Osservatorio Astronomico di Padova Relazione Scientifica Anno 2004

Transcript

INAF - Osservatorio Astronomico di Padova
Relazione Scientifica
Anno 2004
Relazione scientifica 2004
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Indice
1 Riassunto
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SISTEMA SOLARE E PIANETI EXTRASOLARI
2.1 Sistema Solare . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
2.1.1 Spettroscopia ad alta risoluzione di comete . . . . . . . . . . . . .
2.1.2 Studio dell’esosfera di Mercurio . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
2.2 Pianeti extrasolari . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
2.2.1 Ricerca di pianeti e fenomeni di inquinamento planetario in binarie
2.2.2 CHEOPS, Planet Finder per il VLT . . . . . . . . . . . . . . . . .
2.2.3 Progetto RATS . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
2.2.4 Ricerca di pianeti in ammassi aperti . . . . . . . . . . . . . . . . .
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3 STELLE POPOLAZIONI STELLARI E MEZZO INTERSTELLARE
3.1 Continuitá e Discontinuitá nella Formazione della Nostra Galassia . . . . . . . . . . . . . . .
3.1.1 Stelle molto povere di metalli . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
3.1.2 Ammassi Globulari . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
3.1.3 Galassie Sferoidali Nane: RR Lyrae in Fornax . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
3.1.4 Ammassi Aperti . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
3.1.5 Rate teorico di Supernovae di tipo Ia . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
3.2 La struttura della Galassia . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
3.3 Popolazioni Stellari nelle Nubi di Magellano . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
3.4 Formazione Stellare in Galassie Nane vicine . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
3.5 Supernovae Termonucleari . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
3.6 Determinazione delle frequenze delle SNe a redshift intermedio . . . . . . . . . . . . . . . . .
3.7 Supernovae: nucleosintesi, stadi finali dell’evoluzione stellare ed evoluzione chimica delle galassie
3.8 Linee di estinzione anomale nella Galassia . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
3.9 Tomografia ionica e struttura 3-D di nebulose in espansione . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
3.10 Parametri stellari fondamentali dalla modellizzazione di binarie ad eclisse . . . . . . . . . . .
3.11 Cinematica interna e CMD di ammassi aperti . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
3.12 Risolta la disputa sulla distanza delle Pleiadi . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
3.13 Evoluzione dell’eco di luce di V838 Mon e natura del progenitore . . . . . . . . . . . . . . . .
3.14 Variabili Cataclismiche, Novae e Simbiotiche . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
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4 GALASSIE, AMMASSI DI GALASSIE E NUCLEI ATTIVI
4.1 Le popolazioni stellari del Gruppo Locale come strumento per comprendere formazione ed
evoluzione delle galassie . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
4.2 Evoluzione delle galassie nane locali . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
4.3 Spitzer rimuove la degenerazione etá metallicitá delle galassie ellittiche . . . . . . . . . . . .
4.4 Stelle variabili nelle galassie del Gruppo Locale . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
4.5 Formazione stellare e contributo dell’AGN negli starbursts oscurati . . . . . . . . . . . . . .
4.6 La Cosmologia Locale con i dati della missione Gaia e del progetto RAVE . . . . . . . . . .
4.7 Proprietà di galassie a disco isolate . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
4.8 Le surveys WINGS: stato attuale e sviluppi del progetto . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
4.9 EDISCS: the ESO Distant Cluster Survey . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
4.10 GASPHOT & MORPHOT: automatizzare la fotometria superficiale e la classificazione morfologica di galassie . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
4.11 I sistemi di ammassi globulari: un test degli aloni di Dark Matter e della formazione ed
evoluzione delle galassie . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
4.12 Evoluzione morfologica delle galassie fino a z∼2 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
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Storia della formazione stellare e proprietá fisiche del gas ionizzato in galassie early-type . . .
Evoluzione delle galassie in ambienti a bassa densitá . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
Il contenuto di gas in galassie peculiari: Sistemi fortemente interagenti . . . . . . . . . . . . .
Studio di Galassie “Post-merger00 nell’Ultravioletto . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
Nuovi risultati della collaborazione MORPHS: spettri compositi di ammassi di galassie lontane
Evoluzione cosmica delle galassie ospiti di QSO . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
Parametri Osservativi & di Accrescimento dei Nuclei Galattici Attivi . . . . . . . . . . . . . .
Effetti di luminosità sulle proprietà spettrali dei QSO . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
Redshift di oggetti BL Lacertae . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
5 ASTROFISICA DELLE ALTE ENERGIE
5.1 Stelle di Neutroni e Buchi Neri: Proprietà Fisiche e Meccanismi di Formazione . . .
5.2 Emissione X in supernovae interagenti: storia della perdita di massa dei progenitori
5.3 Fenomeni energetici in Nane Bianche in accrescimento . . . . . . . . . . . . . . . . .
5.3.1 Jets bipolari in sorgenti X-supersoft simbiotiche . . . . . . . . . . . . . . . . .
5.3.2 Canali di fluorescenza Bowen per l’NIII . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
5.4 Emissione di righe relativistiche da dischi di accrescimento attorno a buchi neri . . .
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6 COSMOLOGIA
6.1 Estrazione delle mappe di polarizzazione del fondo cosmico da mappe del cielo a molte frequenze
6.2 Contaminazione dell’effetto Sunyaev-Zeldovich da parte delle radiosorgenti . . . . . . . . . . .
6.3 Modello di formazione congiunta di ellittiche e quasar . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
6.4 Connessioni tra materia luminosa ed oscura . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
6.5 Evoluzione cosmologica delle sorgenti ISO-IRAS in NEPR . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
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7 TECNOLOGIE ASTRONOMICHE
7.1 Telescopi a Terra: Il Progetto Planet Finder CHEOPS . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
7.2 Telescopi a Terra: LBC per LBT . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
7.3 Telescopi a Terra: Dimostratore di Ottica Adattiva Multiconiugata (MAD) . . . . . . . . .
7.4 Telescopi a Terra: OmegaCAM, l’imager a grande campo per il VLT Survey Telescope . . .
7.5 Telescopi a Terra: Strumentazione per l’Antartide . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
7.6 Sviluppi Tecnologici: Opticon SmartOptics JRA5 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
7.7 Sviluppi Tecnologici: Calibratori per strumentazione nel vicino-medio infrarosso. . . . . . .
7.8 Sviluppi Tecnologici: Detector Controller VISIR-C . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
7.9 Osservatori Spaziali: Spectrometer and Imagers for Mpo Bepicolombo Integrated Observatory
SYStem . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
7.10 Simulazione dell’ambiente marziano e studio delle condizioni limiti per la vita (SAM) . . . .
7.11 Grid per l’Astrofisica . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
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8 DIDATTICA E DIVULGAZIONE DELL’ASTRONOMIA
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9 STORIA DELL’ASTRONOMIA E ATTIVITÀ MUSEALE
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10 LE STRUTTURE OSSERVATIVE DI ASIAGO
10.1 Il Telescopio di 182 cm di Cima Ekar . . . . . . . . . .
10.1.1 Utilizzo del telescopio . . . . . . . . . . . . . .
10.1.2 Sviluppo e manutenzione della strumentazione
10.2 Telescopio Schmidt 92/67 . . . . . . . . . . . . . . . .
10.2.1 Utilizzo del telescopio . . . . . . . . . . . . . .
10.2.2 Sviluppo e manutenzione dlla strumentazione .
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11 COLLABORAZIONI SCIENTIFICHE
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11.1 Collaborazioni nazionali . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 99
12 PUBBLICAZIONI
12.1 Pubblicazioni su riviste con referee . . . . . . . . .
12.2 Pubblicazioni su riviste con referee (in stampa) . .
12.3 Invited lectures . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
12.4 Pubblicazioni su Proceedings . . . . . . . . . . . .
12.5 Circolari . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
12.6 Pubblicazioni su riviste divulgative . . . . . . . . .
12.7 Pubblicazioni su progetti tecnologici e strumentali
12.8 Rapporti interni . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
12.9 Altre pubblicazioni . . . . . . . . . . . . . . . . . .
12.10Lista delle abbreviazioni bibliografiche usate (Fonte
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NASA Astrophysics Data
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13 PERSONALE IN SERVIZIO
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13.1 Personale di ricerca . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 124
13.2 Personale amministrativo – tecnico – ausiliario . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 125
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Riassunto
Questo documento riporta l’attività scientifica svolta dal personale dell’Osservatorio astronomico di Padova
(OAPd) nell’anno 2004. Le ricerche condotte presso OAPd riguardano varie tematiche astrofisiche tra
cui: la ricerca di pianeti extra solari e lo studio dettagliato di corpi del sistema solare, determinazione
dei parametri stellari fondamentali, lo studio delle popolazioni stellari in vari sistemi stellari ed effettuato
sia con osservazioni sia con modelli teorici. Particolare importanza rivestono gli studi volti ad investigare
le caratteristiche delle nebulose planetarie, stelle novae e stelle simbiotiche, e la fenomenologia e fisica
delle supernovae. Una ampia tematica su cui molti ricercatori dell’OAPd lavorano riguarda lo studio delle
proprietà ed i processi di formazione ed evoluzione delle galassie. Questo settore è articolato in diversi
filoni di ricerca tra cui lo studio cinematico e chimico della Galassia, galassie del Gruppo Locale, galassie
interagenti e peculiari, proprietà’ del mezzo interstellare in galassie normali e EROs e lo studio degli ammassi
di galassie vicini. Un altro aspetto particolarmente seguito di questo settore riguarda la connessione tra le
proprietà delle galassie ed i fenomeni di attività nucleare. Anche questo tema viene affrontato sia dal punto
di vista teorico interpretativo, con la realizzazione di modelli spettro-fotometrici di galassie e di formazione
congiunta di sferoidi e quasars ad alto redshift, sia mediante osservazione delle proprietà delle galassie attive
e dei loro nuclei. Completano questo tema gli studi sui parametri cosmologici fondamentali, e quelli sulla
relazione tra materia oscura e quella luminosa.
Nel campo dell’astrofisica delle alte energie infine vengono condotte ricerche mirate alla comprensione
dei processi fisici attorno ad oggetti collassati (sistemi binari Galattici, nuclei galattici attivi e SN interagenti
con il mezzo circumstellare). Molte delle ricerche svolte presso l’OAP fanno uso di dati (o ne prevedono
l’uso) provenienti dalle missioni spaziali HST, PLANK, GAIA, ROSAT, Chandra, XMM.
Per quanto riguarda la attività tecnologica l’OAPd è coinvolto nei progetti OmegaCAM, CHEOPS,
camera al primo fuoco per LBT per strumentazione a terra LRC per BepiColombo, per i progetti spaziali.
Questa attività viene complementata da quella specifica di laboratorio con la realizzazione di nuovi controller
per CCD e di software di controllo per il dimostratore di ottica adattiva multiconiugata (progetto MAD).
L’OAPd partecipa alle attività della Joint Research Activity numero 5 di OPTICON per lo sviluppo di
tecnologie per il disegno e realizzazione di Image Slicer.
L’OAPd gestisce e coordina le attività osservative svolte presso la sede di Asiago dove risiedono i telescopi
Schmidt (67/92) ed il telescopio Copernico di 1.82m. Presso l’OAP viene svolta una ampia attività didattica
per le scuole e di carattere divulgativo.
L’attività scientifica dettagliata dell’OAP nel 2004 è documentata in numerose pubblicazioni su riviste
scientifiche internazionali elencate in questa relazione.
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6
SISTEMA SOLARE E PIANETI EXTRASOLARI
L’OAPd e piú in generale l’astronomia padovana hanno un ruolo importante in ambito nazionale nello studio
dei sistemi planetari. Per quanto riguarda il sistema solare, la spinta maggiore é stata data in passato dai
gruppi del prof. Barbieri al Dip. di Astronomia, del prof. Vanzani al Dip. di Fisica, e per quanto riguarda
la parte strumentale, del prof. Tondello al Dip. di Ingegneria. Il dott. Cremonese collabora attivamente con
questi gruppi, in particolare per la missione BepiColombo dell’ESA. Cremonese conduce inoltre importanti
studi sulle comete e sulle atmosfere molto tenui della Luna e di Mercurio.
La tematica della ricerca e caratterizzazione dei pianeti extrasolari é uno dei campi di maggiore rilevanza
per l’astronomia attuale. L’OAPd (Gratton, Turatto e collaboratori) e piú in generale l’astronomia padovana
( Piotto, Dip. di Astronomia, e collaboratori dott. Marzari, Dip. di Fisica, e collaboratori) hanno un ruolo
di riferimento a livello nazionale in questo nuovo settore di ricerca.
Gli interessi dell’OAPd sono dedicati in particolare alla ricerca di pianeti in sistemi binari e in ammassi
stellari, al fine di comprendere gli effetti delle interazioni dinamiche sulla formazione ed evoluzione dei sistemi
planetari.
L’OAPd ha inoltre un ruolo rilevante (co-PI M. Turatto, instrument scientist R. Gratton) in un consorzio
guidato dal MPIA di Heidelberg per la realizzazione di un Planet Finder per il VLT dell’ESO. Lo scopo di
questo strumento é di rivelare direttamente pianeti giganti in orbita attorno a stelle vicine, grazie a tecniche
di ottica adattiva estremamente spinte e a strumentazione ottimizzata per questo scopo scientifico (integral
field spectrograph a bassissima risoluzione, polarimetria differenziale). A novembre 2004 si é concluso lo
studio di fattiblitá e nella primavera 2005 si attende la decisione dell’ESO sulla continuazione del progetto.
Sono infine in fase di partenza progetti per la ricerca di pianeti con la tecnica dei transiti con telescopi
a grande campo. Tra questi va menzionato il progetto RATS, basato sulla strumentazione dell’OAPd ad
Asiago.
2.1
2.1.1
Sistema Solare
Spettroscopia ad alta risoluzione di comete
Ricercatori: G. Cremonese
Altri collaboratori: M.T. Capria (IASF-INAF), M.C. De Sanctis (IASF-INAF), H. Kawakita (Gumma
Obs., Japan), J. Watanabe (NAOJ-Japan)
Tematica: La spettroscopia ad alta risoluzione delle comete consente di studiare il gas che compone la
chioma, individuare alcune delle reazioni che avvengono e soprattutto ricavare delle informazioni sull’origine
della cometa e la regione in cui si é formata. Diverse informazioni, utili per la comprensione dell’origine
ed evoluzione della cometa, possono essere ricavate dai rapporti isotopici di alcuni atomi, dai rapporti
tra le diverse componenti vibrazionali e rotazionali delle emissioni molecolari e dalle abbondanze relative
ed assolute, dati forniti da spettri ad alta risoluzione nel visibile. Inoltre le poche comete osservate ad
alta risoluzione nella maggior parte dell’intervallo spettrale del visibile hanno mostrato circa il 20% delle
emissioni sconosciute. Le informazioni che si possono ottenere con la spettroscopia ad alta risoluzione
dipendono anche dalle distanze eliocentrica e geocentrica alle quali si svolgono le osservazioni. Infatti se le
osservazioni vengono fatte quando la cometa e’ particolarmente vicina, intorno a 0.3-0.5 AU dalla Terra, a
seconda dell’attività’ della cometa si osserva direttamente la chioma piu’ interna e quindi molecole e relative
reazioni chimiche diverse che coinvolgono direttamente le molecole madri provenienti dal nucleo.
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Risultati: Nel 2004 è proseguita la catalogazione delle emissioni della cometa Ikeya-Zhang confrontandolo
con gli unici 3 cataloghi esistenti ad alta risoluzione. Abbiamo utilizzato alcuni ordini per applicare un
modello, insieme ai collaboratori giapponesi, su alcune bande dell’NH2 ricavando la temperatura di spin
dell’ammoniaca, la principale molecola madre dell’NH2 , di circa 32 K che favorisce l’ipotesi che si tratta di
una cometa che ha avuto origine nella nube di Oort. Sempre con i dati della Ikeya-Zhang abbiamo cominciato
ad analizzare le emissioni dell’ossigeno nel verde a 5577 Å e nel rosso a 6300 e 6363 Å. Il rapporto tra le
intensita’ delle righe fornisce un valore intorno a 0.125 che sostiene l’ipotesi che quasi tutto l’ossigeno che
osserviamo a queste lunghezze d’onda proviene dall’acqua.
Abbiamo cominciato ad analizzare gli spettri della cometa a corto periodo Encke e sono ben visibili le
emissioni del C2 e NH2. E’ la prima volta che si potrá realizzare un catalogo di queste emissioni in una
cometa a corto periodo.
2.1.2
Studio dell’esosfera di Mercurio
Ricercatori: G. Cremonese, M. Bruno (assegnista)
Altri collaboratori: C. Barbieri (UNIPD), F. Leblanc (Univ.Curie, France), V. Mangano (CISAS- IFSI
INAF), S. Marchi (UNIPD, A. Milillo (IFASI - INAF), A. Morbidelli (Nice Obs., France), S. Orsini (IFSI INAF), S. Verani
Tematica: L’esosfera rappresenta per un’atmosfera planetaria la regione dove le collisioni non sono dominanti, nel caso di Mercurio esiste solo questa regione che interagisce direttamente con la superficie. Il
nostro studio consiste nell’osservazione del componente di sodio dell’esosfera, con il TNG+SARG, e nel confrontare i dati con un modello completo dell’esosfera di Mercurio, e nella realizzazione di un modello degli
impatti di meteoriti con la superficie. Gli impatti di meteoriti rappresentano uno dei processi principali nel
rifornimento di elementi per l’esosfera e contribuiscono alla composizione e costituzione del regolite che e’
depositato sulla superficie.
Lo studio dell’esosfera e’ uno degli obiettivi della missione dell’ESA BepiColombo e l’osservazione congiunta
da Terra e la realizzazione di modelli teorici sono importanti per le simulazioni e la definizione dei concetti
di alcuni strumenti a bordo.
Risultati Nel 2004 abbiamo realizzato un nuovo modello dinamico dei meteoriti di dimensioni superiori a 1
cm, e quindi non dominati dall’effetto non gravitazionale Poynting-Robertsaon, che colpiscono la superficie di
Mercurio e abbiamo dimostrato l’esistenza di un’asimmetria del numero di impatti lungo l’orbita del pianeta,
con numero superiore di meteoriti ad alta velocita’ al perielio, e sempre al perielio si ha un’asimmetria che
puo’ arrivare a 1.5 nel rapporto tra gli impatti nell’emisfero AM rispetto al PM. Questo modello dinamico
insieme ad un modello della composizione superficiale media di Mercurio, che assume il 90% di plagioclasio
e 10% di pirosseni, abbiamo calcolato la quantita’ di vapore e di atomi neutri di sodio che possono essere
immessi nell’atmosfera pari a circa 1.5 × 1022 atomi al secondo.
Finanziamenti: COFIN 2002
2.2
2.2.1
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Pianeti extrasolari
Ricerca di pianeti e fenomeni di inquinamento planetario in binarie visuali
Ricercatori: R. Gratton, S. Desidera, R.U. Claudi, A.F. Martinez Fiorenzano (dottorando)
Altri collaboratori: M. Endl (McDonald, USA), R. Cosentino, G. Bonanno, S. Scuderi (INAF-OCT), F.
Marzari (UniPD)
Tematica:
Questo programma prevede il monitoraggio con la tecnica delle velocitá radiali di un campione di binarie
visuali, con componenti di massa molto simile, usando lo spettrografo SARG (realizzato dal gruppo) al
TNG. Il programma e’ approvato come Long Term Project al TNG.
Il progetto ha due obiettivi: il primo é quello della ricerca di pianeti in sistemi binari, per studiare l’effetto
della presenza di un compagno sulla presenza e sulle caratteristiche di pianeti in questi sistemi.
Il secondo scopo e’ quello della ricerca di alterazioni delle abbondanze chimiche delle stelle causate dall’ingestione
di materiale planetario. La binarieta’ degli oggetti e’ fondamentale per questo scopo, permettendo un’analisi
differenziale tra le due componenti estremamente accurata, non possibile per oggetti singoli.
Risultati:
La continuazione del monitoraggio di HD 219542B ha mostrato che le variazioni di velocita’ radiale
osservate sono dovute a fenomeni di attivita’ stellare e non a un pianeta. Altri candidati molto interessanti
stanno emergendo.
E’ stato sviluppato il software necessario per la misura dei profili delle righe spettrali (tesi di dottorato
di A.F. Martinez Fiorenzano), permettendo cosi’ uno studio piu’ approfondito e diretto delle stelle attive
presenti nel campione.
Per quanto riguarda la ricerca di alterazioni delle abbondanze chimiche delle stelle causate dall’ingestione
di materiale planetario, l’analisi di circa la metá del campione non ha rivelato coppie con differenze di
composizione chimica significative (Fig. 1). Questo risultato consente di porre dei limiti severi ai fenomeni
di ’inquinamento planetario’ delle stelle e suggerisce che l’elevata metallicitá delle stelle con pianeti con sia
dovuta ad accrescimento.
Finanziamenti: COFIN 2004 (From stars to planets: accretion, disk evolution and planet formation)
Figura 1: Sinistra: differenza di abbondanza di ferro tra le componenti di 23 binarie del campione del SARG in
funzione della differenza di temperatura effettiva tra le componenti. I simboli vuoti rappresentano le stelle con velocitá
di rotazione significativa, per le quali l’analisi e’ meno accurata. Destra: Stima della massa di ferro (in masse terrestri)
nella zona convettiva esterna della stella corrispondente alla differenza di abbondanza misurat tra le componenti.
Questa quantitá e’ piú piccola per le stelle con temperatura effettiva piu’ elevata per le ridotte dimensioni della zona
convettiva esterna.
2.2.2
9
CHEOPS, Planet Finder per il VLT
Ricercatori: M. Turatto, R. Gratton, A. Baruffolo, R.U. Claudi, S. Desidera, J. Antichi (dottorando)
Altri collaboratori: M. Feldt (MPIA Heidelberg), H.M. Schmid (ETH Zurigo), R. Waters (Amsterdam
Un.)
Tematica:
L’OAPd e’ uno dei partner di un consorzio guidato dal MPIA di Heidelberg (PI: M. Feldt) per la realizzazione di uno strumento dedicati alla ricerca diretta di pianeti extrasolari per VLT. Il ruolo di Padova
include il Project Scientist (R. Gratton), la responsabilitá dell’Integral Field Spectrograph (co-PI M. Turatto) e del software dello strumento (A. Baruffolo). Il progetto e’ descritto in dettaglio nella sezione dedicata
alla strumentazione.
Risultati:
Per quanto riguarda la parte prettamente scientifica, la Phase A ha permesso di dimostrare la fattibilitá
della detezione diretta di pianeti extrasolari di varie masse ed etá attorno a stelle vicine al sole con strumentazione da terra ottimizzata per questo scopo scientifico.
Finanziamenti: ESO (CHEOPS Phase A Study); INAF
2.2.3
Progetto RATS
Ricercatori: R.U. Claudi, S. Desidera, R. Gratton
Altri collaboratori: F. Favata (ESA), S. Scuderi (INAF-OCT), G. Piotto (UniPD), J. Alcalá, E. Covino(INAFONA), G. Micela (INAF-OPA)
Tematica:
Il progetto RATS (RAdial velocities and Transit Search) é una collaborazione italiana fra diversi Osservatori dell’INAF (Padova, Catania, Napoli e Palermo), il Dipartimento di Astronomia e quello di Fisica
dell’Universitá di Padova e l’ESA. Lo scopo del progetto é duplice. Da una parte, si prefigge di osservare per
un certo periodo di tempo, per mezzo del telescopio Schmidt, regioni selezionate di cielo allo scopo di trovare
pianeti giganti (di tipo gioviano) con il metodo dei transiti e di caratterizzare gli eventuali candidati transiti
per mezzo dello spettrografo ad alta risoluzione montato al telescopio Copernico da 182 cm. Dall’altra si
propone di essere un banco di prova per la camera CCD progettata per il satellite Eddington dell’Agenzia
Spaziale Europea (ESA). Questo avviene principalmente valutando l’operativitá dello strumento sul campo
e sperimentando al suolo, come in un test di laboratorio, la strategia di osservazione del satellite.
Risultati: Il progetto é appena partito, ed ha prodotto un insieme di campi stellari con i giusti requisiti
per massimizzare la probabilitá di trovare transiti planetari.
Finanziamenti:
COFIN 2004 (From stars to planets: accretion, disk evolution and planet formation)
2.2.4
10
Ricerca di pianeti in ammassi aperti
Ricercatori: S. Desidera, R. Gratton, R.U. Claudi
Altri collaboratori: G. Piotto, M. Montalto (UniPD), P. Stetson (Herzberg, Canada), F. Grundahl
(Aahrus, Danimarca), A. Arellano-Ferro (UNAM Messico), E. Poretti (INAF-MI)
Tematica:
Il gruppo dell’OPD partecipa al progetto guidato dal prof. Piotto (Dip. Astronomia) che ha lo scopo
di trovare pianeti in orbite vicine (alcuni giorni) attorno a stelle di ammassi aperti. Per aumentare la
probabilitá di detezione, sono stati selezionati due ammassi ricchi di metalli e le osservazioni sono state fatte
per quanto possibile con una strategia multi-sito.
Risultati:
Nel corso del 2004 si é completata la fotometria del primo target NGC 6791, raggiungendo precisioni
migliori di 0.01 mag per stelle di V< 20 (Fig. 2) Sono stati identificati alcuni candidati. Inoltre sono stati
acquisiti i dati per il secondo ammasso (NGC 6253, 10 notti con l’ESO-WFI e l’AAT).
Finanziamenti: COFIN 2004 (From stars to planets: accretion, disk evolution and planet formation)
0.02
0.015
0.01
0.005
17
18
19
20
21
22
Figura 2: . Rms of differential magnitudes as a function of V magnitude for the open cluster NGC 6791 (CFHT data).
1% precision is achieved down to V=20. From Montalto et al. 2005, in preparation.
3
11
STELLE POPOLAZIONI STELLARI E MEZZO INTERSTELLARE
A Padova esiste una lunga tradizione di ricerche nel settore Stellare, sia di tipo teorico, sia di tipo osservativo. I molteplici obiettivi di queste ricerche possono essere riassunti come (i) studio dell’evoluzione delle
stelle singole e binarie, di qualsiasi massa e composizione chimica, e in tutti i loro stadi evolutivi, e (ii)
dell’applicazione dei relativi risultati allo studio delle popolazioni stellari nella nostra Galassia e in galassie
vicine, finalizzato alla comprensione del processo di formazione delle galassie.
Le varie competenze dei ricercatori sono unite nello svolgimento di alcuni progetti, quali la ricostruzione
della storia di formazione della nostra galassia, in particolare nelle epoche piú remote; lo studio delle popolazioni stellari in galassie del gruppo locale; la messa a punto di strumenti osservativi ed interpretativi per la
missione GAIA. Inoltre, di importante tradizione per l’Osservatorio di Padova é lo studio delle Supernovae,
a cui si dedica un folto gruppo di ricercatori con svariati progetti: lo studio fotometrico e spettroscopico
di supernovae termonucleari; la determinazione dei rate di Supernovae di tipo I e II, a redshift basso e
intermedio; l’ individuazione dei parametri fisici stellari che governano le caratteristiche spettrofotometriche
delle Supernovae da stelle massicce (core collapse). Infine, va senz’altro menzionato il lavoro di continuo
aggiornamento delle griglie di tracce evolutive e relativi modelli di sintesi spettrofotometrica che formano il
Padova Data Base, estesamente usato in ambito internazionale.
Oltre a questi sforzi coordinati, a Padova vengono svolte molte altre ricerche nel settore stellare: lo studio
dell’estinzione lungo svariate linee di vista nella Galassia; lo sviluppo di modelli di tomografia ionica per
l’interpretazione dei dati di nebulose in espansione; la determinazione accurata dei parametri fondamentali
di un campione di binarie ad eclisse; lo studio della cinematica interna e dei diagrammi colore magnitudine
di ammassi aperti galattici; e lo studio di oggetti peculiari, quali V838 e altre binarie cataclismiche piú
classiche. Tutt’altro che di secondaria importanza, queste ricerche sono un importante complemento ai
progetti, e i loro risultati possono costituire la base per future ricerche di ampia aggregazione.
Nel seguito riportiamo una descrizione piú puntuale di queste ricerche, e dei risultati conseguiti nell’anno
2004. Naturalmente, questi studi hanno applicazioni nel campo della formazione ed evoluzione delle galassie
in generale che sono descritte nella sezione 2.
3.1
Continuitá e Discontinuitá nella Formazione della Nostra Galassia
Progetto PRIN 2003029437 - Coordinatore Nazionale: Raffaele Gratton
Ricercatori: R. Gratton, L. Greggio, E. Held, R. Claudi
Altri collaboratori: S. Lucatello, M. Gullieuszik, L. Rizzi, A. Bragaglia (OAB), M. Tosi (OAB), E.
Carretta (OAB), G. Piotto (Univ. Pd), Y. Momany (Univ. Pd), A. Recio-Blanco (Univ. Pd), F. De Angeli
(Univ. Pd), G. Bedin (ESO)
Tematica: Nonostante la mole di dati raccolta negli ultimi anni, le prime fasi dell’evoluzione della nostra
Galassia sono ancora poco note. La Via Lattea é una galassia a disco, con un bulge di medie dimensioni e
un alone approssimativamente sferico. Il disco ha a sua volta due componenti: una sottile, le cui strutture
piú antiche sembrano avere circa 10 Gyr; ed una spessa, la cui etá sembra simile a quella dell’alone e degli
ammassi globulari (tra 12 e 14 Gyr, con una incertezza di 1-2 Gyr). Lo studio della composizione chimica
mostra una chiara discontinuitá tra il disco spesso e il disco sottile nel rapporto tra gli elementi α (O, Mg,
Si, Ca, Ti) ed il Ferro Questa discontinuitá indica che c’é stata una fase di scarsa o nulla formazione stellare,
almeno nei dintorni del Sole. L’alone sembra a sua volta poter essere diviso in due componenti, una non
ruotante o controrotante, ed una con rotazione prograda. Quest’ultima componente sembra fondersi con
continuitá con il disco spesso. La componente non ruotante o controrotante ha caratteristiche chimiche
peculiari: in particolare mostra una grande dispersione nel rapporto tra elementi α e Fe, che puó essere
interpretata come una dispersione in etá. Questo quadro osservativo suggerisce la presenza di quattro fasi
fondamentali nella formazione della nostra Galassia:
12
• una fase iniziale, caratterizzata dal collasso dissipativo di una struttura di grandi dimensioni che ha
portato alla formazione della componente ruotante dell’alone e del disco spesso;
• questa fase ha subito un’interruzione, forse a causa della fusione con un satellite di dimensioni abbastanza grandi (alcuni miliardi di Masse solari);
• dopo una fase di quiescenza, la formazione stellare é ripresa in un disco sottile, generato dalla continua
caduta di materia;
• durante tutte queste fasi, ha avuto luogo l’accrescimento di piccole strutture (galassie satelliti) che contribuiscono alla componente non ruotante o controruotante dell’alone. Questo accrescimento procede
tuttora, come dimostrato dal caso della galassia in Sagittario.
Benché questo quadro appaia ormai ragionevolmente consolidato, rimangono molti punti da chiarire.
Per esempio, sarebbe importante comprendere il ruolo del bulge nella formazione della Galassia. Inoltre, c’é
bisogno di datare con precisione le diverse fasi. Questi obiettivi possono essere ottenuti con due approcci. Nel
primo si effettua la datazione diretta di oggetti appartenenti alle diverse strutture; nel secondo si studiano in
dettaglio le abbondanze degli oggetti, che vengono interpretate in termini di evoluzione chimica delle varie
componenti.
