in pratica un vasto intervallo di condizioni fisiche plausibili che conducono a rapporti di produzione iniziale (U/Th)0 molto simili, a differenza di rapporti come (Th/Eu)0 che varia di tre ordini di grandezza 25 Fig.16:La riga di risonanza di U II a 385.9 nm nella stella CS 31082-001 ([Fe/H]=-2.9) (Cayrel et al Nature 409, 691). 5.2 Temperatura della radiazione fossile Attraverso lo studio delle righe di transizione fine del CII è stato possibile misurare la temperatura della radiazione di fondo in una nube di gas neutro al redshift di 3.0 verso il QSO 0347 3819. Lo studio dei vari processi di popolazione del livello di struttura fine ha permesso di stabilire che la radiazione di fondo è il principale meccanismo di popolazione del livello eccitato di struttura fine del CII. La temperatura derivata è di 12.1 (+1.7-3.2) K che sono in perfetto accordo con la temperatura di 10.968 (+- 0.004) K prevista dal modello standard di espansione dell’Universo al redshift 3.0. Fig.17: Simulazioni Monte Carlo della funzione di densità di probabilità della Teffper il valore di N(CII*)/N(CII) = 3.8x10-3 . Il valore medio è Teff = 12,1 +1.7-3.2 K [sono state usate le quantità 1/2(1- 26 p) e 1/2(1+p) per stimare l’intervallo di incertezza a p=0.95]. La TCMBR dal modello cosmologico standard è segnato da una linea verticale. Si sottolinea che questa è la seconda misura della radiazione fossile in epoche remote, escludendo i limiti superiori che generalmente venivano determinati con questa tecnica, e rimane la determinazione a più elevato redshift finora ottenuta. (Pubbl.OAT N.002280). 5.3 Deuterio primordiale e densità barionica Nei primi minuti di vita dell’Universo sono stati sintezzati tutto il D, gran parte dell’4He e parte dell’3He e 7Li. La Nucleosintesi del Big Bang (BBN) fa delle predizioni relativamente precise sulle abbondanze degli elementi leggeri in funzione di un unico parametro, il rapporto barioni su fotoni, che è legato alla densità universale dei barioni. Il rapporto di qualsiasi coppia di elementi primordiali dovrebbe essere sempre consistente con lo stesso valore del parametro e quindi le misure di abbondanze primordiali dovrebbero mettere alla prova la teoria. Le abbondanze di tutti gli elementi leggeri sono state misurate in un numero di ambienti astrofisici e terrestri e sono generalmente in accordo con le predizioni della BBN. Il principale sviluppo negli ultimi anni è rappresentato dalla crescente accuratezza delle misure. Fino a non molto tempo fa sembrava potesse esserci un intervallo di un fattore 10 nel valore del D/H primordiale e una differenza significativa anche nell’abbondanza di 4He. 27 Fig.18: Righe di assorbimento della serie di Lyman, nel sistema DLA verso il QSO 0347-3819. Lo spettro sintetico in grassetto si riferisce a H+D mentre in sottile al solo D, e corrisponde ad un valore per D/H = 3.75x10-5. L’abbondanza di D ci offre la misura più sensibile della densità barionica. Il D è un nucleo fragile e non si conoscono processi in grado di produrre quantità significative di questo elemento. Gli assorbitori lungo le linne di vista dei quasars restano tra i più favorevoli siti atti a misurare il D/H primordiale in quanto si ritiene che abbiano distrutto pochissimo D. Recentemente il D è stato rivelato per la prima volta in sistemi DLA (Pubbl.OAT N.002353) offrendo cosi’ un nuovo modo per determinare un accurato valore D/H primordiale. Le differenti misure della densità barionica ottenute dal CMB, dai cluster di galassie e dalla foresta di Lyman dovrebbero essere identiche a quella ricavata dalla SBBN. I dati pubblicati favoriscono valori troppo grandi di Omega barionico rispetto a quelli predetti dalla SBBN, ma recenti revisioni di tali misure sembrano indicare un buon accordo tra SBBN e fluttuazioni del CMB. 5.4 Fondo Cosmico X Tutti i processi cosmici come il Big Bang, la formazione e l’evoluzione delle galassie come pure della strutture a grande scala hanno lasciato tracce caratterizzanti nello spettro elettromagnetico dell’universo. Lo spettro della densità dell’energia cosmica totale risultante ci da dunque una registrazione fossile di tutti i processi radiativi nell’universo, integrato sui tempi cosmici. Il primo fondo di origine extragalattico scoperto fu la radiazione di fondo X cosmico (CXB) (0.5-10 keV). I primi dati di qualità da UHURU, ARIEL V e HEAO-1 rivelarono un alto grado di isotropia di questo fondo che suggeri’ immediatamente una origine extragalattica. Fig. 19: Immagine a colori del Chandra Deep Field South nei raggi X: gli oggetti più blu hanno spettro X duro. Tuttavia la mancanza di un’alta risoluzione spaziale non permise conclusioni definitive sulla natura delle sorgenti di questo fondo, cioè se gas diffuso o sorgenti non risolte. Osservazioni profonde con il satellite ROSAT hanno risolto fino al 70-80% del fondo X soffice (0.5-2 keV) in sorgenti dis- 28 crete. Prima della missione Chandra solo il 30-50% del fondo X duro (2-10 keV) è stato risolto in sorgenti discrete, pri cipalmente a causa della non sufficente risoluzione angolare.Le osservazioni multibanda del Chandra Deep Field South (Rosati et al. 2002, Ap.J. 566,667; Giacconi et al. 2002, astro-ph/0111184) ci hanno permesso di raggiungere flussi limite di ~ 5.5 X 10^{-17} erg cm^{-2} s^{-1} nella banda soft 0.5--2 keV e ~ 4.5 X 10^{-16} erg cm^{-2} s^{-1} nella banda 2--10 keV coprendo un campo di 0.1089 gradi quadrati. Le relazione LogN--LogS mostrano che il fondo X è risolto in sorgenti puntuali al livello del 83-99% nella banda 1--2 keV ed le misure ASCA nella banda 2--10 keV sono risolte al livello del 75--100% con l’incertezza dovuta al valore non risolto. Risultati simili sono stati ottenuti nel campo profondo al Nord (Brandt et al. 2001,A.J. 122,2810). Nelle survey precedenti nei raggi x, banda hard, solo il 30% del fondo x era risolto fino a flussi di 10^{-13} erg cm^{-2} s^{-1} (2--10 keV). Quindi la maggior parte delle sorgenti detectate nella banda hard nel Chandra Deep Field South costituiscono una popolazione non esplorata in precedenza. L’estesa campagna di osservazioni spettroscopiche da noi condotta con FORS al VLT su questo campo, ha rivelato che la maggior parte di queste sorgenti sono AGN di tipo II, con una distribuzione in redshift con un picco attorno a 0.8 (Rosati et al.,2002, ApJ, 566, 667). Questi risultati mostrano le difficoltà dei modelli correnti per la popolazione di AGN, e la sua evoluzione, dato che questi prevedono la maggior parte della popolazione di AGN di tipo II a redshift più elevato. In particolare prevedono un contributo sostanziale al fondo X da parte di QSOs di tipo II ad alto redshift, fortemente assorbiti, con una luminosità non assorbita in X in eccesso a 10^{44} erg s^{-1}. Fig. 20: Immagine a colori del Chandra Deep Field South ottenuta dalla somma di immagini profonde con FORS1 in V R ed I. L’area coperta è ~ 25% dell’imagine X. 29 TECNOLOGIE ASTRONOMICHE L’attività di ricerca in corso presso il Gruppo Tecnologie Astrofisiche (ATG) dell’Osservatorio Astronomico di Trieste si articola su una linea ideale che attraversa i vari campi dell’acquisizione e del trattamento dei dati in astronomia ed astrofisica, dai sistemi di controllo dei telescopi e della strumentazione connessa fino all’archiviazione dei dati, ed al recupero ed all’elaborazione dei dati archiviati. L’attività si fonda su un certo numero di progetti, di respiro nazionale ed internazionale, che verranno descritti in breve nel seguito con riferimento alle attività del 2001. 1 Sistemi di controllo per telescopi e strumenti di nuova generazione Mauro PUCILLO, Paolo SANTIN, Claudio VUERLI, Paolo DI MARCANTONIO, Andrea ZACCHEI,Maurizio COMARI, Alessandro CAPRONI, Roberto CIRAMI, Claudio CORTE. Durante il 2001 ATG ha dato inizio ad un progetto per lo studio, il progetto e la realizzazione di un sistema di controllo di nuova generazione, sia hardware che software. Le caratteristiche salienti di questo sistema dovranno essere la portabilità e la compatibilità con gli standard più diffusi e più stabili. Nel corso dell’anno è stato acquistato lo hardware necessario per realizzare una prima ve sione di test, mentre si sono iniziati vari contatti con l’industria software per reperire un ambiente di sviluppo adatto agli scopi del progetto. Contemporaneamente sono iniziati contatti con il Software Department-Technical Division del’lESO per stabilire una collaborazione su questo argomento. 1.1 Telescopio Nazionale “Galileo” (TNG) Negli anni precedenti ATG è stato coinvolto a fondo con lo sviluppo del sistema di controllo di TNG (TCS) e di alcuni suoi strumenti. In particolare ATG ha progettato e realizzato il TCS di alto livello, ha collaborato alla realizzazione del TCS di basso livello, ed ha progettato, realizzato ed installato la rete dati TNG. ATG ha anche realizzato ed installato il sistema di gestione dei dati TNG, e l’ar chivio scientifico e tecnico al telescopio. Più tardi, ATG ha preso in carico la responsabilità dell’ assemblaggio, integrazione e test dello spettrografo TNG a bassa risoluzione DOLORES. Ha progettato e realizzato il sistema di controllo hardware e software, ed il suo personale ha partecipato a tutte le fasi del commissioning al telescopio. - Sistema di controllo TNG Nel corso del 2001 sono stati fatti alcuni interventi di manutenzione e di miglioramento al TCS, allo scopo di adattare il sistema ad alcune modifiche minori apportate al telescopio, e di soddisfare alcune richieste degli utenti. - Spettrografo DOLORES Durante il 2001 sono state fatte modifiche al sistema di controllo sia hardware che software, per seguire le molte modifiche apportate alla meccanica dello spettrografo. Inoltre è stata migliorata l’interfaccia utente, che è stata anche ottimizzata per migliorare lintegrazione con TCS. 30 Fig.21: Lo spettrografo DOLORES al fuoco Nasmyth B di TNG DOLORES spectrograph at the TNG Nasmyth B focus 1.2 Strumentazione VLT - FLAMES GIRAFFE Nell’ambito di una collaborazione attiva da molti anni tra ESO e la Divisione Tecnologie Astrofisiche (ATG) dellOATs, la Technical Division di ESO ha affidato ad ATG la responsabilità del progetto e della realizzazione del Software di Controllo di FLAMES (Fibre Large Array Multi Element Spectrograph) e di GIRAFFE, strumentazione di piano focale da installare al fuoco Nasmyth A dell’unita UT2/Kueyen del Very Large Telescope (VLT). FLAMES è uno strumento complesso e composito, composto da: 1) un Posizionatore di Fibre: OzPoz, costruito dallOsservatorio Anglo-Australiano. OzPoz, con le sue 130 fibre singole (modo Medusa), 15 Integral Field Units posizionabili (modo IFU) ed una Integral Field Unit fissa (modo Argus) , alimenta i due spettrografi localizzati al telescopio UT2/ Kueyen, GIRAFFE ed UVES. Le fibre del modo Medusa ed IFU sono posizionate sul piano focale mediante bottoni magnetici da un braccio robotico. 31 2) GIRAFFE: spettrografo multi-oggetto a media-alta risoluzione (7500 25000), localizzato sulla stessa piattaforma Nasmyth, operante nellintero range visibile (370 9000 nm). Può operare nei modi Medusa, IFU ed Argus. 