La datazione diretta é realizzabile con precisione per gli ammassi. Tuttavia, la formazione di ammassi,
ed in particolare di quelli di dimensioni maggiori - gli ammassi globulari - probabilmente avviene in concomitanza a fasi di forte interazione idrodinamica, cosicché questi oggetti non sono buoni traccianti della
formazione stellare generale. Sembra infatti che gli ammassi globulari galattici si dividono in due gruppi
distinti, con una differenza di etá vicina a 2 Gyr: le due popolazioni di ammassi potrebbero perció segnare
gli estremi della prima fase di collasso dissipativo della Galassia. Gli ammassi aperti, di dimensioni molto
minori, potrebbero invece tracciare fasi di formazione stellare generale, e i piú antichi potrebbero essere dei
buoni segnalatori del riavvio della formazione stellare nel disco sottile della Galassia.
La determinazione diretta di etá di ammassi stellari puó essere fatta sia usando la luminositá del punto
di turn-off, che (per ammassi sufficientemente vicini e giovani) il punto di svolta della funzione di luminositá
delle nane bianche. Entrambi questi indicatori richiedono una conoscenza accurata della distanza, che puó
essere stimata con diverse tecniche: il fit della Sequenza Principale (che fornisce le distanze piú precise); le
caratteristiche delle variabili pulsanti; le binarie spettrofotometriche; e il confronto tra moti propri e velocitá
radiali all’interno degli ammassi. Le precisioni raggiungibili ( fino a circa il 2-5%) consentono determinazioni
di etá entro 1 Gyr circa.
Come detto sopra, la ricostruzione delle fasi di formazione della Galassia puó essere fatta seguendo
un approccio alternativo (e complementare), e cioé studiando il rapporto tra gli elementi α ed il Fe. Gli
elementi α sono prodotti dalle stelle massicce, che, evolvendo su tempi brevi, arricchiscono il mezzo interstellare su tempi scala vicini a quello di formazione stellare. Una frazione importante degli elementi del
gruppo del ferro viene invece prodotto dalle Supernovae di tipo Ia (SNIa), i cui progenitori (nane bianche
in sistemi binari) hanno tempi di vita distribuiti su un ampio intervallo (da alcuni 107 anni al tempo di
Hubble). L’arricchimento in Fe del mezzo interstellare avviene quindi in maniera graduale, man mano che
si aggiungono i contributi di progenitori che evolvono su tempi scala sempre piú lunghi.
L’evoluzione chimica nei dintorni del Sole é descritta in un diagramma in cui il rapporto Fe/α viene
riportato in funzione dell’abbondanza degli elementi α: quest’ultima aumenta con la formazione stellare,
mentre il rapporto Fe/α riflette l’abbondanza di ferro nel mezzo interstellare all’epoca di formazione delle
stelle. Il rapporto Fe/α é basso nelle stelle di alone e di disco spesso, mentre tende al valore solare nelle
stelle che appartengono al disco sottile. Qualitativamente questo andamento si accorda bene con lo scenario
descritto sopra, in cui l’alone e il disco spesso si formano su tempi scala brevi, mentre la formazione del
disco sottile avviene lentamente, incorporando via via il ferro prodotto dalle SNIa.
In linea di principio, nota la funzione di distribuzione dei tempi di vita dei precursori di SNIa, un
diagramma del tipo descritto permette di ricavare informazioni quantitative sui tempi scala di formazione
delle varie componenti. In pratica, questa determinazione é seriamente compromessa dall’incertezza che
13
tutt’ora grava sul tipo di sistemi che evolvono in SNIa, e sulla funzione di distribuzione dei loro tempi
di vita. Come esempio, notiamo che nei dintorni solari si osservano stelle con la stessa abbondanza di
α, ma diversi valori del rapporto α/Fe. Ció potrebbe segnalare uno iato nella formazione stellare, cosı́
che l’abbondanza di α non varia, mentre il mezzo interstellare continua ad arricchirsi in Fe a causa delle
SNIa. La quantificazione della durata di questo iato a partire dai rapporti di abbondanza osservati dipende
dalla distribuzione delle etá dei progenitori di SNIa. In sostanza, l’andamento del rapporto α/Fe rispetto
all’abbondanza di elementi α riflette sia la storia di formazione stellare, che i tempi scala caratteristici per
l’immissione del Fe da parte delle SNIa. La determinazione dettagliata della storia di formazione stellare
a partire da questo tipo di dati ha quindi bisogno di un vincolo ulteriore, che puó derivare dalla datazione
delle componenti di varia metallicitá e/o da informazioni indipendenti sulla distribuzione dei tempi evolutivi
dei precursori di SNIa. Disponendo di un quadro completo, diventa possibile ricavare importanti indicazioni
sulla natura dei progenitori delle SNIa.
Risultati:L’attivitá del gruppo si é articolata nell’ambito descritto sopra, con svariate ricerche. I risultati
ottenuti nel 2004 sono riassunti qui sotto.
3.1.1
Stelle molto povere di metalli
Un campione di stelle povere di metalli, ricche di Carbonio e di elementi s é stato utilizzato in una serie di
lavori per dimostrare che:
(i) queste stelle sono tutte binarie; quindi la loro composizione chimica anomala puó essere attribuita al
trasferimento di massa dalla compagna di massa intermedia (ora diventata una nana bianca);
(ii) l’ elevata frequenza di queste stelle anomale tra quelle povere di metalli suggerisce una Initial Mass
Function diversa da quella attuale, con una maggior proporzione di stelle di massa intermedia rispetto a
quelle di piccola massa.
3.1.2
Ammassi Globulari
Abbondanze
L’analisi dei dati del Large Program ESO ”Distances, Ages and Metal Abundances of Globular Cluster
Dwarfs” (PI R. Gratton) é stata proseguita. Questi dati hanno portato ad una sostanziale revisione delle
idee sui meccanismi di formazione ed evoluzione degli ammassi. Sono stati pubblicati diversi articoli: uno
sulla composizione chimica di 47 Tuc; un secondo sulle abbondanze di elementi del gruppo CNO in stelle
poco evolute in 3 ammassi (47 Tuc, NGC6397 e NGC6752) nel quale si é evidenziata la possibile presenza di materiale processato 3-α nel materiale inquinante, in linea con quanto suggerito dalla presenza
dell’anticorrelazione Na-O; e due articoli sulle abbondanze di elementi formati da processi di cattura neutronica. Inoltre, é stato pubblicato un lungo articolo di rassegna su Annual Review of Astronomy and
Astrophysics sulle disomogeneitá chimiche negli ammassi.
In collaborazione con il Dipartimento Astronomia, é stato svolto uno studio sulla composizione delle
diverse sequenze principali osservate nell’ammasso peculiare ω Cen. Si é trovato che la sequenza blu é
piú ricca di metalli di quella rossa: la differenza dei colori puó quindi essere giustificata solo assumendo
un maggiore contenuto di elio nelle stelle che formano la sequenza blu. Se l’eccesso di elio fosse dovuto
all’inquinamento chimico da stelle di massa intermedia, con M < 4M¯ , si dovrebbe rilevare anche una
differenza apprezzabile nel contenuto di C, cosa che non appare dai dati. Questi risultati sono estremamente
sorprendenti.
Sono stati ottenuti spettri con FLAMES al VLT per l’ammasso globulare NGC 6558, che si trova nel
bulge galattico. Questi spettri, e in particolare quelli UVES Red Arm a piú alta risoluzione, permetteranno
di ottenere abbondanze chimiche dettagliate. I dati sono in corso di analisi.
14
Figura 3: Abbondanze di C, N ed O in stelle poco evolute di ammassi globulari: 47 Tucanae (in rosso), NGC 6397
(in blu) e NGC 6752 (in verde). I simboli pieni si riferiscono a stelle di turn-off, i simboli vuoti a subgiganti. Nella
figura di destra si vede come, nonostante l’abbondanza di azoto vari di oltre un ordine di grandezza, la somma delle
abbondanze di C, N ed O é praticamente costante. Questo mostra che l’anomalia nelle abbondanze superficiali in
queste stelle é causata da materiale che ha subito il processamento nucleare CNO. La figura di sinistra mostra i
rapporti C/N ed O/N osservati, confrontati con le previsioni di modelli che assumono a) diversi gradi di diluizione di
materiale processato attraverso il ciclo CNO completo (linea nera), b) altri tipi di modelli, che coinvolgono materiale
che ha subito un bruciamento parziale. I dati confermano l’opzione a), e sembrano richiedere una ulteriore sorgente
di C (possibilmente la catena 3-α), effetto visibile ai bassi valori di O/N.
Determinazione di etá assolute
Utilizzando lo strumento FLAMES al VLT, sono state osservate circa 100 stelle al turn-off in NGC 6752 e
NGC 6558, allo scopo di determinare temperature precise, indipendenti dal colore (per esempio misurando
il profilo di Hα). I dati sono pervenuti nel settembre 2004, e sono in fase di analisi. A questo programma é
dedicato un contratto di addestramento per la dott.ssa Sara Lucatello.
Contenuto di Be ed etá
In un lavoro svolto insieme a personale dell’ESO e degli Osservatori di Trieste e Arcetri, é stata rivelata per
la prima volta la presenza di Be in stelle di ammassi globulari. Il Be é prodotto da processi di spallazione
nel mezzo interstellare: la sua abbondanza non é influenzata dai processi locali, e quindi la sua composizione
puó essere utilizzata per ottenere un orologio cosmico valido per ampie zone della nostra Galassia. L’etá
ricavata per NGC6397 é in ottimo accordo con quella ottenuta dalla magnitudine del turn-off nell’ambito
del Large Program ESO.
3.1.3
Galassie Sferoidali Nane: RR Lyrae in Fornax
Lo studio delle popolazioni stellari nelle galassie nane vicine permette di vagliare l’ipotesi che una parte
rilevante dell’alone galattico (e dei suoi ammassi globulari) possa essersi formata dalla dissoluzione di galassie
satelliti. In questo ambito, in collaborazione con l’OAB, é stato avviato uno studio delle stelle in Fornax, una
galassia nana sferoidale satellite della nostra Galassia. In particolare stiamo sviluppando un programma
di ricerca sistematica di stelle variabili negli ammassi globulari e nel campo di questa galassia. É stata
ottenuta fotometria profonda ai telescopi ESO 2.2m (WFI), Magellan e CTIO. I primi risultati consistono
nella scoperta di un gran numero di stelle variabili (RR Lyrae, Cefeidi Anomale e, per la prima volta
osservate, molte Cefeidi Nane) e nell’analisi delle loro curve di luce. Sono state identificate 66 probabili
variabili RR Lyrae in Fornax 3, un ammasso globulare povero di metalli, con un esteso ramo orizzontale blu.
Il periodo medio delle RR Lyrae di tipo ”ab” pone Fornax 3 al limite inferiore della classe II di Oosterhoff
15
definita per gli ammassi globulari Galattici.
3.1.4
Ammassi Aperti
É stata portata avanti una ricerca atta a ottenere una misura precisa ed omogenea di abbondanze ([Fe/H],
elementi-α ed altri elementi chiave) da spettri ad alta risoluzione per stelle in ammassi aperti vecchi in varie
posizioni del disco galattico. In collaborazione con Angela Bragaglia e Monica Tosi (OAB):
a) abbiamo utilizzato NGC2506, NGC6134 e IC4651 (spettri FEROS) come ammassi-pilota per definire il
metodo ottimale per l’analisi di spettri di stelle fredde e ricche di metalli, attraverso il confronto con spettri
sintetici, metodo che é anche ideale per l’analisi di stelle di alto contenuto metallico nel bulge. Per questi
ammassi sono state determinate metallicitá accurate, e sono state ottenute stime del reddening indipendenti
dalla fotometria.
b) É stata ultimata l’analisi degli spettri FEROS di 6 stelle giganti di Cr261, un ammasso con etá stimata
di 6 Gyr o piú; sono stati misurate le abbondanze di elementi del gruppo del Fe, di elementi α e di elementi
dal processo s. L’ammasso risulta caratterizzato da un valore di [Fe/H] circa solare, e da un rapporto α/Fe
lievemente sovra-solare.
c) É stato studiato l’ammasso aperto Be29, uno dei piu‘ vecchi e lontani nella nostra Galassia, e pertanto un
oggetto importante per determinare le variazioni radiali delle proprietá del disco galattico. É stato selezionato un campione di stelle membri dell’ammasso dalla misura delle loro velocitá radiali; questo campione ha
permesso di rideterminare la distanza e la metallicitá di Be29 utilizzando solo stelle di sicura appartenenza
all’ammasso, sia giganti rosse, che stelle di ”red clump”. La nuova stima di distanza galattocentrica, pari
a circa 21 Kpc, pone Be29 ben piú lontano dal centro della Galassia di quanto si ritenesse in passato. La
rideterminazione della metallicitá fornisce il valore moderatamente metal-poor di [Fe/H]∼ −0.7.
3.1.5
Rate teorico di Supernovae di tipo Ia
Come descritto sopra, l’interpretazione della sovrabbondanza di elementi α rispetto al Fe in termini di tempi
caratteristici di formazione di sistemi stellari richiede la conoscenza della funzione di distribuzione dei tempi
di vita (o tempi di ritardo) dei progenitori della Supernovae di tipo Ia. La teoria dell’evoluzione stellare
prevede diverse possibilitá per i precursori di SNIa, ai quali corrispondono diverse distribuzioni dei tempi di
ritardo. Nella letteratura il problema della determinazione di questa distribuzione é risolto con simulazioni
numeriche che seguono l’evoluzione di una popolazione di stelle binarie attraverso le delicate fasi di scambi di
massa, per determinare l’esito finale. A causa del gran numero di parametri, i risultati di queste simulazioni
sono molto model dependent; inoltre, essendo risultati numerici, non sono adatti ad essere implementati nel
calcolo di modelli evolutivi di popolazioni stellari, né ad esplorare in modo esaustivo lo spazio dei parametri
permesso dall’evoluzione stellare. In questo ambito, é stato svolto un lavoro teorico per derivare relazioni
analitiche che descrivono la funzione di distribuzione dei ritardi per i diversi possibili di progenitori. Tali
relazioni, che non sono fit dei risultati di simulazioni numeriche, sono costruite sulla base di considerazioni
generali di evoluzione stellare, avvalendosi di approssimazioni motivate da argomenti astrofisici.
Il confronto tra le funzioni analitiche ed i risultati numerici é molto buono, per scelte analoghe dei
parametri; a vantaggio delle relazioni analitiche c’é la flessibilitá della formulazione che puó essere applicata
in qualsiasi problema di evoluzione di popolazioni stellari. Inoltre, per costruzione, queste funzioni analitiche
incorporano la descrizione dell’effetto dei parametri importanti, quali gli intervalli di massa e la funzione di
massa dei progenitori delle SNIa, la distribuzione delle separazioni, e altro. La derivazione di queste funzioni
analitiche ha permesso una prima applicazione interessante, volta a stabilire quale modello di precursore
di SNIa sia piú valido. I diversi modelli, infatti, corrispondono a funzioni di distribuzione dei tempi di
ritardo piuttosto diverse tra loro (vedi Figura 4), pannello di sinistra). Di conseguenza, essi prevedono
una diversa sistematica del rate di SNIa per unitá di massa in funzione del tipo morfologico della galassia
16
Figura 4: Modelli analitici per il rate di SNIa. A sinistra: funzione di distribuzione dei tempi di vita dei progenitori
su scala arbitraria per i diversi modelli di Singola Denegere (Viola per esplosioni Chandrasekhar, Verde per esplosioni
Sub-Chandrasekhar) e Doppia Degenere (Rossa per sistemi DD stretti e Blu per sistemi DD larghi). Ciascun caso é
ottenuto con una particolare scelta dei parametri chiave, quali gli intervalli di massa dei progenitori, la distribuzione
delle separazioni, e altro. A destra: rate di SNIa per unitá di massa in galassie con diversa storia di formazione stellare,
tracciata dal colore B-K. I dati osservativi sono riportati in nero; i punti colorati invece corrispondono alle previsioni
teoriche relative ai modelli di progenitore illustrati nella figura di Sinistra, con la stessa codifica del colore.
parente: nelle galassie ellittiche, infatti, gli eventi sono prodotti solamente dai sistemi con tempi di ritardo
lungo, mentre nelle galassie spirali, gli eventi provengono da popolazioni di un ampio intervallo di etá. Il
confronto tra i rate di SNIa (per unitá di massa della galassia parente) misurati in galassie di diverso tipo
morfologico con l’andamento sistematico previsto dai vari modelli di precursore porta a favorire il modello
di Doppia Degenere (vedi Figura 4, pannello di destra). Si é inoltre mostrato che l’ampia varietá delle
funzioni di distribuzione dei ritardi dei vari possibili progenitori corrisponde ad una notevole incertezza sui
tempi caratteristici per l’immissione del ferro nel mezzo interstellare. Questo lavoro é stato sottomesso ad
Astronomy and Astrophysics.
3.2
17
La struttura della Galassia
Ricercatori: A. Vallenari, E. Nasi, G. Bertelli, S. Pasetto, S. Ragaini
Altri collaboratori: C. Chiosi (Univ. PD)
Tematica: Comprendere a fondo la struttura della Galassia, i meccanismi fisici che hanno determinato la
sua formazione, evoluzione, attuale struttura e prevederne l’evoluzione futura ha profonde implicazioni per la
comprensione delle galassie primordiali e delle prime fasi evolutive dell’Universo. Pietra miliare nello studio
della Galassia é stata la survey astrometrica di Hipparcos. La missione GAIA estenderà fino a circa 4 Kpc
il volume osservato e fornirà informazioni sulle caratteristiche fisiche, la cinematica e la distribuzione delle
stelle su una grande frazione del volume della Galassia. La realizzazione di potenti telescopi e di importanti
surveys forniscono dati fotometrici per enormi campioni di stelle, contribuendo ad una verifica sempre più
stretta dei modelli, sia delle stelle che della struttura della Galassia. Per l’interpretazione di questi dati
é necessario disporre di opportuni strumenti teorici. In questo contesto, abbiamo ampliato la tecnica dei
conteggi stellari applicata alla ricostruzione della distribuzione di massa nelle galassie (la Via Lattea in
particolare), in modo da consentire la simulazione autoconsistente sia di diagrammi colore-magnitudine,
che di moti propri e velocità radiali. Il modello di disco sottile considerato tiene conto del tilt verticale
dell’ellissoide delle velocità, e pertanto fornisce una valida approssimazione della cinematica fino a notevoli
distanze dal piano galattico.
È stato attribuito nel 2004 un assegno di ricerca annuale al S. Pasetto finalizzato allo ”Sviluppo di
modelli cinematici e dinamici di popolazioni stellari” nel Gruppo Locale.
Risultati: La ricerca si é articolata in diversi lavori: lo sviluppo del modello cinematico e il confronto con
dati dal catalogo GSC-II per la sua verifica; lo studio fotometrico di campi stellari in direzione del bulge; la
simulazione di dati fotometrici in bande GAIA; lo studio della precisione con cui i dati GAIA permetteranno
di ricostruire la cinematica delle stelle nella Galassia. Piú in dettaglio:
a) il modello cinematico della Galassia (che include il disco sottile, il disco spesso e l’alone, mentre è
allo studio un modello cinematico del bulge), descrive correttamente le proprietà base della cinematica delle
popolazioni della Via Lattea, risolvendo il problema agli autovalori lungo ogni linea di vista per de-proiettare
le proprietà cinematiche al punto di vista dell’osservatore. Sono stati inoltre implementati alcuni algoritmi
di fit automatico dei dati, tra cui il down-hill simplex e un algoritmo genetico. Abbiamo mostrato che il
nostro modello cinematico è in grado di riprodurre la distribuzione di moti propri osservata. Nella Figura 5
il modello è stato applicato a dati presi dal catalogo GSC-II e si è riprodotta l’intera distribuzione di moti
propri per un campo nella direzione del Polo Nord Galattico per tutto l’intervallo di magnitudini di interesse.
Non risulta un significativo gradiente verticale di velocità di rotazione nel disco spesso, il che suggerisce un
rapido riscaldamento del precursore del disco spesso. Inoltre, l’applicazione del modello allo studio di due
campi stellari del GSC-II suggerisce una IMF più piatta di quella standard di Kroupa per masse più piccole
di 0.8 masse solari.
b) Sono stati ridotti e analizzati i dati relativi alla fotometria (ottenuta con la camera a grande campo
del telescopio ESO 2.2m) di 4 campi stellari in direzione del centro galattico. È in corso l’analisi per derivare
età, metallicità, tasso di formazione stellare del disco e del bulge.
c) Nell’ambito della collaborazione internazionale volta alla costruzione del satellite GAIA è stato
studiato il sistema fotometrico di GAIA sia per le bande larghe che per le bande medie. Abbiamo usato
il nostro modello di Galassia per simulare il bulge galattico nelle bande C(57-75) e C(41-47) del sistema
fotometrico 3F di GAIA (vedi Figura ??). L’indice C(57-75) mostra una forte dipendenza dalla temperatura.
L’indice C(41-47) è stato corretto per la presenza di TiO in oggetti con Teff < 4000 K. Queste bande sono
particolarmente utili per una determinazione della metallicità degli oggetti.
18
Figura 5: Best fit della distribuzione dei moti propri in funzione della distribuzione delle stelle nell’intervallo di
magnitudini osservate. La mappa di colore è ottenuta sottraendo la distribuzione osservata (da GSC-II) a quella
dedotta teoricamente. Le zone in blu presentano un buon fit , dove le differenze fra la distribuzione del modello e
quella osservata è nulla. Le zone rosse evidenziano il problema della completezza: il modello teorico prevede più stelle
di quante se ne siano effettivamente osservate. La zona gialla evidenzia le zone dove il modello sottostima il numero
di stelle. Le barre di errore sono state omesse per favorire la comprensione del grafico.
d) Relativamente alla determinazione della precisione con cui GAIA otterrà le dispersioni di velocità
delle varie popolazioni della Galassia sono state fatte delle simulazioni che prendono in considerazione le
incertezze sulle determinazioni di moti propri, distanze e velocità radiali nelle osservazioni di GAIA per
stelle più brillanti di V=17. Come detto sopra, il nostro modello riproduce i dati GSC-II, e in particolare
la distribuzione di velocità radiali osservata a (l,b)=(270,-45) per magnitudini V < 18. Troviamo che la
precisione richiesta per le velocità radiali, le distanze ed i moti propri pone forti vincoli sulla determinazione
dell’ellissoide delle velocità di tutte le componenti galattiche. In particolare il tilt verticale dell’ellissoide
delle velocità del disco sottile potrà essere determinato anche a grande distanza da noi.
3.3
Popolazioni Stellari nelle Nubi di Magellano
Progetto FIN-INAF 2002 - Coordinatore Nazionale: Paolo Bertelli
Ricercatori: G. Bertelli, E. Nasi, A. Vallenari, S. Pasetto, S. Ragaini
Altri collaboratori: C. Chiosi (Univ. PD), L. Girardi (OATs), P. Marigo (Univ. PD), E. Chiosi (Univ.
PD)
Tematica: La determinazione dettagliata e quantitativa della storia della formazione stellare (SFH) delle
galassie del Gruppo Locale costituisce un fondamento empirico sul quale costruire una teoria attendibile
per la formazione stellare nelle galassie. Alcune delle domande cruciali sono: le galassie formano stelle
19
Figura 6: Simulazione del bulge galattico nelle bande C(57-75) e C(41-47) del sistema fotometrico 3F di GAIA. Il
colore rosso indica oggetti conZ < 0.005, il verde con 0.005 < Z < 0.008 e il blu con 0.008 < Z < 0.003.
continuamente, oppure con picchi di formazione alternati a periodi di quiescenza? Nel secondo caso quali
processi regolano i picchi? Si sa che le interazioni strette tra galassie provocano significativi episodi di
formazione stellare, meno noto è se la formazione puó essere causata anche da interazioni più blande. Le
Nubi di Magellano sono oggetti ideali per questo tipo di studi:
(1) la loro vicinanza ci permette di ottenere diagrammi colore-magnitudine (CMD) ben sotto il turn-off della
sequenza principale e di misurarne i moti propri dai quali ricavare velocità spaziali ed orbite;
(2) la loro vicinanza alla Via Lattea suggerisce che l’interazione mareale può giocare un ruolo importante e
periodico nel provocare picchi di formazione stellare;
(3) il fatto che nelle Nubi di Magellano la formazione stellare sia ancora in corso ci permette di misurare
eventi di formazione stellare recente; ció porta a informazioni sui meccanismi che provocano i picchi, e
sull’interazione tra la formazione stellare ed il mezzo interstellare.
In particolare nelle Nubi di Magellano é possibile confrontare la SFH dedotta dallo studio delle stelle
di campo con la storia di formazione degli ammassi stellari. Lo studio degli ammassi della LMC mostra
una netta dicotomia nella distribuzione delle loro etá, con una maggioranza di ammassi piú giovani di 4
Gyr, alcuni piú vecchi di 10 Gyr ed un solo oggetto di etá intermedia. Gli studi di SFH nel campo (piú
rappresentativa della SFH globale, in quanto gli ammassi contengono solo una piccola frazione della totalitá
20
delle stelle) portano a risultati controversi. In particolare, l’analisi di osservazioni da terra e di dati HST ha
portato sia a casi in cui la SFH nel campo si accorda con la storia di formazione degli ammassi, sia a casi
in cui il campo sembra aver formato stelle in maniera piú continua. Per quanto riguarda la SMC, sembra
che la maggior parte delle stelle si sia formata in epoche remote; inoltre, sono state trovate segnature di
aumento del rate di SF in epoche recenti, in corrispondenza a passaggi perigalattici della SMC con la Via
Lattea.
Il principale strumento usato in questi studi è il diagramma colore-magnitudine che viene interpretato
tramite diagrammi sintetici basati su estesi set di tracce evolutive. Ci sono ancora incertezze significative
nel calcolo dei modelli stellari, per esempio per quanto riguarda il trattamento delle zone convettive e la
loro estensione. È necessario un costante aggiornamento dell’input fisico dei modelli stellari e un confronto
coi dati osservativi sempre più puntuale, in modo da verificare i modelli. Inoltre é necessario adeguare il
simulatore di CMD sintetici per l’inclusione di nuove tracce, e di tabelle di conversione dal piano teorico al
piano osservativo aggiornate. L’attivitá di ricerca si é quindi sviluppata in due filoni: da una parte sono
stati aggiornati gli strumenti per le simulazioni teoriche; dall’altra sono stati studiati oggetti specifici nelle
Nubi di Magellano.
Risultati:
Modelli Stellari, Isocrone e Sintesi di Popolazioni
Continua l’aggiornamento ed il costante adeguamento del codice usato per la sintesi di popolazione, nel
quale ingredienti critici sono le tabelle di conversione dal piano teorico al piano sperimentale. Sono state
implementate le librerie più recenti di spettri stellari, inserendo nuovi risultati dai modelli di atmosfere piú
recenti.
Continua inoltre il calcolo di griglie di tracce evolutive con composizioni chimiche tali da permettere la
simulazione di popolazioni stellari con diverse leggi di arricchimento chimico (∆Y /∆Z). Sono stati calcolati
i modelli dalla sequenza principale fino al flash dell’elio e dalla ZAHB fino ai primi pulsi termici per le piccole
masse; per le masse maggiori le sequenze evolutive sono calcolate fino alla fine del bruciamento dell’elio o,
dove presenti, fino alla comparsa dei pulsi termici. Le composizioni chimiche adottate presentano due valori
di elio per ogni valore di Z a bassa metallicità e fino a quattro valori di elio per le metallicità più alte in modo
da avere una griglia su cui interpolare per ottenere popolazioni stellari con diverse leggi di arricchimento
chimico. Nella Figura ?? sono stati tracciati due set di tracce per lo stesso Z=0.008, ma Y abbastanza
diverso (Y=0.23 e Y=0.34) per visualizzare meglio e mostrare a parità di massa e di metallicità le differenze
in luminosità e temperatura effettiva che si ottengono.
L’importanza di questi modelli va oltre l’applicazione qui descritta; per esempio questi modelli permettono di vagliare l’effetto di una dispersione dell’abbondanza di elio sul ramo orizzontale nei CMD di ammassi
globulari, e sulla sequenza principale (si veda quanto descritto per ω Cen nella sezione 1.1).
Una volta completate le tracce si procederà al calcolo delle relative isocrone e dei colori integrati di
popolazioni stellari semplici. I risultati saranno resi disponibili nel sito web di Padova (come già i precedenti
modelli). Per utilizzare le nuove tracce per varie combinazioni di Y e Z (all’interno della griglia prevista)
viene messo a punto un programma di interpolazione veloce ed accurato; questo servirá sia per calcolare
CMD sintetici, che per gli altri utilizzi per sintesi di popolazioni.
Ammassi Stellari nelle Nubi di Magellano
Nell’ambito del programma di studio degli ammassi delle Nubi di Magellano, sia come test dei modelli
stellari che per lo studio del processo di formazione stellare in queste due galassie, sono stati ridotti ed
analizzati i dati ottenuti con la camera a grande campo del telescopio ESO 2.2m relativi a due campi
nella LMC e SMC molto ricchi di ammassi. Il primo campo è relativo ad una regione selezionata al bordo
della supershell SMC 37A, di cui è stata studiata sia la formazione degli ammassi che della popolazione di
campo. È stata trovata una correlazione tra le nubi di CO e la posizione degli ammassi più giovani: questo
21
Figura 7: Tracce calcolate per Z=0.008 e Y=0.23 (nero), 0.34 (rosso) di stelle con massa tra 0.6 e 1.8 M¯ .
suggerisce che l’interazione della supershell con il mezzo interstellare influisce sul processo di formazione
stellare. Lo studio è stato esteso all’intera regione della barra, utilizzando dati di archivio del progetto
OGLE, determinando l’età di circa 500 ammassi più giovani di circa 1 Gyr. La distribuzione di età della
regione studiata sul bordo di SMC 37A è stata confrontata con quella propria dell’intera barra; le due
distribuzioni sembrano in buon accordo, almeno per quanto riguarda gli oggetti più vecchi di qualche milione
di anni. Il bordo della supershell risulta molto ricco di oggetti giovani. Per quanto riguarda la distribuzione
spaziale sull’intera barra troviamo che essa é uniforme per gli oggetti più vecchi, mentre quelli più giovani
di 100 Myr tendono ad essere più concentrati nella parte SO della barra. Il rate di formazione stellare nella
regione SMC 37A è consistente con i picchi di età trovati per gli ammassi (20 Myr e 300 Myr circa).È anche
presente una consistente frazione di popolazione vecchia. Abbiamo inoltre evidenziato un forte aumento del
rate di formazione stellare per età più giovani di circa 4 Gyr.
Finanziamenti: FIN-INAF 2002
3.4
Formazione Stellare in Galassie Nane vicine
Ricercatori: A. Vallenari, L. Greggio
Altri collaboratori: M. Tosi (OAB), E. Sabbi (OAB), L. Angeretti (Univ. Bo)
Tematica: La ricostruzione della storia di formazione stellare in galassie nane é di grande importanza
nel contesto dello studio della formazione delle galassie in generale. Nei popolari modelli di formazione
gerarchica delle strutture, le galassie nane sono infatti le unitá di base che si fondono a formare galassie
piú grandi. Questo scenario puó essere vagliato confrontando le le popolazioni stellari nelle galassie nane a
quelle che abitano le galassie spirali ed ellittiche. Tra le galassie nane, quelle irregolari, che contengono una
grande quantitá di gas, offrono anche la possibilitá di studiare il processo di formazione stellare in sé, e il
suo impatto sullo stato fisico del gas, inclusa la possibilitá di generare venti galattici.