3) UVES (Ultra-violet Visible Echelle Spectrograph): spettrografo ad alta risoluzione, già operativo al fuoco Nasmyth B dello stesso telescopio dai primi mesi del 2000, e alimentato da 8 fibre provenienti da OzPoz. Opera nel modo Medusa. GIRAFFE ed UVES sono strumenti autonomi, e possono operare indipendentemente, alimentati dalle fibre di OzPoz. Ognuno ha quindi il suo sistema di controllo a possono essere operati in modalità singola o in modo parallelo e combinato. Un software di coordinamento e perciò necessario per gestire le operazioni del Posizionatore di Fibre e dei due spettrografi, ed e il Super OS (Super Observing Software) di FLAMES. Il Super OS deve gestire tutte le operazioni, dall’interfaccia con l’Osservatore (via P2PP/BOB), alla configurazione del Posizionatore di Fibre (eseguita in parallelo con le osservazioni degli spettrografi), alla gestione delle esposizioni scientifiche degli spettrografi fino all’archiviazione dei dati scientifici. Il software di sontrollo di GIRAFFE e di FLAMES sono stato realizzati all’OATs nell’ambito di una collaborazione tra ESO ed ATG. L’upgrade del Software di Controllo di UVES in modo Fibra e stato realizzato allOATs come parte dell’attività del Consorzio Ital-FLAMES, comprendente gli Osservatori di Bologna, Cagliari, Palermo e Trieste. Il Software di Controllo di UVES, operativo dall’inizio dell’anno 2000, e stato progettato e realizzato all’OATs, nell’ambito di una collaborazione ESOATG, negli anni 1993-1999. Fig.22: Localizzazione delle componenti di FLAMES al fuoco Nasmyth di Kueyen 32 Fig.23:Lo spettrografo GIRAFFE ed il posizionatore di fibre sulla piattaforma Nasmyth Fig.24: Spettro UVES, esempio dalla prima luce 33 2. Sistemi di gestione ed archiviazione dei dati Fabio PASIAN, Riccardo SMAREGLIA, Claudio VUERLI, Andrea ZACCHEI, Michele MARIS, Maohai HUANG, Davide MAINO, Nicola LAMA, Sandro FOGLIANI, Giovanni ALBETTI, Marco SGORLON 2.1 Centro di elaborazione dati per la missione ESA Planck Planck è la terza missione di medie dimensioni (M3) del programma Horizon 2000+ dell’ente spaziale europeo (ESA), dedicata alla realizzazione di mappe a tutto cielo in nove frequenze dello spettro sub-millimetrico (dai 30 ai 900 GHz); obiettivo scientifico primario della missione è l’imaging e l’analisi delle anisotropie del fondo cosmico a microonde (CMB). Su Planck voleranno nel febbraio 2007 due strumenti, uno equipaggiato con ricevitori radio (Low Frequency Instrument LFI) che lavorerà tra 30 e 100 GHz , ed uno con bolometri (High Frequency Instrument HFI) che lavorerà tra 100 e 900 GHz. Il satellite è in fase avanzata di progettazione, mentre gli strumenti sono stati già realizzati nella loro versione preliminare e sono in fase di test. Nell’ambito del progetto, l’OATs è responsabile della progettazione e realizzazione del centro di elaborazione dati (Data Processing Center DPC) per lo strumento LFI. In questo ambito, coordina l’attività di una ventina di istituti collocati in dodici paesi diversi dell’Europa e del Nord America. Le attività svolte allOATs nel 2001 si sono indirizzate in più direzioni: a) E’ stato completato e reso operativo il sistema di simulazione dei dati della missione Planck, con particolare riguardo ai dati di LFI: il sistema è in grado di generare cieli simulati contenenti CMB ed altre componenti astrofisiche (sorgenti estese e compatte, polvere, effetto sincrotrone, free-free, effetto S-Z) sulla base di parametri di input cosmologico ed astrofisico, e successivamente di “osservare” tale cielo attraverso lo strumento LFI, parametrizzato in modo realistico. I dati risultanti sono serie temporali di dati simulati, contenenti ad esempio le deformazioni dei beam, ed il rumore bianco ed 1/f; opzionalmente le serie temporali possono essere quantizzate e compresse e si possono generare sequenze di pacchetti di telemetria nei formati standard previsti da ESA. 34 Fig.25: Modello in scala naturale del satellite Planck b) E’ stato progettato il sistema di gestione e visualizzazione dei dati di telemetria dello strumento LFI, sia per la fase operativa che per quanto riguarda i test a terra dello strumento. E’ stato realizzato il database che contiene le definizioni della telemetria e dei telecomandi in ambiente SCOS2000 (uno standard per le missioni ESA), ed il relativo sistema di visualizzazione della telemetria tecnica. Per quanto riguarda la telemetria scientifica, si sono definiti i requisiti per la sua gestione e visualizzazione. c) Sono stati integrati e resi funzionali moduli per l’elaborazione dei dati (simulati, in questa fase). Particolare attenzione è stata dedicata alla costruzione di mappe dalle serie temporali di dati, con abbattimento del rumore 1/f mediante tecniche di “destriping”. Si sono inoltre studiati metodi di per la separazione delle componenti astrofisiche, dapprima mediante la rimozione delle sorgenti compatte (minori di 30 arcmin FWHM), poi mediante tecniche di Independent Component Analysis (ICA) che agiscono sulle mappe simulate alle diverse frequenze nel dominio sub-millimetrico osservate da Planck. d) E’ stato studiato ed analizzato l’effetto di alcuni aspetti strumentali ed operativi sui risultati scientifici della missione: in particolare è stato studiato l’effetto di una incompleta copertura del cielo dovuta a problemi di trasmissione dei dati dal satellite alla stazione di terra, e della quantizzazione dei dati a bordo. e) In collaborazione con altri istituti coinvolti nel progetto Planck, sono stati valutati diversi sistemi commerciali di gestione di database orientato agli oggetti (OODBMS) ed è stato individuato quello che verrà adottato per i due DPC di Planck. Si è portata a compimento la definizione di un modello dati per l’intera missione Planck e se ne è realizzato un prototipo sull’ OODBMS prescelto. Tutto il software di elaborazione dati per l’intera missione si interfaccerà con questo modello dati. 2.2 L’Archivio al Telescopio (AaT) Negli anni precedenti presso l’OATs è stato anche realizzato ed installato il sistema di gestione dei dati TNG e gli archivi scientifico e tecnico al telescopio. Nel corso del 2001 è stata svolta una consistente attività di manutenzione e di miglioramento del sistema, tesa a rendere più efficiente l’opera del personale addetto al TNG. 2.3 Progetto pilota per l’Archivio a Lungo Termine TNG Nel 2001 è incominciata un’attività finanziata dal CNAA e tesa alla realizzazione di un prototipo dell’archivio permanente per i dati del TNG. Si è inizialmente definito un modello dati per il TNG, si è definita l’interfaccia dati tra archivi al telescopio ed archivio permanente, si è progettato il sistema nelle sue componenti (database e data store), e si è proceduto al trasferimento dei dati tecnici e scientifici, con il conseguente popolamento con i dati di TNG dell’archivio prototipale. E’ stato acquisito il sistema hardware a livello prototipale per la memorizzazione dei dati, e sono stati realizzati dei test sulla velocità di recupero dall’archivio dei dati, nel caso questi siano conservati on-line o off-line. E’ stata inoltre definita la struttura hardware (basata su un sistema parallelo di tipo Beowulf) per l’elaborazione e l’analisi dei dati di archivio. Sono iniziati infine la definizione dell’interfaccia utente all’archivio prototipale e lo studio sull’utilizzo di tecniche di data mining sui dati tecnici. Per quanto concerne un’attività di coordinamento con analoghi progetti in ambito nazionale, è stata inoltre valutata la possibilità di inserire l’archivio permanente TNG come un nodo fornitore di dati per un’eventuale grid italiana per la ricerca. E’ infine iniziato, mediante la partecipazione a gruppi di lavoro internazionali, il coordinamento con iniziative in ambito europeo: interoperabilità 35 tra archivi di interesse astrofisico in diverse frequenze dello spettro elettromagnetico (Interoperability WG del progetto OPTICON), fino a giungere alla realizzazione di un osservatorio astronomico virtuale (Science WG del progetto AVO). 2.4 Large Binocular Camera per l’ LBT (LBC@LBT) Nell’ambito della realizzazione della Large Binocular Camera (LBC) per il Large Binocular Telescope (LBT), l’OATs è responsabile della realizzazione del sistema di gestione dei dati, dallo strumento all’archiviazione (vedi Fig.26). Nel 2001 è stato completato il progetto di base per la realizzazione del sistema, è stata definita l’interazione tra il sistema di controllo dello strumento ed il sistema di gestione dei dati, e sono state realizzate delle procedure che simulano il flusso dei dati attraverso le varie componenti del sistema, sfruttando l’esperienza maturata in questo campo in ambito TNG. 2.5 I Laboratori di ricerca della Divisione Tecnologica dell’Osservatorio Le attività principali di questi laboratori sono state lo studio e lo sviluppo di nuove tecnologie per l’astrofisica. -Laboratorio di Rivelatori e Controlli Attività principali: Inizio dello studio, progetto e realizzazione di un sistema di controllo di nuova generazione, sia hardware che software, per strumentazione astronomica. Aggiornamenti sia all’hardware che al software di basso livello dello Spettrografo Dolores del Telescopio Nazionale Galileo. 36 Fig.26: Schema di flusso per i dati LBT 37 I LABORATORI DELL’OSSERVATORIO Coordinatore: Maurizio COMARI. Le attività principali di questi laboratori sono state il supporto e la collaborazione alla ricerca. Laboratorio di Elettronica Sergio PADOVAN, Igor CORETTI, Luciano PERLA Attività principali: Collaborazione alla ricerca radioastronomica e supporto sia hardware che software al Sistema Radio Solare di Trieste: studio e realizzazione di nuove soluzioni per l’automazione della strumentazione e dei sistemi di acquisizione, elaborazione ed archiviazione dei dati radiopolarimetrici, dati che sono stati resi accessibili da internet e, per le applicazioni di Space Weather, anche in tempo quasi reale. Rifacimento della rete informatica della succursale di Basovizza. Collaborazione e supporto al progetto L’Osservazione Remota per la divulgazione dell’Astronomia “le stelle vanno a scuola”. Manutenzione degli strumenti scientifici dell’Osservatorio. Laboratorio di Meccanica Sergio PADOVAN, Lucio DEMICHELI Attività principali: Supporto al Sistema Radio Solare di Trieste e collaborazione alla ricerca radioastronomica. Collaborazione e supporto al progetto l’Osservazione Remota per la divulgazione dell’Astronomia “le stelle vanno a scuola”. Manutenzione degli strumenti scientifici ed interventi manutentivi sulle strutture dell’ Osservatorio. Laboratorio di Ottica Sergio FURLANI Attività principali: Collaborazione allo sviluppo di una tecnica per aumentare la risoluzione spaziale di osservazioni da terra con un telescopio della classe degli 8 metri. Manutenzione degli strumenti scientifici dell’Osservatorio. 