22
Risultati:Nel seguito sono riportati i risultati di due ricerche indipendenti, volte a determinare la storia di formazione stellare in due galassie nane irregolari vicine attraverso l’analisi del diagramma ColoreMagnitudine (CMD) delle loro stelle risolte.
Formazione stellare in UGC 5889
È stata studiata la rate di formazione stellare della galassia a bassa brillanza superficiale, UGC 5889 (gruppo
del Leo I) utilizzando dati HST. È stato determinato il modulo di distanza dal tip dell’RGB a (m-M)=29.45
±0.2. La formazione stellare ha avuto luogo in bursts molto deboli dell’ordine di 10−2 , 10−3 M¯ /yr, con
periodi di quiescenza. I dati sembrano suggerire la presenza di una consistente popolazione più vecchia di 200
Myr o addirittura di 1 Gyr. Gli episodi più recenti di formazione stellare hanno prodotto una disomogeneità
nella distribuzione dell’HI che presenta una cavità al centro con un anello che circonda la parte stellare. I
nostri calcoli tuttavia suggeriscono come non probabile che il gas venga complete mente perso dalla galassia.
Storia di formazione stellare in NGC 1569
NGC 1569 é una galassia nana irregolare caratterizzata da una forte formazione stellare recente, che ospita
un vento galattico ben documentato da osservazioni in banda X. É stata oggetto di vari studi approfonditi
da parte del gruppo di M. Tosi (OAB), basati su dati HST. In collaborazione con questo gruppo, nel 2004
é stata ultimato lo studio del CMD infrarosso in bande J e H, che ha permesso di ricostruire in dettaglio
la formazione stellare a etá intermedie, e di porre importanti vincoli sulle popolazioni stellari piú antiche.
In particolare, si trova che NGC 1569 ha subito almeno 3 episodi di formazione stellare forte negli ultimi 2
Gyr, intervallati da periodi di quiescenza della durata di alcune decine di Myr. In epoche piú antiche di 2
Gyr, il rate di formazione stellare deve essere stato piú basso di due o tre ordini di grandezza, paragonato
all’attivitá piú recente. Questo porta a concludere che NGC 1569 é probabilmente una galassia piuttosto
giovane.
3.5
Supernovae Termonucleari
Ricercatori: S. Benetti, M. Turatto, L. Zampieri, A. Baruffolo, N. Elias de la Rosa, G. Blanc, A.
Harutyunyan, H. Navasardian
Altri collaboratori: E. Cappellaro (OAC), P. Mazzali (OATs), A. Pastorello (MPA-Garching), F. Patat
(ESO), G. Pignata (ESO), M. Riello (ESO), W. Hillebrandt (MPA-Garching), la European Supernova
Collaboration (ESC), R. Barbon (UniPd)
Tematica: L’interesse per le Supernovae di tipo Ia (SNIa) è dovuto alla natura multidisciplinare di questi
oggetti che spaziano dall’evoluzione chimica delle galassie fino alla cosmologia. L’osservazione di SNIa ad
alto redshift (z∼ 1) ha fornito la prima, e finora la migliore, evidenza di una recente (alcuni miliardi di
anni) accelerazione dell’espansione dell’Universo che sarebbe sostenuta da una nuova forma di energia detta
“dark energy” (un risultato formidabile che sta scuotendo le fondamenta della Fisica). Tuttavia le SNIa
diventano buoni indicatori di distanza solamente applicando delle relazioni empiriche tra la forma della curva
di luce e la luminositá. Infatti, nonostante i notevoli progressi compiuti negli ultimi anni, sia le proprietá
fisiche del progenitore sia i dettagli del meccanismo che genera l’esplosione restano sconosciuti. Solamente
quando questi saranno svelati la confidenza sull’uso delle SNIa come fari cosmici sará totale e sará anche
possibile quantificare potenziali trends evolutivi. Primo ed indispensabile strumento di indagine é lo studio
dettagliato-multiwavelength sia fotometrico che spettroscopico di un certo numero di SNIa vicine, i cui dati
possono poi essere confrontati con i risultati di dettagliate simulazioni numeriche di idrodinamica-radiativa.
Il gruppo di Padova è inserito in alcune importanti collaborazioni internazionali per lo studio delle Supernovae Termonucleari. In particolare, l’Osservatorio di Padova é il polo italiano della European Supernova
Collaboration (ESC) finanziata dalla EU a cui partecipano gli istituti di Oxford, Cambridge, Londra, Parigi,
Barcellona, Stoccolma e Monaco di Baviera. I ricercatori padovani partecipano inoltre alla vasta collaborazione internazionale (che riunisce in pratica tutti gli esperti mondiali) che ha come obiettivo lo studio
dettagliato dello spettro UV delle SNIa con HST.
23
Risultati: Il fatto che SNe siano oggetti imprevedibili rende particolarmente difficili le osservazioni nelle
loro prime fasi evolutive che sono importantissime per capire la natura fisica dei progenitori. Questo tipo di
osservazioni sono perciò condotte principalmente con programmi di ToO (Target of Opportunity). Il gruppo
di Padova gestisce, all’interno delle collaborazioni menzionate, le osservazioni condotte con i telescopi di
Asiago, TNG ed ESO (sia La Silla che Paranal). Nel corso del 2004 abbiamo attivato estese campagne
osservative per 5 SNIa (per le SNe da collasso di core si veda nelle prossime sezioni). Per alcuni oggetti della
ESC e per altri oggetti particolarmente interessanti (1999cw) il gruppo di Padova sta conducendo lo studio
dettagliato. Per altri collaboriamo a studi condotti da altri nodi. Due lavori distinti sullo studio dettagliato
di SN 2002er sono in fase di pubblicazione. Da tutta questa attività osservativa appare che importanti
caratteristiche individuali per ogni SNIa emergono quanto più lo studio è approfondito e le osservazioni
frequenti ed estese in lunghezza d’onda. La modellizzazione teorica di questi dati ci sta permettendo di
ricostruire la tomografia della stella esplosa.
L’utilizzo del materiale raccolto dalla ESC e di altri dati di letteratura ha permesso uno studio comparativo delle proprietà cinematiche del materiale in espansione per un campione di 26 oggetti. L’analisi statistica
di questo campione ha portato ad individuare tre famiglie di oggetti con proprietà differenti (Fig. 8). Questa
diversità all’interno delle SNIa è probabilmente dovuta a diversi meccanismi di esplosione, grado di mixing
e interazione dell’ejecta col mezzo circumstellare. É stato inoltre condotto uno studio sulle righe di alta
velocità, in particolare del tripletto IR del CaII, identificate recentemente. Gli strati ad alta velocità che
emettono queste righe sembrano essere presenti in tutti gli oggetti per i quali sono disponibili osservazioni
nelle primissime fasi dopo l’esplosione. Non si tratterebbe perciò di rari casi di configurazioni particolari
dei progenitori, bensı̀ di caratteristiche comuni a tutti i sistemi, che sono più o meno evidenti per effetti di
asimmetrie nell’esplosione e di angoli di vista. Si pensa che queste ”HV features” potranno svelare il mistero
sia sul meccanismo di esplosione che sull’ambiente circumstellare.
Figura 8: Evoluzione della velocità fotosferica per un campione di 26 SNIa. I colori caratterizzano gruppi diversi: le
SNe marcate in verde sono SNIa con lenta evoluzione post-massimo ed appaiono preferenzialmente in galassie a spirale
di tipo avanzato; quelle marcate in blu sono SNIa con rapida evoluzione post-massimo ed alta velocità (media) di
espansione. Queste appaiono preferenzialmente in galassie a spirale dei primi tipi. Infine SNIa marcate in rosso sono
oggetti di bassa velocità di espansione e rapida evoluzione, che esplodono in galassie S0 ed E.
24
Finanziamenti: HPRN-CT-2002-00303
3.6
Determinazione delle frequenze delle SNe a redshift intermedio
Ricercatori: S. Benetti, M. Turatto, G. Blanc
Altri collaboratori: E. Cappellaro (OAC), F. Mannucci (Arcetri), M. Della Valle (Arcetri), A. Pastorello
(MPA-Garching), F. Patat (ESO), M. Riello (ESO), M.T Botticella (OATe), S. Valenti (UniFE)
Tematica: La frequenza delle Supernovae é una grandezza utilizzata in molti settori dell’Astrofosica.
Infatti, a causa della rapida evoluzione delle stelle di grande massa, la frequenza delle SNe che originano
dal “core collapse” fornisce una misura diretta del tasso di formazione stellare istantaneo. Al contrario la
frequenza delle SNe termonucleari (SNIa), i cui progenitori sono sistemi binari evoluti, da’ informazioni
sulla storia evolutiva della formazione stellare. Dopo aver estensivamente investigato la frequenza di SNe
nell’Universo Locale, il gruppo di Padova ha perfezionato un programma di ricerca finalizzato alla determinazione della frequenza di SNe a redshift intermedi (0.1 < z < 0.6) ricercando SNe col WFI al telescopio
MPI/ESO 2.2m di La Silla. L’obiettivo é quello di misurare l’evoluzione della frequenza dei vari tipi di SNe
con l’etá dell’Universo.
Risultati: Per l’Universo locale abbiamo calcolato la rate di SNe dei vari tipi lungo la sequenza di Hubble
per unità di luminosità infrarossa e di massa della galassia progenitrice, utilizzando dati contenuti nel
catalogo 2MASS per le galassie, e 5 SN searches per le SNe. Abbiamo trovato che i tassi di produzione di
tutti i tipi di SN dipendono sia dalla morfologia della galassia che dal colore B-K. In particolare, il tasso
delle SNIa è 20 volte più alto nelle spirali avanzate che nelle E/S0, e nelle galassie blu (B − K < 2.6) che
in quelle rosse (B − K > 4). L’indicazione è perciò che una frazione significativa delle SNIa in galassie
spirale si origini da progenitori relativamente giovani. Nel corso del 2004 è continuata l’analisi dei dati
della search iniziata negli anni precedenti. Combinando i nuovi dati con le determinazioni della frequenza
delle SNIa pubblicati recentemente, abbiamo determinato la prima misura diretta della rate delle SNe da
−1
10
−1 e Ho=75 km s−1 Mpc−1 ). La
collasso di core a z=0.26 (1.45+0.55
−0.45 SNu ove 1SNu=1SN(100yr) (10 LB¯ )
determinazione è stata fatta utilizzando per quanto possibile la stessa ricetta utilizzata nell’Universo Locale
e permette quindi un confronto diretto dei risultati. Ne emerge che già 2.8 Gyr fa il tasso di produzione di
stelle massicce era tre volte maggiore di ora, con un incremento più rapido di quanto previsto dalla maggior
parte dei modelli (Fig. 9). La SN search ha ottenuto tempo di osservazione anche nel 2005 per aumentare il
campione di SNe e diminuire le incertezze statistiche ancora elevate. Nei prossimi anni lo studio verrá esteso
a redshift più alti con l’utilizzo di OmegaCam e LBC. E’ anche in preparazione uno studio comprensivo di
tutte le informazioni che possono essere ottenute sul tasso di formazione stellare e sulla produzione di Ferro
dalla rate di SNe a vari redshifts.
3.7
Supernovae: nucleosintesi, stadi finali dell’evoluzione stellare ed evoluzione chimica
delle galassie
Ricercatori: S. Benetti, M. Turatto, L. Zampieri, A. Harutyunyan, H. Navasardian
Altri collaboratori: E. Cappellaro (OAC), A. Pastorello (MPA-Garching), M. Riello (ESO), P. Mazzali
(OATs), I. Aretxaga (INAOE), S.J. Smartt (Cambridge)
Tematica: Nel corso del 2004 è stato finanziato un PRIN dedicato allo studio dell’esplosione delle stelle
massicce, che tecnicamente si chiamano core-collapse Supernovae (CC-SNe). Il gruppo di Padova, che da
molti anni si dedica a questo settore di ricerca, è responsabile di una delle tre unità di ricerca del progetto.
L’obiettivo è di ricostruire un quadro unitario delle proprietà fisiche di questa famiglia di supernovae. Le
CC-SNe sono sorgenti di neutrini, onde gravitazionali e raggi cosmici e sono le fornaci in cui si producono
25
Figura 9: Frequenza delle core-collapse SNe in funzione del redshift. La linea continua indica l’andamento della
frequenza derivato; la linea tratteggiata indica l’andamento della frequenza delle SNIa; La linea marcata in grassetto
è il tasso di produzione di core-collapse SNe per un recente modello di SF rate cosmica.
gli isotopi radioattivi di lunga vita media (e.g. 26 Al, 44 Ti, 60 Fe). Le CC-SNe hanno un ruolo fondamentale
nell’evoluzione chimica delle galassie essendo le maggiori produttrici di elementi di massa atomica intermedia.
L’obiettivo del gruppo di Padova é di studiare i vari tipi di esplosione dal punto di vista osservativo e
teorico. In particolare, si vuole comprendere come i parametri fisici del progenitore influenzano le caratteristiche “morfologiche” delle SNe ossia la loro evoluzione fotometrica e spettroscopica. Inoltre intende
affrontare lo studio delle SNe per le quali gli effetti dell’interazione degli ejecta col mezzo circumstellare
(CSM) dominano rispetto all’emissione di energia termica depositata dallo shock.
Risultati: Si sono condotte osservazioni fotometriche e spettroscopiche, sia in banda ottica che infrarossa,
con i telescopi di Asiago, TNG, ESO (La Silla e Paranal) di vari oggetti tra i quali quelli maggiormente seguiti
sono SNe 2004dj ,2004aw, 2004et, 2003gd, 2004gt, 2004ex. Vari lavori sono stati portati a termine. Lo studio
della SNIIP 2003gd, esplosa in M74, è di particolare interesse perchè ha definito le proprietà ottiche della
prima SNII per cui abbiamo la conferma diretta che il progenitore era una supergigante rossa. La distanza
verso M74 è stata determinata con due metodi indipendenti, fornendo un valore medio di 9.3 Mpc, cosı̀ come
il reddening della SN è stato determinato con 3 metodi differenti (E(B-V)=0.14). La SN è risultata essere
di tipo Plateau e la massa derivata con i nostri modelli teorici (∼ 12 masse solari) sembra indicare valori
che si trovano all’estremità superiore di quelli indicati dalla fotometria del progenitore (8+4
−2 ). Abbiamo poi
pubblicato il risultato dello studio della SN 1998A, che ha mostrato forti somiglianze con la famosa SN
1987A. Un confronto dettagliato ha mostrato che l’esplosione di 1998A è stata in realtà più energetica e che
il suo progenitore era presumibilmente di 25 masse solari. La somiglianza del comportamento fotometrico
è perciò da attribuire solo al fatto che i progenitori di entrambi questi oggetti al momento dell’esplosione
erano compatti. Segnaliamo anche lo studio di SN 1990I, una genuina SN del raro tipo Ib. Il profilo delle
righe nebulari di questo oggetto mostra un alto grado di asimmetria e la presenza di strutture indicano
la presenza di ”clumps” di materia nel materiale eiettato. Inoltre, la curva di luce bolometrica (BVRI)
mostra un cambio nella pendenza a fasi avanzate che è stato attribuito alla formazione di polvere. Nel
corso del 2004 si é iniziata la riduzione e l’analisi dei dati della SNIc 2003jd, nell’ambito di una vasta
collaborazione internazionale. Questa supernova sembra avere proprietá fisiche intermedie tra una normale
Ic e le hypernovae, esplosioni molto energetiche associate ai GRBs di lunga durata. Questa continuitá nelle
proprietá fisiche, che sembra accomunare le esplosioni Ic-hypernovae, e la loro caratterizzazione, potranno
darci preziose informazioni sui loro meccanismi esplosivi. Per lo studio della SN 1995N con XMM si veda
la sezione Alte Energie.
26
3.8
Linee di estinzione anomale nella Galassia
Ricercatori: P. Mazzei
Altri collaboratori: G. Barbaro (Uni. PD), A. Geminale (dottoranda, Uni. PD)
Tematica: Comprendere la natura e le proprietá delle polveri é indispensabile per chiarire molti aspetti
della formazione ed evoluzione delle galassie, oltre che delle stesse stelle. Sono state recentemente scoperte
numerose linee di vista, nella Galassia e nelle vicine Nubi di Magellano, la cui la curva d’estinzione appare
molto diversa da quella considerata ”normale” nella Galassia. Secondo lo schema di Cardelli et al. (1988,
ApJ 329, L33), le curve di estinzione ”normali” dipendono da un solo parametro, RV (RV = AV /E(B − V )).
Le curve di cui stiamo parlando non rientrano in questa famiglia e si dicono anomale. Si tratta di definire e
quantificare le caratteristiche dell’anomalia per risalire ai fattori responsabili della stessa e chiarire quindi,
la natura e le proprietá delle polveri, evidenziandone eventuali connessioni con l’ambiente.
Risultati: In un lavoro precedente abbiamo definito le caratteristiche dell’anomalia, quantificata in una
deviazione di almeno 2σ dalla media delle linee normali, e fornito una classificazione delle curve anomale
in due gruppi a seconda che l’intensitá del bump sia inferiore (gruppo A) o superiore (gruppo B) a quella
delle corrispondenti curve normali. Abbiamo trovato una relazione tra l’ anomalia e l’emissione far-IR, in
particolare: il rapporto f12 /f100 cresce quasi linearmente dalle anomale di tipo A alle anomale di tipo B
(Fig. 10, riquadro a sinistra). Ció suggerisce che i grani responsabili del bump siano piú abbondanti lungo le
linee di vista di tipo B che di tipo A. La natura dell’anomalia si correla, quindi, con le condizioni ambientali.
In un lavoro recente abbiamo mostrato che esiste una dipendenza dell’ anomalia dalla densitá media del gas
e che, per riprodurre curve d’estinzione anomale in corrispondenza a linee di vista con nota densitá totale
di gas (N (H) = N (HI) + 2N (H2)), bisogna ricorrere ad un rapporto polveri/gas diverso dal valore medio
nella Galassia: minore per le curve di tipo A e maggiore per quelle di tipo B (Fig. 10, riquadro a destra).
2.5
2
1.5
1
0.5
0
10
20
30
Figura 10: Proprietá delle polveri in alcune linee di vista anomale. A sinistra: l’intensitá del bump (misurata dal
rapporto c3 /γ 2 ) cresce col rapporto dei flussi IRAS, f12 /f100 , al crescere dell’anomalia (curve di tipo A: cerchi vuoti;
curve normali: asterischi; curve anomale di tipo B: cerchi pieni). I minimi quadrati (linea continua) suggeriscono una
buona correlazione con coefficiente 0.87. A destra: l’andamento del rapporto polveri/gas, rispetto al valore medio nella
Galassia, per le curve anomale di tipo A (triangoli blu) e di tipo B (quadrati rossi) contro E(B-V)/N(H) normalizzato
al valore galattico, 0.17 × 10−21 mag cm2 .
3.9
27
Tomografia ionica e struttura 3-D di nebulose in espansione
Ricercatori: F. Sabbadin, S. Benetti, M. Turatto
Altri collaboratori: E. Cappellaro, R. Ragazzoni, R. O’Dell, G. Ferland
Tematica: La presenza di gas circumstellare e interstellare in espansione e’ un fenomeno tipico delle fasi
avanzate di evoluzione stellare, caratterizzate da un’intensa e prolungata perdita di massa (nebulose planetarie, gusci attorno a stelle di tipo Wolf-Rayet, LBV (luminous blue variable) e simbiotiche), o addirittura
fenomeni di tipo esplosivo (novae e supernovae). La perdita di massa delle stelle evolute occupa un posto
strategico nella fisica delle stelle e del mezzo interstellare: essa solleva problemi fondamentali (origine e
struttura dei venti, formazione ed evoluzione della polvere, sintesi di molecole complesse), gioca un ruolo
decisivo nelle fasi finali dell’evoluzione stellare, ed e’ cruciale per quanto riguarda l’arricchimento galattico
in elementi leggeri e pesanti.
Al fine di approfondire la fenomenologia e i processi fisici e chimici nelle nebulose in espansione, presso
l’Osservatorio Astronomico di Padova sono state sviluppate la tomografia ionica e la ricostruzione 3-D,
che permettono:
(a) di superare per la prima volta lo scoglio della de-proiezione nebulare,
(b) di studiare in grande dettaglio la cinematica, le condizioni fisiche (temperatura elettronica e densita’
elettronica), la distribuzione ionica e le abbondanze chimiche del gas,
(c) di confrontare ogni nebula reale con i modelli evolutivi teorici, le simulazioni idro-dinamiche, e i
codici di foto-ionizzazione.
La nostra metodologia e’ talmente nuova ed originale che le sue prime applicazioni concernono nebulose
planetarie note, brillanti e gia’ ben studiate nel passato (in alcuni casi, oggetto di centinaia di pubblicazioni).
Risultati: Vogliamo qui sottolineare l’importanza della tomografia nello studio delle micro-strutture, quali
i FLIERs (fast, low ionization emitting regions). L’accezione “FLIERs” identifica particolari condensazioni
esterne, le cui caratteristiche (bassa eccitazione, sovrabbondanza in azoto e alta velocita’ di espansione)
suggeriscono un’esotica origine e/o evoluzione. I FLIERs - identificati in una dozzina di nebulose planetarie
- sono stati oggetto di numerosi lavori (soprattutto teorici), che hanno prodotto un florilegio di ipotesi,
quali: instabilita’ al fronte di ionizzazione, pallottole stellari o nebulari, condensazioni neutre accelerate
dalla foto-evaporazione (o dall’interazione col vento veloce) e altro. L’analisi tomografica di varie nebulose
planetarie mostra che i presunti FLIERs sono normali disomogeita’ dell’inviluppo esterno (stessa cinematica
e abbondanze chimiche), il cui basso grado di eccitazione e’ perfettamente spiegabile in termini di semplice
foto-ionizzazione da parte della stella centrale.
Similmente, la tomografia di altre micro-strutture - quali BRETs (bipolar, rotating episodic jets), LIS
(small-scale low ionization structures), jets, caps, ansae ecc. per le quali si sono coniati fantasiosi acronomi
da parte degli sperimentali, e sulla cui origine ed evoluzione tanto si e’ sbizzarrita la fantasia dei teorici
- ha mostrato che in molti casi si tratta di fenomeni perfettamente interpretabili in termini di mera fotoionizzazione di una nebulosa disomogenea da parte del flusso UV dell’astro centrale.
L’accuratezza senza precedenti della tomografia e della 3-D recovery ha portato all’identificare un gran
numero di evidenze osservative che supportano l’ipotesi della ricombinazione delle nebulose planetarie; esse
sono:
(1) nell’ottico, la nebula appare molto piu’ brillante della stella centrale,
(2) presenza di un gran numero di condensazioni in assorbimento,
(3) coesistenza di specie ioniche in un largo intervallo di potenziali di ionizzazione,
(4) cinematica dell’alone,
(5) alta densita’ di materia nell’alone quasi neutro,
(6) c(Hβ) variabile attraverso la nebula,
(7) altissima temperatura e bassa luminosita’ della stella eccitatrice,
(8) temperatura di Zanstra dell’idrogeno > temperatura di Zanstra dell’elio secondo.
28
Abbiamo introdotto uno standard di ricombinazione (minimo, ma efficace) valido per l’intera classe delle
nebulose planetarie - in pratica, una combinazione dei punti (1) e (7) - dato dalla relazione:
m(V∗ )obs + logF(Hβ)obs − 1.1 × c(Hβ) > 5.0,
(1)
in cui F(Hβ)obs e’ il flusso nebulare osservato ad Hβ in erg cm−2 s−1 .
L’analisi comparativa dei dati contenuti nello Strasbourg-ESO Catalogue of Galactic Planetary Nebulae
ci ha permesso di selezionare una cinquantina di oggetti che soddisfano la relazione (1). Una metá di essi é
compatta (spesso butterfly-like), ad alta brillanza superficiale, e rappresenta giovani nebulose planetarie in
ricombinazione, eiettate e ionizzate da stelle massicce (M∗ ≥0.64 M¯ ) e fast-evolving, che hanno raggiunto
la sequenza di raffreddamento delle nane bianche. I restanti candidati sono nebulae a brillanza superficiale
medio-bassa ed estese (spesso bipolari), corrispondenti a oggetti vecchi, evoluti, otticamente spessi (almeno
in alcune direzioni) al declinante flusso UV di una stella post-AGB moderatamente massiccia (da 0.60 a 0.64
M¯ ) che si trova nella sequenza di raffreddamento delle nane bianche.
Da cio’ si evince che la fase di ricombinazione e’ tutt’altro che rara nelle nebulose planetarie, e diventa
ineludibile nel caso di una nebula massiccia eiettata e ionizzata da una stella post-AGB massiccia (i. e.
fast-evolving).
Figura 11: Mappe tomografiche di NGC 7009 ad alta (HeII, blue), media ([OIII], green) e bassa ([NII], red) ionizzazione
per i dodici angoli di posizione coperti con ESO NTT+EMMI.
Figura 12: Mappe tomografiche di NGC 6741 ad alta (HeII, blue), media ([OIII], green) e bassa ([NII], red) ionizzazione
per i nove angoli di posizione coperti con ESO NTT+EMMI (Sabbadin et al. 2005, A&A in press).
Al fine di approfondire ulteriormente le problematiche relative alle nebulose planetarie, in collaborazione
con Bob O’Dell (Vanderbilt University) e Gary Ferland (Kentucky University) stiamo attualmente combinando insieme l’analisi tomografica e 3-D con l’imaging diretto ottenuto con il telescopio spaziale Hubble
(HST proposal cycle 14).
Stiamo inoltre estendendo le applicazioni della nostra metodologia osservativa ad altre classi di nebulae
in espansione, quali: nova shells, supernova remnants, symbiotic star nebulae, Wolf-Rayet bubbles ecc..
Ulteriori informazioni e i movies degli oggetti finora analizzati si possono trovare alla pagina WEB
http://web.pd.astro.it/sabbadin, espressamente dedicata alla struttura tridimensionale delle nebulose in espansione.
3.10
Parametri stellari fondamentali dalla modellizzazione di binarie ad eclisse
Ricercatori: U.Munari
Altri collaboratori: A.Siviero (assegnista INAF-OAPd), P.M.Marrese (assegnista INAF-OAPd), R.Sordo
(assegnista INAF-OAPd), T.Zwitter (Ljubljana), E.F.Milone (Calgary), R.E.Wilson (Florida), D.Terrell
(Colorado).
Tematica: Le binarie ad eclisse costituiscono tradizionalmente il mezzo d’elezione per la determinazione
simultanea ed in unita’ assolute di parametri fondamentali quali masse, raggi, scala delle temperature,
correzioni bolometriche, etc. Nonostante gli sforzi di oltre un secolo di osservazioni, non arrivano a 65 le
binarie per le quali i parametri sono stati determinati con errori inferiori al 2%. Queste sono anche le
binarie che permettono una misura geometrica della distanza con errori dell’1%. Quattro anni fa abbiamo
cominciato l’Asiago Eclipsing Binaries Program, il cui goal é di contribuire in 5 anni tra 10 e 15 binarie ad
eclisse studiate all’1% di precisione. La fotometria fotoelettrica multibanda viene ottenuta con due telescopi
privati (uno robotizzato) mentre la spettroscopia é condotta con l’Echelle di Cima Ekar.
29
P
T0
(d)
(HJD)
(R )
(km se 1 )
m
q = m2
1
i
(deg)
a
V
e
!
T1
T2
(K)
(K)
(K)
(T1
T2 )
R1
R2
M1
M2
(R )
(R )
(M )
(M )
1
2
Mbol;1
Mbol;2
log g1 (gs)
log g2 (gs)
R1;pole (R )
R1;point (R )
R1;side (R )
R1;bak (R )
R2;pole (R )
R2;point (R )
R2;side (R )
R2;bak (R )
dHip
dorb
(p)
(p)
1.9009384 0.0000004
2448500.1612 0.0008
9.114
+23.09
0.927
77.36
0
0
6850
6560
290
6.81
7.30
1.55
1.35
1.457
1.351
3.05
3.54
4.22
4.31
0.008
0.07
0.002
0.04
15
0.07
0.07
0.018
0.016
0.004
0.004
0.007
0.007
0.01
0.01
1.545
1.565
1.552
1.562
1.346
1.359
1.351
1.357
0.017
0.018
0.018
0.018
0.016
0.016
0.016
0.016
117104
132
123 3
Figura 13: Curva di luce e velocitá radiali ottenute ad Asiago della binaria ad eclisse a doppio spettro visibile V570 Per,
scoperta da Hipparcos. L’orbita ed i parametri fisici calcolati sono riportati nella tabella a fianco. Le curve tracciate
sopra ai dati rappresentano l’orbita calcolata (Marrese et al. 2004, A&A in press, astro-ph/0411723).
Risultati: Nel 2004 è stato completato lo studio di V570 Per, una binaria scoperta da Hipparcos di grande
interesse poiché entrambe le componenti si trovano in sequenza principale nella regione dove si transita da
core completamente convettivi a quelli completamente radiativi. La letteratura offre lo studio di una sola
altra binaria ad eclisse in questo intervallo di masse. I risultati, mostrati in Fig. 13, mostrano che si sono
ottenute accuratezze di 0.2% nella temperatura, di 0.3% nelle masse e di 1.2% nei raggi. Ció comporta una
incertezza di 0.007 mag nella magnitudine bolometrica, corrispondente ad una incertezza di soli 3 pc sulla
distanza, che risulta in ottimo accordo con la parallasse di Hipparcos. La minor precisione sui raggi é dovuta
alla natura radente delle eclissi (inclinazione di soli 77◦ ), che risultano cosı́ profonde di solo pochi centesimi
di magnitudine. La metallicitá di V570 Per é determinata di [Fe/H]=+0.02±0.05 dagli spettri di Cima Ekar.
La posizione delle due componenti di V570 Per sul piano teorico (Teff , Lbol ) é stata confrontata direttamente
con le predizioni dei modelli stellari dei gruppi di Geneva, Granada, Padova e Teramo, che adottano diverse
abbondanze di elio. Nessuna di queste famiglie di tracce riesce a riprodurre esattamente gli osservabili di
V570 Per; l’accordo migliore si ottiene con il set di tracce di Teramo04, con una metallicitá di [Fe/H]=+0.07;
per le altre famiglie di tracce non si trova accordo entro la barra di errore della determinazione di metallicitá
osservativa.
3.11
30
Cinematica interna e CMD di ammassi aperti
Altri collaboratori: C. Boeche (assegnista INAF-OAPd), L. Tomasella (INAF-OAPd), R. Barbon e C.
Carrao (UNIPD).