38 EDUCAZIONE E DIVULGAZIONE 1 Attività didattica 1.1 Corso di Astronomia e Astrofisica per le Scuole Superiori L’Osservatorio Astronomico di Trieste, di concerto con il Dipartimento di Astronomia dell’Universita’ di Trieste, ha organizzato nell’anno scolastico 2000/2001 un corso di astronomia, per il credito formativo, rivolto agli studenti delle scuole superiori della Provincia di Trieste. Il corso si è articolato in 18 lezioni teoriche che si sono tenute settimanalmente a partire dal 5 ottobre 2000 fino al 5 aprile 2001, con una pausa natalizia. Hanno fatto parte integrante del corso anche sessioni di osservazione con telescopi e gli strumenti della pecola Urania Carsica. Tra gli argomenti trattati: il Sole, Il Sistema Solare, pianeti extrasolari, stelle e loro evoluzione, struttura della Galassia, galassie e sistemi di galassie, struttura a grande scala dell’Universo, cosmologia, strumentazione astronomica ottica e radio, controllo dei telescopi e osservazioni remote, archiviazione e trattamento dei dati astronomici, osservazioni del fondo a microonde. Una lezione è stata dedicata alla storia dell’Astronomia triestina. Gli oratori sono stati: Bonifacio, Monai, Boehm, Messerotti, Morossi, Matteucci, Franchini, Ramella, Fulle, Hack, Mardirossian, Biviano, Persic, Pasian, Santin, Nonino, Vladilo, Vuerli. Nel corso dell’anno scolastico 2001/2002 l’esperienza è stata ripetuta, di concerto con il Dipartimento di Astronomia dell’Universita’ di Trieste e con l’Istituto Nazionale di Fisica Nucleare di Trieste, per gli studenti delle scuole superiori della Provincia di Udine. Il corso si è svolto presso lAula Magna dellIstituto Tecnico Industriale Malignani che ha cortesemente messo a disposizione lAula e ha registrato liscrizione di ben 123 studenti della provincia di Udine, dimostrando quanto sia diffuso linteresse per l’astronomia. Ai partecipanti del corso è stata inoltre offerta la possibilità di visitare la cupola della Stazione Osservativa di Basovizza di questo Osservatorio e di compiere osservazioni guidate ai telescopi. L’Osservatorio Astronomico ha rilasciato agli studenti partecipanti al corso degli attestati di frequenza, che potranno essere presentati ai rispettivi consigli di classe per la valutazione ai fini della concessione di crediti formativi. Il ciclo si e’ articolato su 12 lezioni e ha sviluppato un percorso didattico che ha portato gli studenti dal nostro Sistema Solare fino alle stelle e alle galassie più distanti oggi osservate per approdare al modello che oggi si ritiene più probabile per la nascita ed evoluzione del nostro Universo. L’aspetto certamente più interessante è che questo corso ha permesso di mettere direttamente a contatto gli studenti con studiosi impegnati in ricerche avanzate in campo astronomico che hanno cercato di trasmettere agli studenti il significato e il fascino del fare ricerca oggi. Gli oratori sono stati: Fulle, Messerotti, Nonino, Morossi, L. Girardi, Franchini, Ramella, Longo, Biviano, Maino, Fogliani. 1.2 Attività varie Personale dellOsservatorio Astronomico di Trieste è stato impegnato in corsi per il corso di laurea e di dottorato in fisica dellUniversità degli Studi di Trieste, e alla SISSA di Trieste. M. Messerotti ha tenuto, per il Liceo Classico “Dante Alighieri” di Trieste, due corsi sui temi "Matematica per la Fisica" e "L’Universo e la sua evoluzione" e due seminari su "Il Sole" ed "I Pianeti del Sistema Solare", ha inoltre tenuto una serie di lezioni di astronomia per la Scuola 39 Media “Nicolò Tommaseo” di Conselve (PD) ed un corso di astronomia per l’Università della Terza Età di Trieste. 2 L’Osservazione Remota per la divulgazione dell’Astronomia: “Le stelle vanno a scuola” Mauro PUCILLO, Paolo SANTIN, Mauro MESSEROTTI, Paolo DI MARCANTONIO,Maurizio COMARI, Sergio MONAI, Roberto CIRAMI, Igor CORETTI, Claudio CORTE. Il progetto si propone la creazione di una rete telematica per la divulgazione dell’Astronomia e dei suoi metodi di osservazione tra l’Osservatorio Astronomico di Trieste (OATs) ed una qualunque scuola che ne faccia richiesta. Il collegamento voce, video e dati permetterà agli studenti di eseguire una reale “osservazione remota”, controllando lo strumento ed ottenendo alla fine immagini astronomiche ed ogni altro dato che possa interessare. Un astronomo è disponibile in videoconferenza a spiegare quanto sta avvenendo, supportando gli insegnanti presenti in classe. Il progetto è in parte finanziato dal Ministero dell’Università e della Ricerca Scientifica e Tecnologica in base alla legge N. 6/2000 (iniziative per la diffusione della cultura scientifica) Presso la sede osservativa dell’Osservatorio Astronomico di Trieste a Basovizza sono installati: 1) un telescopio a controllo digitale: 2) una camera CCD equipaggiata con un insieme di filtri: 3) un telescopio solare equipaggiato con una webcam: Il telescopio a controllo digitale e la camera CCD sono connessi ad un computer dedicato su cui è installato il sistema di controllo del telescopio, il sistema di acquisizione immagini ed un sistema audio-video (webcam). Il telescopio solare, tramite un filtro che fornisce una banda passante di 0.8 Å centrata sulla lunghezza d’onda di 656.28 nm (Ha), permette l’osservazione delle caratteristiche del disco solare. Grazie ad un collegamento ad una telecamera (webcam) le immagini solari saranno continuamente disponibili alla scolaresca. E prevista anche l’integrazione dell’osservazione ottica del disco solare con i dati ottenuti dai radiotelescopi solari attivi presso la Stazione Osservativa. Il computer di controllo del telescopio digitale è connesso ad un ramo dedicato della rete locale della Stazione Osservativa di Basovizza, rendendo così possibile l’accesso “remoto” dal sito scolastico. Il sito “remoto” scolastico dispone di una rete di PC collegata al mondo esterno attraverso una connessione con un Internet Provider, tramite un collegamento standard su una linea ADSL. Il sistema audio-video, attivo in entrambi i siti, permette agli studenti di pianificare e condurre un’osservazione astronomica. L’astronomo, presente in cupola durante l’osservazione, potrà spiegare in videoconferenza passo dopo passo lo svolgimento delle operazioni, illustrare le caratteristiche astrofisiche dell’oggetto che si sta osservando e rispondere alle domande poste dagli studenti. Durante la sessione, il collegamento Internet potrà essere utilizzato anche per connessioni verso altri siti di interesse astronomico, eventualmente guidate dall’astronomo osservatore. E prevista la creazione ed il mantenimento presso la scuola di un archivio di dati e immagini acquisite durante le precedenti sessioni osservative, che potranno poi essere utilizzate in seguito dal docente. E’ inoltre previsto il mantenimento presso l’Osservatorio di un archivio centrale dei dati acquisiti durante tutte le sessioni, con la possibilità di accesso e consultazione remota da parte delle scuole. 40 Fig.27: Il telescopio in fase di installazione e la prima luce solare 41 3 Osservatorio di Urania Carsica Conrad BOEHM L’Osservatorio astronomico di Trieste ha recentemente (1998) allestito una cupola dedicata all’attività di divulgazione astronomica. L’impianto ha sede presso la sua Stazione osservativa di Basovizza, a una decina di km dal centro cittadino, sull’altopiano carsico; la sua funzione principale è quella di rendere possibile l’osservazione astronomica guidata da parte del pubblico. La struttura ha caratteristiche didattiche e scientifiche uniche in Italia e come tale si pone al servizio della formazione scientifica per studenti, docenti e per il grande pubblico. Urania Carsica dispone di una cupola di osservazione di 9 m di diametro, dotata di cinque telescopi differenti, di alcuni strumenti ottici portatili, di telecamere, di una biblioteca specializzata anche per ragazzi, di un impianto di proiezione multivision, di diversi computer in collegamento telematico, di una mostra storica sull’astronomia triestina del passato apartire da metà ‘700, e infine una centralina meteorologica. Le visite sono guidate e gratuite; si svolgono su appuntamento a gruppi di 20-25 persone; sono effettuate nel corso dell’anno eccetto nei mesi di gennaio, luglio e agosto. Il telescopio principale, un riflettore newtoniano Zeiss da 50 cm di diametro, consente di osservare direttamente molti corpi celesti della nostra Galassia, e oltre a ciò è possibile l’osservazione di galassie lontane. I due rifrattori tipo Fraunhofer di 15 cm di diametro sono invece dedicati all’osservazione ad alto ingrandimento dei pianeti e della Luna. Inoltre un telescopio solare da 10 cm di diametro, provvisto degli appositi filtri ottici, viene usato per l’osservazione mattutina. Esso è equipaggiato anche di un coronografo per l’osservazione della cromosfera e delle protuberanze che si alzano dalla superficie del Sole. Fig.28:La cupola situata nella succursale di Basovizza (402 m a.s.l.) Nel corso del 2001, 1380 visitatori dall’Italia e dalla Slovenia hanno potuto compiere osservazioni guidate nel corso di 57 sessioni prevalentemente serali. Altre 18 sessioni di osservazione e studio sono state effettuate nei mesi di febbraio e marzo a favore degli studenti del corso di astronomia e astrofisica per il credito formativo delle scuole superiori della Provincia di Trieste. L’attività storica e museale è proseguita con il restauro di alcuni strumenti e la pianificazione dell’archivio storico di testi, strumenti e fotografie in collaborazione con la locale Soprintendenza ai Beni Archivistici. Il responsabile della struttura ha tenuto due seminari su invito della Kuffner Sternwarte di Vienna dedicati alla storia dell’astronomia triestina e alle recenti ricerche sul nucleo della Galassia. Ha inoltre guidato una squadra locale esplorativa di tre studenti alla fase internazionale delle International Astronomy Olympiads tenutesi nel settembre 2001 presso l’Osservatorio Astrofisico della Crimea; nel corso delle gare la squadra ha ottenuto un terzo premio. 42 Fig 29. I Telescoipi di Urania Carsica Una collezione unica di antichi libri e strumenti ci conduce attraverso 250 anni di astronomia a Trieste. Questa storia comincia con l’astronomia nautica, racconta degli astronomi del XIX secolo, finisce con la costruzione dei radiotelescopi e con i primi utilizzi del computer e degli strumenti elettronici nel lavoro astronomico. Le visite si svolgono esclusivamente su appuntamento, (tel.: +39.040.22.61.76 (interno 21), fax.:+39.040.22.66.30. L’Osservatorio di Trieste mantiene inoltre un sito telematico dedicato all’informazione astronomica e astronautica per il grande pubblico. Il suo indirizzo è: http://www.oat.ts.astro.it/aol/pubblico.html. Elenco delle visite effettuate presso Urania Carsica dal 2001 ad oggi: 2001 10.01 07.02 08.02 09.02 13.02 14.02 16.02 20.02 21.02 01.03 02.03 06.03 09.03 13.03 14.03 15.03 16.03 20.03 21.03 23.03 26.03 27.03 28.03 31.03 03.04 TVKoper Gruppi Trieste Credito formativo Trieste Credito formativo Trieste Credito formativo Trieste (2x) Credito formativo Trieste (2x) Credito formativo Trieste (2x) Credito formativo Trieste (2x) Credito formativo Trieste (2x) Gruppi + Scout Trieste Credito formativo Trieste Credito formativo Trieste (2x) Credito formativo Trieste (2x) Credito formativo Trieste (2x) Credito formativo Trieste Gruppi Trieste Credito formativo Trieste SE Sauro Trieste (2x) + Gruppi Trieste Credito formativo Trieste Credito formativo Trieste LS Coira (Svizzera) Credito formativo Trieste Credito formativo Trieste Gruppi Trieste LS Petrarca Trieste 43 04.04 07.04 11.04 12.04 18.04 19.04 20.04 26.04 27.04 28.04 02.05 03.05 08.05 09.05 22.05 23.05 24.05 25.05 29.05 30.05 31.05 05.06 06.06 07.06 08.06 11.06 22.06 26.06 27.06 28.06 29.06 03.07 11.09 12.09 13.09 09.10 16.10 19.10 23.10 25.10 26.10 29.10 07.11 08.11 09.11 13.11 19.11 20.11 21.11 22.11 23.11 06.12 07.12 SE Tonadico (Belluno) (2x) Univ. Trieste LS Galilei Belluno (2x) Maestre Trieste SM Torviscosa + ITIS Carate Milano SE Trieste + ITIS Carate Milano LS Monfalcone (2x) CL Fisica Trieste ITIS Marconi Piacenza (2x) LS Medi Senigallia (2x) ITA Algaiotti Venezia (2x) SE Sauro Trieste (2x) SM Cesarolo S.Michele (2x) IM Treviso (2x) SE Padoa Trieste (2x) LS Galilei Trieste ITP Galvani Trieste ITP Galvani Trieste Associazione Perugia SM Esine Brescia LS Corsico Milano Univ TS SM Stuparich Trieste Visitatori Carinzia Gruppi Trieste SE Manna Trieste Circolo Trieste Maestri del Lavoro Trieste Astrofili Trieste (2x) Circolo Sincrotrone Trieste Astrofili Val di Fiemme (2x) Gruppo Princivalli Gruppo Brescia Fincantieri Monfalcone Gruppi Trieste Astrofili Gruppi Trieste Associazione Treviso Gruppi Trieste + Udine Gruppo Perla Trieste IP Alberti Rimini SE slovena Trieste (2x) SE Collodi Trieste (2x) Gruppi Trieste ITI Nova Gorica (SLO) (2x) LS Macerata (2x) TVKoper SE Suvich Trieste Associazioni Trieste Circolo Trieste Gruppi Trieste Gruppi Trieste Operai Pesek 44 11.12 Astrofili 13.12 LS Nova Gorica (SLO) 04.02 Visitatori Trieste 2002 12.02 20.02 22.02 26.02 27.02 28.02 05.03 07.03 08.03 12.03 14.03 15.03 19.03 20.03 21.03 22.03 26.03 27.03 08.04 09.04 10.04 11.04 18.04 19.04 08.05 09.05 Gruppi Trieste Astrofili Veneto Associazioni Trieste LS Serpieri Rimini Visitatori Stiria Gruppo Trieste LS Marinelli Udine LS Levanto (La Spezia) LS Vittorio V. Milano Univ. III Età S. Vito (PN) SE Suvich Trieste LS Calini Brescia LS Oberdan Trieste Credito formativo Udine Gruppi Trieste + Univ.Trieste LS Galilei Macerata (2x) LS Leonardo da Vinci - Jesi (An) LS Leonardo da Vinci - Jesi (An) LS Sorrento ITIS Recanati SM Manzoni (MIlano) SM Tito Livio (San Michele) (2x) CS Fisica Univ. Modena SM Savini - Edolo (Bs) Gruppi privati Trieste SM Sacro Cuore - Trento 45 4 “Sun-Earth Day , SOHO 5th anniversary” Mauro MESSEROTTI L’OATs ha partecipato alla manifestazione internazionale “Sun-Earth Day” (27-28 Aprile 2001), dedicata alla celebrazione del quinto anno di operatività della missione spaziale solare ESA-NASA “SOHO” (SOlar and Heliospheric Observatory). Varie attività divulgative per il pubblico e per le scuole sono state organizzate in Europa, sponsorizzate da ESA, negli Stati Uniti ed in Canada, sponsorizzate da NASA. Per quanto attiene al contributo dell’OATs, una conferenza è stata tenuta in anteprima il 20 Aprile a S.M. di Sala (VE) presso il locale circolo di astrofili, con ampia partecipazione di pubblico ed insegnanti delle scuole. A Trieste l’evento è stato organizzato congiuntamente dall’OATs (coordinatore: M. Messerotti), e dal Circolo della Cultura e delle Arti (CCA), che ne ha curato l’ufficio stampa (responsabile: M. Bekar) ed una conferenza pubblica. In particolare, il giorno 27 Aprile i ricercatori M. Messerotti e P. Zlobec, “associate scientist” della missione SOHO, hanno tenuto quattro lezioni nelle scuole superiori cittadine, tre di lingua italiana (Liceo Classico “Dante Alighieri”, Liceo Scientifico “G.Galilei” ed Istituto Tecnico Industriale “Volta”) ed una di lingua slovena (Liceo “France Preseren”), una conferenza presso l’Università della Terza Età di Trieste ed una conferenza pubblica per il CCA, con ottimo riscontro da parte delle televisioni e dei quotidiani locali. La manifestazione ha avuto notevole successo: circa 400 studenti hanno assistito alle lezioni nelle scuole e più di 100 persone alle conferenze pubbliche. A tutti è stato distribuito il materiale illustrativo fornito da ESA come anche presentazione Powerpoint preparata da ESA per l’occasione, estesa e tradotta in lingua italiana da M. Messerotti. Dettagliate informazioni sull’evento sono disponibili sul sito di ESA: http://spdext.estec.esa.nl/content/doc/9e/ 27038_.htm. Fig.29: Lezione tenuta presso il Liceo Classico “Dante Alighieri”, cui hanno assistito 80 studenti ed i loro insegnanti. 46 Fig.30: Il dr. Messerotti dell’OAT ed il Presidente del Circolo della Cultura e delle Arti, On. Giorgio Tombesi, si rivolgono all’uditorio al termine della conferenza pubblica tenuta presso la sede della Riunione Adriatica di Sicurtà (RAS). 47 SISTEMI INFORMATIVI OAT Omar GRIGOLON, Roberto KRASNA, Alessandro MARASSI Il sistema di calcolo dell’OAT e’ attualmente suddiviso in 4 grandi aree: 3 di utenza amministrativa,tecnologica e scientifica e una di servizi generali. Il totale delle macchine registrate a livello di Domain Name Server (DNS) di Osservatorio e’ di 280: di cui 193 OAT, 24 OAB, 16 Amministrazione OAT, 47 DAUT, e per un numero di utenti totale di 108: di cui 69 OAT, 18 DAUT, 3 CNR, 18 contrattisti. L’area amministrativa e’ organizzata su una unica piattaforma comune INTEL/Windows ed e’ dotata di 16 computer. I servizi generali, quali la gestione della rete interna, di quella esterna, lo smistamento della posta elettronica DNS, NIS e routing, sono organizzate attorno a specifici server di rete, SUN o CISCO. Per i servizi generali sono registrate: 16 stampanti, 20 dispositivi di rete e 8 server. Le pagine web di Osservatorio e l’area di ftp anonimo vengono gestite dal server Goblin. L’area ftp e’ attualmente abilitata in lettura e disabilitata in scrittura dall’ esterno. Avalon svolge funzioni di mail-exchanger con l’esterno, DNS e NIS server, nonche’ application server per IDL e LaTex. Vi sono 3 firewall: uno a servizio esclusivo dell’amministrazione, il secondo a protezione delle reti interne OAT di via Tiepolo/Besenghi/Navali, il terzo a Basovizza. La rete interna e’ stata potenziata in anni recenti e attualmente vengono gestite 213 macchine di OAT e 47 macchine del DAUT. OAT ha attualmente 10 macchine SUN/Solaris, 8 macchine HP/HP-UX, 1 Digital/ VMS; tutte le altre, salvo 1 MAC, sono basate su architettura INTEL con s.o. MS-Windows, Linux o in configurazione dual-boot. -Evoluzione carichi di lavoro: Nel corso del 2001, vi e’ stato un incremento del personale afferente a qualsiasi titolo alle attivita’ di ricerca OAT e DAUT (Astronomi ordinari, associati, ricercatori, dottorandi, contrattisti e studenti) nei seguenti termini: Astronomi ordinari, associati, ricercatori OAT:+5 unita’, Borsisti, contrattisti e studenti OAT/DAUT+12 unita’. A fronte dell’arrivo di nuovo personale si e’ reso necessario allestire nuove postazioni di lavoro, sia con l’acquisizione di nuove macchine, sia con la rimessa in servizio di vecchi computer e comunque si e’ proceduto all’assegnazione di nuovi account utente, posta elettronica, installazione di nuovi pacchetti software, nuovi collegamenti di rete e upgrade di vario tipo e natura. - Attivita’ svolte dal personale afferente ai Sistemi Informativi OAT: Gestione rete dati, dispositivi e servizi di rete; gestione DNS, NIS e web server; gestione sicurezza informatica; manutenzione pagine sito web OAT; redazione capitolati d’appalto per lavori e forniture; supervisione lavori ditte appaltatrici; redazione specifiche di collaudo e collaudi; attivazione e gestione collegamenti reti WAN e rapporti con Telecom ed Enti esterni; installazione completa e configurazione di nuove macchine (hardware, sistema operativo, rete, pacchetti software); ricerche di mercato, rapporti con fornitori, richiesta offerte e ordini; valutazione e ricerca nuove architetture hardware/software; assistenza ai singoli utenti a livello di helpdesk e consulenza; interventi sulla rete dati in regia diretta (nuove linee, prese, manutenzioni); gestione e manutenzione ordinaria stampanti; ricerca, valutazione ed installazione nuovi applicativi software su richiesta; aggiornamento software installati, patch e gestione licenze; aggiornamento hardware esistente (schede, periferiche, memorie); supervisione ed assistenza nuovi applicativi Amministrazione; ricerca, valutazione ed acquisto testi e manuali; gestione rilevatori di presenza e relativo software; backup e ripristino dati su specifica richiesta; - Attivita’ rilevanti svolte nel corso del 2001 extra assistenza helpdesk utente: Reti telematiche dell’Osservatorio Astronomico di Trieste: upgrade delle interconnessioni con la succursale di Basovizza e interconnessione con la succursale di via Navali 9; installazione e configurazione completa di 3 macchine SUN single-user e parziale di 1 macchina SUN da adibire a DNS, NIS e mail server secondario; installazione e configurazione completa di 8 PC Windows; installazione e configurazione completa di 4 PC Linux; installazione e configurazione completa di 1 PC Solaris; avvio procedura stipendi e missioni; manutenzione straordinaria rete dati di Basovizza (con la collaborazione del p.i. Igor Coretti) ed attivazione e configurazione di 2 nuovi collegamenti HDSL a 2Mb; creazione di n. 6 stazioni di lavoro per ospiti; ricerca di mercato ed acquisizione videoproiettore; ricerca di mercato ed ordine PC biprocessore XEON ad alte prestazioni; ricerca di mercato ed avvio pratica di acquisto sistema centralizzato di storage e backup (in corso); ricerca di mercato ed ordine link laser rete dati Basovizza. 48 BIBLIOTECA Laura ABRAMI, Chiara DOZ La Biblioteca è da sempre stata un’importante strumento di ricerca ed = un indispensabile servizio all’interno di un comprensorio che vede convivere l’Osservatorio Astronomico di Trieste e il Dipartimento di Astronomia dell’Università di Trieste. Il materiale bibliografico in essa conservato è composto da circa 10.000 opere monografiche; da = numerose raccolte di periodici, tra le quali una sessantina di abbonamenti annuali correnti alle più importanti ed autorevoli riviste internazionali; da alcuni importanti volumi di interesse storico di = rilevante valore e dall’alta percentuale di letteratura grigia (pubblicazioni, preprints, rapporti tecnici, ecc...) che altri istituti scientifici operanti nel settore astronomico inviano all’Osservatorio da tutto il mondo. Nel corso del 2001 le raccolte sono ulteriormente aumentate, aggiungendosi al patrimonio librario più tradizionale anche numerosi CD-Rom ed accessi “full-text” alle edizioni elettroniche delle riviste di cui si possiede anche una copia cartacea. Tali accessi vengono gestiti dal personale di biblioteca, sia per quel che riguarda le = istruzione agli utenti per il loro uso corretto, sia per quel che riguarda i ripetuti contatti con le case editrici in caso di malfunzionamento. Diversi sono i progetti ai quali la nostra Biblioteca partecipa, tra i più importanti si ricordano: - CUBAI (Catalogo Unico delle Biblioteche Astronomiche Italiane): questo progetto è nato alcuni anni fa dalla collaborazione tra alcuni bibliotecari e personale informatico di diversi Osservatori Astronomici italiani. Anno dopo anno ha subito miglioramenti e nuove adesioni da parte delle biblioteche astronomiche italiane. Esso costituisce un’importante fonte d’informazione per il recupero e la localizzazione del patrimonio librario distribuito tra le biblioteche dei 12 Osservatori Astronomici Italiani attinente a questa particolare branca della scienza, in tal modo, nel corso del 2001, sono state favorite anche le richieste di