Cinematica Interna. Continua lo studio della cinematica interna di ammassi aperti giovani con l’Echelle
di Cima Ekar. Nel 2004 é stato completato e pubblicato lo studio di M29 utilizzando 226 spettri delle 16 stelle
piú brillanti ottenuti tra il 1996 ed il 2003. Il vettore velocitá di uno dei membri indica che la stella (singola)
si é appena slegata gravitazionalmente dall’ammasso. Abbiamo rivelato 9 binarie spettroscopiche (una anche
ad eclisse ed una a doppio spettro visibile), per 7 delle quali é stato possibile ricavare la soluzione orbitale. La
massa dinamica (viriale) risulta maggiore della massa luminosa: la discrepanza é da attribuirsi da una parte
all’oscuramento parziale dell’ammasso da parte dovuta alla presenza di una nube molecolare di foreground,
dall’altra alla presenza di binarie molto ampie, non rivelate, ma che aumentano la dispersione di velocitá
osservata (σRV =1.7 km/sec). Tutte le binarie scoperte sono sufficientemente strette da sopravvivere a tipici
fly-by di altri membri dell’ammasso e non mostrano ancora segno di rilassamento orbitale. L’ammasso nel suo
complesso mostra giá segni di rilassamento dinamico e segregazione in massa nonostante l’etá giovanissima
(pochi Myr).
Figura 14: A sinistra le soluzioni orbitali per sette delle binarie spettroscopiche scoperte in M29. A destra CMD di
tre dei sei ammassi aperti studiati con fotometria South African Astron. Obs.
31
CMDs Con la pubblicazione dei risultati sugli ultimi 6 ammassi é stata portata a completamento nel 2004
l’analisi della survey UBVRI di ammassi aperti eseguita nel 1992 con il telescopio da 1m del South African
Astronomical Observatory, caratterizzato da equazioni di colore particolarmente favorevoli alla fotometria
di precisione, e ottima sensibilitá in banda U. Grazie anche all’uso di moderne isocrone, l’analisi dei conteggi
radiali e dei diagrammi magnitudine colore dei vari ammassi hanno permesso di derivare valori piú precisi
per le loro distanze, reddening (totale e differenziale), etá e morfologia della main sequence.
3.12
Risolta la disputa sulla distanza delle Pleiadi
Altri collaboratori: A.Siviero (assegnista INAF-OAPd), M.Fiorucci (assegnista INFN Perugia), C.Soubiran
(Floriac, Francia), P.Girard (Meudon, Francia).
Tematica: La distanza delle Pleiadi é stata derivata molte volte in passato attraverso fitting con isocrone;
il valore medio della distanza da questi studi era di m − M =5.60±0.04, corrispondente a 132±2 pc, e il
massimo intervallo consentito dai dati risultava essere da 127 e 141 pc. Data l’alta accuratezza generale dei
risultati di Hipparcos, la distanza di 116±3.3 pc derivata dal satellite per le Pleiadi, é stata motivo di grande
sorpresa. Questo risultato corrisponde a una differenza di quasi 0.4 mag nel modulo di distanza, e ha portato
ad una lunga serie di lavori, sia teorici che osservativi, volti a giustificarla. Ad. es., si e’ arrivato a postulare
un contenuto esagerato di elio (Y =0.37, Mermilliod et al. 1997), o che le determinazioni spettroscopiche
della metallicitá delle Pleiadi (tutte consistenti attorno a [Fe/H]=0.00±0.03) fossero gravemente in fallo per
motivi misteriosi (Castellani et al. 2002 riconciliano distanza Hipparcos e fit con le isocrone assumendo
[Fe/H]=−0.15) o che non vi sia differenza fotometrica tra le dwarfs K altamente ruotanti delle Pleaidi e
quelle non ruotanti del campo (Percival et al. 2003).
P (d)
TÆ (HJD)
a (R)
V (km se
q =Æ
i( )
e
T (K)
T (K)
2.46113400
2452903.5981
11.956
1
)
5.17
m2
0.6966
m1
78.10
0.0
9671y
1
7500
2
1
7.323
2
6.703
R1 (R)
1.81
R2 (R)
1.50
M1 (M)
2.24
M2 (M)
1.56
Mbol;1
1.26
Mbol;2
2.77
Mbol;tot
1.02
log g1 (gs)
4.27
log g2 (gs)
4.28
distan e (p)
131.9
0.00000034
0.0013
0.030
0.24
0.0034
0.21
0.002
61
0.111
0.096
0.030
0.026
0.017
0.014
0.042
0.052
0.035
0.015
0.016
2.1
Figura 15: A sinistra, curva di luce e velocita’ radiali ottenute da Asiago e OHP per HD 23642, l’unica binaria ad
eclisse nota nelle Pleiadi. A destra, la soluzione orbitale rappresentata dalla linea continua sovrapposta ai dati nelle
curve di luce e di velocitá radiale (da Munari et al. 2004, A&A 418, L31).
Risultati: Dopo che nel 2003 G.Torres ha scoperto che un membro delle Pleaidi, HD 23642, é una
binaria ad eclisse, si é subito deciso per una campagna osservativa coordinata tra Asiago e OHP al fine di
ottenere fotometria e spettroscopia molto accurate lungo tutta l’orbita. Da queste é stato possibile ottenere
una soluzione orbitale molto precisa, che ha fissato la distanza di HD 23642 in 132±2 pc. Il metodo é
32
puramente geometrico, e ha confermato in modo palese la bontá dei modelli stellari usati nel fit con le
isocrone; nello stesso tempo il risultato ha evidenziato una carenza di Hipparcos. Successivamente, un’altra
determinazione geometrica della distanza delle Pleiadi basata sulla derivazione interferometrica dell’orbita
della binaria astrometrica Atlas (la seconda stella piú brillante delle Pleiadi, Zwahlen et al. 2004, A&A 425,
L45) ha fornito il valore 132±4 pc, identico al precedente su HD 23642. A seguito di questi risultati, F. van
Leeuwen e E. Fantino dell’IaO di Cambridge hanno iniziato un riesame critico della data reduction adottata
per Hipparcos, scoperto le cause del risultato sbagliato per le Pleiadi, ed iniziato una nuova e piú accurata
data reduction di tutti i dati Hipparcos. Allo stato attuale, il nuovo schema sta iterativamente abbassando
l’errore formale delle parallassi di Hipparcos da 1 mas a circa 0.3 mas, il che permetterá alla fine di avere
delle parallassi Hipparcos significative anche per Cefeidi ed RR Lyr, troppo lontane per avere una parallasse
attendibile con la precedente data reduction pubblicata dall’ESA nell’Hipparcos Catalogue del 1997.
3.13
Evoluzione dell’eco di luce di V838 Mon e natura del progenitore
Ricercatori: U.Munari, A.Vallenari, S.Desidera, E.Giro,
Altri collaboratori: A.Siviero, P.M.Marrese e H.Navasardyan (assegnisti INAF-OAPd), A.Henden (USNO),
R.L.M.Corradi (ING, La Palma), H.Bond, N.Panagia e W.Sparks (STScI), S.Starrfield (Arizona State
Univ.), R.Wagner (LBT),
Tematica: L’esplosione di V838 Mon nel Gennaio 2002 ha marcato uno degli eventi piu’ spettacolari degli
ultimi decenni, con un’evoluzione spettroscopica assolutamente inattesa - unica supergigante nella Galassia
con lo spettro visto sin’ora solo nelle brown dwarfs - e con lo sviluppo di un fantastico eco di luce tutt’ora
visibile ed in espansione, che ha raggiunto alla fine del 2004 un diametro prossimo ai 3 arcmin. L’unico
oggetto analogo noto sembra essere l’eruzione di M31-RV avvenuta nel 1988 nella galassia di Andromeda, e
studiata in dettaglio da Boschi & Munari (2004, A&A 418, 869).
Figura 16: Il pannello a sinistra mostra la posizione delle due componenti del sistema binario V838 Mon, come
determinata dall’analisi della fotometria ottica ed IR di prima dell’outburst, confrontata con isocrone dalla libreria di
Padova per l’opportuna metallicitá (da Munari et al. 2004, A&A, in press, astro-ph/0501604). Il pannello al centro
mostra una recente immagine dell’eco di luce in banda R (ottobre 2004, diametro East-West di 2’37”). Il pannello di
destra illustra l’evoluzione in diametro dell’eco di luce, che mostra due distinte pendenze associate ad eco interstellare
e ad un’eco circumstellare (da Munari & Henden 2004, AIP Conf. Ser. in press, astro-ph/0501546).
Risultati: Abbiamo proseguito l’intensivo monitoraggio dell’ evoluzione spettroscopica e fotometrica di
questo oggetto. Inoltre, sono stati determinati vari parametri: la distanza (utilizzando vari metodi), risultata
essere pari a 10 kpc±1; il reddening, di EB−V =0.87±0.01; e le caratteristiche del progenitore. Quest’ultimo
33
era probabilmente una stella molto massiccia ed evoluta, con una massa iniziale di circa 65 M¯ , e che
durante la quiescenza era piú brillante e piú calda della compagna, una stella B3V. L’outburst del 2002
non sembra essere stato un evento terminale nell’evoluzione del progenitore, quanto piuttosto un evento
associato al bruciamento termonucleare in shell in una stella ormai evoluta verso la regione occupata dalle
WR. L’evoluzione dell’eco di luce é stata ricostruita utilizzando una serie molto omogenea di osservazioni
in banda RC eseguite con i telescopi dell’USNO. Soprendentemente, l’evoluzione temporale del diametro
mostra due andamenti nettamente distinti (vedi Fig. 16): in una prima fase l’espansione é lineare, come ci
si aspetta nel caso di uno strato di materia interstellare; successivamente il diametro mostra una andamento
parabolico, dovuto invece ad una componente circumstellare con simmetria sferica.
3.14
Variabili Cataclismiche, Novae e Simbiotiche
Ricercatori: T. Iijima
Altri collaboratori: Vari ricercatori dell’Universitá di Kyoto
Tematica: Lo studio fotometrico e spettroscopico di variabili esplosive é un settore di ricerca tradizionale
a Padova, che viene condotto utilizzando i telescopi ad Asiago e a Cima Ekar. L’obiettivo é la determinazione
dello stato fisico degli oggetti durante e dopo l’evento esplosivo.
Risultati: É stato osservato l’oggetto nova-like WZ Sge, che ha subito un fenomeno esplosivo nel Luglio
2001. Sono stati misurati svariati spettri utilizzando lo spettrografo B&C al telescopio di 122 cm in Asiago
e lo spettrografo Echelle a Cima Ekar. In collaborazione con astronomi dell’Universitá di Kyoto abbiamo
analizzato questi dati e pubblicato un articolo si PASJ. Inoltre, é continuato il monitoraggio delle variazioni
degli spettri delle stelle simbiotiche, novae ed altri oggetti relativi. L’attivitá principale svolta nel 2004
consiste nello studio di V723 Cas (Nova Cas 1995), cominciato precedentemente. I risultati includono la
determinazione dell’intervallo di tempo intercorso tra l’epoca di massima luminositá e quella di inizio della
fase nebulare, che é risultato essere pari a 18 mesi. Questo fa di V723 un oggetto estremamente raro, in
quanto ad evoluzione particolarmente lenta. Si conoscono solamente altre tre novae di questo tipo. É da
notare che gli spettri di V723 Cas sono pure peculiari; per esempio le righe nebulari di [O III] sono deboli,
mentre, si vedono le righe di emissione di [Fe IV] contrariamente a quanto accade nelle novae tipiche.
4
34
GALASSIE, AMMASSI DI GALASSIE E NUCLEI ATTIVI
Questo settore occupa un ruolo centrale nella corrente attività di ricerca svolta entro l’Osservatorio di Padova.
Una serie di specifiche ricerche è incentrata sullo studio delle popolazioni stellari delle galassie vicine, sotto
varie sfaccettature. L’accesso recentissimo a nuovi telescopi spaziali (es. Spitzer) sta poi permettendo per
la prima volta di distinguere in modo attendibile gli effetti di età da quelli del contenuto metallico delle
popolazioni stellari. Un by-product delle studio delle popolazioni stellari vicine è poi l’identificazione di stelle
variabili atte a ricostruire la storia della formazione stellare avvenuta nella galassie vicine. Allo scopo di
rimuovere i fattori che disturbano l’esatta determinazione del rate di formazione stellare (es. presenza di
polveri, emissione dovuta ad un nucleo attivo centrale) si è poi fatto ricorso a osservazioni specifiche nel
dominio radio e nell’infrarosso.
Da notare che una porzione rilevante della ricerca viene svolta nell’ambito di grandi survey frutto di consolidate collaborazioni internazionali, a partire da GAIA e RAVE finalizzate allo studio della struttura della
nostra stessa Galassia, fino ad indagini sistematiche su larghi campioni di galassie isolate o in ammassi
a vario redshift come WINGS o EDISCS. A tali progetti si affianca lo sviluppo di tecniche originali per
l’estrazione automatizzata di informazioni di natura fotometrica e/o morfologica di un numero elevato di
galassie.
Specifiche ricerche sono invece confinate a definiti campioni di galassie (o di oggetti gravitazionalmente
legati, come gli ammassi globulari), allo scopo di ricostruirne l’evoluzione col redshift (ossia all’indietro nel
tempo). Un esempio è dato dallo studio dell’evoluzione nel tempo della ripartizione delle galassie tra i diversi
tipi morfologici o del rate di formazione stellare.
Nel contesto dei processi che controllano l’evoluzione delle galassie, i ricercatori dell’OAP hanno dato ampio
rilievo a studi sui fenomeni di interazione—dal semplice accrescimento di materia ai veri e propri processi
di fusione—condotti sia da terra, sia dallo spazio.
Lo studio evolutivo delle galassie e delle loro popolazioni stellari sono stati inoltre estesi agli ammassi di
galassie fino a distanze relativamente elevate (z∼04–0.5) attraverso l’analisi degli spettri compositi di tali
agglomerati (es. progetto MORPHS); tali studi hanno permesso di stabilire come cambia il ruolo degli eventi
di formazione stellare più vistosi (starburst) nel corso del tempo. Tali eventi violenti risultano essere spesso
associati all’insorgere un nucleo galattico attivo (AGN). In quest’ultimo contesto i ricercatori di Padova si
stanno occupando della co-evoluzione degli AGN e delle galassie, un aspetto che sta assumendo un rilievo
sempre maggiore nell’indagine sulla formazione delle galassie.
Per quanto riguarda lo studio specifico della fisica degli AGN, sono state condotte inoltre ricerche finalizzate a stabilire la struttura della cosiddetta Broad Line Region, cosı̀ come sugli effetti di luminosità sulle
proprietà spettrali dei QSO. Una classe particolare di AGN è poi costituita dagli oggetti di tipo BL Lac
che, a differenza delle altre classi di nuclei attivi, sono caratterizzati da righe di emissione molto deboli. Gli
studi condotti a Padova sono finalizzati a determinarne il redshift per mezzo di spettri ad elevato rapporto
segnale/rumore.
4.1
35
Le popolazioni stellari del Gruppo Locale come strumento per comprendere formazione ed evoluzione delle galassie
Ricercatori: E. V. Held (resp. locale), G. Bertelli, L. M. Buson, E. Carretta, R. Claudi, R. Gratton, E.
Nasi, A. Vallenari, S. Desidera (bors.), M. Gullieuszik (bors.), S. Lucatello (bors.), A. Moretti (bors.), S.
Pasetto (bors.).
Altri collaboratori: I. Saviane (ESO)
Tematica e obiettivi: Questo progetto nazionale PRIN 2002 affronta il problema della formazione ed
evoluzione delle galassie partendo dallo studio del piccolo aggregato di galassie (Gruppo Locale) del quale
la nostra Galassia fa parte. Il ruolo dell’Unità di Ricerca di Padova è quello di combinare l’acquisizione di
dati sperimentali ai maggiori telescopi con lo sviluppo di strumenti teorici e interpretativi. Tra gli obiettivi
principali del progetto è lo studio della storia di formazione stellare nelle galassie del Gruppo Locale mediante
l’interpretazione di osservazioni ottico-infrarosse nonché di dati ultravioletti nell’archivio HST. Il metodo
di sintesi di popolazioni, a sua volta basato su tracce evolutive e isocrone teoriche, fornisce il principale
strumento di indagine. Il progetto prevede lo sviluppo di nuovi modelli teorici con diverse combinazioni
di contenuto di elio e diversi rapporti tra elementi α e elementi del gruppo del ferro. Gli ammassi stellari
nelle galassie vicine (LMC, M 33), in quanto popolazioni semplici, sono utilizzati come banco di prova dei
modelli interpretativi. L’indagine sperimentale non si limita alla fotometria ma utilizza la spettroscopia
di stelle nelle galassie vicine (specialmente sferoidali nane) per ricavare la distribuzione di metallicità delle
popolazioni stellari, e quindi informazioni sulla storia di arricchimento chimico delle galassie.
Risultati: Nel corso del 2004 la UdR di Padova ha avuto assegnato tempo di osservazione HST/ACS per
lo studio della galassia nana irregolare SagDIG. Il risultato più importante di questo lavoro è probabilmente
la scoperta di un “ramo orizzontale” (HB) che è proprio di stelle vecchie (9-10 Gyr) ed indica in maniera
equivocabile che SagDIG ha iniziato a formarsi in epoche antiche. È stata condotta un’indagine a grande
campo delle galassie nane sferoidali nel Gruppo Locale, utilizzando dati sia ottici che nel vicino infrarosso
per lo studio di stelle di AGB in ambienti di diversa metallicità. La ricerca di stelle variabili come tracciatori
di popolazioni stellari ha portato alla scoperta di stelle di ramo orizzontale (RR Lyrae) nella galassia nana
irregolare NGC 6822, permettendo di datare la nascita di questa galassia ad almeno 9 miliardi di anni fa.
Una variante del metodo ∆S è stata utilizzata per stimare le metallicità di variabili RR Lyrae nelle nane
sferoidali. Il metodo è stato calibrato su un campione di circa 100 RR Lyrae nella barra della Grande Nube
di Magellano. Si è ottenuta una misura preliminare della metallicità di RR Lyrae nella galassia sferoidale
Sculptor.
La UdR di Padova ha parallelamente effettuato il calcolo di un ampio set di tracce evolutive stellari a varie
metallicità e contenuto di He da utilizzare nello studio dei diagrammi colore-magnitudine della popolazioni
stellari del Gruppo Locale. In particolare è stato calcolato un set di tracce a bassa metallicità (Z=0.0001)
necessario per lo studio di popolazioni molto povere di metalli. Si è inoltre proceduto all’aggiornamento ed
ampliamento del codice usato per la sintesi di popolazione. Per studiare la cinematica interna e l’evoluzione
dinamica (in particolare per effetto di interazione) delle galassie nane satelliti della Via Lattea, la UdR di
Padova ha sviluppato un codice parallelo N-body Tree-SPH che implementa un nuovo algoritmo statistico
per il calcolo del tasso di formazione stellare e della evoluzione chimica. L’UdR di Padova ha inoltre studiato
gli ammassi delle Nubi di Magellano e in M33 sia come test dei modelli stellari che allo scopo di studiare
il processo di formazione stellare in queste galassie. Inoltre è stata analizzata la distribuzione di età e
di metallicità degli ammassi globulari nella galassia spirale M33, ottenendo con lo spettrografo multifibre
WYFFOS al telescopio WHT gli spettri integrati di oltre 80 ammassi stellari.
I principali risultati di questo progetto sono illustrati in dettaglio in specifiche schede tematiche.
Finanziamenti: COFIN2002 (P.I. M. Tosi)
4.2
36
Evoluzione delle galassie nane locali
Ricercatori: E. V. Held, G. Bertelli, M. Clemens (Post-doc), M. Gullieuszik (assegnista)
Altri collaboratori: Y. Momany (Univ. PD), L. Rizzi (Univ. Hawaii), I. Saviane (ESO), M. Rich (UCLA).
Tematica: Le galassie nane vicine (nel Gruppo Locale o nelle sue immediate vicinanze) permettono di
studiare in maniera diretta, sulla base dei diagrammi colore-magnitudine ottenuti con telescopi da terra
o con HST, la loro complessa storia di formazione stellare. I moderni metodi di ricerca basati sull’uso di
diagrammi colore-magnitudine sintetici e spettroscopia delle stelle e del mezzo interstellare permettono di
ricostruire con buona approssimazione l’andamento della loro “storia di formazione stellare” a varie età (o,
nel linguaggio cosmologico, “redshift”). Il gruppo di ricerca di Padova ha in corso un progetto a lungo
termine con l’obiettivo di studiare l’evoluzione delle popolazioni stellari (e l’arricchimento chimico) nelle
galassie del Gruppo Locale e nell’Universo vicino sia per mezzo di osservazioni a grande campo da terra che
con dati del telescopio spaziale HST. Il progetto si avvale di un ampio database di fotometria a grande campo,
nelle bande ottiche e del vicino infrarosso, e di spettroscopia di stelle individuali ottenuta a ESO-VLT.
Risultati: Il nostro gruppo di ricerca ha recentemente ottenuto tempo di osservazione HST/ACS per lo
studio della galassia nana irregolare SagDIG. Lo studio delle popolazioni stellari di questa galassia è stato
completato nel 2004. La presenza di un ramo gigante ben definito, l’identificazione di numerose stelle al
carbonio e la distribuzione nel diagramma HR delle stelle nella fase di bruciamento dell’elio, indicano per
questa galassia star-forming un’epoca di formazione stellare prolungata a età intermedie. Il risultato più
importante è probabilmente la scoperta di un “ramo orizzontale” (HB) che è proprio di stelle vecchie (∼ 10
Gyr). Questo indica in maniera certa che SagDIG ha iniziato a formarsi in epoche antiche, con implicazioni
cosmologiche sull’epoca di formazione delle galassie di bassissima metallicità.
Figura 17: La galassia nana irregolare Sagittarius (SagDIG) è stata studiata dal nostro gruppo con osservazioni
dell’Advanced Camera for Surveys del telescopio spaziale Hubble, rivelando la presenza di una popolazione stellare
vecchia di circa 10 miliardi di anni. Maggiori informazioni si possono trovare nel sito web Hubble Heritage di HST
(http://heritage.stsci.edu/2004/31/index.html).
4.3
Spitzer rimuove la degenerazione etá metallicitá delle galassie ellittiche
Ricercatori: A. Bressan, L. Buson, M. Clemens, G.L. Granato, P. Panuzzo, R. Rampazzo
37
Altri collaboratori: L. Danese (SISSA), L. Silva (INAF, OATS)
Tematica: Lo studio delle popolazioni stellari nelle galassie ellittiche é reso difficile dalla cosiddetta
degenerazione etá-metallicitá: variazioni di etá e di metallicitá in adeguate proporzioni lasciano invariato
lo spettro Ottico-Vicino Infrarosso. Bressan,Granato e Silva (1998) hanno suggerito di usare osservazioni
nel medio infrarosso per rimuovere questa degenerazione ed ottenere una visione ”pulita” delle popolazioni
stellari nelle ellittiche. L’avvento del satellite Spitzer permette ora di realizzare tale progetto di ricerca ideato
giá nel 1998. Abbiamo infatti proposto di osservare con lo spettrografo di Spitzer (IRS) la regione del medio
infrarosso delle ellittiche che definiscono la relazione colore-magnitudine dell’ammasso della Vergine e per le
quali, all’aumentare della luminositá i colori si arrossano. Anche se vi erano ragionevoli evidenze indirette
che suggerivano che il fenomeno fosse dovuto ad un effetto di metallicitá, non esisteva ancora alcun metodo
”diretto” per decifrare questo comportamento. Spitzer puó fornire orA una spiegazione immediata, poiché
puo’ accedere direttamente alla regione spettrale maggiormente disturbata dalla presenza di popolazioni piú
giovani: le stelle di ramo gigante asintotico (AGB) con inviluppi polverosi.
Risultati: Il proposal (preparato da un team interamente italiano) é stato accettato al Cycle 1 di Spitzer
ed i risultati preliminari delle osservazioni delle prime quattro ellittiche sono mostrati in figura. L’effetto
predetto da Bressan, Granato e Silva (1998) e’ pienamente confermato dalle osservazioni di Spitzer. Inoltre, nel corrispondente diagramma colore-colore, le ellittiche osservate si dispongono lungo una sequenza
di metallicitá. Spitzer fornisce la prima prova diretta sulla natura di questa relazione. Questi risultati
sono accompagnati da follow-up spettroscopico nell’ottico e nel vicino infrarosso con TNG, per una analisi
dettagliata dei risultati.
Figura 18: Spettri infrarossi di quattro galassie ellittiche della Vergine osservate con Spitzer IRS durante il Cycle 1.
Gli spettri sono normalizzati a quello di una pura fotosfera stellare di gigante M a 5µm e mostrano l’eccesso dovuto al
contributo delle stelle di AGB con polvere circumstellare. A destra, il corrispondente diagramma colore-colore ( etá
e metallicitá sono indicate lungo le linee) mostra ”direttamente” la sequenza di metallicitá di queste ellittiche nella
Vergine.
4.4
Stelle variabili nelle galassie del Gruppo Locale
Ricercatori: E. V. Held, M. Gullieuszik (assegnista)
Altri collaboratori: G. Clementini (Bologna), E. Poretti (Merate), L. Baldacci (Univ. Bo), L. Rizzi (Univ.
Hawaii), I. Saviane (ESO), Y. Momany (Univ. PD), H. Smith (Mich. State Univ.), M. Catelan (PUC), B.
Pritzl (NOAO)
Tematica: La presenza di stelle variabili di classi note (RR Lyrae, Cefeidi, Cefeidi Anomale) è un importante elemento di informazione per ricostruire la storia di formazione stellare nelle galassie vicine. Lo studio
delle stelle variabili permette infatti una datazione relativamente precisa delle prime epoche di formazione
38
stellare nella vita di una galassia. Questa problematica è oggetto di un progetto a lungo termine per la
ricerca e lo studio delle stelle variabili nelle galassie del Gruppo Locale, condotto in collaborazione tra vari
Osservatori (Padova, Bologna, Merate) e con vari collaboratori internazionali. Di particolare importanza è
la ricerca di stelle variabili RR Lyrae nelle galassie risolte. La presenza di RR Lyrae indica infatti che una
galassia ha iniziato a formare stelle, sia pure ad un ritmo inizialmente molto modesto, in un’epoca antica
confrontabile con quella della formazione degli ammassi globulari. A loro volta, le stelle variabili pulsanti di
altre classi aiutano a ricostruire la storia di formazione stellare a diverse epoche più recenti.
Risultati: Facendo seguito alla precedente scoperta di una significativa popolazione di variabili RR Lyrae
nella galassia nana irregolare NGC 6822, è stato presentato il catalogo completo e lo studio VLT delle curve
di luce delle stelle variabili presenti nella regione studiata di questa galassia. Nel 2004 è stato avviato un
programma di ricerca sistematica di stelle variabili a corto periodo negli ammassi globulari e nel campo
della galassia nana sferoidale Fornax. Una vasta collaborazione internazionale ha permesso di ottenere
osservazioni coordinate di eccellente qualità a vari telescopi (ESO 2.2m, Magellan e CTIO). I primi risultati
hanno condotto alla scoperta di un grande numero di stelle variabili (RR Lyrae, Cefeidi Anomale e, per la
prima volta osservate in Fornax, molte Cefeidi Nane).
CHIP6 wfi
N stars 48694
Figura 19: Diagramma colore-magnitudine calibrato di un campo della galassia sferoidale nana Fornax. I simboli
colorati mostrano la posizione delle stelle variabili pulsanti studiate dal nostro gruppo. I simboli blu e rossi indicano
stelle variabili RR Lyrae e una classe di “Cefeidi” di corto periodo e bassa luminosità, mentre i simboli gialli mostrano
le Cefeidi Nane scoperte in Fornax, e sulle quali prosegue il nostro studio.
4.5
Formazione stellare e contributo dell’AGN negli starbursts oscurati
Ricercatori: A. Bressan, M. Clemens, G. L. Granato
Altri collaboratori: S. Berta (UNIPD), A. Franceschini (UNIPD), O. Prouton, D. Rigopoulou (OU, UK),
L. Silva (OATS), J.R. Valdes (INAOE, Mex), O. Vega (INAOE, Mex).
Tematica: La comprensione della storia della materia barionica nell’Universo é complicata dalla difficoltá
di convertire la luminositá osservata nelle galassie in tasso di formazione stellare, ai diversi redshifts. A ció
contribuiscono differenti effetti, tra i quali i piú importanti sono l’attenuazione di parte o tutta la luce
delle stelle giovani da parte del materiale assorbente all’interno della galassia in esame ed il contributo alla
39
luminositá dovuto all’accrescimento di materia sul buco nero centrale (AGN). Al fine di valutare l’entitá
di questi effetti ed il loro legame con il tasso di formazione stellare, stiamo conducendo uno studio della
distribuzione di energia spettrale di un campione di sorgenti ultraluminose locali, nelle bande del vicino
infrarosso e nel radio.
Risultati: Abbiamo osservato nel vicino infrarosso con NTT SOFI, un campione di galassie ultraluminose
con redshift tale da portare la riga di emissione Paschenα nella finestra K, libera da assorbimento atmosferico.
Nonostante l’attenuazione nella regione spettrale del vicino infrarosso sia circa dieci volte inferiore a quella
della regione visibile, il tasso di formazione stellare intrinseco derivato dall’analisi della riga di emissione
Paschenα, risulta un ordine di grandezza inferiore rispetto a quanto aspettato in una galassia starburst
di simile luminosit’olometrica. Le nostre osservazioni, combinate ad altri dati esistenti in letteratura (in
¯
particolare nelle bande dal medio infrarosso al radio) mostrano che la differenza non sembra essere dovuta al
possibile contributo di un AGN, anche se oscurato. É invece possibile che il nucleo di formazione stellare, da
dove proviene la luminositá bolometrica, sia molto oscurato anche nel vicino infrarosso; o che una frazione
elevata ('80%) dei fotoni ionizzanti siano assorbiti da polvere all’interno di regioni HII. Studi futuri saranno
mirati alla soluzione di questa discrepanza.
0.3
IRAS20100-4156S
0.2
0.1
0
1.85
1.9
1.95
2
Figura 20: La galassia IRAS20100-4156 ha un tasso di formazione stellare di circa 1000 M¯/yr, stimato dalla luminosit’ınfrarossa. Con la riga Paschenα, anche dopo le correzioni di estinzione e di apertura, si stima solo il 10% di
quanto ottenuto dall’infrarosso. La situazione e’ analoga per le altre galassie osservate e si verifica anche nella riga
Braγ (Valdes et al. 2005).
Abbiamo mostrato che per identificare il contributo alla luminositá bolometrica dovuto alla formazione
stellare nelle sorgenti oscurate da polveri, sono necessarie osservazioni nella regione radio dominata dalla
componente termica. L’emissione a 22.5 GHz é dominata dalla formazione stellare in corso e osservazioni in
questa banda, combinate con altre osservazioni radio e infrarosse, permettono di separare il contributo stellare dal contributo dell’AGN. Il metodo proposto si basa sull’analisi accurata delle deviazioni dell’emissione
dalla relazione FIR/Radio, valida per le galassie con attiva formazione stellare. Stiamo applicando questo
metodo ad un campione completo di galassie ultraluminose compatte di cui abbiamo completato le osservazioni radio a 22.5 GHz.
4.6
La Cosmologia Locale con i dati della missione Gaia e del progetto RAVE
Ricercatori: U.Munari, A. Vallenari, E. Nasi
Altri collaboratori: A.Siviero (assegnista INAF-OAPd), P.M.Marrese (assegnista INAF-OAPd), R.Sordo
40
Figura 21: Distribuzione spettrale di energia della sorgente infrarossa ultraluminosa e compatta IRAS08572+3915
(linea continua superiore). Nelle bande J, H, K e’ evidente il contributo dell’AGN (linea punteggiata) che peró puó
essere quantificato solo combinando le esistenti osservazioni nel medio e lontano infrarosso, con le osservazioni radio.