prestito interbibliotecario. - ACNP (Catalogo Nazionale dei Periodici) e “Document delivery”: a questo catalogo non partecipano solo le biblioteche astronomiche ma la maggior parte delle biblioteche italiane, siano esse nazionali, universitarie, civiche ecc. Si tratta quindi di una preziosa e ricca fonte di informazione che anche la nostra biblioteca contribuisce ad arricchire. L’adesione a questo importante progetto ha favorito lo scambio di documenti ed ha fatto si che durante il 2001 alcune decine di richieste di articoli sono pervenute alla nostra biblioteca e più o meno altrettante quelle che sono state da noi inoltrate presso altri istituti. - Cooperazione interbibliotecaria: nel corso del “IV National Meeting of = the Italian Astronomical Libraries” svoltosi a Cagliari il 5-6 giugno 2001, è emersa, sempre più sentita, la necessità di una cooperazione fra biblioteche astronomiche per affrontare con più forza le diverse problematiche. L’acquisto consortile dei periodici è uno tra i punti più importanti che è stato affrontato e per il quale è stato avviato uno studio sull’uso dei periodici nelle varie biblioteche, curato dalle colleghe di Arcetri, Bologna e Torino, per il quale anche l’’Osservatorio Astronomico di Trieste ha fornito i suoi dati. Durante il mese di ottobre, in occasione dell’imminente accorpamento di tutti gli Osservatori Astronomici in un unico Istituto Nazionale di Astrofisica (INAF), i bibliotecari degli OOAA si sono riuniti a Roma presso la sede = dell’Istituto stesso, per proporre e delineare la figura di un auspicabile “Sistema Bibliotecario INAF” che agevolerebbe, tra le altre cose, la realizzazione degli acquisti conosortili di cui già accennato. Durante quest’incontro si è altresi’ costituito un gruppo di lavoro composto dai bibliotecari di Palermo, Roma, Torino e Trieste che si è dedicato al problema degli inventari di materiale bibliografico. La nostra biblioteca ha svolto un’indagine volta a raccogliere dati sui criteri usati per la compilazione di questi registri che, nella maggior parte dei casi viene curata dagli stessi bibliotecari. I risultati di quest’indagine sono stati esposti durante il sopraccitato incontro svoltosi a Roma. Il gruppo di lavoro ha conseguentemente prodotto una nota presentata al consulente dell’INAF per la contabilità ed il patrimonio, con lo scopo di chiarire alcuni punti del documento degli amministrativi che, a nostro parere, risultavano inesatti o da riformulare o lacunosi per la parte che riguarda le biblioteche. Il proponimento, inoltre, è quello di produrre delle linee guida basate sulle 49 normative vigenti, alle quali far riferimento per la standardizzazione nella compilazione degli inventari di materiale librario. - Altre attività e servizi offerti: -Gestione del materiale bibliografico (acquisizione, inventario, catalogazione, rilegatura,...); - gestione del prestito, sia per il personale dipendente che esterno all’Istituto; - fornitura documenti (reperimento e consegna di fotocopie di articoli nel rispetto della normativa vigente sul diritto d’autore) e prestito interbibliotecario; - ricerche bibliografiche; - aggiornamento delle pagine web della biblioteca (http://www.ts.astro.it/biblio/biblio.html); - mantenimento e aggiornamento del software usato per la gestione del patrimonio librario; 50 LISTA CONVENZIONI SCIENTIFICHE ATTIVE DELL’OSSERVATORIO ASTRONOMICO DI TRIESTE • Dipartimento di Astronomia (Università degli studi di Trieste) con Osservatorio Astronomico • Scuola Internazionale di Studi Superiori ed Avanzati (SISSA) e OAT • “Research agreement between the ASTRONOMICAL OBSERVATORY OF TRIESTE, Italy and the NATIONAL OBSERVATORY OF ATHENS, Greece” • “Research agreement between the INSTITUTE OF SOLAR-TERRESTRIAL PHYSICS, IRKUTSK,Russia and the ASTRONOMICAL OBSERVATORY OF TRIESTE • “Convenzione scientifica tra l’Osservatorio Astronomico di Trieste e l’Instituto de Astrofisica de Canarias, Spagna • Convenzione scientifica tra Osservatorio Astronomico di Trieste e Opservatorij Hvar, Geodetskog fakulteta Sveucilista u Zagreb, Hrvatska 51 LISTA DELLE PUBBLICAZIONI 1.1. Riviste Referate 2001 002272. P. BONIFACIO, E. Caffau, M. CENTURION, P. MOLARO, G. VLADILO An Astrophysical Oscillator Strength for the 94.7 mm Resonance Line and S Abundances in DLAs. Mont. Not. R. Astron. Soc., 325, 767, 2001 002273. G. VLADILO, M. CENTURION, P. BONIFACIO Ionization Properties and Elemental Abundances in DLA Systems. Astrophys. J., 557, 1007, 2001 002274. R. Faraggiana, M. Gerbaldi, P. BONIFACIO, P. Francois Spectra of Binaries Classified as Lambda Boo Stars. Astron. Astrophys., 376, 586, 2001 002275 R.J. Garcia Lopez, G. Israelian, R. Rebolo, P. BONIFACIO, P. MOLARO, G. Basri, N.Shcukina Oxygen Abundances Derived in Unevolved Very Metal-poor Stars. New Astronomy Rev., 45, 519, 2001 002276. R. Cayrel, (...), P. BONIFACIO, (...), P. MOLARO, et al. Determination of O/Fe in BD +23 3130 for ESO VLT-UVES Observations New Astronomy Rev., 45, 533, 2001 002277 G. Israelian, R. Rebolo, R.J. Garcia-Lopez, P. BONIFACIO, P. MOLARO et al. Oxygen in the Very Early Galaxy. Astrophys. J., 551, 833, 2001 002278. E. Marchetti, R. Faraggiana, P. BONIFACIO A Speckle Interferometry Survey of Lambda Bootis Stars. Astron. Astrophys, 370, 524, 2001 002279 R.G. Gratton, P. BONIFACIO, (...), M. CENTURION, (...), P. MOLARO The O-Na and Mg-Al Anticorrelations in Turn-off and Early Subgiants in Globular Clusters. Astron. Astrophys, 369, 87, 2001 002280. R. Cayrel, (...), P. BONIFACIO, (...), P. MOLARO et al. Measurement of Stellar Age from Uranium Decay. Nature, 409, 691, 2001 002281 S. Borgani, F. Governato, J. Wadsley, N. Menci, P. TOZZI, G. Lake, T. Quinn, J. Stadel Pre-Heating the ICM in High Resolution Simulations: the Effect on the Gas Entropy. Astrophys. J. Lett, 559, 71, 2001 52 002282. E. Schreier, (...), P. TOZZI HST Imaging in the Chandra Deep Field South: I. Multiple AGN Populations. Astrophys. J, 560, 127, 2001 002283. S. Borgani, P. Rosati, P. TOZZI et al. Measuring_Omega_m with the ROSAT Deep Cluster Survey. Astrophys. J, 561, 13, 2001 002284. B.P. Holden, (...), P. TOZZI et al. RX J0848+4456: Disentangling a Moderate Redshift Cluster. Astrophys. J, 122, 629, 2001 002285. R. Giacconi, P. Rosati, P. TOZZI, M. NONINO et al. First Results from the X-Ray and Optical Survey of the chandra Deep Field South. Astrophys. J, 551, 624, 2001 002286. A. Stanford, B. Holden, P. Rosati, P. TOZZI, S. Borgani et al. The Intracluster Medium in z 1 Galaxy Clusters . Astrophys. J, 552, 504, 2001 002287. P. TOZZI, C. Colin The Evolution of X--ray Clusters and the Entropy of the Intra Cluster Medium. Astrophys. J, 546, 63, 2001 002288. G.L. Granato, L. SILVA, P. Monaco et al. Joint Formation of QSOs and Spheroids: QSOs as Clocks of Star Formation in Spheroids. Mon. Not. R. Astron. Soc, 324, 757, 2001 002289. R. Faraggiana, M. Gerbaldi, P. BONIFACIO HD 174005: Another Binary Classified as Lambda Boo. Astron. Astrophys, 380, 286, 2001 002290. S. Hubrig, F. CASTELLI New Results of Magnetic Field Diagnosis in HgMn Stars and Normal Late B-Type Stars. Astron. Astrophys, 375, 963-976, 2001 002291. F. CASTELLI, R.L. Kurucz Ultraviolet Spectra for Lambda Boo (HD 125162) Computed with H2 Opacities and Lyman-Alpha H-H and H-H+ Opacities. Astron. Astrophys, 372, 26-0275, 2001 002292. F. CASTELLI, U. Munari High Resolution Spectroscopy over 8500-8750 Angstrom for GAIA.III A Library of Sysnthetic Spectra for 7750 Teff 50000 K. Astron. Astrophy, 366, 1003-1007, 2001 002293. M. RAMELLA, W. BOSCHIN, D. Fadda, M. NONINO Finding Galaxy Clusters Using Voronoi Tessellations. Astron. Astrophys, 368, 776, 2001 53 002295. C. MOROSSI, M. FRANCHINI, M.L. Malagnini Far-Ultraviolet Continuum of G-Type Stars in Galactic Clusters: Search for the Temperature Minimum Region. in: Cool Stars, Stellar Systems, and the Sun-Challenges of the New Millennium, 11th Cambridge Workshop, Puerto de la Cruz, Tenerife, Spain 4-8th, 1999 eds. R.J. Garcia Lopez, R. Rebolo e M. R. Zapatero Osorio, ASP Conf. Ser. vol. 223, CD-844 002297. A. Buzzoni, M. Chavez, M.L. Malagnini, C. MOROSSI Lick Spectral Indices for Super Metal-Rich Stars. Publications of the Astronomical Soc. of the Pacific, 113 (789), 1365-1377 002309. M. MARIS, G. Carraro, G. Cremonese, M. FULLE Multicolor Photometry of the Uranus Irregular Satellites Sycorax and Caliban. Astron. J, 121, 2800, 2001 002310C. Baccigalupi, C. Burigana, F. Perrotta, G. De Zotti, L. La Porta, D. MAINO, M. MARIS, R. Paladini Power Spectrum of the Polarized Diffuse Galactic Radio Emission. Astron. Astrophys, 372, 8-21, 2001 002311. P. MAZZALI, K. Nomoto, F. Patat, K. Maeda The Nebular Spectra of the Hypernova of the Hypernova SN 1998bw And Evidence for Asymmetry. Astrophys. J, 559, 1047, 2001 002312. F. Patat, E. Cappellaro, J. DANZIGER, P. MAZZALI, (..), E. PIAN The Metamorphosis of SN 1998w. Astrophys. J, 555, 900, 2001 002316. S. Benetti, (...), P. MAZZALI et al. The Fading of Supernova 1997D. MNRAS, 322, 361, 2001 002317. T. Nakamura, P. MAZZALI, K. Nomoto, K. Iwamoto Light Curve and Spectral Models for the Hypernova SN 1998BW Associated with GRB 980425. Astrophys. J, 550, 991, 2001 002318 E. Cappellaro, F. Patat, P. MAZZALI, S. Benetti, J. DANZIGER et al. Detection of a Light Echo from SN 1998BU. Astrophys. J, 549L, 215, 2001 002319. P. MAZZALI On The Presence of Silicon and Carbon in the Pre-Maximum Spectrum of the Type Ia SN 1990N. MNRAS, 321, 341, 2001 002320. M. Salvo, E. Cappellaro, P. MAZZALI, S. Benetti, J. DANZIGER et al. The Template Type Ia Supernova 1996X. MNRAS, 321, 254, 2001 54 002321. P. MAZZALI et al. Can Differences in the Nickel Abundance in Chandrasekhar-Mass Models Explain the Relation between the Brightness and Decline Rate of Normal Type Ia Supernovae. Astrophys. J, 547, 988 002325. X. Liu, S. Luo, M. Barlow, J. DANZIGER, P. Storey Chemical Abundances of Planetary Nebulae from Optical Recombination Lines-III. The Galactic Bulge PN M 1-42 and M 2-36 MNRAS, 327, 141, 2001 002326. X. Liu, M. Barlow, M. Cohen, J. DANZIGER et al. LSO LWS Observations of Planetary Nebula Fine-Structure Lines.. MNRAS, 323, 343, 2001 002330. F. Matteucci, C. CHIAPPINI The Evolution of the Oxygen Abundance in the Galaxy. New Astronomy Reviews, 45, issue 8, 567-570 002331. C. CHIAPPINI, F. Matteucci, D. Romano Abundance Gradients and the Formation of the Milky Way. Astrophys. J, 554, issue 2, 1044, 2001 002335. C. CHIAPPINI The Formation and Evolution of the Milky Way. American Scientist, vol. 89,p. 506, 2001 002336. F. CASTELLI, C. Cacciari Stellar Parameters for Pop II A-Type Stars from IUE Spectra and New-ODF ATLAS9 Model Atmospheres. Astron. Astrophys, 380, 630, 2001 002337. L.F. Olsen, (...), A. BIVIANO, M. RAMELLA On the Nature of the EIS Candidate Clusters: Confirmation of z 0.6 Candidates. Astron. Astrophys, 380, 460, 2001 002338. M. RAMELLA, W. BOSCHIN, D. Fadda, M. NONINO Finding Galaxy Clusters Using Voronoi Tessellations. Astron. Astrophys, 368, 776, 2001 002351 G.P. Chernov, M. Poquerusse, J.L. Bougeret, P. ZLOBEC Comparison of the Properties of Long-Lasting and Impulsive Type IV Solar Radio Bursts with Fine Structures Radio Science, vol 36, n. 6 p. 1745-1755, 2001 002352 