La nuova osservazione a 22.46 GHz permette di concludere che circa il 60% della luminositá della galassia é dovuta
ad un intenso e giovanissimo (' 8 milioni di anni) episodio di formazione stellare (linea tratteggiata) ed il resto ad un
AGN oscurato (Prouton et al. 2004). La linea continua inferiore mostra il contributo del disco quiesciente
(assegnista INAF-OAPd), C. Chiosi (UNIPD), F. de Felice (INFN), M. Lattanzi (INAF-OATo), D. Katz
(Meudon), M.Wilkinson (Cambridge), T.Zwitter (Ljubljana), M. Steinmetz (Potsdam) F. Watson (AngloAustralian), G. Gilmore (Cambridge)
Tematica. La storia di formazione della Galassia è scritta e documentata nella distribuzione delle sue
stelle componenti nello spazio delle fasi e nella loro chimica. Ad es., streams mareali, resti dell’ingestione di
galassie satelliti, indistinguibili spazialmente nell’halo interno lo sono invece perfettamente nello spazio delle
fasi; se a questo viene aggiunta l’informazione chimica con errori tipici di ∆[Fe/H]=0.25 e ∆[α/Fe]=0.2 la
recovery rate approssima il 100% degli eventi entro 20 kpc dal Sole quando i dati astrometrici, fotometrici e
spettroscopici approssimino le precisioni attese dalla missione cornestone Gaia dell’ESA. Poter disporre di
accurate parallassi, velocita‘ spaziali e chimica per un campione completo fino alla V=20 su tutta la volta
celeste permette lo studio e l’analisi di tutte le componenti della Galassia (thin e thick disk, spiral arms,
warping, bulge, bar, halo, tidal streams, etc.) e della parte piu’ brillante delle galassie satelliti (in primis LMC
ed SMC). Capire come sono nate ed evolute queste componenti significa capire i costituenti fondamentali
delle galassie esterne, e quindi utilizzare i nostri dintorni come cosmologia locale da bootstrappare alle piu’
remote distanze.
Risultati. Gaia é la missione cornerstone dell’ESA successore di Hipparcos, che mira ad ottenere astrometria ai micro-arcsec e fotometria in 15 bande per tutte le stelle sino alla 20 mag, e spettri nell’intervallo
8480-8740 Å ad un resolving power di 11,500 per tutte le stelle sino alla 17.5 mag. La precisione delle parallassi per stelle di 15 mag sará di 10 micro-arcsec, ovvero un errore del 10% a 10 kpc di distanza. Nel 2004
hanno continuano frenetiche le attivitá in preparazione del lancio nel 2011, in attesa della Call for Letters of
Intent e Announcement of Opportunity dell’ESA attesi per l’inizio del 2005 e 2006, rispettivamente. Sono
continuate le attività di simulazione del data stream, dell‘analisi dati (di atmosfere stellari e binarie ad
eclisse), di validazione del disegno ottico (attraverso la partecipazione al Consorzio RVS). U.Munari ha continuato a ricoprire nel 2004 il ruolo di coordinatore del Working Group dell’ESA per la spettroscopia di Gaia.
41
Figura 22: A sinistra la distribuzione in coordinate galattiche delle prime 50,000 stelle osservate dalla survey spettroscopica RAVE che mira allo studio cinematico e chimico dell‘Halo (|b|≥25◦ ) della nostra Galassia (da Munari et
al. 2004, ESA-SP 576, in press). A destra la distribuzione simulata (in un contesto CDM) di come Gaia vedrà nello
spazio delle fasi gli streams fossili del merging di 100 galassie nane con l‘Halo della nostra Galassia.
Figura 23: Confronto tra la distribuzione in magnitudine e colore dei 50,000 targets RAVE osservati sino al Dic 2004 e
quella delle 14,000 nane F e G dei dintorni solari studiate nella Geneva-Cophenagen survey di Nordström et al. (2004,
A&A 418, 989). Le distribuzioni per i targets RAVE selezionati dal catalogo Tycho-2 e dalla survey SuperCOSMOS
sono indicate separatamente (da Munari et al. 2004, ESA-SP 576, in press).
RAVE è una survey spettroscopica all-sky ad alta latitudine galattica (|b|≥25◦ ) condotta con lo spettrografo 6dF a 150 fibre dell‘UK-Schmidt all‘Anglo-Australian Observatory. RAVE è simile nella risoluzione
(8500 vs 11500) e nell‘intervallo spettrale (8430-8740 vs 8480-8740 Ang) alle osservazioni che condurrà Gaia.
Le osservazioni RAVE sono al momento condotte nell‘intervallo 9≤I≤12 senza constraints sul colore, e sono
caratterizzate da una singola epoca di osservazione e alti S/N (generalmente superiori a 50). L‘accuratezza
delle velocità radiali derivate ha il picco a 1.3 km/sec, e l‘analisi χ2 fornisce risultati accurati al ∼6% in Teff ,
0.4dex in [Fe/H] and 0.9dex in log g per stelle di tipo G-K, quelle dominanti la popolazione di campo di Halo.
Nel 2004 sono state completate le osservazioni delle prime 50000 stelle e completate le routine di estrazione
automatica dei dati e sviluppate le pipeline di analisi dati, con i primi risultati scientifici di qualità molto
incoraggiante (Munari et al. 2004, in ESA-SP 576, in press). U.Munari é membro dell’executive board di
RAVE.
4.7
Proprietà di galassie a disco isolate
Ricercatori: D. Bettoni, J. Varela
Altri collaboratori: M. Moles, I. Marquez, J. Masegosa (Instituto de Astrofisica de Andalucia, Granada,
Spagna), G. Galletta (Università di Padova)
42
Tematica: Viene presentato un nuovo campione (per l’emisfero nord) di galassie isolate. Esse sono
definite in modo da non aver subito influenze nella loro evoluzione da parte di altre galassie durante gli
ultimi Gyr. Per selezionare questo campione si è considerato il rapporto logaritmico f tra le forze interne e
le forze mareali che un possibile oggetto perturbatore produce su una galassia. L’analisi di tale fattore per
le galassie nell’ammasso di Coma ci ha portato ad adottare il criterio che f≤-4.5 è tipico di galassie isolate.
I candidati sono stati selezionati dal catalogo CfA entro un volume definito da cz ≤ 5000kms−1 , latitudine
galattica > 40◦ e declinazione ≥ −2.5◦ . La lista totale contiene 203 galassie selezionate dalle iniziali 1706.
Abbiamo anche scelto, sempre dal catalogo CfA, un campione di confronto di galassie perturbate entro lo
stesso volume ma con f≥-2, per un totale di 130 oggetti.
Figura 24: A destra: distribuzione normalizzata dei tipi morfologici per galassie Isolate (tratto continuo) e Perturbate
(linea tratteggiata). A sinistra: La relazione luminosità-dimensioni per galassie isolate (cerchi vuoti) e perturbate
(cerchi pieni), le linee sono il best-fit per le due famiglie. Come si vede le galassie perturbate sono prevalentemente
oggetti brillanti e di grandi dimensioni.
Risultati: Il confronto statistico mostra come ci siano differenze significative tra i due campioni. Le
galassie spirali, e in particolare il tipo morfologico Sc, sono più frequenti tra le galassie isolate mentre le
galassie S0 sono più abbondanti tra le galassie perturbate. I sistemi isolati sembrano essere più piccoli
meno luminosi e più blu delle galassie interagenti. Troviamo anche che i sistemi barrati sono presenti con
una frequenza doppia tra le galassie perturbate rispetto alle galassie isolate, in particolare per i primi tipi
delle spirali e per le S0. Le galassie perturbate hanno LF IR /LB e Mmol /LB più alti, ma il contenuto di
gas atomico è simile per i due campioni. Le relazioni luminosità-dimensioni e massa-luminosità mostrano
andamenti simili per i due campioni, la differenza più grande è la mancanza di galassie grandi e brillanti
tra le galassie isolate accompagnata da una totale assenza di galassie piccole, deboli e di piccola massa
tra le galassie perturbate (Fig. 1). Le proprietà che si trovano per il nostro campione di galassie isolate
sembrano simili a quelle delle galassie ad alto redshift e suggeriscono che le galassie isolate di oggi potrebbero
essere oggetti che si sono quietamente evoluti, dei mattoni iniziali della formazione che sono sopravvissuti in
ambienti di bassa densità. Questo risultato è consistente con quello di Ferguson et al. (2003) che mostra come
le dimensioni di galassie a z ∼ 4 sono minori di quelle di galassie luminose e vicine. Se, come generalmente
si assume, cannibalismo e accrescimento nelle prime fasi dell’evoluzione di una galassia sono importanti per
fissare le sue proprietà come dimensioni, luminosità e massa, allora le galassie isolate di oggi dovrebbero
essere i frammenti rimasti intatti dal primo processo di formazione delle galassie.
4.8
Le surveys WINGS: stato attuale e sviluppi del progetto
Ricercatori INAF–OAPd: G. Fasano, B. Poggianti, D. Bettoni
Collaboratori locali: E. Pignatelli, M. D’Onofrio, J. Varela
Altri collaboratori: C. Marmo, M. Moles, P. Kjærgaard, W. Couch, A. Dressler
43
Tematica: Il progetto WINGS si propone di mettere a disposizione della comunità astronomica un
grande data-base sulle proprietà delle galassie in ammassi a basso redshift, allo scopo di fornire un punto
di riferimento locale per tutti gli studi evolutivi. In particolare, il progetto è finalizzato allo studio della
struttura e dello stato dinamico degli ammassi di galassie vicini, nonchè alla caratterizzazione delle proprietà fotometriche, morfologiche e spettroscopiche delle galassie, in funzione della loro posizione all’interno
dell’ammasso, della densità locale e delle proprietá dell’ammasso stesso (vedi relazione 2003).
Il campione in esame consta di 78 ammassi ed è estratto dai cataloghi ROSAT con le uniche condizioni: (i)
redshift 0.04<z<0.07; (ii) latitudine galattica |b|>20◦ ; (iii) flusso X (0.1-2.4 keV) FX ≥5×10−12 erg cm−2 s−1 .
Stato attuale: Il progetto originale (WINGS-OPT) era quello di una survey fotometrica (B,V) a grande
campo. Le osservazioni relative a questa survey sono state completate con le camere WFC@INT (La
Palma) ed WFI@MPG (La Silla). Per ciascun ammasso è stato prodotto un catalogo contenente posizioni e
parametri geometrici, strutturali e di fotometria integrata degli oggetti del campo, per un totale di ∼3×105
galassie, con limite di completezza a V∼23. Con le immagini della survey WINGS-OPT, usando i programmi
appositamente realizzati GASPHOT e MORPHOT (vedi scheda relativa), si sta ora producendo la fotometria
superficiale e la classificazione morfologica di un sotto-campione di ∼4×104 galassie relativamente grandi e
brillanti, con limite di completezza a V∼21.
Per queste galassie brillanti, alla core-survey WINGS-OPT è stata abbinata, in un sotto-campione di 55
ammassi del campione originale, una survey spettroscopica a media risoluzione (WINGS-SPE), mirata ad
ottenere il redshift ed i principali indicatori di popolazione stellare delle galassie. Anche questa survey è
stata completata con gli spettrografi multi-fibra a grande campo WYFFOS@WHT (La Palma) ed 2dF@AAT
(Siding Spring).
La presentazione dei dati della survey WINGS-OPT e del software ad essa collegato (GASPHOT e MORPHOT) è imminente, mentre l’analisi statistica dei dati fotometrici e morfologici è in corso (vedi relazione
2003). Per quanto riguarda la survey WINGS-SPE, siamo alla fase di riduzione ed estrazione dei parametri
spettrali.
Sviluppi del progetto: Allo scopo di aggiungere preziose informazioni fisiche a quelle già contenute nelle
surveys WINGS-OPT e WINGS-SPE, si sta ora procedendo alla realizzazione di tre ulteriori surveys, già
approvate dai rispettivi TAC, che ampliano il campionamento in lunghezza d’onda ed il campo di vista della
survey originale:
– WINGS-NIR, una survey di fotometria a grande campo nel vicino infrarosso (J,K) delle galassie negli
ammassi del sotto-campione WINGS-SPE, da realizzarsi con la nuova camera WFCAM@UKIRT (Mauna
Kea; prime osservazioni: Aprile 2005);
– WINGS-Hα, una survey di fotometria profonda e a grande campo, in banda Hα , delle galassie in un
sotto-campione statisticamente significativo di ammassi del campione WINGS-OPT, da realizzarsi con la
camera WFC@INT (La Palma; prime osservazioni: Maggio 2005);
– WINGS-EWF, una survey di fotometria ottica (B,V) da effettuarsi sul sotto-campione di ammassi
WINGS-SPE utilizzando il campo estremamente ampio (EWF) della camera OMEGACAM che sta per
diventare operativa al nuovo telescopio VST (Paranal; prime osservazioni: entro il 2006).
Abbiamo inoltre proposto di utilizzare la “Science Demonstration Phase” della camera LBC, montata sul
ramo UV del telescopio binoculare LBT che sta per entrare in operatività a Mount Graham (Arizona), per
uno studio pilota di fotometria UV profonda e a grande campo delle galassie in 5 ammassi della survey
WINGS. Se accettato e sviluppato, questo studio potrebbe rappresentare il primo passo di una survey
WINGS-UV che completerebbe la copertura in lunghezza d’onda del data-base WINGS.
4.9
EDISCS: the ESO Distant Cluster Survey
Ricercatori: B.M. Poggianti, C. Halliday (Assegnista Post-Doc), J. Varela (Borsista Post-Doc)
Altri collaboratori: S. White (PI), A. Aragon-Salamanca, R. Bender, P. Best, M. Bremer, S. Charlot, D.
Clowe, J. Dalcanton, M. Dantel, G. De Lucia, V. Desai, B. Fort, F. Governato, P. Jablonka, G. Kauffmann,
44
L. Mayer, Y. Mellier, B. Milvang-Jensen, R. Pello, S. Poirier, H. Rottgering, G. Rudnick, R. Saglia, P.
Schneider, L. Simard, D. Zaritsky
Tematica: Questo progetto studia l’evoluzione delle galassie e i processi che la governano raccogliendo
osservazioni di galassie di ammasso ad alto redshift e confrontandole con i modelli teorici. Questo e’ il primo
grande e sistematico studio degli ammassi di galassie a z > 0.5, spingendosi a studiare 20 ammassi fino a
z = 0.8. EDisCS (ESO Distant Cluster Survey) è stato approvato come Large Project dall’ESO con 39 notti
(14 di fotometria e 35 di spettroscopia) con lo spettrofotometro FORS2 al Very Large Telescope e 20 notti
con l’imager SOFI al New Technology Telescope. Il progetto ha ottenuto 80 orbite con l’Advanced Camera
for Surveys sull’Hubble Space Telescope nel Ciclo 11.
Risultati:
La campagna osservativa e’ stata completata ad aprile 2004 e ad oggi tutti i dati sono stati ridotti,
producendo cataloghi fotometrici e spettroscopici. I risultati ottenibili da un dataset che e’ unico per
qualità, quantità e redshift sono numerosi. I cataloghi spettroscopici e un’analisi delle caratteristiche dei
primi 5 ammassi EDisCS, comprese le loro dispersioni di velocità e un’analisi delle sottostrutture, sono stati
pubblicati in Halliday et al. 2004 (vedi fig.1). I risultati spettroscopici sono inoltre serviti per lo studio del
weak lensing (Clowe et al. in press) e per portare a termine uno studio della relazione colore-magnitudine
delle galassie che ha rivelato un forte deficit di galassie rosse e deboli sulla sequenza colore-magnitudine (De
Lucia et al. 2004). L’analisi degli spettri ha inoltre permesso di studiare come varia la frazione di galassie
con formazione stellare attiva in funzione della massa del cluster e del reshift (Poggianti et al. in prep.,
vedi fig.2). La classificazione morfologica per migliaia di galassie e’ stata ricavata dalle immagini HST e ha
permesso di quantificare per la prima volta l’evoluzione da spirali a S0 a cosi’ alto redshift (Desai et al.,
vedi fig.3). Altri risultati includono le funzioni di luminosità e di massa delle galassie e uno studio della loro
evoluzione, le storie di formazione stellare e di arricchimento chimico in funzione della massa galattica e del
tipo morfologico, e il confronto con i modelli cosmologici.
Finanziamenti: Fondo per gli Investimenti della Ricerca di Base 2004-2007
Figura 25: Istogramma dei redshifts di tutte le galassie nel campo nell’ammasso cl1216 (sinistra); zoom sull’ammasso
della distribuzione in redshift (centro); diagramma Dressler-Shectman, che evidenzia la presenza di sottostrutture
(destra - i gruppi di cerchi piu’ grandi corrispondono a sottostrutture significative). In questa e nelle figure successive
si prende l’ammasso cl1216 come esempio per illustrare il tipo di risultati ottenuti per tutti gli ammassi. Da Halliday
et al. 2004, A&A, 427, 397.
45
Figura 26: Esempi della qualità e delle tipologie degli spettri di galassie con formazione stellare in atto (star-forming),
post-starburst e che evolve passivamente (passive). Gli spettri appartengono a 3 galassie membri dell’ammasso cl1216
a z=0.8.
Figura 27: Immagini FORS2/VLT (color-composite) e ACS/HST della regione centrale dell’ammasso EDisCS cl1216
a z=0.8. Da Desai et al. in prep.
4.10
46
GASPHOT & MORPHOT: automatizzare la fotometria superficiale e la classificazione morfologica di galassie
Ricercatori: G. Fasano
Altri collaboratori: E. Pignatelli, P. Cassata
Tematica: L’avvento delle camere CCD a grande campo su telescopi a terra (WFI@MPG, WFC@INT,
WFCAM@UKIRT, ecc.) e di camere CCD ad altissima risoluzione angolare sul telescopio spaziale Hubble
(WFPC2, NICMOS, ACS) ha prodotto negli ultimi anni una mole impressionante di dati 2D di galassie in
campi grandi e/o profondi, con un campionamento spaziale sufficiente ad ottenerne la fotometria superficiale
e la classificazione morfologica. Le tecniche classiche di fotometria superficiale dettagliata e di ispezione
morfologica visuale vanno usate su ciascuna galassia individualmente e richiedono una dose di interattività
del tutto improponibile se si vuole sfruttare l’informazione disponibile in ciascun campo. Nell’ambito del
progetto WINGS (vedi scheda relativa) noi siamo direttamente interessati ad automatizzare le procedure
sia per quanto riguarda la fotometria superficiale che la classificazione morfologica delle galassie.
Figura 28: Sinistra: Differenze relative tra i parametri ottenuti da GASPHOT e quelli in input per simulazioni
realistiche di ammassi di galassie. Destra: Confronto tra la classificazione morfologica visuale e quella automatica
(MORPHOT) per un campione di 1000 galassie. Le dimensioni dei punti sono proporzionali al logaritmo del numero
di galassie nel bin.
Risultati:
(i) GASPHOT (Pignatelli, Fasano e Cassata, 2004, A&A, sottomesso) è un software che sfrutta SExtractor per eseguire una serie di sezioni di una intera immagine a vari livelli di segnale, ottenendo, in un
unico run, per tutti gli oggetti che interessano e che sono presenti nel campo, l’insieme dei parametri isofotali
al variare della brillanza superficiale. Successivamente, per ciascun oggetto viene usata una legge di Sersic
2D-bivariata, convoluta con una PSF locale, per ottenere il “best-fit” simultaneo dei profili di luminosità
integrata lungo gli assi maggiore e minore. GASPHOT è quasi interamente automatico e richiede in input
solo un’immagine in formato FITS ed un catalogo di riferimento delle galassie di cui si vuole la fotometria
47
superficiale. L’estrazione della PSF (con la sua dipendenza dalla posizione) viene fatta automaticamente. I
risultati sono soddisfacenti (vedi Figura 1 sinistra) e notevolmente robusti rispetto ad altri software simili
(GALFIT e GIM2D).
(ii) MORPHOT (Fasano et al., in preparazione) è un software che analizza le proprietà statistiche dei
pixels (con segnale superiore ad una certa soglia) che compongono ciascuna galassia del campo presente in
un catalogo di riferimento. Vengono analizzate le proprietà globali e locali, fotometriche e geometriche della
distribuzione del segnale e viene individuato un nutrito set di parametri (al momento 14, ma suscettibili di
aggiornamento) sufficientemente ortogonali tra loro e che correlano con la classificazione morfologica visuale.
In questo set sono inclusi gli indici definiti da Abraham (sistema CAS) per la concentrazione, l’asimmetria
e la “clumpiness” degli oggetti. Questi estimatori indipendenti vengono combinati tra loro con una tecnica
di Maximum Likelihood per ottenere un estimatore globale del tipo morfologico, che è in grado di assegnare
una classificazione automatica nel sistema di de Vaucouleurs al 70% degli oggetti con un errore di ±1 e
all’81% con un errore di ±2 (vedi Figura 1 destra).
4.11
I sistemi di ammassi globulari: un test degli aloni di Dark Matter e della formazione ed evoluzione delle galassie
Ricercatori: E. V. Held, A. Moretti (assegnista)
Altri collaboratori: L. Rizzi (Univ. Hawaii), L. Federici, C. Cacciari (O.A. Bologna), V. Testa (O.A.
Roma)
Tematica: Lo studio degli ammassi globulari nell’Universo vicino fornisce importanti informazioni utili
a comprendere la formazione ed evoluzione delle galassie. L’origine degli ammassi stellari e il collegamento
con la formazione delle galassie a cui appartengono mostra un quadro molto complesso. Come per la nostra
Galassia, gli studi di ammassi globulari extragalattici condotti con il telescopio spaziale HST e i grandi
telescopi da terra hanno mostrato la presenza di diverse popolazioni di ammassi, distinte per contenuto
metallico e orbite nel potenziale della galassia.
L’obiettivo è capire a quali epoche di formazione corrispondano queste sotto-popolazioni, e confrontare
i risultati sperimentali con diversi modelli per la formazione delle galassie e la loro successiva evoluzione.
Questo obiettivo è perseguito dal gruppo di Padova-Bologna con un vasto progetto che studia galassie di vari
tipi morfologici in diversi ambienti usando le moderne tecniche di fotometria a grande campo e spettroscopia
multioggetto.
Risultati: Nel corso del 2004 è proseguito lo studio degli ammassi stellari in varie galassie. In particolare
sono stati analizzati gli spettri di circa 80 ammassi globulari nella galassia spirale M 33, ottenuti con lo
spettrografo multifibre WYFFOS del telescopio WHT. Diversamente da quanto accade nella nostra Galassia,
gli ammassi di M 33, come quelli della Piccola Nube di Magellano, si sono formati in un lungo intervallo
di tempo. La nostra analisi ha permesso di misurare la distribuzione di età e metallicità di un notevole
campione di ammassi stellari.
Inoltre sono state ottenute nuove osservazioni con lo spettrografo multioggetto VIMOS al VLT del sistema
di ammassi globulari in IC 1459, una galassia ellittica peculiare.
48
Figura 29: Distribuzione degli ammassi globulari in M 33 osservati con lo spettrografo multifibre WYFFOS al telescopio
William Herschel. I diversi simboli indicano diverse configurazioni osservative. L’immagine è stata costruita a partire
da osservazioni di archivio ottenute con il mosaico di CCD (CFH12K) del telescopio Franco-Canadese.
4.12
49
Evoluzione morfologica delle galassie fino a z∼2
Ricercatori INAF-OAPd: G. Fasano
Collaboratori locali: P. Cassata, A. Franceschini, E. Pignatelli, G. Rodighiero
Altri collaboratori: A. Cimatti, E. Daddi, L. Pozzetti, M. Mignoli, A. Renzini
Tematica:
La morfologia delle galassie nell’Universo locale è il risultato di diversi processi che regolano la loro
formazione ed evoluzione: merging di aloni di materia oscura, dissipazione, fasi di intensa formazione stellare, attività nucleare, interazione con l’ambiente, ecc.. Tuttavia, l’importanza relativa di questi processi
nel determinare le diverse morfologie resta in gran parte sconosciuta. Studiare l’andamento delle frazioni
morfologiche al crescere del redshift è certamente un mezzo efficace per contribuire alla soluzione del problema. I dati finora raccolti indicano una forte crescita delle morfologie irregolari con il redshift a spese sia
delle ellittiche che delle spirali regolari. In particolare, solo il 30% degli EROs (Extremely Red Objects)
selezionati ad alto redshift in banda K (campione K20) risulta corrispondere a galassie di morfologia earlytype, la gran parte del campione essendo composto da oggetti irregolari con intensa formazione stellare e
fortemente arrossati da polveri (vedi relazione 2003). Poichè le analisi quantitative fin qui effettuate possono
essere affette dal cosı̀ detto effetto K morfologico, che tende a produrre una morfologia più irregolare quando
gli oggetti sono osservati a più piccole lunghezze d’onda rest-frame (alti redshift), è importante disporre di
campioni di galassie che a diversi redshift (misurati) sono classificabili nella stessa banda rest-frame.
Figura 30: Sinistra: Esempi di effetto K morfologico su 12 galassie K20 mostrate nelle bande z (sinistra) e V (destra).
Destra: Frazioni morfologiche in funzione del redshift.
Risultati:
Noi abbiamo eseguito questo tipo di analisi sulle galassie del campione K20, usando le immagini molto
profonde e ad altissima risoluzione ottenute dalla camera ACS@HST sul Chandra Deep Field South (CDFS),
50
nell’ambito del programma GOODS/HST. In particolare abbiamo sfruttato l’ampia copertura in redshift
del campione K20 e la copertura multibanda (BViz) fornita dalla camera ACS per minimizzare l’effetto K
morfologico (vedi Figura 1 sinistra). L’analisi morfologica è stata fatta sia con metodi parametrici (GALFIT
e GASPHOT; vedi scheda relativa) che non parametrici (set di parametri CAS; Conselice 2000,2003). Mentre
questi ultimi hanno dimostrato di essere più rispondenti alla classificazione morfologica visuale, i primi ci
hanno permesso di stimare i raggi di scala delle singole galassie. I principali risultati di questa indagine sono
i seguenti:
(i) al crescere del redshift da zero a due, la frazione di galassie classificabili come early-type (E/S0; anche
peculiari) o spirali (anche perturbate) tende a diminuire, soprattutto per le spirali (dal 55% al 20%), mentre
quella delle galassie irregolari tende a crescere (dal 20% al 70%). Questa conclusione appare certa, a dispetto
delle incertezze dovute alla scarsa statistica (vedi Figura 1 destra);
(ii) al crescere del redshift le galassie early-type mostrano una debole tendenza a ridurre le loro dimensioni, mentre le spirali e le irregolari mantengono invariata la loro grandezza caratteristica;
(iii) la frazione di galassie in fase di merging cresce al crescere del redshift, indipendentemente dal metodo
usato per calcolarla (criterio di asimmetria, statistica delle coppie).
4.13
Storia della formazione stellare e proprietá fisiche del gas ionizzato in galassie
early-type
Ricercatori: (OAPd) Roberto Rampazzo, A. Bressan;
Altri collaboratori: F. Annibali, L. Danese, M. Longhetti e W.W. Zeilinger
Allo scopo di costruire un data base spettroscopico per lo studio di galassie early-type ad alto redshift
é in corso un progetto che si avvale di un dataset di 50 galassie brillanti nell’Universo vicino, osservate in
modo omogeneo ad ESO compionando la famiglia delle E-S0 con emissione, principalmente in ambienti a
bassa densitá di galassie. Il campione é biased verso oggetti nei quali ci si puó aspettare la presenza di
una recente formazione stellare, almeno in un piccolo ammontare, data la presenza di righe di emissione.
Quest’ultima potrebbe essere prodotta da una combinazione di attivitá nucleare e formazione stellare.
L’analisi degli spettri e la modellizzazione viene condotta a diverse distanze galattocentriche su 7 aperture
pesate in luminositá Per ciascuna apertura e gradiente sono stati determinati 21 indici nel sistema Lick-IDS
“standard” (Trager et al. 1998) e 4 introdotti da Worthey & Ottaviani (1997). Il primo lavoro ha lo scopo
di caratterizzare globalmente le popolazioni stellari (Rampazzo et al. 2005, A&A, in press).
Le fasi successive del progetto in corso prevedono la modellizzazione degli indici con calibrazione di nuovi
modelli per investigare etá e metallicitá della popolazione stellare, lo studio e la modellizzazione delle righe
di emissione in funzione della distanza-galattocentrica.
4.14
Evoluzione delle galassie in ambienti a bassa densitá
Ricercatori: Roberto Rampazzo, E.V. Held
Altri collaboratori: P. Amram, S. Bagarotto, J. Boulesteix, P. Focardi, R. Grützbauch, H. Plana, F.
Pierfederici, G. Trinchieri e W.W. Zeilinger
Tematica: Osservazioni e simulazioni convergono nell’evidenziare come l’evoluzione delle galassie sia
legata a fenomeni di interazione, da semplici accrescimenti di materia tra galassie a vere e proprie fusioni tra
galassie, avvenuti durante la loro storia evolutiva. Lo studio é indirizzato in particolare alle galassie earlytype, nell’Universo vicino, in ambienti a bassa densitá di galassie quindi membri di gruppi poveri, binarie
fisiche e galassie isolate. Dai segni morfologici (e.g. presenza di strutture fini: shells, etc) cinematici (e.g.
contro-rotazioni, disaccoppiamento gas-stelle, etc.) e dalla complessa fenomenologia legata all’interazione
tra galassie (e.g. formazione stellare indotta, innesco di attivitá nucleare, etc.) si tenta di ricostruire il
quadro complessivo dell’evoluzione di una galassia e di inferire una possibile influenza dell’ambiente dal
51
confronto con campioni di galassie in ammasso.
Risultati:
[1] Cinematica 2D del gas ionizzato in galassie interagenti
Le riserve di gas, interne o acquisite, giocano un ruolo fondamentale nell’evoluzione secolare delle galassie
dato che possono in caso di interazione innescare (o far aumentare l’efficienza) episodi di formazione stellare
o attivitá nucleare. Utilizzando dati Fabry-Perot é stato condotto uno studio della cinematica del gas
ionizzato in 5 coppie di galassie con diverso grado di interazione: da sistemi interagenti tipo M51(Arp 70 ed
Arp 74) ad oggetti fortemente perturbati (WBL 366, RR24) ed in corso di fusione (Arp 299). Le osservazioni
suggeriscono che tutti i sistemi studiati sono ancora in una fase iniziale della loro interazione. Nonostante
questo, sia la distribuzione che la cinematica del gas ionizzato sono fortemente influenzate dall’interazione
in atto. In Figura 1 é mostrata la cinematica del gas ionizzato in uno dei sistemi vicini piú luminosi in IR,
Arp 299, che presenta un flusso di gas ionizzato tra i due nuclei.
Lo studio della cinematica del gas e la presenza flussi di gas ionizzato tra nuclei (vedi Fig.1) ha portato
alla preparazione di un proposal al 3.6m ESO che ha ottenuto tempo nel Periodo 74 per lo studio polarimetrico della struttura del campo magnetico nelle galassie interagenti (in collaborazione con C. Bonoli, E. Giro,
C. Pernechele). I dati sono giá stati ottenuti e sono in corso di elaborazione. La conoscenza del campo di
velocitá ci permetterá di confrontare direttamente le zone di flusso di gas e la struttura del campo magnetico
(CM). Lo studio di incontri tra galassie con caratteristiche ben note fornirá informazioni circa le condizioni
necessarie perché la struttura del CM segua i flussi di gas e quindi l’evoluzione del CM in condizioni di
instabilitá gravitazionale rapidamente variabile.