M. Dessauges-Zavadsky, S. D’Odorico, R.G. McMahon, P. MOLARO et al. UVES Observations of a Damped Lyalpha System at zabs = 4.466 towards the quasar APM BR J0307-4945. Astron. Astrophys, 370, 426-435, 2001 002353. S. D’Odorico, M. Dessauges-Zavadsky, P. MOLARO A New Deuterium Abundance Measurement from aDamped Lyalpha System 55 at zabs = 3.025. Astron. Astrophys, 368, 21, 2001 002366. P.F. Moretti, A. Cacciani, A. Hanslmeier,, M. MESSEROTTI, M. Oliviero, W. Otruba, G. Severino, A.Warmuth The Source of the Solar Oscillations: Convective or Magnetic?. Astron. Astrophys, 372, 1038-1047, 2001 002367. M. Temmer, A. Veronig, A. Hanslmeier, W. Otruba, M. MESSEROTTI Statistical Analysis of Solar H-alpha Flares. Astron. Astrophys, 375, 1049-1061, 2001 002371 R.M. Zerbi, G. Chincarini, (), J. DANZIGER et al. The REM Telescope: Detecting the Near Infra-Red Counterparts of GammaRay Bursts and the Prompt Behaviour of their Optical Continuum Astron. Nachrichten, 322, n, 5/6, 275-285, 2001 002372 P. TOZZI, P. Rosati, M. NONINO, M. J. Bergeron, S. Borgani et al. New Results from the X-Ray and Optical Survey of the Chandra Deep FieldSouth: The 300 Kilosecond Exposure. II Astrophys. J., 562,42-51, 2001 002373 M. Feroci, L. A. Antonelli, P. Soffitta, (), E. PIAN GRB 990704: The most X-Ray Rich BeppoSAX Gamma-ray Burst Astron. Astrophys., 378, 441-448, 2001 002374 Y. Momany, B. Vandame, S. ZAGGIA, R.P. Mignani, L. da Costa, S. Arnouts et al. ESO Imging Survey. Pre-FLAMES Survey: Observations of Selected Stellar Fields Astron. Astrophys., 379, 436-452, 2001 002375 E. J. Schreier, A. M. Koekemoer, N. A. Grogin, R. Giacconi, () P. TOZZI Hubble Space Telescope Imaging in the Chandra Deep Field-South I. Multiple Active Galactic Nucleus Populations. Astrophys. J., 560, 127-138, 2001 002376 L. Tommasi, E. Palazzi, E. PIAN, V. Piirola, E. Poretti et al. Multiband Optical Polarimetry of Bl Lacertae Objects with the Nordic Optical Telescope. Astron. Astrophys., 376, 51-58, 2001 002377 N. Masetti, E. Palazzi, E. PIAN (), A. ZACCHEI GRB010222: Afterglow Emission from a Rapidly Decelerating Shock Astron. Astrophys., 374, 382-393, 2001 002378 A. Smette, A. S. Fruchter, T. R. Gull, K. C. Sahu (), E. PIAN et al. Hubble Space Telescope STIS Observations of GRB 000301C: CCD Imaging and MearUltraviolet MAMA Spectroscopy Astrophys. J., 556, 70-76, 2001 002379 E. PIAN, P. Soffitta, A. Alessi, L. Amati, L. da Costa et al. BeppoSAX Confirmation of Beamed Afterglow Emission from GRB 990510. Astron. Astrophys., 372, 456-462, 2001 56 002380 F. Tavecchio, L. Maraschi, E. PIAN, L. Chiappetti, A. Celotti, G. Fossati, et al. Theoretical Implications from the Spectral Evolution of Markarian 501 Observed with BeppoSAX Astrophys. J., 554, 725-733, 2001 002381 R. C. Hartman (), E. PIAN et al. Multiepoch Multiwavelength Spectra and Models for Blazar 3C 279. Astrophys. J., 553,683-694, 2001 002382 A. Castro-Tirado, Sokolov, V. () E. PIAN et al. The Extraordinarily Bright Optical Afterglow of GRB 991208 and its Host Galaxy Astron. Astrophys., 370, 398-406, 2001 002383 J.U. Fynbo, B.L. Jensen, J. Gorosabel, J. Hjorth () E. PIAN et al. Detection of the Optical Afterglow of GRB 000630 Implications for Dark Bursts. Astron. Astrophys., 369, 373-379, 2001 002384 F. Frontera, L. Amati, M. Vietri, J.J. Zand, E. Costa, M. Feroci () E. PIAN et al. The Prompt Emission of GRB 990712 with BeppoSAX Evidence of a Transient X-Ray Emission Feature Astrophys. J., 550, L47-L51, 2001 002385 P. MOLARO, S.A. Levshakov, S. DOdorico, P. BONIFACIO, M. CENTURION UVES Observations of WSO 0000-2620: Argon and Phosphorus Abundances ifn the DustFree Damped Ly&alpha System at z/=3.3901 Astrophys. J., 549, 90-99, 2001 002386 E. Epifani, L. Colangeli, M. FULLE, J.R. Brucato, E. Bussoletti, M. De Sanctis, V. Mennella, E. Palomba, P. Palumbo A. Rotundi ISOCAM Imaging of Comets 103P/Hartley 2 and 2P/Encke Icarus, 149, 339-350, 2001 002387 P.M. Vreeswijk, A. Fruchter, L. Kaper, E. Rol, T. J. Galama, J. Van Paradis (), E. PIAN, et al. VLT Spectroscopy of GRB 990510 and GRB 990712: Probing the Faint and Bright Ends of the Gamma-Ray Burst Host Galaxy Populations. 002388 L. Tommasi, R. Diaz, E. Palazzi, E. PIAN, E. Poretti, F. Scaltriti, A. Treves Multiband Optical Polarimetry of the Bl Lacertae Object PKS 2155-304: Intranight and LongTerm Variability Astrophys. J Suppl. Ser., 132, 73-82, 2001 002402. E. Vanzella, S. CRISTIANI, Saracco, P. Arnouts, S. Bianchi, S. Dodorico S., Fontana, A. Giallongo, E. Grazian, A. Multicolor Observations of the Hubble Deep Field South Astron. J., 122, n. 5, 2190, 2001 002403 S. Bianchi, S. CRISTIANI, T.-S. Kim The Contribution of Galaxies to the UV Ionising Background and the Evolution of the Lyman Forest Astron. Astrophys., 376, 1, 2001 002404. P. Saracco, E. Giallongo, S. CRISTIANI, S. DOdorico, A. Fontana, A.Iovino, F. Poli, E. Vanzella 57 Deep Near-IR Observations of the Chandra Deep Field and of the HDF South. Color and Number Counts Astron. Astrophys., 375, 1, 2001 002405. T.-S. Kim, S. CRISTIANI, S. DOdorico The Lyalpha Forest at 1.5 < z < 4 Astron. Astrophys., 373, 757, 2001 002406. F. Poli, N. Menci, E. Giallongo, A. Fontana, S. CRISTIANI, S. DOdorico The Evolution of the Luminosity Function in Deep Fields: A Comparison with Cold Dark Matter Models Astrophys. J., 554L, 127, 2001 002407. S. CRISTIANI, A. Renzini, R. Williams Deep Fields PASP, 113, 401, 2001 002408. P. Marigo, L. GIRARDI, M.A.T. Groenewegen, A. Weiss Evolution of Planetary Nebulae. I. An Improved Synthetic Model Astron. Astrophys., 378, 958, 2001 002409. P. Marigo, L. GIRARDI Coupling Emitted Light and Chemical Yields from Stars: A Basic Constraint to Population Synthesis Models of Galaxies Astron. Astrophys., 377, 132, 2001 002410. G. Carraro, C. Chiosi, L. GIRARDI, L. Cesario Dwarf Elliptical Galaxies: Structure, Star Formation and Colour-Magnitude Diagrams MNRAS, 327, 69, 2001 002411. P. Marigo, L. GIRARDI, C. Chiosi, R. R. Wood Zero-Metallicity Stars.I. Evolution at Constant Mass Astron. Astrophys., 371, 152, 2001 002412. L. GIRARDI, M. Salaris Populations Effects on the Red Giant Clump Absolute Magnitude, and Distance Determinations to nearby Galaxies MNRAS, 323, 109, 2001 1.2. Pubblicazioni non referate 2001 002294. C. MOROSSI, M. FRANCHINI, M.L. Malagnini Deviations from RE Temperature Structure in the External Layers of G Dwarfs. in: Poster Paper from the Space Telescope Science Institute Symposium, April 2000, Baltimore Eds. M. Livio, K. Noll, M. Stiavelli (ST ScI), p. 69 002296. M. Chavez, M.L. Malagnini, A. Buzzoni, C. MOROSSI A Homogeneous Stellar Sample for the Study of Metal-Rich Populations. Revista Mexicana de Astronomia y Astrofisica (Serie de Conferencias) , 11, 81-82 58 002298. S. FOGLIANI, M. Malaspina, M. MARIS, C. VUERLI, R.C. Butler, F. PASIAN, R. SMAREGLIA Planck/LFI: Management of Telemetry. XLV Congresso SAIt: Viaggio nel Cosmo, 2-5 maggio ‘01, Bologna 002299. F. PASIAN, (...), S. FOGLIANI, D. MAINO, M. Malaspina, M. MARIS, (..), M. SGORLON, R. SMAREGLIA, (...), C. VUERLI Planck/LFI: The Scientific Ground Segment. XLV Congresso SAIT: Viaggio nel Cosmo, 2-5 maggio ‘01, Bologna 002300. L. Terenzi, (...), S. FOGLIANI, M. Malaspina, M. MARIS, (...), F. PASIAN, R. SMAREGLIA, (...), C. VUERLI Planck/LFI: Sources Quick Identification. XLV Congresso SAIt: Viaggio nel Cosmo, 2-5 maggio ‘01 Bo, Publ. of the Astron. Obs. of Trieste n. 2300 002301. L. Terenzi, (...), S. FOGLIANI, M. Malaspina, M. MARIS, (...) PASIAN, R. SMAREGLIA, (...), C. VUERLI Sources Variability with Planck/LFI. 2K1BC Workshop “Experimental Cosmology at Millimetre wavelenghts”, 9-3 luglio ‘01, Breuil-Cervinia 002308. M. MARIS, D. MAINO, C. Burigana, A. Mennella, M. Bersanelli, F. PASIAN Planck-LFI Scientific Impact of Signal Quantizatioin and OnBoard Processing . Poster presentato al XLV Congr. Naz. SAIt, 2-5 maggio ‘01, CNR, Bo. 002313. E. Cappellaro, (...), J. DANZIGER, P. MAZZALI Supernovae 2001bc, 2001bd, 2001be. IAU Circ. n. 7615, 1, 2001 002314. G. Altavilla, (...), J. DANZIGER, P. MAZZALI Supernovae 2001io and 2001ip. IAU Circ. n. 7780, 1, 2001 002315. G. Altavilla, (...), J. DANZIGER, P. MAZZALI Supernovae 2001ge, 2001gf, 2001gg, 2001gh, 20001gi, 2001gj. IAU Circ. n. 7762, 1, 2001 002322. J. DANZIGER, (...), P. MAZZALI et al. The First Year of Optical-IR Observations of SN 1998bw. Supernovae and Gamma-Ray Bursts: the Gratest Explosions Since the Big Bang. Proc. of the Space Telescope Sc. Inst. Symp. held in Baltimore, 3-6 May ‘99. STSI Symp. Ser. vol 13, p. 79-84, 2001 002323. P. MAZZALI The Phillips Relation of “Normal” Type Ia Supernovae. Evolution of Binary and Multiple Star Systems: A Meeting in Celebration of Peter Eggleton’s 60th Birthday. ASP Conf. Ser. vol. 229, p. 287, 2001 002324. K. Nomoto, p. MAZZALI, T. Nakamura, K. Iwamoto, J. DANZIGER, F. Patat The Properties of Hypernovae: SNe Ic 1998bw, 1997ef, and SN IIn 1997cy. Supernovae and Gamma-ray Bursts: the Greatest Explosions since the Big Bang. Proc. of the Space Telescope Sc. Inst. Symp. held in 59 Baltimore, 3-6 May 1999. STSI Symp. Ser. Vol. 13 pagg 144-170, 2001 002327. S. Benetti, (...), A. ZACCHEI, J. DANZIGER Supernova 2001bg in NGC 2608. IAU Circ. n. 7639, 2001 002328. J. DANZIGER Hypernovae: Observational Aspects. Young SNR, Maryland Conf., p. 471, 2001 002333. C. CHIAPPINI, F. Matteucci Galactic Chemical Evolution. Joint SOHO/ACE Workshop “Solar and Galactic Composition”, Am. Inst. of Physics Conf. Proc. Vol. 598, p. 227, ‘01 002339. E. Mediavilla, (...), M. RAMELLA et al. Extended CIII]1909 Emission in Q0957+561. Gravitational Lensing: Recent Progress and Future Go, ASP Conf. Proc. vol. 237, p. 95, 2001 002340. F. PASIAN, R. SMAREGLIA, L. Benacchio The Data Archives at the TNG and Beyond. in: The Scientific Dedication of the Telescopio Nazionale Galileo, M. Rodonò, G. Setti eds. CNAA Special Publ. p. 209-211, 2001 002341. C. VUERLI, F. PASIAN, M. PUCILLO, R. SMAREGLIA The Workstation Software System. in: The Scientific Dedication of the Telescopio Nazionale Galileo, M. Rodonò, G. Setti eds., CNAA Spec. Publ. p. 72-94, 2001 002342. F. Bortoletto, (...), F. PASIAN, (...), M. PUCILLO, (...), R. SMAREGLIA, (...), C. VUERLI, A. ZACCHEI The Commissioning Phase. in: The Scientific Dedication of the Telescopio Nazionale Galileo, M. Rodonò, G. Setti, eds. CNAA Spec. Publ. p. 22-35, 2001 002354. M. MESSEROTTI Embedding Knowledge in Scientific Databases via Concept Maps as Metadata. Proc. SOLSPA 2001 Euroconference: Solar Cycle and Space Weather, 24-29 Sept. 2001, Vico Equense, ESA SP Series (SP-477), 186, 2001 002355. M. Steinegger, A. Veronig, A. Hansleimeir, M. MESSEROTTI, W. Otruba A Neural Network Approach to Solar Flare Alerting. Proc. of 11th Cambridge Workshop on Cool Stars, Stellar Systems and the Sun, ASP Conf. Proc. Vol . 223, Edited by Ramon J. Garcia Lopez, Rafael Rebolo and Maria Rosa Zapaterio Osorio, San Francisco, ASP, 1165, 2001 002356. M. Temmer, A. Veronig, A. Hansleimer, M. MESSEROTTI, W. Otruba Solar Soft X-Ray Flares for the Period 1975-2000. Proc. SOLSPA 2001 Euroconference: Solar Cycle and Space Weather, 24-29 September 2001, Vico Equense, ESA SP Ser. (SP-477), 54, 2001 60 002357. A. Veronig, M. Temmer, A. Hansleimeir, M. MESSEROTTI, W. Otruba, P.F. Moretti Temporal Characteristics of Solar SXR and H-Alpha Flares. Proc. of SOLSPA 2001 Euroconference: Solar Cycle and Space Wather, 24-29 Sept. 2001, Vico Equense, ESA SP Ser. (SP-477), 58, 2001 002358. M. MESSEROTTI, P. ZLOBEC, M. COMARI, DAINESE, L. DEMICHELI, L. FORNASARI, S. PADOVAN, L. PERLA The Trieste Solar Radio System: A Surveillance Facility for the Solar Corona. The Dynamic Sun, Proc. of the Summerschool and Workshop held at the Solar Observatory Kanzelhoehe, Kaernten, Austria, Aug 30-Sept. 10, ‘99, edited by A. Hansleimeier, M. Messerotti and A. Veronig, Kluwer Ac. Publ. Dordrecht/Boston/London, Astrophys. and Space Sc. Library, v. 259, 215, 2001 002359. M. Steinegger, A. Veronig, A. Hanslmeier, M. MESSEROTTI, W. Otruba Solar Activity Monitoring and Flare Alerting at Kanzelhoehe Solar Observatory. The Dynamic Sun, Proc. of the Summerschool and Workshop held at the Solar Obs. Kanzelhoehe, Kaernten, Austria, Aug.30-Sept.10, ‘99, ed. by A. Hanslmeier, M. Messerotti and A. Veronig, Kluwer Ac. Publ. Dordrecht/Boston/London, Astrophys. Sp. Sc. Libr. v. 259, 227, 2001 002360. M. MESSEROTTI An Introduction to Solar Activity Features and Descriptors. The Dynamic Sun, Proc. of the Summerschool and Workshop Held at the Solar Obs. of Kanzelhoehe, Kaernten, Austria, Aug. 30-Sept. 10, ‘99, ed. by A. Hanslmeier, M. Messerotti and A. Veronig, Kluwer Ac. Publ., Dordrecht/Boston/London, Astrophys. and Sp. Sc. Library v. 259, 69, 2001 002361. P.F. Moretti, A. Cacciani, M. MESSEROTTI, A. Hanslmeier, W. Otruba Coincidences between Magnetic Oscillations and H-alpha Bright Points. The Dynamic Sun Proc. of the Summerschool and Workshop held at the Solar Obs. Kanzelhoehe, Kaerten, Austria, Aug. 30-Sept. 10,’99 ed. by A. Hanslmeier, M. Messerotti and A. Veronig, Kluw. Ac. Publ. v. 259, 243, 2001 002362. A. Warmuth, A. Hanslmeier, M. MESSEROTTI, A. Cacciani, P.F. Moretti, W. Otruba Observations of NOAA 8210 Using MOF and DHC of Kanzelhoehe Solar Observatory. The Dynamic Sun, Proc. of the Summerschool and Workshop held at the Solar Obs. Kanzelhoehe, Kaernten, Austrai, Aug. 30-Sept. 10 ‘99, ed. by A. Hanslmeier, M. Messerotti and A. Veronig, Astrophys. and Space Science Libr. v. 259, 259, 2001 002363. A. Veronig, A. Hanslmeier, M. MESSEROTTI Comparison of Local and Global Fractal Dimension Determination Methods. The Dynamic Sun, Proc. of the Summerschool and Workshop held at the Solar Obs. Kanzelhoehe, Kaernten, Austria, Aug. 30-Sept. 10, ‘99, eds. A. Hanslmeier, M. Messerotti, A. Veronig, Astrophys. Space Science Libr. v. 259, 315, 2001 002364. V.M. Cadez, A. Debosscher, M. MESSEROTTI, P. ZLOBEC Analytical Modeling of Composed Cylindrical Magnetic Structures in the Corona. 61 The Dynamic Sun, Proc. of the Summerschool and Workshop held at the Solar Observ. Kanzelhoehe, Kaernten, Austrai, Aug. 30-Sept. 10 ‘99, eds. A. Hanslmeier, M. Messerotti, A. Veronig, Astrophys. and Space Science Libr. v. 259, 231, 2001 002365. A. Hanslmeier, M. MESSEROTTI, A. The Dynamic Sun. The Dynamic Sun, Proc. of the Summerschool and Workshop held at the Solar Obs. Kanzelhoehe, Kaernten, Austria, Aug. 30-Sept. 10 ‘99, eds. A. Hanslmeier, M. Messerotti, a A. Veronig, Astrophys. Space Science Libr. v. 259, 336, 2001 002368. M. MESSEROTTI Solar Radiastronomy in Activity Monitoring and Forecasting. Proc. of Sun-Earth Connection and Space Weather, M. Candidi, M. Storini and U. Villante (eds), SIF, Bologna, Conf. Proc. Vol 75, 53-67, 2001 002369. M. MESSEROTTI, P. ZLOBEC, A. Veronig, A. Hanslmeier Radio Pulsations in the M-dm Band: Case studies. Proc. Planetary Radio Emissions V, H.O. Rucker, M.L. Kaiser and Y. Leblanc (eds.) Austrian Academy of Sciencs Press, Vienna, 471, 2001 002370. G.P. Chernov, J.-L. Bougeret, M. Poquerusse, A. Lecacheux, P. ZLOBEC Joint Observations of Fine Structures in Some Recent Solar Radio Bursts. Proc. Planetary Radio Emissions V, H.O. Rucker, M.L. Kaiser and Y. Leblanc (eds), Austrian Academy of Sciences Press, Vienna, 451, 2001 002329 C. CHIAPPINI A New Picture for the Chemical Evolution of the Galaxy: The Two Infall Model. Revista Mexicana de Astronomia y Astrofisica, Serie de Conferencias, p. 171, 2001 002332H. Busemann, W.R. Binns, C. CHIAPPINI et al. Application of Abundance Data and Requirements for Cosmochemical Modeling Joint SOHO/ACE Workshop Solar and Galactic Composition Am. Inst. Of Physics Conf. Proc. Vol. 598, p. 357, 2001 002333C. CHIAPPINI, F. Matteucci, D. Romano The Formation of the Milky Way Disk in Galaxy Disks and Disk Galaxies Asp Conf. Ser. Vol, 230, p 83-84, 2001 002389 S. Levshakov, P. MOLARO, M. Centurion, S. DOdorico, P. BONIFACIO, G. VLADILO Molecular Hydrogen Abundance in the Dust-Free Damped Ly-alpha Galaxy at Z = 3.4. Deep Fields, Proceedings of the ESO/ECF/STScI Workshop held at Garching, Germany, 912 October 2000. Stefano Cristiani, Alvio Renzini, Robert E. Williams (eds.). Springer, 2001, p. 334. 002390 R. Giacconi, P. Rosati, P. TOZZI, M. NONINO, G. Hasinger, C. Norman, J. Bergeron et al. The Chandra Deep Field South: Preliminary X-Ray and Optical Result Deep Fields, Proceedings of the ESO/ECF/STScI Workshop held at Garching, Germany, 9-12 October 2000. Stefano Cristiani, Alvio Renzini, Robert E. Williams (eds.). Springer, 2001, p. 345. 002391 L. da Costa, S. Arnouts, S. Bardelli, C. Benoist, A, BIVIANO, S Borgani () M. RAMELLA et al. Optical/Infrared Survey of Galaxy Clusters Deep Fields. 62 Proc. Of the ESO/ECF/STScI Workshop held at Garching, Germany 9-12 October 2000. S. Cristiani, A. Renzini, R. Williams ed., p. 187 002392 M. Dessauges-Zavadsky, S. DOdorico ()P. MOLARO, C. Peroux et al. A High-Redshift Damped Ly-Alpha at zabs = 4.466 Towards APM BR J0307-4945 Deep Fields. Proc. Of the ESO/ECF/STScI Workshop held at Garching, Germany 9-12 October 2000. S. Cristiani, A. Renzini, R. Williams ed., p. 339, 2001 002393 D. Stern, A. Connolly, P. Eisenhardt, R. Elston, B. Holden, P. Rosati, S. Stanford, H. Spinrad, P. TOZZI, K. Wu First Results from the SPICES Survey Deep Fields. Proc. Of the ESO/ECF/STScI Workshop held at Garching, Germany 9-12 October 2000. S. Cristiani, A. Renzini, R. Williams ed., p. 76, 2001 002394 A.M. Koekemoer, E.J. Schreier, N.A. Grogin, R. Giacconi, R. Gilli, L. Kewley, C. Norman, P. TOZZI et al. Modelling New Populations of Galaxies and AGN Revealed by Deep Chandra and HST Imaging American Astronomical Soc. Meeting 199 n. 141.07 002395 J. R. Walsh, L. Pasquini, S. ZAGGIA Report on the FLAMES Users Workshop (FUW) The Messenger, 105, 40, 2001 002396 M. Dessauges-Zavadsky, S. DOdorico, R.G. McMahon, P. MOLARO, C. Ledoux, C. Peroux, L.J. Storrie-Lombardi UVES Spectrum of APM BR J0307-4945 VizieR On-line Data Catalog: J/A +A/370/426 002397 N.A. Grogin () P. MOLARO First Results from HST Imaging of the Chandra Deep Field South American Astronomical Soc. Meeting 198 n. 7606 002398 G. Rodighiero, G.L. Granato, A. Franceschini, G. Fasano, L. SILVA HDF-N Spiral and Irregular Galaxies VizieR On-line Data Catalog: J/A+A/364/517 002399 E. Mediavilla, V. Motta, S. Arribas, E. Falco, A. Oscoz, M. Serra Ricart () M. RAMELLA, R. Barrena Extended CIII]l1909 Emission in Q0957+561Gravitational Lensing: Recent Progress and Future Go, ASP Conference Proceedings, Vol. 237. Edited by Tereasa G. Brainerd and Christopher S. Kochanek. San Francisco: Astronomical Society of the Pacific,p.95, 2001. 002400 M. MESSEROTTI, P. ZLOBEC Architecture of SOLRA (Solar Radio Archive), the Italian Archiving Facility for Solar Radio Data Mem. S.A.It vol. 72, n. 3, p. 595-598 002401 M. MESSEROTTI, P. ZLOBEC, S. PADOVAN The Trieste Near-Real-Time Coronal Radio Surveillance Program: A Tool for Solar Activity Monitoring and Forecasting Mem. S.A.It. vol. 72, n. 3 p. 633-636, 2001. 63 1.3. Rapporti tecnici 2001 002255. A. CAPRONI Publication of the Astronomical Observatory n. 2255, Technical Report n. 91 002256. A. CAPRONI LRS Control Software: User Manual. Publ. of the Astronomical Observatory of Trieste n. 2256, OAT Technical Report n. 92 002257. S. FOGLIANI, M. MARIS Planck/LFI Quick-Look Analysis-Users Requirements Document. PL-FLI-OAT-UR-003. Publ. of the Astronomical Observatory of Trieste n. 2257, OAT Technical Report n. 93 002258. M. MARIS, M. Malaspina, S. FOGLIANI, F. PASIAN A Scientific Telemetry Generator for the Planck/LFI Flight Simulator. PL-LFI-OAT-TN-17, Issue 00. Publ. Astronomical Observatory of Trieste n. 2258, OAT Technical Report n. 94 002259. M. Malaspina, S. FOGLIANI Planck LFI-SCOS 2000 Archive Requirements Document PL-LFI-OAT-URD-005, Issue 0.1. Publ. Astronomical Observatory of Trieste n. 2259, OAT Technical Report n. 95 002260. M. MARIS Statistics of a o/q Data Stream from Planck/LFI. Publ. Astronomical Observatory of Trieste n. 2260, OAT Technical Report n. 96, 2001 June 12, PL-LFI-OAT-TN-019, Issue 0.1 002261. P. Di Marcantonio Very Large Telescope -VLT Software -INS Common Software Data Transfer Library-DXF User Manual. ESO Doc. N. VLT_MAN-ESO-17240-0637, Issue 2.4, 30/3/2001, Publ. Astronomical Observatory of Trieste n. 2261, OAT Technical Report n.97 002262. P. DI MARCANTONIO, M FRANCHINI On-Line AVES ETC User’s Guide. Version 1.0. AVES-IMCO Project. Publ. Astronomical Observatory of Trieste n. 2262, OAT Technical Report n. 98 002263. C. BOEHM, B. Cester Effemeridi 2002. Publ. Astronomical Observatory of Trieste n. 2263 002264. C. MOROSSI, M. FRANCHINI, S. FURLANI Spatial Resolution Improvement for an 8 Meter Class Telescope via AO and On-Line Subaperture Selection. PASP, February 2002 Publ. Astronomical Observatory of Trieste n. 2264 002265. P. DI MARCANTONIO Very Large Telescope-VLT Software-BASE ICS Control Panel User Manual. 