[2] Proprietá fotometriche ottiche di galassie con shell
La modellistica corrente considera le strutture a shell presenti in una frazione considerevole (16.5%)
delle galassie early-type nel campo dei forti indicatori o di accrescimento/fusione tra galassie o di un recente
episiodio di interazione. E’ stato condotto uno studio fotometrico di 5 galassie con shell per ottenere le loro
proprietá strutturali, la distribuzione luminositá ed il colore delle shell. Tra le altre galassie é stata studiata
anche NGC 474, membro di Arp 227, mostrando che la distribuzione di luminositá delle shell é incompatibile
col fatto che quest’ultime siano state prodotte dall’interazione con il compagno, NGC 470. L’ipotesi piú
probabile é siano il prodotto dell’accrescimento di un compagno di piccola massa. Arp 227 deve pertanto
essere stata almeno un tripletto in passato.
Una collaborazione sul tema dell’evoluzione delle galassie con shell ricche di gas freddo (HI e CO) ha
portato allo sviluppo di un proposal Galex (P.I. dr. D. Bettoni) che la ottenuto tempo di osservazione
per 5 galassie. Scopo del progetto é lo studio della formazione stellare indotta direttamente rivelata dalle
osservazioni nel far UV. Al momento solo due oggetti sono stati osservati.
[3]Proprietá fotometriche e spettroscopiche di gruppi poveri e coppie. Studio della componente X diffusa
e dell’ambiente di binarie fisiche del tipo E+S. Analisi del gas caldo (X-ray) in galassie isolate con shell.
Prosegue il lavoro dedicato all’analisi fotometrica multibanda di strutture di galassie nel campo con
particolare attenzione ai gruppi poveri e dispersi. Si pensa che all’interno di questi gruppi, aggregati tipici del
campo, avvenga la formazione di sottostrutture piú compatte, come i gruppi di Hickson, che via via evolvono
formando galassie ellittiche isolate. E’ questo il tema dello studio del gruppo NGC 4756 in cui e’ stata
evidenziata la presenza di una sottostruttura all’interno del gruppo con le caratteristiche sia fotometriche
che di distribuzione spaziale (redshift inclusi) di un gruppo di Hickson. Il gruppo, unico nel suo genere,
é dominato da NGC 4756 una ellittica “bona fide” imperturbata a 7.5’ dal sottogruppo. Tutti i segni di
interazione sono concentrati nel sottogruppo, inclusa attivitá di tipo Seyfert in uno dei 4 membri.
Il progetto ha giá acquisito immagini XMM per due coppie RR 143 e RR 242 (Rampazzo et al. 2004,
ANS, 325, 58) e si propone di vagliare l’ipotesi che vede queste coppie come una tappa intermedia nel
processo di coalescenza di un gruppo. La componente X-diffusa associata alla E, rivelata in alcuni gruppi,
52
puó essere un indicatore dello stato evolutivo della coppia e del suo ambiente. La mappatura profonda 3D di
possibili galassie nane associate alla coppia dominante é cruciale per inferire non solo lo stato evolutivo della
coppia ma anche i driver dell’evoluzione delle galassie nel campo. Il progetto quindi include lo studio degli
stessi campi X con immagini al 2.2m ESO WFI ed é in una fase avanzata di elaborazione delle immagini.
Il progetto si propone di studiare anche ellittiche di campo, che in uno scenario di evoluzione gerarchica possono rappresentare la fase finale dell’evoluzione di un gruppo. Le osservazioni XMM (Cycle 3, PI
dr. G. Trichieri) per lo studio della emissione X in galassie con shell sono state completate di recente con
l’osservazione di tre oggetti. Il progetto si popone di verificare se le galassie ellittiche isolate con struttura
a shell possono essere il residuo della fusione di coppie di galassie. Un primo oggetto Ap227 é in fase di
studio utilizzando, oltre a dati XMM, osservazioni Fabry-Perot in Hα, HI e CO(1-0). Lo studio multibanda
si prefigge di ricostruire l’evoluzione di questa coppia in cui la galassia S0 mostra un complesso sistema di
shell probabilmente indotte dall’acquisizione di un piccolo compagno (vedi Sezione 2). Questi fenomeni di
acquisizione/fusione (e.g. con nane nel gruppo) potrebbero essere il motore dell’evoluzione secolare delle
galassie.
Finanziamenti: Accordi bilaterali Italia-Austria Ministero degli Affari Esteri 2004-2005
4.15
Il contenuto di gas in galassie peculiari: Sistemi fortemente interagenti
Ricercatori: D. Bettoni
Altri collaboratori: V. Casasola G., Galletta (Università di Padova)
Tematica: Proseguendo lo studio sistematico del mezzo interstellare di diverse categorie di galassie, con
l’intenzione di definire meglio le loro proprietà globali e comprendere i processi che le determinano, abbiamo
analizzato le caratteristiche del gas e delle polveri di un campione di 1038 galassie interagenti. Le proprietà di
queste galassie sono state inserite in un catalogo che considera le masse di polvere, gas atomico e molecolare
e infine la luminosità X.
Risultati: Sono state definite le proprietà globali del contenuto di gas in questo campione di galassie
interagenti per la polvere ’tiepida’ a 40 K, il gas atomico, il gas molecolare e l’emissione globale di raggi X.
Tali dati sono stati confrontati con le prorietà del gas in galassie normali (Bettoni et al. 2003, A&A, 405,
5). Le galassie che fanno parte di questo studio sono come uno zoo che contiene diversi tipi di oggetti. Si va
da galassie viste durante un incontro ravvicinato a sistemi in ”merging” (Le Antenne) fino a oggetti isolati
ma che ancora sono appaiono disturbati da un recente incontro. Il principale risultato è che le galassie
interagenti o con morfologia disturbata hanno sempre più gas delle galassie normali, e che questo gas è
principalmente in forma di gas atomico nei sistemi E e S0 mentre è in forma di gas molecolare per galassie
dei tipi morfologici più avanzati. La luminosità X risulta essere più alta per tutti i tipi morfologici.
4.16
Studio di Galassie “Post-merger00 nell’Ultravioletto
Ricercatori: L.M. Buson, A. Bressan
Altri collaboratori: F. Bertola (Dip. Astr. PD), D. Burstein (USA), M. Cappellari (Leiden Obs. The
Netherlands).
Tematica: Il gruppo ha condotto uno studio sulla galassia ellittica gigante NGC 5018. Tale oggetto, oltre
ad essere morfologicamente disturbato, risulta essere privo nell’ultravioletto della tipica risalita del flusso al
di sotto di λ 2000 Å (“UV-upturn00 che caratterizza le popolazioni stellari evolute
53
Figura 31: (pannello a) Immagine DSS di NGC 3690 (Arp 299a + b rispettivamente i nuclei est ed ovest nella figura).
(pannello b) Immagine monocromatica in Hα. (pannello c) Ingrandimento dell’immagine in Hα che mostra i due
nuclei interagenti: le misure di velocitá mostrate in nove differenti zone mettono in evidenza un flusso di gas tra i due
nuclei. (pannello d) Campo di velocitá globale del gas ionizzato con sovrapposti i contorni del continuo stellare.
Risultati: Il confronto degli spettri UV ottenuti—sia per NGC 5018 che per M32—attraverso l’apertura
ovale (1000 ×2000 ) dell’International Ultraviolet Explorer (IUE) e analoghi spettri ottenuti attraverso un’apertura
di diametro enormemente inferiore (<100 ) con il Faint Object Spectrograph (FOS) a bordo di HST (Fig. 2),
indicano che le popolazioni stellari che dominano la luce nel mid-UV (ossia le stelle cosiddette di “turn-off00 )
sono indistinguibili a qualunque scala spaziale e che quindi NGC 5018 è uniformemente dominata di stelle di
età pari a circa 3 miliardi di anni, bench/’e di metallicità leggermente diversa di quella di M32. La naturale
conclusione è la quasi totalità delle stelle di NGC 5018 si è effettivamente formata di recente, sotto forma di
un grande “merger” le cui tracce sono tuttora molto evidenti. In altre parole NGC 5018 è un raro esempio
di ellittica gigante giovane.
4.17
Nuovi risultati della collaborazione MORPHS: spettri compositi di ammassi di
galassie lontane
Ricercatori: B.M. Poggianti
Altri collaboratori: A. Dressler, A. Oemler, I. Smail, S.C. Trager, S. Shectman, R.S. Ellis, W. Couch
54
Figura 32: A sinistra: confronto tra i valori medi dei dati del gas tra galassie interagenti e galassie normali in funzione
del tipo morfologico. Dall’alto al basso abbiamo log Mdust /LB , log MHI /LB , log MM ol /LB e log LX /LB . A destra
Il rapporto tra gas molecolare e atomico rispetto al tipo morfologico. I rapporti medi per le galassie interagenti sono
confrontati con quelli delle galassie normali (Bettoni e et al. 2003) e un campione misto da Casoli et al. (1998).
Tematica: Nell’ambito della collaborazione a lungo termine del gruppo MORPHS, che è iniziata con il
primo lavoro di Dressler et al. (1997) e che si propone di studiare l’evoluzione delle galassie in funzione
dell’ambiente a redshift intermedi (z ∼ 0.4 − 0.5), nel 2004 sono stati portati a termine due lavori. Nel primo
di questi si sono analizzati gli ”spettri compositi” di ammassi di galassie combinando gli spettri integrati di
galassie individuali di 8 ammassi a redshift intermedio del dataset MORPHS, che sono stati confrontati con
un campione di 12 ammassi dell’Universo locale (Dressler et al. 2004). Nel secondo lavoro, in fase di stesura,
si è utilizzato il mosaico HST di uno di questi ammassi, a z ∼ 0.4, per studiare le ”periferie” dell’ammasso.
Le regioni esterne degli ammassi e i filamenti che vi convergono sono proprio le regioni di transizione in cui
le galassie, nel paradigma cosmologico gerarchico attuale, accrescono sugli ammassi e risentono per la prima
volta di un cambio drammatico delle condizioni ambientali.
Risultati: L’alto segnale/rumore degli spettri compositi permette di studiare in dettaglio e in modo
robusto le caratteristiche spettrali delle popolazioni galattiche e la loro evoluzione con il redshift. Si e’
trovato (vedi figura) che in media le galassie di ammasso a redshift intermedi hanno righe di Balmer e
in emissione piu’ pronunciate degli ammassi vicini, indicando una presenza di starbursts in proporzione
maggiore. Le variazioni da ammasso ad ammasso ad una data epoca risultano minori degli andamenti
con il redshift, e questo suggerisce che l’evoluzione cosmica sia infatti il fattore principale che determina
l’andamento delle storie di formazione stellare negli ammassi.
55
Figura 33: Sinistra: Pannello in alto: Spettri IUE e FOS della regione centrale di M32 e del bulge di NGC 5018.
Pannelli in basso: divisione di ciascuno spettro per gli altri. Tutti i grafici e i rapporti sono espressi in termini di
logaritmo del flusso. Destra: Eccesso di colore E(V − I) di NGC 5018, ottenuto con osservazioni HST. All’immagine
sono sovrapposte le posizioni delle aperture IUE (ovale) e FOS (circolare). observations. La figura è orientata col
Nord in alto e l’Est a sinistra.
DGhiz Field
Morphs field
Morphs average
A851
DGhiz
DS field
Morphs k
DS average
DS Ellipticals
Morphs sample <z> = 0.442
DS sample <z> = 0.044
3700
3800
3900
4000
4100
4200
1
10
Figura 34: Sinistra Spettri compositi di 5 ammassi di galassie a z ∼ 0.5 (i cinque in alto) e 5 ammassi a z ∼ 0 (i cinque
in basso). Destra Le larghezze equivalenti delle righe spettrali [OII] e Hδ misurate a partire dagli spettri compositi di
ammassi di galassie a z ∼ 0.5 (croci) e z ∼ 0 (cerchi riempiti). Da Dressler et al. (2004).
4.18
56
Evoluzione cosmica delle galassie ospiti di QSO
Ricercatori: R. Falomo
Altri collaboratori: A. Treves B. Sbaruffatti (Insubria,CO), J. Kotilainen (Turku,FIN), R. Scarpa (ESO)
Tematica: Lo studio dei processi di formazione ed evoluzione delle galassie rappresenta uno dei maggiori
temi della moderna astrofisica. Questo studio e’ strettamente collegato a quello relativo ai processi di
crescita ed evoluzione di buchi neri super massicci che si trovano nei centri delle galassie ed ai fenomeni di
attività nucleari ad essi connessi. Varie osservazioni come l’evoluzione cosmica osservata nella popolazione
dei quasars, e la scoperta di buchi neri massicci nei nuclei di galassie non attive hanno mostrato l’evidenza
della connessione tra questi differenti processi, Questo quadro di osservazioni ha portato a sviluppare un
unico scenario per la comprensione dei processi di formazione ed evoluzione delle galassie, crescita di buchi
neri massicci e lo sviluppo dei fenomeni di attivitá nucleare. In questo contesto é di notevole rilevanza la
conoscenza delle proprietá che caratterizzano le galassie attive in varie epoche cosmiche. In particolare il
confronto di queste proprietà con quelle delle galassie che non manifestano attività nucleare in funzione del
redshift permette di determinare vincoli ai modelli di evoluzione congiunta di galassie e di formazione dei
nuclei attivi.
Risultati:
Allo scopo di studiare in modo affidabile le proprietà di galassie ospiti di quasar di alto redshift (z > 1)
abbiamo ottenuto immagini VLT (+ISAAC) in banda K per un campione di QSO con 1 < z < 2 e diverse
caratteristiche di luminositá ottica e radio. . L’analisi di una parte (17 oggetti) di questo campione (oggetti
di alta luminosità nucleare) mostra che sia radio loud (RLQ) sia radio quiet (RQQ) quasars si trovano in
galassie di grande massa ( luminositá ∼ 2– 5 L∗ ) che seguono una evoluzione passiva Le galassie ospiti di
RLQ sono sistematicamente piú luminose di quelle dei RQQ e la differenza non dipende dall’epoca cosmica.
Le osservazioni per un analogo campione di QSO di bassa luminosità nucleare sono in fase di completamento.
Per poter indagare il comportamento di oggetti a z > 2 abbiamo esteso questo programma ad oggetti
osservabili con l’ausilio di ottiche adattive (VLT + NAOS-Conica; vedi esempio in Figura). Queste osservazioni hanno permesso di studiare in modo affidabile le proprietà di una galassia ospite di un quasar radio
posto a z ∼ 2.6 e dimostrare la fattibilità di queste osservazioni. Ulteriori osservazioni di QSO a z > 2 con
VLT e ottica adattiva sono in fase di completamento. L’insieme dei dati sino ad ora raccolti non mostrano
evidenze di una sensibile diminuzione di massa delle galassie (almeno fino z ∼ 2.5) come previsto dai modelli
di formazione gerarchica delle strutture galattiche ed in accordo con i risultati recenti sulle proprietà delle
ellittiche ad alto redshift.
Finanziamenti: FIN-INAF 2003-05
Figura 35:
Sinistra: Esempio di QSO a z=2.5 osservato in banda K con VLT+NACO in vicinanza (1 arcsec) di una galassia. Destra: L’evoluzione della
luminosità delle galassie di quasars da z=0 a z=2.6 derivata da vari studi di quasars Le linee rappresentano l’evoluzione aspettata per una galassia ellittica con
luminosità pari a M∗ , M∗ -1 and M∗ -2. confrontata con quella prevista per galassie ellittiche. Le nuove (e uniche) misure per QSO radio a z ∼ 2.5 ottenute con
VLT+NACO sono confrontate con i valori medi derivati da campioni a z < 2 (vedi: Falomo et 2004)
57
Figura 36: Correlazione tra la FWHM e lo spostamento
verso il blu della riga del Civλ 1549 per sorgenti radio quiete, la cui componente larga di Hβ soddisfa alla condizione
FWHM(HβBC ) ≤4000 km s−1 sources. La linea continua
mostra un fit ai minimi quadrati.
4.19
Parametri Osservativi & di Accrescimento dei Nuclei Galattici Attivi
Ricercatori: Paola Marziani, Massimo Calvani
Altri collaboratori: J. W. Sulentic (U. of Alabama) R. Zamanov (John Moores Univ), D. Dultzin (IAUNAM), R. Bachev (U. of Alabama)
Tematica: Numerosi aspetti fondamentali legati alla natura dei quasar sono problemi aperti. Tra di
essi vi sono la varietà delle proprietà spettrali ottiche ed UV e la struttura della regione di emissione delle
righe larghe, la Broad Line Region (BLR). Abbiamo cercato di analizzare l’influenza dei parametri fisici
caratteristici di ogni sistema con accrescimento di materia su un oggetto compatto (nel caso dei quasar, la
massa del buco nero supermassiccio, il rapporto di Eddington, lo spin, e l’angolo formato tra la visuale e l’
asse del disco di accrescimento) sulle proprietà delle righe di emissione e del continuo e sulla struttura della
BLR.
Risultati: L’obiettivo finale è poter risalire ai parametri fisici direttamente dallo spettro ottico ed UV
osservato ed alla struttura delle BLR, ed è ancora da raggiungere. Nel corso del 2004 abbiamo esteso uno
schema evolutivo che unifica le Narrow Line Seyfert 1 e quasar con profili di righe estremamente allargati
e doppiamente piccati come oggetti il cui valore del rapporto di Eddington è rispettivamente minimo e
massimo, passando attraverso sorgenti più comuni e con proprietà meno estreme. L’elaborazione di questo
schema può aiutare a definire meglio l’utilizzazione dell’allargamento dei profili per la stima della massa del
buco nero. La determinazione della massa basata su un’unica osservazione delle righe fornisce valori che sono
soggetti ad una grande incertezza, anche un fattore 10 per i singoli oggetti, ed un ovvio obiettivo è quello di
migliorarne l’accuratezza. Attraverso una dettagliata analisi dei profili delle righe si può cercare di verificare
se l’assunzione di moto viriale o rotazionale è almeno in prima approssimazione corretta, e di stabilire delle
correzioni nel caso che non lo sia. Inoltre, stiamo analizzano le proprietà strutturali della BLR in termini
di un disco di accrescimento sottile ed una regione in cui il disco è frammentato in nubi autogravitanti. In
questo ambito stiamo riconsiderando gli effetti di un vento associato al disco di accrescimento sui profili
delle righe di alta e bassa ionizzazione. La figura mostra una correlazione tra lo spostamento verso il blu e
la larghezza della riga del Civλ 1549. La correlazione fornisce una delle prove piú dirette della presenza di
outflow sistematico (probabilmente un vento) per il gas che emette le righe di alta ionizzazione.
4.20
58
Effetti di luminosità sulle proprietà spettrali dei QSO
Ricercatori: Paola Marziani, Massimo Calvani
Altri collaboratori: J. W. Sulentic (U. of Alabama) R. Zamanov (John Moores Univ.), D. Dultzin (IAUNAM), R. Bachev (U. of Alabama), M. Della Valle (Arcetri).
Tematica: I quasars sono caratterizzati sia da una grande dispersione in luminosità, sia dall’ assenza di
indicatori spettroscopici che siano fortemente dipendenti dalla luminosità. Tuttavia, lo studio delle correlazioni tra proprietà spettrali ottiche, IR, UV ed X dei quasar ha conseguito notevoli progressi identificando,
anche attraverso un’analisi dei parametri spettroscopici con il metodo delle componenti principali, due insiemi di correlazioni particolarmente robusti: le correlazioni legate al cosidetto Autovettore 1, e quelle legate
all’ effetto Baldwin (anticorrelazione tra larghezza equivalente delle righe di alta ionizzazione e luminosità
del continuo).
Figura 37: L’effetto Baldwin dal campione di osservazioni HST studiato da Bachev et al. 2004, ApJ 617, 171, e Calvani
et al. 2004, MemSAItSuppl, 5, 233. A sinistra: la dipendenza della larghezza equivalente della riga Civλ1549 dalla
luminosità; al centro: la dipendenza dello stesso parametro dal rapporto tra luminosità bolometrica e massa del buco
nero. I cerchietti pieni rappresentano oggetti radio quieti, i cerchietti vuoti quelli radio forti. Il pannello di destra
mostra gli stessi parametri ma con i valori mediani appropriati per i tipi spettrali definiti da Sulentic et al. 2002, ApJ,
566, L71.
Risultati: Questo studio è attualmente nelle sue fasi preliminari. Abbiamo verificato che la dipendenza
dalla luminosità di importanti parametri osservativi come molte proprietà delle righe di bassa ionizzazione
è estremamente debole. Questo risultato è stato ottenuto analizzando la regione spettrale di Hβ in quasar
di redshift z > 1, ottenuti con risoluzione e rapporto S/N eccellenti, e associando le misure ad un esteso
data-base di osservazioni a redshift z < 1. Inoltre, è stato possibile caratterizzare in modo migliore l’effetto
Baldwin: come si vede dalla figura, la correlazione meglio definita si trova tra la larghezza equivalente ed
il rapporto di Eddington. Nel corso degli ultimi anni abbiamo anche mostrato come numerose proprietà
osservate (come i profili delle righe) dipendano fortemente dal rapporto di Eddington. Questo risultato, a
sua volta, ci induce a proseguire la ricerca di una opportuna combinazione lineare di parametri osservati
che consenta di isolare il rapporto di Eddington e la massa del buco nero per poi risalire ad una attendibile
stima di luminosità indipendente dal redshift del QSO.
4.21
Redshift di oggetti BL Lacertae
Ricercatori: R. Falomo
Altri collaboratori: A. Treves B. Sbaruffatti (Insubria,CO), J. Kotilainen (Turku,FIN), R. Scarpa (ESO)
59
Figura 38: Sinistra: Esempio di spettro di oggetto BL lac ottenuto con VLT+FORS. Ad elevato rapporto S/N sono
visibili le righe di assorbimento della galassia ospite. Destra: La relazione tra la luminosità della riga di emissione MG
II 2800 ed il continuo. Il confronto con altre classi di oggetti non-beamed puo’ fornire informazioni sulla rilevanza del
beaming.
Tematica: Gli oggetti di tipo BL Lac (BLL), a differenza delle altre classi di nuclei galattici attivi,
sono caratterizzati da righe di emissione molto deboli che in molti casi non sono rivelabili negli spettri
osservati. Questa caratteristica impedisce di determinare il redshift di una frazione significativa di oggetti
appartenenti a questa classe e quindi di poterne determinarne i parametri fisici. Poiche’ tutti gli oggetti
BL Lac si trovano nei nuclei di galassie ellittiche massive i loro spettri ottici devono quantomeno esibire le
caratteristiche spettrali della galassia ospite se osservati con adeguato S/N. Allo scopo di determinare la
distanza, o un suo limite inferiore, di oggetti BLL di redshift ignoto abbiamo intrapreso un programma per
ottenere spettri con elevato rapporto S/N usando VLT + FORS.
Risultati:
Nell’ambito di questo programma osservativo, iniziato a metà 2003, sono stati sino ad ora ottenuti spettri
ottici per circa 45 oggetti. L’analisi di parte di queste osservazioni (circa 12 oggetti) e’ stata completata
(Sbaruffatti et al 2004). Il rimanente del materiale già acquisito è attualmente in fase di analisi. Queste
nuove osservazioni spettroscopiche permettono di derivare il redshift per 9 oggetti e la ri classificazione di
candidati BL Lac come QSO , galassie o stelle in altri casi. Le nuove misure di redshift, assieme a quelle
sulle righe di emissione, permettono inoltre di estendere lo studio della relazione tra luminosità della riga
MgII ed il continuo e la sua relazione con l’effetto di beaming.
5
60
ASTROFISICA DELLE ALTE ENERGIE
Nel corso degli ultimi 10–15 anni, l’avvento di satelliti con strumentazione sempre più sofisticata (a partire
da ROSAT e ASCA, per arrivare a Chandra e XMM-Newton) ha consentito di raggiungere un considerevole
miglioramento della risoluzione temporale, spaziale e spettrale delle osservazioni in banda X. Le notevoli
potenzialità offerte dai moderni strumenti hanno condotto ad importantissime scoperte, quali l’afterglow X
e ottico dei Gamma-ray Bursts (BeppoSAX), le oscillazioni quasi-periodiche del flusso X in sistemi binari
Galattici (Rossi-XTE), le righe di fluorescenza Kα del Fe nei Nuclei Galattici Attivi (ASCA), la distribuzione
spaziale dei prodotti della nucleosintesi in Supernova Remnants (Chandra). Tali scoperte hanno contribuito
a produrre un breakthrough nella comprensione di alcune fondamentali problematiche astrofisiche, quali la
natura dei Gamma-ray Bursts, i processi di accrescimento in sistemi binari Galattici e nei Nuclei Galattici
Attivi, lo studio della geometria dello spazio-tempo attorno ad oggetti collassati ed i processi stellari esplosivi.
Le ricerche nel settore Alte Energie dell’INAF-Osservatorio Astronomico di Padova sono incentrate sullo
studio di alcuni di questi temi e sono di natura osservativa, interpretativa e teorica. L’interesse maggiore è
rivolto alla comprensione dei processi di alta energia originati sia dall’accrescimento sia da eventi esplosivi
attorno ad oggetti collassati, segnatamente in sistemi binari nella nostra Galassia ed in galassie vicine, nei
Nuclei Galattici Attivi e nelle supernovae interagenti con il mezzo circumstellare. I progetti finalizzati di
medio-lungo termine attualmente attivi in questo settore sono gli stessi dello scorso anno e sono qui di
seguito elencati:
• studio delle proprietà fisiche e dei meccanismi di formazione di sistemi stellari contenenti stelle di
neutroni e buchi neri nella nostra Galassia e in galassie vicine;
• analisi dell’emissione X in supernovae interagenti con il mezzo interstellare, proprietà dei progenitori
e storia della perdita di massa durante le ultime fasi evolutive delle stelle massive;
• studio dei fenomeni energetici in nane bianche in accrescimento;
• calcolo dei profili delle righe di emissione da dischi di accrescimento attorno a buchi neri supermassivi.
Nella schede seguenti sono schematicamente riportati le tematiche ed alcuni dei principali risultati ottenuti nell’ambito di ciascuno dei questi progetti nel corso del 2004.
5.1
Stelle di Neutroni e Buchi Neri: Proprietà Fisiche e Meccanismi di Formazione
Ricercatori: L. Zampieri, R. Falomo, P. Mucciarelli
Altri collaboratori: T. Belloni (INAF-OAB), V. Bianchin (Univ. Padova), P. Casella (INAF-OAB),
M. Chieregato (Univ. Insubria), M. Cropper (MSSL, UK), J.J. Drake (SAO, U.S.A.), L. Nobili (Univ.
Padova), A. Treves (Univ. Insubria), R. Turolla (Univ. Padova), S. Zane (MSSL, UK)
Tematica: Il progetto è incentrato sullo studio delle proprietà fisiche e dei meccanismi di formazione di
sistemi stellari contenenti stelle di neutroni e buchi neri nella nostra Galassia o in galassie vicine. In questi
sistemi l’emissione avviene principalmente nella banda X e ha origine dall’accrescimento di gas sull’oggetto
compatto. I risultati di questo studio hanno profonde implicazioni sulla determinazione dei parametri fisici
(massa, raggio, equazione di stato) delle stelle di neutroni, la comprensione dei meccanismi di accrescimento
dei buchi neri, la verifica della geometria dello spazio-tempo in campi gravitazionali intensi, l’identificazione
di buchi neri di massa intermedia.
Lo scopo principale di questo progetto è la comprensione delle proprietà fisiche e dei meccanismi di
formazione di stelle di neutroni e buchi neri attraverso l’analisi delle proprietà spettrali e della variabilità di
X-ray dim, isolated neutron stars (XDINs), black hole candidates (BHCs) Galattici e ultraluminous X-ray
61
sources (ULXs) in galassie vicine. Il programma è basato sullo sviluppo della modellistica teorica in parallelo
con il confronto con le osservazioni in banda X di alcune sorgenti particolarmente rappresentative e con lo
studio nel visibile di potenziali controparti che cadono all’interno del cerchio d’errore X
Risultati: Lo studio delle ULXs si è arricchito nel 2004 con l’analisi di nuovi dati XMM della sorgente
M82 X-1 (Mucciarelli, Casella, Belloni, Zampieri & Ranalli 2005, in preparazione). Questa sorgente è una
delle ULXs più luminose (∼ 1041 erg s−1 ) e, unica ad oggi, mostra una oscillazione quasi periodica (QPO)
nello spettro di potenza del flusso X (Figura 39). L’analisi della nostra osservazione XMM e di osservazioni
di archivio fatte con Rossi-XTE ha consentito di identificare QPOs a diverse frequenze, che sembrano essere
fra loro commensurabili (1:2, 1:3, etc.). Non è ancora chiaro se si tratti di un unico QPO a frequenza
variabile oppure dello spettro di armoniche di un QPO a frequenza fissa. Anche a causa di tale incertezza,
non è sinora stato possibile identificare tale QPO con simili features osservate nei BHC Galattici, cosa che
potrebbe fornire in linea di principio un metodo indipendente per misurare la massa del buco nero presente
in M82 X-1.
Parallelamente si è proseguito lo studio delle XDINs e delle loro proprietà fisiche. Si sono analizzati
i risultati di una nuova osservazione XMM di RBS 1774 (Zane, Cropper, Turolla, Zampieri et al. 2005,
ApJ, in stampa). L’analisi spettrale e di variabilità conferma l’identificazione di tale oggetto con una XDIN,
proposta nel 2001 sulla base dell’analisi di dati di archivio ROSAT (Zampieri et al. 2001, A&A, 378, L5). Lo
spettro X è ben fittato con una planckiana a temperatura kT ' 100 eV e mostra evidenza di una feature in
assorbimento a ∼ 0.7 keV (Figure 40). A seconda che essa sia interpretata come una riga di ciclotrone degli
elettroni o dei protoni, il campo magnetico superficiale della stella risulta ≈ 1011 G o 1014 G, rispettivamente.
L’analisi dello spettro di potenza ha fornito invece evidenza di una oscillazione periodica a 9.437 s, associata
al periodo di rotazione della stella (Figure 40). Infine, la nuova e più accurata posizione XMM ha consentito
di escludere con certezza che RBS 1774 abbia controparti ottiche sino alla magnitudine ∼ 23, confermando
il limite inferiore del rapporto flusso X/flusso ottico precedente stabilito (∼ 1000).
Finanziamenti: Progetto di Ricerca di Rilevante Interesse Nazionale (COFIN-2004) dal titolo Nuove
Prospettive nell’Astrofisica delle Stelle di Neutroni e dei Buchi Neri, di cui è Coordinatore Nazionale il Prof.
A. Treves (Università dell’Insubria).
0.7
0.7
10
10
0.6
10
0.6
10
10
Leahy Power
Leahy Power
0.5
0.4
10
0.3
0.5
10
0.4
10
10
0.2
10
0.3
10
0.1
10
−4
10
−3
10
−2
10
Frequency (Hz)
−1
10
0
10
−4
10
−3
10
−2
10
Frequency (Hz)
−1
10
0
10
Figura 39: Spettri di potenza del flusso X di M82 X-1. A sinistra: osservazione XMM-Newton di maggio 2001 (31 ks;
Observation ID 0112290201). A destra: osservazione XMM-Newton di aprile 2004 (105 ks; Observation ID 0206080101).
Il QPO visibile nell’osservazione del 2001 è stato identificato per la prima volta da Strohmayer & Mushotzky (2003,
ApJ, 586, L61). Ha una frequenza ν = 54 mHz e una FWHM ∆ν = 11.4 mHz, che danno un fattore di qualità
Q = ν/∆ν ∼ 4.7. La root mean square amplitude nella banda 0.1-1.0 Hz è r =8%. Un QPO è presente anche nella
nostra osservazione del 2004, ma ad una diversa frequenza ν = 113 mHz. La FWHM, il fattore di qualità e la root
mean square amplitude di questo QPO sono: ∆ν = 24.3 mHz, Q = 4.7, r =14%. Non è ancora chiaro se si tratti di
un unico QPO a frequenza variabile oppure di un’armonica del QPO identificato da Strohmayer & Mushotzky (2003).
Le proprietà di questo(i) QPO(s) potrebbero consentire di ottenere una misura della massa del buco nero in M82 X-1.
62
Figura 40: A sinistra: spettro di conteggi nella banda 0.15-2 keV della stella di neutroni isolata RBS 1774, ottenuto con
XMM-Newton (dati delle camere EPIC pn e MOS). Il modello che fornisce il best fit (linea continua) è una planckiana
ad una temperatura kT ' 100 eV con un’absorption edge a E ' 0.7 keV. A destra: spettro di potenza del flusso X
di RBS 1774 estratto dallo stesso set di dati. È chiaramente visibile un picco ad una frequenza di ' 0.106 Hz, che
corrisponde ad un periodo di 9.437 s. La linea continua orizzontale rappresenta la soglia di rilevazione a 3σ. Il livello
di significatività della detection è 4σ (da Zane, Cropper, Turolla, Zampieri et al. 2005, ApJ, in corso di pubblicazione).
5.2
Emissione X in supernovae interagenti: storia della perdita di massa dei progenitori
Ricercatori: L. Zampieri, M. Turatto, S. Benetti, P. Mucciarelli
Altri collaboratori: E. Cappellaro (INAF-OAC), A. Pastorello (MPA, Germany)
Tematica: Nel corso della loro vita le stelle subiscono perdite di massa in diverse fasi evolutive. Se
esplodono come supernove, il materiale circumstellare arricchito dal vento stellare viene scaldato e ionizzato
dallo shock creato dall’interazione delle ejecta con il mezzo stesso. Se il gas è sufficientemente denso, tra la
posizione dello shock e del reverse shock si può originare una significativa emissione radio e di alta energia
(Lradio ∼ 1038 erg s−1 ; LX ∼ 1040 erg s−1 ), oltreché ottica.
Fenomeni di interazione delle ejecta di una supernova con il mezzo circumstellare sono relativamente
frequenti in progenitori massivi (M > 20 M¯ ). Ma solamente una quindicina di oggetti mostrano emissione
X associata all’interazione. Il modello standard che descrive tale emissione è quello di Chevalier & Fransson
(1994, ApJ, 420, 268). Gli spettri X sono caratterizzati da un tipico continuo di bremsstrahlung con
sovrapposte righe di emissione di prodotti della nucleosintesi esplosiva. Osservazioni con il satellite ASCA
di SN 1986J e SN 1993J hanno rivelato una intensa riga di emissione del ferro (riga Kα a 6.7 keV). Diverse
righe emesse dagli elementi di massa intermedia prodotti nella nucleosintesi esplosiva (Si, S, Ar, Fe) sono
state più di recente osservate con Chandra nello spettro X di SN 1998S (Pooley et al., 2002, ApJ, 572, 932)
e con XMM-Newton in quello di SN 1978K (Schlegel et al., 2004, ApJ, 603, 644).
Dallo studio di tale emissione, in particolare delle proprietà spettrali e dell’evoluzione della curva di
luce in banda X, è possibile risalire alla storia della perdita di massa nelle fasi evolutive avanzate della
stella progenitrice e alla distribuzione e composizione del materiale eiettato e del mezzo circumstellare. Le
abbondanze dei diversi elementi, determinate attraverso fits con modelli di emissione per gas shock-ionized,
permettono di risalire alla massa del progenitore attraverso il confronto con i valori teorici ricavati da modelli
di nucleosintesi esplosiva.
63
Figura 41: Immagine di SN 1995N ottenuta il 27 luglio 2003 con la camera EPIC del satellite XMM-Netwon (Observation Id 0149620201). La supernova è la sorgente 5 al centro dell’immagine e ha una count rate pari a 0.96±0.07/3.3±0.16
conteggi s−1 (rispettivamente EPIC MOS/pn).
Risultati: Abbiamo completato la riduzione e l’analisi dei dati X (proprietari) della supernova 1995N,
osservata per la prima volta da XMM-Newton nel luglio 2003 (Observation Id 0149620201), e dei dati
ottico/infrarossi ottenuti in simultanea con il telescopio VLT dell’ESO (Program 71.D-0265) (Zampieri,
Mucciarelli, Pastorello, Turatto, Cappellaro & Benetti 2005, MNRAS, sottomesso). L’immagine della camera
EPIC di XMM è riportata in Figura 41. Il risultato più importante è la diminuzione del flusso X rispetto
alla precedente osservazione di questo oggetto, effettuata da ASCA nel gennaio 1998 (Fox et al. 2000,
MNRAS, 319, 1154). Nell’osservazione XMM il flusso nella banda 0.2-10 keV è FX ' 1.8 × 10−13 erg
cm−2 s−1 , circa un ordine di grandezza inferiore rispetto a quello misurato con ASCA (Figura 42). La
significativa diminuzione del flusso X segnala che SN 1995N ha probabilmente cominciato ad evolvere verso
lo stadio di supernova remnant. L’analisi dello spettro X mostra evidenza statistica di due componenti
distinte, a diversa temperatura, che possono essere descritte con uno spettro di emissione da plasma termico
otticamente sottile. Applicando il modello standard di interazione ejecta/mezzo circumstellare, da queste
temperature è possibile ricavare l’andamento della distribuzione radiale di densità delle ejecta, che risulta
∝ r6.4 . Dai flussi di queste due componenti abbiamo ricavato infine una stima della rate di perdita di
massa del progenitore della supernova nelle fasi immediatamente precedenti l’esplosione, che è compresa
nell’intervallo 10−6 –10−4 M¯ yr−1 . Tale valore è consistente con la perdita di massa di una supergigante
rossa. La forte diminuzione del flusso X e la significativa contaminazione dell’osservazione XMM da flares
solari (che ha severamente limitato il tempo di osservazione utilizzabile per l’analisi) hanno reso impossibile
la rivelazione di righe spettrali in banda X a causa del basso numero di conteggi disponibili.
Insieme con i dati XMM, le osservazioni coordinate VLT ci hanno permesso di ricostruire la distribuzione spettrale della radiazione emessa da SN 1995N dall’infrarosso alla banda X (Figura 42). A 9 anni
dall’esplosione l’output di energia è dominato dall’emissione diretta di radiazione X dovuta all’interazione
delle ejetta con il mezzo circumstellare, mentre il contributo della radiazione riprocessata nell’ottico/infrarosso
è inferiore al 15%.
64
Figura 42: A sinistra: curva di luce di SN 1995N nella banda 0.2-10.0 keV. I flussi riportati sono stati misurati con
tre diversi satelliti, ROSAT, ASCA e XMM-Netwon. I valori riportati sono corretti per assorbimento e, nel caso di
ROSAT HRI, estrapolati nella banda 0.2-10.0 keV assumendo uno spettro a legge di potenza con indice spettrale (e
assorbimento) derivati dall’osservazione XMM. Si noti la forte diminuzione del flusso X tra l’osservazione ASCA e la
nuova osservazione XMM. A destra: distribuzione spettrale di energia di SN 1995N dall’infrarosso alla banda X. I
dati ottico/infrarossi derivano dall’osservazione coordinata VLT, mentre quelli ultravioletti dall’immagine dell’Optical
Monitor a bordo di XMM. La line continua è il flusso X misurato dalla camera EPIC pn di XMM assumendo uno
spettro a legge di potenza. A 9 anni dall’esplosione il flusso X domina completamente l’emissione (da Zampieri,
Mucciarelli, Pastorello, Turatto, Cappellaro & Benetti 2005, MNRAS, sottomesso).
5.3
5.3.1
Fenomeni energetici in Nane Bianche in accrescimento
Jets bipolari in sorgenti X-supersoft simbiotiche
Ricercatori: U. Munari, A. Siviero
Altri collaboratori: A. Henden (USNO)
Tematica: Lo scenario standard della produzione di jets (Livio 1997) coinvolge un disco di accrescimento
pervaso da un campo magnetico verticale e una sorgente di energia/vento associata con l’oggetto centrale accrescente. Una larga frazione delle binarie simbiotiche sono considerate trovarsi in condizioni di bruciamento
stabile dell’idrogeno accresciuto dalla nana bianca, ed infatti molte compaiono negli elenchi di sorgenti X
supersoft. Frequentemente esse sperimentano delle fasi di outburst, che rappresentano condizioni ideali di
formazione e scoperta di jets, le cui caratteristiche possono essere usate per studiare e raffinare lo scenario
generale di formazione degli stessi.
Risultati: Nel 2000 con l’Echelle di Cima Ekar era stato scoperto nella simbiotica Hen 3-1341 uno dei
pochi casi di jets bipolari conosciuti (Tomov et al. 2000, A&A 354, L25). Lo studio continuato da Cima
Ekar del sistema ha portato ora a determinare che i jets si erano manifestati esattamente al massimo di
un outburst termonucleare protrattosi per 6 anni, e che il loro campo di velocità ed intensità ha seguito
in una corrispondenza 1:1 l’evoluzione del vento dalla nana bianca in outburst, fornendo cosı̀ una delle più
dirette conferme della azione di feeding dei jets da parte della sorgente centrale. Durante l’outburst sono
kin = 1.7 × 1042 (sin i)−1 erg
stati irradiati 6 × 1044 erg, mentre l’energia cinetica dei jets risulta essere di Ejet
−7
per una massa totale di Mjet = 2.5 × 10 M¯ (da confrontarsi con la nebulosità circumstellare che si è
trovato essere ionization bounded, estendersi per 17 AU e ammontare a Mneb = 7.5 × 10−6 M¯ ). I risultati
sono in corso di pubblicazione su MNRAS (Munari et al. 2005; astro-ph/0502064).
65
Figura 43: A sinistra: curva di luce di Hen 3-1341 che mostra la presenza dell’outburst termonucleare tra il 1998 ed
il 2004 (6 × 1044 erg emessi). A destra: evoluzione dei jets bipolari (nel profilo di Hα) e del vento dalla nana bianca
(profilo P-Cyg nelle righe dell’HeI) come tracciati dagli spettri Echelle di Asiago. Le componenti nebulari nella riga
[NII] 6584 Å e interstellari nel doppietto dell’NaI sono indicate. Le lettere a,b,c,d,e,f identificano le date degli spettri
sulla curva di luce. Si noti l’assenza dei jets in quiescenza prima e dopo l’outburst, la loro massima intenità al massimo
della curva di luce ed il loro diminuire durante la discesa dal massimo (da Munari et al. 2005; astro-ph/0502064).
Figura 44: Schema semplificato della catena Bowen che dall’HeII porta alla eccitazione dell’NIII.
5.3.2
Canali di fluorescenza Bowen per l’NIII
Ricercatori: U. Munari, A. Siviero
Altri collaboratori: A. Henden (USNO), G. Walhgren (Lund, Svezia), M. Eriksson (Kalmar, Svezia)
Tematica: Frequentemente negli spettri di plasmi caldi compaiono righe molto intense dell’OIII e NIII
da livelli molto eccitati. Originariamente interpretate da Bowen (1934, 1935) come risultato di meccanismi
di fluorescenza, lavori più recenti (e.g. Kastner & Bathia 1991) negherebbero questo canale di eccitazione
per l’NIII. Date le ovvie implicazioni per l’analisi fisica di questi plasmi a partire dai loro spettri a righe
d’emissione, si è iniziato uno studio di queste righe applicando una modellizzazione semi-empirica alle
transizioni 3s-3p e 3p-3d dell’NIII e confrontando il risultato con l’osservazione ad alta risoluzione con
66
l’Echelle di Cima Ekar degli spettri della nova simbiotica AG Peg.
Risultati: Si è trovato che in AG Peg la riga Lyα dell’HeII a 303.783 Å é efficacie nel foto-eccitare l’OIII
dal livello 2p2 3 P2 attraverso i canali a 303.800 and 303.695 Å. Nella diseccitazione radiativa del’OIII vengono
prodotti fotoni a 374.432 Å che corrispondono ad una transizione al livello 3d dal ground-state dell’NIII
attarverso i canali a 374.434 e 374.442 Å. La modellizzazione in AG Peg mostra che questi canali sono attivi,
anche se non completamente in grado di spiegare l’intensità osservata delle righe. Il contributo esterno rimane
non identificato, e delle due spiegazioni plausibili, charge exchange e radiative recombination, la seconda non
può essere invocata in quanto non spiega il resto dello spettro dell’NIII. Sono state completate con l’Echelle
di Cima Ekar osservazioni ad altissimo S/N dello spettro di altre tre simbiotiche le cui caratteristiche salienti
(sorgente ionizzante, condizioni nebulari) differiscono da quelle di AG Peg, per meglio valutare il meccanismo
in una visione d’assieme. L’analisi di queste osservazioni sarà oggetto di ricerca nel corso del 2005.
5.4
67
Emissione di righe relativistiche da dischi di accrescimento attorno a buchi neri
Ricercatori: M. Calvani
Altri collaboratori: A. Čadež
Tematica: Si fa uso dell’integrazione analitica delle equazioni geodetiche che descrivono le traiettorie di
fotoni nel caso generale di un buco nero ruotante (Kerr) ricavata dagli autori (Čadež et al., New. Ast. 3,
647, 1998) per sviluppare un nuovo e veloce codice numerico che permette di ottenere immagini del disco
ed i corrispondenti profili di righe di emissione (Kalpha).
Risultati: Il codice impiega pochi minuti su un qualunque personal computer. Vari parametri possono
essere definiti: la legge di emissività del disco, il suo raggio esterno, l’angolo di inclinazione, il momento
angolare del buco nero.
Figura 45: Sopra: Immagini (mesh) di un disco di accrescimento sottile attorno ad un buco nero con momento angolare
a = 0.98M . Angolo di inclinazione del disco: θ = 55◦ ; raggio esterno (da sinistra a destra): 10, 20, 40, 80, 160 Rg .
Sotto: esempi di righe di emissione. Ciascuna delle quattro coppie di immagini è costruita per un buco nero non
ruotante (immagine di sinistra della coppia) e per un buco nero ruotante (immagine di destra della coppia), per i
seguenti valori dei parametri: raggio esterno 80Rg , emissività con legge di potenza con esponente q = 0, 1, 2, 3. I profili
di riga sono colorati secondo i contributi degli intervalli radiali con passo di 20M .
6
68
COSMOLOGIA
Dal momento che Cosmologia significa studio della struttura e dell’evoluzione dell’Universo, tutte le ricerche
contenute nelle precedenti sezioni concorrono allo scopo, e sono quindi di indubbia importanza cosmologica. Le tematiche qui brevemente riassunte sono cosmologiche in senso volutamente piú stretto, pur
spaziando in un ambito estremamente vasto, dalle perturbazioni primordiali alle problematiche di formazione
ed evoluzione delle galassie.
Informazioni sull’origine ed evoluzione delle perturbazioni primordiali si estraggono dallo studio delle proprietá della radiazione del fondo cosmico di microonde una volta depurata da altri contributi di origine
astrofisica; in particolare, come qui descritto, dalla polarizzazione e dall’effetto Sunyaev-Zeldovich. La missione Planck, in cui quest’Osservatorio é significativamente coinvolto, offrirá vincoli importanti a questi
modelli.
Simulazioni, sia numeriche che analitiche, sono uno strumento molto potente per analizzare le conseguenze
del quadro cosmologico complessivo, sia su larga scala che, grazie alla crescente capacitá di calcolo, anche
sulle proprietá delle galassie, con studi delle funzioni di luminositá, distribuzioni in redshift e conteggi di
galassie in differenti bande spettrali.
Le simulazioni qui incluse sono le sole a prevedere un’implemenazione chemo-fotometrica in grado di estendere la distribuzione d’energia spettrale di ciascuna galassia, dall’ultravioletto fino al millimetrico, includendo
l’effetto delle polveri. In quest’ambito, simulazioni semi-analitiche che incorporano per la prima volta l’ effetto dei QSOs sul tasso di formazione stellare, suggeriscono una soluzione alle problematiche evolutive dei
sistemi early-type.
Le simulazioni numeriche qui riassunte, hanno messo in luce, per la prima volta, importanti connessioni tra
materia oscura, non dissipativa, e materia luminosa, evidenziando le condizioni critiche per la formazione
dei dischi.
A chiudere la sezione, un cenno allo studio a piú lunghezze d’onda del campione selezionato nel far-IR,
completo a 60 µm, piú profondo a tutt’oggi disponibile.
6.1
69
Estrazione delle mappe di polarizzazione del fondo cosmico da mappe del cielo a
molte frequenze
Ricercatori: G. De Zotti
Altri collaboratori: C. Baccigalupi (SISSA), F. Perrotta (SISSA), G.F. Smoot (LBL, Berkeley), C. Burigana (IASF), D. Maino (Uni. Mi.), L. Bedini (IEI/CNR, Pisa), E. Salerno (IEI/CNR, Pisa)
Tematica: Per estrarre la straordinaria quantità di informazioni cosmologiche contenuta nelle mappe di polarizzazione del fondo cosmico di microonde è necessario ripulire le mappe osservate sottraendo quanto più
possibile i contributi delle varie emissioni di origine astrofisica. Le tecniche standard richiedono, a questo
scopo, delle ipotesi sulle proprietà spaziali e/o spettrali delle componenti da separare, proprietà in genere
poco note. La tecnica dell’Independent Component Analysis (ICA), invece, non richiede ipotesi a priori se
non quella dell’indipendenza statistica dei diversi processi di emissione. È stato implementato, per la prima
volta, e applicato a mappe simulate di polarizzazione del cielo un algoritmo basato su questa tecnica.
Risultati: Sono state costruite delle mappe simulate di polarizzazione del cielo alle frequenze, con la risoluzione
e il livello di rumore previsti per la missione Planck. Le mappe contengono l’emissione polarizzata del
fondo cosmico e della radiazione di sincrotrone della nostra galassia (sulla base dei 2 principali modelli
disponibili), oltre al rumore strumentale. L’algoritmo di separazione delle componenti, basato sull’ICA, è
stato in grado di ricostruire lo spettro di potenza del modo E della polarizzazione del fondo cosmico su tutte
le scale fino al multipolo ` ' 1000, corrispondente alla quarta oscillazione acustica, e quello della correlatione
temperatura-polarizzazione, T E, fino a ` ' 1200, corrispondente alla settima oscillazione di questo modo.
Lo spettro di potenza del modo B è stato ricostruito attorno al suo picco a ` ' 100 nei casi in cui il rapporto
tra i contributi tensoriale e scalare alle perturbazioni primordiali supera ' 30%.
Figura 46: Spettri di potenza di input (linea punteggiata) e ricostruiti (linea continua) per i modi E (a sinistra) e B
(a destra) del fondo cosmico, nel caso di un rapporto segnale/rumore = 2. L’indice spettrale del sincrotrone varia con
la direzione.
6.2
70
Contaminazione dell’effetto Sunyaev-Zeldovich da parte delle radiosorgenti
Ricercatori: G. De Zotti
Altri collaboratori: M. Massardi (SISSA)
Tematica: Dato che le radiosorgenti sono normalmente associate a galassie “early-type” e queste risiedono
preferenzialmente in ammassi, ci si attende una significativa contaminazione dell’effetto Sunyaev-Zeldovich
da parte di queste sorgenti. Per una corretta interpretazione delle osservazioni è quindi necessario stimare
l’ampiezza di questa contaminazione.
Risultati: Correlando il catalogo FIRST delle radiosorgenti a 1.4 GHz col catalogo di Abell degli ammassi
di galassie, abbiamo trovato che la densità superficiale di radiosorgenti entro una distanza proiettata rp =
0.1 Mpc (per h = 0.65) dal centro dell’ammasso è 5 volte superiore alla media. Il profilo dell’eccesso di
densità è descritto abbastanza bene da un β-model con un raggio del “core” di ' 0.70 Mpc e β = 1.65. La
funzione di luminosità delle radio sorgenti di ammasso è in ottimo accordo con la recente stima di Reddy
& Yun (2004) per 7 ammassi locali, ha una forma molto simile a quella della funzione di luminosità locale
delle sorgenti, ma con una densità circa 3000 volte maggiore, e non mostra segni di evoluzione nell’intervallo
di redshift coperto dal campione (z <
∼ 0.4) di ammmassi. Un’estrapolazione a 30 GHz, ottenuta utilizzando
le limitate informazioni spettrali disponibili, dà risultati consistenti con la stima basata sulle osservazioni di
Cooray e al. (1998) a questa frequenza. Il contributo medio delle radio sorgenti di ammasso alla temperatura
di antenna entro il raggio nominale dell’ammasso di 1.7 Mpc risulta di ' 13.5 µK a 30 GHz per ammassi a
z ' 0 e scende a ' 3.4 µK a z ' 0.5, in assenza di evoluzione cosmologica. Nella parte centrale dell’ammasso
(entro 0.25 Mpc dal centro), il contributo medio alla temperatura d’antenna cresce di un fattore ' 1.5. Se
si assume il modello di pura evoluzione di luminosità di Dunlop & Peacock (1990), il segnale dovuto alle
radiosorgenti risulta praticamente indipendente dal redshift.
Figura 47: A sinistra: stima della funzione di luminosità delle radio sorgenti di ammasso a 1.4 GHz (circoletti)
confrontata con i risultati di Reddy & Yun (2004; triangoli) e con la funzione di luminosità locale delle radio galassie
di campo (Magliocchetti e al. 2002; crocette). A destra: contaminazione media dell’effetto SZ (in temperatura
d’antenna) da parte delle radio sorgenti di ammasso a 4 frequenze, 30, 44, 70, and 100 GHz (dall’alto in basso), in
funzione del redshift; ad ogni frequenza, la linea continua si riferisce al caso di non-evoluzione, quella punteggiata
all’evoluzione di luminosità descritta nella Sez. 3.4.1 di Dunlop & Peacock (1990).
6.3
71
Modello di formazione congiunta di ellittiche e quasar
Ricercatori: G.L. Granato, A. Bressan, G. De Zotti
Altri collaboratori: M. Cirasuolo (SISSA), L. Danese (SISSA), F. Shankar (SISSA), L. Silva (OATS)
Tematica: Le modalità di formazione ed evoluzione delle galassie ellittiche risulta problematica per gli scenari
di formazione delle galassie in ambito cosmologico, ovvero a partire da uno spettro di fluttuazioni primordiali
e simulando un volume rappresentativo di universo. Diverse proprietà (quali chimica, statistica sorgenti submillimetriche e survey profonde in banda K, correlazione colore-magnitudine) non risultavano riproducibili
dai modelli precedenti. Tutti i modelli devono utilizzare rozze prescrizioni analitiche per trattare processi
assai rilevanti che coinvolgono la componente barionica, come la formazione stellare ed il conseguente feedback, che sono determinate da scale ben al di sotto della risoluzione delle simulazioni. In particolare viene
assunto che gli sferoidi siano il risultato di merging di dischi, e quindi si assemblino lentamente durante una
parte sostanziale del tempo di vita dell’universo, quindi diversi Gyr. Viceversa le proprietà sopra ricordate
sembrano più consistenti con uno scenario in cui gli sferoidi sarebbero il risultato di un rapido collasso e
conseguente episodio di intensissima formazione stellare, della durata dell’ordine di 1 Gyr o meno. Inoltre,
fatto assai importante, nei modelli precedenti non veniva trattato il feed-back reciproco tra la formazione
stellare e l’attività dei quasar ad alto redshift, fortemente suggerito da diverse osservazioni.
Risultati: Abbiamo proseguito lo sviluppo e soprattutto il test con i dati osservativi del nostro recente modello semi-analitico per l’evoluzione della componente barionica negli aloni massivi che virializzano ad alto
redshift. Il modello incorpora una trattazione fisica delle mutue interazioni tra l’attività di formazione stellare e la crescita per accrescimento di Black Hole supermassivi (SMBH). Il modello riproduce diversi aspetti
dell’evoluzione degli sferoidi e dei quasar, quali la statistica delle sorgenti submillimetriche, la funzione di
luminosità degli sferoidi, le loro proprietà chimiche, la correlazione tra la dispersione di velocità e la massa
del SMBH. Abbiamo analizzato i dati disponibili (demografia dei SMBH locali e funzioni di luminosità
dei quasar) per derivare vincoli alla storia cosmica di accrescimento su SMBH (Shankar et al. 2004), che
stiamo attualmente confrontando con le predizioni del modello. In Silva et al. (2005, in stampa) abbiamo
confrontato il modello con i conteggi e distribuzioni in redshift dal vicino al sub-mm, in modo da vincolare le
condizione del mezzo interstellare durante la fase di intensa formazione stellare. Abbiamo quindi riprodotto
in modo naturale la statistica degli Extremely Red Object (EROs), che viceversa risulta estremamente problematica per scenari alternativi, e fornito interessanti predizioni per le sorgenti osservate da Spitzer a 24
µm. In Cirasuolo et al (2005, sottomesso) abbiamo evidenziato tra le altre cose che il modello spiega sia la
pendenza che la normalizzazione della correlazione osservata tra dispersione di velocità e luminosità delle
galassie ellittiche (Faber-Jackson).
Figura 48: Confronto tra la relazione Faber-Jackson osservata nelle galassie ellittiche e le predizioni del modello, per
diversi redshift di virializzazione degli aloni.
6.4
72
Connessioni tra materia luminosa ed oscura
Ricercatori: P. Mazzei
Altri collaboratori: A. Curir (OATO), G. Murante (OATO)
Tematica: Indagini su problematiche inerenti la formazione e l’evoluzione delle galassie tramite simulazioni
SPH (smooth particle hydrodynamic) basate su un codice sia seriale che parallelo (Gadget v2.8). Entrambi
prevedono un’ implementazione chemo-fotometrica, cosı́ da poter estrarre la distribuzione di energia spettrale
delle galassie e generare mappe sintetiche a differenti lunghezza d’onda (dall’UV fino ad 1 mm) con cui
confrontare le osservazioni al variare della risoluzione spaziale e della sensibilitá dei detectors.
Nella prima parte del progetto abbiamo esaminato le proprietá evolutive derivanti dal collasso di un sistema
triassiale e rotante, inizialmente composto di gas e materia oscura non dissipativa, e condizioni iniziali
consistenti con il quadro cosmologico. La formazione stellare si accende al verificarsi di un opportuno set
di condizioni fisiche, nel gas iniziale ed in quello successivamente arricchito di metalli. La seconda parte
del progetto prevede l’estensione di queste simulazioni in quadro interamente cosmologico. Stiamo inoltre
effettuando uno studio sulla stabilitá di dischi stellari di diversa massa e parametro di Toomre entro aloni
cosmologici di materia oscura non dissapativa.
Risultati: Abbiamo evidenziato importanti connessioni tra materia oscura e luminosa che gettano luce su
alcuni aspetti finora molto critici in simulazioni gerarchiche. Le proprietá dinamo-fotometriche della galassia
risultante dipendono dalle proprietá globali del sistema. La differenziazione delle galassie in tipi morfologici
appare come la risposta del tasso di formazione stellare, e quindi della materia luminosa, al variare delle
proprietá di quella oscura, quali il suo stato dinamico, geometria e massa, oltre che di quelle locali, legate
al ruolo dei processi dissipativi e dipendenti quindi dal gas. Si ricavano delle condizioni critiche per la
formazione dei dischi che richiedono sistemi con massa totale non superiore a 1012 m¯ ed un rapporto tra
materia barionica ed oscura intorno al valore cosmologico (0.15 − 0.05).
I risultati della seconda parte del progetto mostrano che, indipendentemente dalle proprietá del disco, in
aloni cosmologici si sviluppa comunque una barra che si mantiene ed accresce nel corso dell’evoluzione fino
a redshift 0. Per quanto l’alone sia stato scelto tra i meno soggetti a merger, l’instabilitá gravitazionale
nelle regioni piú interne alimenta l’instabilitá di barra anche nel caso di dischi stellari con rapporto di massa
disco-alone 0.1, prossimo al valore cosmologico: un comportamento del tutto inatteso in un quadro isolato.
Dischi massicci piú freddi (in termini del parametro di Toomre, Q) se visti in proiezione ”edge-on” rispetto
alla barra, manifestano una morfologia ”tipo bulge” nelle regioni centrali che non appare in quelli piú caldi
(vedi figura con scala 20 kpc e risoluzione 500 pc ). Si dimostra cosı́ l’importanza di un quadro interamente
cosmologico per una corretta comprensione dell’ instabilitá di barra e delle problematiche inerenti il bulge.
Figura 49: Morfologie face-on, side-on and edge-on a z=0 di un disco stellare con Q=0.5 (sopra) e 1.5 (sotto) immerso
a z=2 in un alone cosmologico tre volte piú massiccio, entrambi evolventi in un universo ΛCDM.
73
Figura 50: Distribuzione in redshift delle galassie in NEPR (sinistra): in verde i nostri dati in rosso quelli di Asbhy et
al. 1996. A destra, riquadro inferiore: la star formation rate delle galassie in NEPR stimata dal FIR (cerchi rossi per
la galassie con f60 /f100 > 0.5); riquadro superiore: la star formation rate del campione completo.
6.5
Evoluzione cosmologica delle sorgenti ISO-IRAS in NEPR
Ricercatori: P. Mazzei, D. Bettoni, G. De Zotti
Altri collaboratori: A. Della Valle (Uni. PD), A. Franceschini (Uni. PD), H. Aussel (IfA, Hawaii, USA)
Tematica: Indagine sulle proprietá evolutive di un campione di galassie selezionato nel far-IR da Hacking and
Houck (1987, ApJS 63, 311) di particolare importanza per studi cosmologici poiché é il campione, completo
a 60µm, piú profondo tutt’oggi disponibile (NEPR: North Ecliptic Polar Region). Le nostre osservazioni a
15µm (ISOCAM) hanno rivelato che numerose delle precedenti identificazioni ottiche delle controparti IRAS
(Asbhy et al. 1996) non erano corrette. Abbiamo quindi dato avvio ad una campagna di follow-up ottico
(immagini e spettri) volta ad ottenere: i) la funzione di luminositá locale a 60µm fino ad un flusso limite circa
10 volte minore di quello dell’ IRAS PSC; ii) la funzione di luminositá locale nel mid-IR, a 15µm, tramite
la bivariata 60/15; iii) i conteggi a 15µm, sulla base dei rapporti 15/60, estendendo di circa due ordini di
grandezza, in una zona complementare a quella giá coperto dai conteggi ISO del tempo garantito, l’intervallo
di flusso disponibile; iv) le proprietá delle galassie che compongono il campione estraendo: a) informazioni
morfologiche, b) la star formation rate dalla luminositá Hα , O[II] e dal FIR, c) la frazione di AGN e di
galassie in interazione. Potremmo quindi investigare la relazione esistente tra morfologie ottiche/mid-IR,
temperatura della polvere, estinzione, luminositá, ed analizzare la distribuzione spettrale di energia, dal B
fino al far-IR, di un campione unico di galassie polverose che si estende fino ad un redshift di circa 0.3, ove
é noto che il tasso di formazione globale evolve molto rapidamente.