64 ESO Doc. n. VLT-MAN-ESO-17240-2606, Issue 1.0, 30/10/2001, Publ. Astronomical Observatory of Trieste n. 2265, OAT Technical Report n. 99 002266. S. MONAI, M. PUCILLO D.O.Lo.Res. Data Reduction Software. General Description and Users Guide, Version 0.6. Publ. Astronomical Observatory of Trieste n.2266 002267. S. MONAI, O. Smirnov, M. PUCILLO D.O.Lo.Res User Interface Manual. General Description and Users Guide. Publ. Astronomical Observatory of Trieste n. 2267 002268. S. FOGLIANI Planck/LFI Real-Time Assessment-Users Requirements Document. Publication Astronomical Obs. of Trieste n. 2268, Technical Report n. 100, PL-LFI-OAT-UR002 002269. S. FOGLIANI, M. MARIS, M. Malaspina Planck/LFI Quick-Look Analysis-Users Requirements Document. Publication of the Astronomical Obs. of Trieste n. 2270, Technical Report 101, PL-LFI-OATUR-003, Issue 0.2 002270. S. FOGLIANI, M. MARIS, M. Malaspina Planck/LFI Quick-Look Analysis-Users Requirements Document. Publication of the Astronomical Obs. of Trieste n. 2270, Technical Report 102 002271. M. MARIS On the Problem of the ZLE Separation in Planck TODs: I. Basic Formalism and Evaluation Simulations . Publication of the Astronomical Obs. of Trieste n. 2271, Technical Report n. 103 002302. M. MARIS Planck LFI- Scientific Telemetry Decompression Code URD. Publication of the Astron. Obs. of Trieste n. 2302, Pl-LFI-OAT-UR-006 002303. M. MARIS QPATCH - An IDL Module to Simulate Signal Quantization on Sky Patches. Publication of the Astron. Obs. of Trieste n. 2303, PL-LFI-OAT-TN-020 002304. M. MARIS Planck-FLI-FS_DIP: A Flight Simulator Module to Simulate the Comsological Dipole. Publ. of the Astron. Obs. of Trieste n. 2304, PL-LFI-OAT-TN-021 002305. M. MARIS Planck-FLI-FS_SC: A Module to Handel A tabulated Sorption Cooler Signal in the Flight Simulator. Publ. of the Astron. Obs. of Trieste n. 2305, Pl-FLI-OAT-TN-022 002306. M. MARIS Planck-FLI-FS_ZOD: A Simulator of the Zodiacal Light Emission for the PLANCK Mission. Publ. of the Astron. Obs. of Trieste n. 2306, Pl-LFI-OAT-TN-023 002307. M. MARIS COALA: Exclusions I: Data Model, Objects Definitions, Data Format and Data Handling Libraries. Publ. of the Astr. Obs. of Trieste n. 2307, Issue 1.0, OAT Tech. Rep. 104/01 65 002343. F. PASIAN Planck LFI Science Operations Implementation Plan. Planck Document PL-LFI-OAT-PL-001, rev. 0.61, OAT Tech. Report n. 105, Publ. of the Astron. Obs. of Trieste n. 2343 002344. F. PASIAN Planck LFI DPC Work-Package Breakdown and Description. Planck Document PL-LFI-OAT-PW-001, ver. 0.22 OAT Technical Report n. 106, Publ. of the Astron. Obs. of Trieste n. 2344 002345. E. Taddei, F. PASIAN Planck LFI-DPC Product Tree. Planck Document PL-LFI-OAT-PW-002, rev. 02, OAT Tech. Rep. n. 107, Publ. of the Astron. Obs. of Trieste n. 2345 002346. F. PASIAN, E. Taddei Planck LFI-DPC Deliverable Documents List. Planck document PL-LFI-OAT-LI-001, rev. 011, OAT Tech. Rep. n. 108, Publ. of the Astron. Obs. of Trieste n. 2346 002347. D. MAINO, F. PASIAN Planck LFI DATA Processing Document. Planck Document PL-LFI-OAT-SP--001 rev. 0.11, OAT Tech. Rep. n. 109, Publ. of the Astr. Obs. of Trieste n. 2347 002348. D. MAINO, C. Burigana, F. PASIAN Loosing TM Packets: A Preliminary Study. Planck Document PL-LFI-OAT-TN-018, OAT Tech. Rep. n. 110, Publ of the Astr. Obs. of Trieste n. 2348 002349. F. Bottega, C. VUERLI Planck LFI DPC Software Configuration Management Plan. Planck Document PL-LFI-OAT-PL-002, rev. 0.11 OAT Techn. Rep. n. 111, Publ of the Astr. Obs. of Trieste n. 2349 002350. C. VUERLI, W. O’Mullane, A. Hazell,, A.J. Banday, M. Bartelmann, C. Mercier, F. Van Leeuwen Planck IDIS Data Model Specification Document. Planck document PL-COM-OAT-SP-001, ver 3.2 OAT Tech. Rep. n. 112, Publ. of the Astr. Obs. of Trieste n. 2350 1.4. Pubblicazioni in corso di stampa 2001 000431. C. MOROSSI, M. Chavez, P. DI MARCANTONIO, M. FRANCHINI, M.L. Malagnini Stellar Surface Gravity Determinations from Spectral Energy Distribution, Photometry and Evolutionary Tracks. Observed HR Diagrams and Stellar Evolution: the Interplay between Observational Constraints and Theory, 18-22 June 2001, Coimbra Portugal, ASP Conference Series, in press 000432. R. Pallavicini, (...), M. COMARI, (...), M. FRANCHINI, P. DI MARCANTONIO, (...)P. MOLARO, (...) SANTIN 66 Scientific Motivations and Design Study for an Adaptive Optics Visual Echelle Spectrograph and Imager Coronograph (AVES-IMCO) For the NAOS Visitor Focus at the VLT Scientific Drivers for ESO Future VLT/VLTI Instrumentation, Eds. J. Bergeron and G. Monnet, ESO Astrophysics Symposia, Springer Verlag. 000433. P. BONIFACIO The Primordial Li: New Observations The Link Between Stars and Cosmology ed. M. Chavez and D. Mayya, Kluwer, in press 000434. P. Rosati, P. TOZZI, (...) NONINO, S. Borgani et al. The Chandra Deep Field South: the 1 Million Second Exposure Astrophys J., in press 000435. P. TOZZI, P. Rosati, M. NONINO, J. Bergeron, S. Borgani et al New Results from the X-ray and Optical Survey of the Chandra Deep Field South: The 300ks Exposure Astrophys. J., in press 000436. R. Giacconi, (...), M. NONINO, P. TOZZI et al. Chandra Deep Field South: the 1 Msec Catalog Astrophys. J, in press 000437. D. Stern, P. TOZZI Chandra Detection of a Type II Quasar at z=3.2888 Astron. and Astrophys., in press 000438. D. Stern, P. TOZZI et al. SPICES II. Optical and Near-Infrared Identifications of Faint X-Ray Sources from Deep Chandra Observations of Lynx Astrophys. J., in press 000439. C. Norman, (...), M. NONINO, (...), TOZZI et al. A Classic Type II QSO Astrophys. J., press 000440. A. Koekemorer, (...), P. TOZZI HST Imaging in the Chandra Deep Field South: II. WFPC2 Observations of an X--ray Flux Limited Sample from the 1 Msec Chandra Catalog Astrophys. J., in press 000441. P. TOZZI The Heating of the ICM: Energy Crisis and Viable Solutions in: Proceedings of the conference “Tracing Cosmic Evolution with Galaxy Clusters”, held in Sesto Pusteria, June-July 2001, Publ. ASP Conf. Ser., in press 000442. B. Holden, S.A. Stanford, P. Rosati, P. cTOZZI et al. X-Ray Temperature and Morphology of z0,8 Clusters of Galaxies in: Proceedings of the Conference: Tracing Cosmic Evolution with Galaxy Cluster, held in Sesto Pusteria, June-July 2001 000443. P. TOZZI AGNS and Clusters in Chandra Deep Fields 67 in: Proc. of the Conference: Where is the Matter? Tracing Dark and Bright Matter with the New Generation of Large-Scale Surveys, held in Marseille, 25-26 June 2001 000444. P. TOZZI The Heating of the Intra Cluster Medium in: Proc. of “Chemical Enrichment of the Intracluster and Intergalactic Medium, Volcano, Italy, May 2001 000445. P. TOZZI, (...), M. NONINO et al. Resolving the X-Ray Background with Chandra: the 1 MS Observations of the Chandra Deep Field South in: Proc. of the XXXVIth Rencontres de Moriond 000446. A. Pipino, F. Matteucci, S. Borgani, A. BIVIANO Chemical Enrichment and Energetics of the ICM with Redshift in: Proc. of conference: Chemical Enrichment of the ICM and the IGM, eds. F.Matteucci, R. Fusco-Femiano, Publ. ASP Conf. Ser., in press 000447. A. BIVIANO Tracing the Cluster Internal Dynamics with Member Galaxies in: Proc. Conference: Tracing Cosmic Evolution with Galaxy Cluster, eds. S. Borgani, M. Mezzetti, R. Valdarnini, ASP Conf. Ser., in press 000448. L.F. Olsen, (...), A. BIVIANO, M. RAMELLA On The Nature of the EIS Candidate Clusters: Confirmation of z0,6 Candidates Astron. Astrophys, in press 000449. F. Perrotta, M. Magliocchetti, C. Bacciagalupi, M. Bartelmann, G. De Zotti, G.L. Granato, L. Danese Clustering Properties and Gravitational Lensing of Forming Spheroidal Galaxies Mon. Not. R. Astron. Soc., in press 000450. D. Romano, L. SILVA, L. Danese Joint Formation of Quasars and Spheroids. II. The Chemistry Mont. Not. R. Astron. Soc., in press 000451. L. SILVA, A. Bressan, G.L. Granato, P. Panuzzo Modelling the Radio to X-Ray SED of Galaxies in: The Link Between Stars and Cosmology, eds. Chavez, Bressan, Buzzoni e Mayya, in press 000452. P. Panuzzo, A. Bressan, G.L. Granato, L. SILVA, L. Danese Dust and Nebular Emission in Star Forming Galaxies in: The Link Between Stars and Cosmology, eds. M. Chavez, A. Bressan, A. Buzzoni e D. Mayya 000453. G.L. Granato, L. SILVA The Dusty SF Story of High-Z Galaxies, Modelling Tools and Future Prospects in: The Link Between Stars and Cosmology, eds. Chavez, Bressan, Buzzoni e Mayya, in press 000454. A. Bressan, G.L. Granato, L. SILVA FIR and Radio Emission in Stars Forming Galaxies 68 in: QSO Hosts and Their Environments, eds. Marquez Perez 000455. M. PERSIC, Y. Rephaeli X-Ray Spectral Components of Starburst Galaxies Astron. Astrophys., in press 000456. C. MOROSSI, M. FRANCHINI, M.L. Malagnini Far-UV Continuum as a Diagnostic for Temperature Structure in the Atmosphere of G-Type Stars in: Cool Stars, Stellar Systems, and the Sun, 12th Cambridge Workshop, “The Future of Cool-Star Astrophysics, July 30th-Aug.3rd, 2001, Boulder, Colorado, in press 000456. M. MARIS, S.T. Petcov On The Prediction for the Day-Night Effect and the CC to NC Event Rate Ratio for SNO Proc. of the Neutrino Oscillations Workshop, Ve 24-26 Luglio, edt. Milla Baldo Ceolin. in press 000458. G. Cremonese, F. Marzari, C. Burigana, M. MARIS Asteroid Detection at Millimetric Wavelengths with the PLANCK Survey Planetary Space Science, in press 000459. L. CRIVELLARI, O. Cardona, E. Simonneau Multilevel Line Transfer with the Implicit Integral Method Revista Mexicana de Astrofisica y Astronomia, in press 000460. O. Cardona, L. CRIVELLARI, E. Simonneau A Precise New Method to Correcting the Temperature in Stellar Atmospheres Conf. “The Link Between Stars and Cosmology”, 26-30 marzo 2001, Puerto Vallarta, Mexico 000461. L. CRIVELLARI Il Problema delle Atmosfere Stellari: un approccio Strutturale Pubbl. OCAN 000462. C. CHIAPPINI et al. MG_2-sigma in Early-Type Galaxies and Spiral Bulges Chemical Enrichment of Intracluster and Intergalactic MEdium, ASP Conf. Ser. in press 000463. C. CHIAPPINI Abundance Gradients as a tool for Understanding the Formation of the Milky Way in: The Evolution of Galaxies: II. Basic Building Blocks, in press 69 SEMINARI 2001 Manuela MAGLIOCCHETTI (15.01.2001) - Clues on the Nature of Low-z Radio Sources from the 2dF Galaxy Redshift Survey. Piercarlo BONIFACIO (16.01.2001) - Chemical Composition of Stars in the Sgr dSph Galaxy. Luigi PIRO (30.01.2001) - Gamma-Ray Bursts in the BeppoSAX Era. Renzo SANCISI (6.02.2001) - Neutral Hydrogen in Spiral Galaxies. Andrea FERRARA (13.02.2001) - Galaxy Formation and Reionization: Unveiling the End of Dark Ages. Cristina CHIAPPINI (20.02.2001) - Abundance Gradients and the Formation of the Milky Way. Ernesto OLIVA (5.03.2001) - TNG: stato attuale, capacità osservative, e prospettive a breve termine. Milan DIMITRIJEVIC (6.03.2001) - Stark Broadening in Astrophysics. Scott KENYON (9.03.2001) - Planet Formation in the Outer Solar System. Sergei LEVSHAKOV (20.03.2001) - Damped Ly-Alpha Systems Investigations. Luca ZAMPIERI (27.03.2001) - Black Hole Formation in Supernovae: Prospects of Unveiling Fallback Emission. Renato FALOMO (3.05.2001) - Host Galaxies of Radio Loud Active Nuclei. Simone ZAGGIA (5.06.2001) - Tidal Tails in Globular Clusters. Eira KOTONEVA (12.06.2001) - K-Dwarfs and the Chemical Evolution of the Milky Way. Luciana BIANCHI (19.06.2001) - The GALEX Mission: Probing the History of Star Formation. Piero MADAU (22.06.2001) - The End of the Cosmic Dark Ages: Probing Early Structure Formation. Maohai HUANG (25.06.2001) - Microwave and Infrared Observations at the South Pole. Maohai HUANG (28.06.2001) - AST/RO System Integration, Control, and Operation in a Remote Place. Simone ZAGGIA (23.10.2001) - The EIS Pre-FLAMES Stellar Survey: First Results. Jason PROCHASKA (29.10.2001) - Chemical Abundances of Damped Ly-Alpha Systems. Stefan GOTTLOEBER (30.10.2001) - The Evolution of Galaxies in Different Cosmological Environments. Nicola MENCI (15.11.2001) - Galaxy Clusters and Hierarchical Galaxy Formation. Adolfo MENDEZ BERHONDO (16.11.2001) - Microwave fluctuations associated to solar active regions. 70 Matteo VIEL (20.11.2001) - Probing the Intergalactic Medium with the Lyman-Alpha Forest along Multiple Line-of-Sights to Distant QSOs. Piero ROSATI - (22.11.2001) - Galaxy-Cluster Population at High Redshift. Conrad BOEHM (27.11.2001) - International Astronomy Olympiads: A Progress Report. Mario VIETRI (4.12.2001) - Progress in Understanding Gamma-Ray Bursts. Thirupathi SIVARANI (5.12.2001) - Chemical Composition of post-AGB stars. Giorgio G.C. PALUMBO (18.12.2001) - Astronomy and Astrophysics from Space: An Outline of the Italian Space Program 71 RASSEGNA STAMPA articoli apparsi su quotidiani e periodici 72