Risultati: Abbiamo completato il programma di spettroscopia ottica, avviato tra il 2000 ed il 2003 con 2 runs
al TNG, 3 al KechII, ottenendo spettri di 81 sorgenti. Disponiamo della distribuzione in redshift di tutto il
campione (vedi figura, riquadro a sinistra). I primi due obiettivi saranno quindi raggiunti a breve; sono in
via di completamento tre lavori che saranno argomento di una tesi di Dottorato (Della Valle). Il terzo punto
é giá stato realizzato in un lavoro precedente. Nello stesso lavoro sono stati ri-determinati i flussi IRAS
in corrispondenza delle nuove posizioni ISOCAM; correggendo per effetti di confusione e bias osservativi
il campione risulta ora completo fino a 80 mJy. L’imaging, con 4 runs al TNG e uno al KeckII, é stato
completato per l’83% del campione in R e il 54% in B; molte sorgenti risultano di tipo starburst/merging.
L’attivitá di formazione stellare, stimata dal FIR, aumenta significativamente col redshift (riquadri a destra).
7
74
TECNOLOGIE ASTRONOMICHE
Il 2004 è stato un altro anno in chiaroscuro per le attività tecnologiche svolte presso l’Osservatorio Astronomico di Padova.
Tra le note positive possiamo certamente annoverare il progresso dei progetti già in corso per la costruzione
di strumentazione per telescopi basati a terra, la cui realizzazione è intesa a sostegno delle principali linee
di ricerca dell’Osservatorio, come identificate nel piano triennale.
Va certamente visto in positivo anche l’ampliarsi rispetto all’anno precedente delle attività connesse alla
Grid e il consolidarsi della partecipazione alla missione BepiColombo.
Questi successi non mitigano però le difficoltà, tuttora sussistenti soprattutto per quanto riguarda gli
sviluppi tecnologici legati allo spazio, dovute alla mancanza di finanziamenti da parte dell’ente a ciò preposto
secondo legge, ovvero l’Agenzia Spaziale Italiana.
Il patrimonio di competenze esistente in questo campo presso l’Osservatorio di Padova viene ora messo
a frutto in nuovi progetti (ad es. per l’Astronomia in Antartide), ma non vi è dubbio che il perdurare di
questa situazione rischia di porre l’Astronomia italiana al di fuori dei maggiori progetti spaziali del prossimo
decennio (ad es. JWST e GAIA).
7.1
Telescopi a Terra: Il Progetto Planet Finder CHEOPS
Ricercatori: M.Turatto, R.Gratton, A.Baruffolo, R.Claudi, S.Desidera, J.Antichi
Altri collaboratori: M.Feldt (Heidelberg), H.M. Schmidt (Zurigo), C.Pernechele (Cagliari), G.Piotto
(Padova), S.Ortolani (Padova), J .Alcalà (Napoli), E. Cascone (Napoli), A.Berton (Heidelberg)
Tematica: Nell’ambito della costruzione degli strumenti di II generazione per VLT l’Osservatorio di
Padova ha coordinato il contributo italiano allo studio di Fase A di uno strumento per la rivelazione diretta
di pianeti extrasolari. Lo strumento, denominato CHEOPS, è costituito da un sistema sofisticato di Ottica
Adattiva, da un Imager Polarimetrico (ZIMPOL) e da uno Spettrografo di Campo Integrale (IFS). Per
mezzo dell’IFS il profilo stellare di un campione selezionato di stelle vicine verrà decomposto in migliaia
di elementi dei quali verrà fatta la spettrografia a bassa dispersione nel vicino infrarosso per evidenziarne
la presenza di pianeti. Il contributo italiano al progetto è quello di costruire l’IFS, di curare la gestione
scientifica dello strumento e della survey associata, e di sviluppare l’intero SW di gestione dello strumento
e di riduzione dei dati.
La Fase A, condotta in forma competitiva, è formalmente terminata l’1 novembre 2004 e lo studio di
fattibilità è stato presentato ad un panel nominato dall’ESO il 15 dicembre 2004. Nel mese di aprile 2005
l’STC dell’ESO dovrebbe formulare le proprie raccomandazioni.
Risultati:
L’attività nel corso del 2004 è stata molto intensa. Sono state definite le specifiche dell’IFS, preparato il
disegno concettuale, sono stati condotti degli esperimenti di laboratorio per la caratterizzazione dell’array di
microlenti. Per quanto riguarda l’aspetto scientifico si sono condotti gli studi per la definizione degli obiettivi
scientifici, la selezione dei possibili targets e si è calcolata la probabilità di rivelazione di pianeti extrasolari.
Inoltre si è preparato il disegno concettuale dell’intero SW. Infine, si è contribuito alla definizione dei Top
Level Requirements, della survey osservativa, delle modalità di osservazione, dei rivelatori e dei controller,
del piano di management. Tutte queste attività hanno prodotto una notevole mole di documenti che sono
stati consegnati all’ESO nei termini previsti assieme all’intera documentazione di CHEOPS.
7.2
Telescopi a Terra: LBC per LBT
Ricercatori: M. Turatto, A. Baruffolo
Altri collaboratori: R. Ragazzoni, J. Farinato (INAF–Arcetri), E. Giallongo, A. Fontana, F. Pedichini
75
Figura 51: Rappresentazione schematica di CHEOPS.
(INAF–Roma), E. Diolaiti (INAF–Bologna), F.Pasian, M. Nonino, R. Smareglia (INAF–Trieste), G. Piotto,
S. Ortolani (Dip. Astronomia, Padova)
Tematica: L’Osservatorio di Padova è uno dei membri del consorzio per la realizzazione di una camera
a grande campo per il doppio primo fuoco del Large Binocular Telescope (LBT) attualmente in fase di
commissioning a Mt. Graham (Arizona). Lo strumento consiste di due unità (blue e rossa), una per
ciascuno dei due specchi da 8.4m del telescopio. Ogni unità è ottimizzata quanto a disegno ottico e materiali
utilizzati a lunghezze d’onda diverse (rispettivamente per le bande UB e VRIz). Gli specchi primari sono
estremamente rapidi (F#=1.14) e richiedono un sofisticato disegno per raggiungere la qualità ottica richiesta
su di un campo molto esteso (23.5x23.5 arcmin2 ). I rivelatori sono costituiti da un mosaico di 4 CCD 2kx4k
per ciascun canale.
Nel corso del 2004 è terminate la fase di costruzione delle varie parti dello strumento, che è successivamente stato integrato presso INAF Osservatorio di Arcetri. Nel mese di aprile sono stati effettuati con
successo i test di accettazione da parte dello staff dell’Osservatorio LBT. Nel mese di maggio lo strumento
è stato spedito negli Stati Uniti e nel corso dell’estate lo strumento è stato montato al telescopio. È quindi
seguita una fase di allineamenti che si è conclusa con la prima luce ingegneristica, ottenuta nel mese di
settembre. Ha quindi fatto seguito una fase di ulteriori test e messa a punto dello strumento che si dovrebbe
concludere nella primavera del 2005, con la prima luce dello strumento.
Risultati:
A INAF–Padova è stato portato a termine lo sviluppo del Software di Image Analysis, per la determinazione delle aberrazioni con un sensore di fronte d’onda di tipo a curvatura, che sarà installato e provato
al telescopio nei primi mesi del 2005. Inoltre è continuata la discussione e lo sviluppo dei progetti scientifici
che utilizzeranno questo strumento.
Finanziamenti: INAF
7.3
Telescopi a Terra: Dimostratore di Ottica Adattiva Multiconiugata (MAD)
Ricercatori: A. Baruffolo, R. Falomo, P. Bagnara
76
Figura 52: La camera LBC durante il montaggio al telescopio LBT per le operazioni di allineamento delle ottiche nel
luglio scorso (Foto R. Ragazzoni).
Altri collaboratori: E. Marchetti, N. Hubin (ESO, Monaco, D), R. Ragazzoni, J. Farinato, E. V. Viard,
C. Arcidiacono, M.Lombini (INAF, Arcetri), E. Diolaiti (INAF, Bologna), A. Amorim (FCUL, Lisbona, P)
Tematica:
L’Osservatorio Europeo del Sud (ESO), in collaborazione con altri istituti di ricerca europei, sta costruendo un “dimostratore tecnologico” (Multi–conjugate Adaptive–optics Demonstrator: MAD) il cui scopo è
quello di dimostrare tramite osservazioni in cielo la fattibilità della tecnica di MCAO e di valutare gli aspetti
critici nella costruzione di un tale strumento sia per gli strumenti di seconda generazione del Very Large
Telescope (VLT) che per il futuro telescopio da 100m OWL (OverWhelmingly Large Telescope).
MAD verrà usato per investigare due diversi approcci di MCAO: uno c.d. “star oriented” che utilizza
tre sensori di fronte d’onda (WFS) di tipo Shack-Hartmann (SH) e il “layer oriented” MCAO che utilizza
un sensore di fronte d’onda “orientato agli strati” [turbolenti dell’atmosfera], detto LOWFS, basato su otto
sensori a piramide.
L’Osservatorio di Padova partecipa al progetto fornendo la progettazione e l’implementazione del software
di controllo dello strumento.
Ulteriori informazioni sul progetto MAD si possono trovare al seguente indirizzo:
http://www.eso.org/ emarchet/MAD.
Risultati:
Nel corso del 2004 é stata effettuata l’integrazione delle varie componenti dello strumento, separatamente
ad INAF–Arcetri per la parte “layer–oriented” e ad ESO Garching, per le parti comuni dello strumento e il
sensore di fronte d’onda “star–oriented”.
A Padova é stato portato a termino lo sviluppo del software, sia di “basso livello”, dedicato al controllo
dell’hardware, che quello dedicato alla calibrazione dello strumento e alla esecuzione delle osservazioni. Verso
la fine dell’anno sono stati anche effettuati i primi test con l’hardware presso INAF–Arcetri.
Finanziamenti: ESO
77
Figura 53: Il sensore di fronte d’onda layer-oriented nel laboratorio di Arcetri, durante i test di installazione
dell’elettronical e del software di controllo avvenuti nell’ottobre scorso.
7.4
Telescopi a Terra: OmegaCAM, l’imager a grande campo per il VLT Survey Telescope
Ricercatori: A. Baruffolo, L. Greggio, A. Bortolussi, P. Bagnara,
Altri collaboratori: K. Kuijken (PI, Univ. Leiden, NL), R. Bender (Co–I, Oss. Monaco, D), E. Cappellaro
(Co–I, INAF–Napoli), O. Iwert (ODT, ESO, Monaco), B. Mushielok (Oss. Monaco, D), E. Valentijn (Univ.
Groningen, NL), E. Cascone (INAF–Napoli)
Tematica:
L’Osservatorio di Padova fa parte di un Consorzio di Istituti tedeschi, olandesi e italiani che, in collaborazione con ESO, sta costruendo una camera a grande campo, denominata OmegaCAM, per il VLT Survey
Telescope (un telescopio di 2.6m che sarà installato all’Osservatorio del Paranal).
OmegaCAM coprirà il campo di vista di VST con un mosaico di 32 sensori CCD ciascuno di dimensione
2k×4k pixels. Il numero totale di pixel nella camera scientifica sarà quindi superiore ai 256 milioni.
Lo scopo principale di VST-OmegaCAM è quello di effettuare survey per supportare i programmi scientifici del VLT. I prodotti di tali survey saranno grandi cataloghi di sorgenti astronomiche omogenei e
multicolore che saranno usati per la selezione di oggetti da osservare spettroscopicamente con il VLT. Inoltre, dato il grande campo di vista, VST-OmegaCAM darà l’opportunità di effettuare ricerche di oggetti
rari o dalle proprietà estreme.
La partecipazione dell’Osservatorio di Padova consiste nella progettazione e lo sviluppo del software
di controllo dello strumento, nonchè della gestione dell’archivio della documentazione e del sito web del
progetto.
78
Ulteriori informazioni sul progetto OmegaCAM si possono trovare al seguente indirizzo:
http://web.pd.astro.it/omegacam/OMEGACAM.html.
Risultati:
Nel corso del 2004, presso l’Osservatorio di Monaco (D), sono state completate le attività di integrazione
della parte meccanica, dell’elettronica e del software, mentre ad ESO Garching, ed in parallelo, è continuato
lo sviluppo del sistema dei detectors.
Nel mese di giugno 2004 si sono svolti con successo i test di accettazione preliminare dello strumento
con esclusione del sistema dei detectors, ancora in fase di sviluppo.
Nel mese di ottobre lo strumento è stato trasportato ad ESO, nella Assembly Hall, dove, dopo un
periodo di test concernenti le flessioni, nel mese di dicembre il sistema dei detector è stato integrato con
l’opto–meccanica, ed è quindi iniziata una fase di testing dell’intero sistema.
Ad INAF–Padova è stato portato a termine lo sviluppo del software, sia nella parte di controllo di “basso
livello”, che ha fatto parte della accettazione parziale, sia nella parte di autoguida e image–analysis, che
sarà inclusa nella accettazione preliminare di tutto lo strumento, prevista per il mese di giugno del 2005.
Il personale di INAF–Padova ha anche partecipato alle fasi di test, sia presso l’Osservatorio di Monaco che
presso ESO.
Figura 54: OmegaCAM nell’Assembly Hall di ESO. La parte opto–meccanica, racchiusa nell’enclosure arancione,
è attaccata al test stand (blu). Parte del sistema dei detector è visibile nella parte bassa dello strumento. La
grande scatola scura posta al di sopra dello strumento contiene un sistema di fibre ottiche utilizzato per illuminare
uniformemente i detectors a scopo di test. Sullo sfondo, a sinistra, si intravvede il rack dell’elettronica.
7.5
Telescopi a Terra: Strumentazione per l’Antartide
Ricercatori: F. Bortoletto, C. Bonoli, E. Giro, M. D’Alessandro, D. Fantinel
79
Altri collaboratori: OACT, OATO, OAMI, D. Magrin (dottorando UNIPD)
Tematica: Gli altopiani in Antartide, e la posizione di Dome C in particolare paiono beneficiare di
particolari condizioni per lastronomia osservativa: laltitudine, la scarsa umidità e la mancanza di forti venti
ne fanno un sito estremamente promettente. In particolare, la bassa temperatura mantiene bassa la quantità
di vapore acqueo nellatmosfera, con la conseguenza di una maggiore trasmissione atmosferica. Lemissione
infrarossa del cielo, parallelamente, è estremamente più bassa, rispetto a siti ad altre latitudini. Il risultato
di questa bassa emissione comporta una maggiore sensibilità per un telescopio collocato a Dome C. Si nota
che, mentre a corte lunghezze donda il telescopio con maggiore diametro è piu sensibile, nell’infrarosso
termico il più piccolo diventa competitivo, soprattutto per oggetti estesi. Come risultato, uno strumento
operante nel vicino/medio IR sembra il più promettente per sfruttare le caratteristiche del luogo, quando
paragonato a strumenti equivalenti montati su telescopi ad altre latitudini.
Risultati: LOAPd è coinvolto nel progetto IRAIT (Italian Robotoc Antarctic Infrared Telescope), in
collaborazione con gli Osservatori di Teramo (Responsabili del progetto), Perugia, Torino e Milano. In
particolare, si stanno definendo le caratteristiche di uno strumento operante nel medio infrarosso, con la
possibilità di un secondo canale per coprire il vicino infrarosso utilizzando i rivelatori InSb e le elettroniche
sviluppate da OAPd nel quadro del programma ASI VISIR-C.
Finanziamenti: Attività in fase di avvio.
7.6
Sviluppi Tecnologici: Opticon SmartOptics JRA5
Ricercatori: F. Bortoletto, C. Bonoli, E. Giro
Altri collaboratori: P. Conconi (OAMI), E. Molinari (OAMI)
Tematica: L’OAPd è coinvolto dal 2003 nelle attività della Joint Research Activity numero 5 di OPTICON ed è in attesa dei fondi EC assegnati. Lo sviluppo atteso dal gruppo JRA5 (ROE Edimburgo,
Università di Durham, Università di Brema, AAT, ESO, Osservatorio di Lione) riguarda principalmente lo
sviluppo di tecnologie per il disegno, costruzione e metrologia di dispositivi miniaturizzati per la costruzione
di imager-spettrografi multi-arm, in particolare, bracci ottici robotizzati ed ottiche di tipo Image Slicer.
Risultati: Durante il 2004 sono stati definiti i work packages ed è stata fatta una prima schedula delle
attività future. In particolare, sono state portate avanti due attività principali:
• definizione delle specifiche principali per MOMSI (Multi-Object Multi-field Spectrometer and Image), concetto di strumento per un futuro ELT da 100 metri. Il risultato più importante è stata la
prima definizione dei requisiti dello strumento. Rimane ancora aperto il problema dell’estensione in
lunghezza d’onda e quello del campionamento diffraction-limited, questione che ha un grosso impatto
sulle dimensioni dello slicer e della sua efficienza.
• studio di repliche di superfici ottiche di piccolo formato (image slicer, array di lenti o specchi) con
tecniche di deposizione galvanica. Il risultato piu’ importante e’ stato la definizione di un programma
comune di verifica dei limiti intrinseci alle tecniche di replicazione galvanica per riproduzione di parti
ottiche con spigoli vivi e piccoli dettagli superficiali.
Ulteriori informazioni sul progetto sono disponibili in: http://www.astro-opticon.org/ e
https://ssl.roe.ac.uk/twiki/bin/view/Smartfp/WebHome.
Finanziamenti: FP6/OPTICON
80
Figura 55: Esempio di image-slicer tradizionale costruito a lamine singole (spessore 1 mm) prima lavorate a superficie
riflettente sferica (sinistra) e poi riposizionate in modalit slicer (destra).
7.7
Sviluppi Tecnologici: Calibratori per strumentazione nel vicino-medio infrarosso.
Ricercatori: F. Bortoletto, C. Bonoli, M. D’Alessandro, A. Frigo, L. Traverso
Altri collaboratori: P. Conconi (OAMI), F. Zerbi (OAMI), D. Magrin (dottorando UNIPD)
Tematica: Le peculiarità delle osservazioni in infrarosso, l’alto e estremamente variabile background e
i forti assorbimenti per quanto riguarda le osservazioni da terra e l’emissione zodiacale, variabile con la
posizione, nonchè il cosiddetto infrared cirrus per le osservazioni dallo spazio, rendono piuttosto critiche le
procedure di calibrazione. Il proposito di questo sistema di calibrazione è quello di provvedere la possibilità
di ottenere un flat field e una calibrazione in lunghezza d’onda nellintervallo spettrale 5-30mm con un flusso
di fotoni adeguato per lalta efficienza quantica degli attuali sensori infrarossi InSb e SiAs, per strumentazione
operante sia da terra che dallo spazio. Il requisito basilare di questi sistemi è di simulare il fascio proveniente
dal telescopio e provvedere un adeguato flusso di fotoni dallemettitore sul piano focale.
Risultati: Il sistema si basa su una sorgente di luce termica con distribuzione di energia spettrale determinata dalla temperatura di lavoro e dalle caratteristiche del materiale e da una sfera integratrice, usata
per creare un fascio Lambertiano di luce calibrata. I requisiti della calibrazione in lunghezza donda hanno
la peculiarità di dover creare ancora un fascio di luce Lambertiano, ma con in più frange di interferenza al
posto di luce uniforme, come nel caso della calibrazione di flat-field. Il calibratore in questione provvederebbe ad ambedue le esigenze, mediante un emettitore, responsabile della calibrazione di flat-field, collocato
in una sfera integratrice mentre un secondo emettitore, collocato in una seconda cavità, illumina una lamina interferenziale che provvede alla decomposizione spettrale. Nel corso del 2004 sono stati effettuati: test
elettro-meccanici a bassa temperatura (20 gradi Kelvin) dei primi prototipi di sfera integratrice; raffinamento
del modello termico e radiometrico basato sul codice Simulink; simulazioni basate sul codice FilmStar per
il sistema a lamine interferenziali generatore di fringe di interferenza.
Finanziamenti: finanziamento residuo ESA per JWST/MIRI fase-A
7.8
Sviluppi Tecnologici: Detector Controller VISIR-C
Ricercatori: F. Bortoletto, C. Bonoli, E. Giro, M. DAlessandro, D. Fantinel, A. Frigo, L. Traverso
Altri collaboratori: OACT, OATO, OAMI, D. Magrin (dottorando UNIPD)
Tematica: Questo sviluppo tecnologico finanziato da ASI con programma biennale riguarda lo studio e
costruzione di elettroniche e criogenie per la gestione di detectors per il dominio IR e visibile basati sia su
81
Figura 56: Esempio di sorgente capace di creare sulle stesse uscite sia un segnale di calibrazione uniforme (corpo nero)
che un segnale di calibrazione spettrale.
tecnologia CMOS che CCD. Le elettroniche di terza generazione ed i sistemi criogenici realizzati nel corso
di questo programma sono già state testate con sensori CCD di tipo standard ed alla temperatura di 20K
con array infrarossi da 256x256 elementi acquistati dalla ditta Raytheon(USA).
Risultati: Il programma è stato concluso lo scorso anno ed i risultati presentati ad ASI nel corso del
convegno sulle tecnologie spaziali di settembre 04.
Finanziamenti: Fondi ASI ARS02, attività conclusa.
7.9
Osservatori Spaziali: Spectrometer and Imagers for Mpo Bepicolombo Integrated
Observatory SYStem
Ricercatori: G. Cremonese, D. Fantinel, E. Giro
Altri collaboratori: F. Capaccioni, L. Colangeli, S. DeBei, A. Doressoundiram, E. Flamini, O. Forni, J.L.
Josset, e il team SIMBIOSYS.
Tematica: La missione BepiColombo é il cornerstone n.5 dell’ESA e ha come obiettivi l’esplorazione
di Mercurio e ricavare con maggior precisione alcuni parametri fondamentali di relativitá generale. La
missione BepiColombo e’ costituita da due moduli, quello planetario, MPO, realizzato principalmente in
Europa e quello magnetosferico, MMO, realizzato principalmente in Giappone. Tra gli obiettivi principali
della missione e’ realizzare un global mapping della superficie di Mercurio in stereoscopia. Attualmente
solamente la missione Mars Express orbitante attorno a Marte ha a bordo una stereo camera, ma senza
un laser altimetro. BepiColombo avendo sia la stereo camera che il laser altimetro consentirà per la prima
volta di ottenere Digital Terrain Model particolarmente precisi, una topografia completa del pianeta e
degli importanti risultati di geodesia. La realizzazione di tutti gli strumenti a bordo sarà particolarmente
impegnativa sotto diversi aspetti, a causa dell’ambiente termico e radiativo estremo in cui dovranno lavorare.
Per esempio per le camere sono stati allocati circa 4 kg contro i circa 21 kg e 27 kg per Mars Express e
Rosetta rispettivamente, per strumenti simili. Questo implica che i concetti degli strumenti dovranno essere
particolarmente innovativi sfruttando materiali e tecnologie avanzate.
82
Figura 57: La figura mostra l’ultima configurazione di SIMBIOSYS con la camera ad alta risoluzione (HRIC) e la
stereo camera (STC), connesse strutturalmente, e lo spettrometro (VIHI) montati sullo stesso banco ottico.
Risultati: Nel Novembre 2004 l’ESA ha formalmente selezionato SIMBIOSYS per il modulo MPO a
bordo di BepiColombo, costituito da una camera ad alta risoluzione con una risoluzione massima di 5 m
per pixel, una stereo camera con una risoluzione massima di 50 m per pixel, e uno spettrometro Vis/NIR
che lavorerà nell’intervallo spettrale di 400-2000 nm con una risoluzione spaziale massima di 100 m per
pixel. Cremonese è CoPI dell’intero strumento e responsabile della stereo camera. L’intero strumento verrà
realizzato da Galileo Avionica, ma le calibrazioni delle camere, come singoli canali, verranno eseguite a
Padova.
Finanziamenti: ASI
7.10
Simulazione dell’ambiente marziano e studio delle condizioni limiti per la vita
(SAM)
Ricercatori: M D’Alessandro
Altri collaboratori: V. Chiomento, A. Frigo, A. Gianesini, I. Stefani, D. Strazzabosco, L. Traverso
Tematica:
Nel corso del 2004 il Dipartimento di Astronomia dell’Universitá di Padova (Responsabile del progetto
Prof. G. Galletta) ha avviato una ricerca riguardante la simulazione dell’ambiente marziano. Il progetto é
iniziato in collaborazione con ingegneri del Centro Studi e Attivitá Spaziali (CISAS), con astronomi-tecnologi
dell’INAF Osservatorio Astronomico e con biologi del Dipartimento di Microbiologia. In particolare INAF
Osservatorio Astronomico di Padova é coinvolto per quanto riguarda la costruzione della meccanica e la realizzazione del sistema di illuminazione con luce UV. Se la vita si fosse sviluppata su Marte miliardi di anni
fa, potrebbe aver trovato un habitat adeguato nel sottosuolo, dove la temperatura e pressione sono maggiori
e l’acqua potrebbe trovarsi in vari stati (dai clatrati al liquido). Inoltre i raggi UV, dannosi per la vita,
non possono raggiungere le eventuali forme di vita. Per analizzare queste possibilitá appare cruciale definire
quali esperimenti fare nelle future missioni spaziali e quindi simulare l’ambiente marziano. Trattandosi di
una ricerca completamente nuova nel tipo e nei contenuti, non esistono ancora dei sistemi ad hoc per questo
tipo di esperimenti. La loro struttura é, in linea di principio, identica a quella dei criostati usati in Astronomia e in altre scienze. Detti criostati usano l’azoto liquido come refrigerante che tramite una impedenza
termica raffredda ad una data temperatura una piastra metallica. Il raffreddamento dei campioni biologici
avviene per contatto (con la piastra metallica) e la temperatura a cui dovranno essere posti verrá regolata
tramite un riscaldatore. L’intero ambiente dell’esperimento viene svuotato dall’aria tramite delle pompe e
83
Figura 58: Un disegno della camera per simulazione ambiente marziano (SAM)
riempito con una miscela di gas simili a quelli dell’atmosfera marziana a 7 mbar. I campioni da studiare
(suolo, sostanze chimiche o colture batteriche) saranno contenuti in recipienti standard per microbiologia, in
grado di raffreddarsi per contatto all’interno di apposite capsule di reazione. Dato che l’atmosfera marziana
composta al 96% di anidride carbonica e circa al 3% di azoto, sará necessario portare i campioni biologici
da preparare in un ambiente isolato dall’atmosfera terrestre, tramite una cappa anaerobica giá usata nei
laboratori biologici.
Risultati:
Nel corso del 2004 il CISAS, con il coordinamento del Prof. Fanti, ha iniziato lo studio progettuale
delle celle di reazione e della camera di controllo, con numerose riunioni interne tra gli ingegneri coinvolti
nel progetto. Si é deciso di iniziare con la progettazione delle celle di reazione che sono state progettate
in modo da permettere la massima trasportabilitá tra i dipartimenti interessati con l’isolamento completo
del campione dall’ambiente esterno. Il progetto delle celle é stato completato in giugno con i disegni tecnici
inviati alla ditta CINEL che ha consegnato le celle nei primi di settembre. Nel frattempo sono state acquistate
dalla ditta Heraeus 16 filtri in Suprasil da montare sulle celle di reazione e sulla camera di termo-vuoto
per permettere l’illuminazione UV dei campioni batterici in esse contenuti senza permettere il passaggio
di raggi UV aventi lunghezza d’onda inferiore a 200 nm, non tipici dell’atmosfera marziana. Dopo la
realizzazione delle celle si é passati a discutere sulla camera di controllo di termo-vuoto che le conterrá.
Si é deciso di progettare una camera che contenga contemporaneamente sei celle, in modo da poter fare
contemporaneamente sei esperimenti di durata diversa e costruire una curva temporale di attivitá cellulare.
Questo impone l’apertura della camera di termo-vuoto per estrarre di volta in volta una celle e di inserirne
una nuova. Da settembre 2004 sono stati fatti alcuni studi sul modo di inserire le celle su una piastra
raffreddata ad azoto che contenga una resistenza, per poter riprodurre il ciclo giorno/notte tipico di Marte.
Le dimensioni e l’isolamento della piastra sono state studiate in piú versioni prima di giungere ad una versione
84
Figura 59: Il sistema di illuminazione con lampada UV.
definitiva di progetto. Si é deciso di far circolare il gas marziano nelle celle tramite un sistema di valvole in
grado di resistere sia alle basse temperature, fino a -173Kelvin, sia alla pressione di 7 millibar. Ci si é resi
conto che non era possibile, con i finanziamenti disponibili, utilizzare valvole controllate elettronicamente
dall’esterno e si é deciso di ripiegare su valvole manuali, che saranno aperte e chiuse dall’operatore con
una procedura di sicurezza apposita. Le dimensione di queste valvole hanno influito sulla dimensione della
camera e sulla disposizione dei tubi di gas marziani. É stato anche necessario cercare dei filtri per evitare la
fuoriuscita dei batteri che non fossero quelli utilizzati normalmente nei laboratori, poiché sarebbero esplosi
in condizioni di variazioni di pressione. Una ricerca tra le ditte ha permesso di identificare in dicembre dei
filtri diversi, in grado di sopportare forti variazioni di pressione. Infine é stata immagazzinata una pompa
turbomolecolare non utilizzata acquistata alcuni anni fa dal coordinatore e giacente presso il Dipartimento
di Astronomia, sede di Asiago, ipotizzando la sua utilizzazione in questo progetto.
L’OAPd, con il coordinamento del Dr. D’Alessandro, ha iniziato lo studio del sistema di illuminazione
che dovrá simulare il Sole su Marte. Poiché le radiazioni piú dannose per i campioni batterici sono quelle
UV a 220 nm, é stata individuata una lampada UV alimentata da un apparato ad alta tensione che é
stato acquistato in giugno. Dopo aver analizzato varie lampade possibili, ci si é orientati anche in base ai
costi, su una lampada allo Xenon della ditta LOT Oriel. Per tener conto della sicurezza degli operatori
intorno all’esperimento, si é scelta una lampada ozone free, con un filtro che taglia gli UV piú corti di 160
nm evitando la creazione di ozono intorno al S.A.M. Per focalizzare la luce sui campioni, si é pensato di
costruire un apparato di riflessione parabolico in cui inserire la lampada. Un riflettore parabolico di prova é
stato acquistato presso la ditta Edmund Scientifics ma esso si é mostrato inadatto all’illuminazione poiché
la lampada avrebbe dovuto essere posta esternamente alla parabola stessa, con dispersione di luce eccessiva
fuori dal S.A.M. e creando problemi di sicurezza agli operatori. Dopo aver studiato varie soluzioni, si é
deciso di progettare e costruire presso le officine meccaniche dellOAP di Cima Ekar Asiago una parabola ad
hoc con le stesse dimensioni della camera di termo-vuoto, una volta stabilite le posizioni radiali delle celle
di reazione. La parabola é stata completata nel dicembre 2004. Le officine dellOAPd costruiranno anche dei
85
contenitori tipo capsule di Petri per i campioni biologici ma in alluminio, in modo da poter sopportare le
condizioni estreme dellesperimento. Attualmente i tecnici di Asiago sono impegnati nella fase finale relativa
all’elettromeccanica di supporto alla lampada. Il DIMBM, con il coordinamento del Prof. Bertoloni, ha
curato laspetto biologico degli esperimenti, in attesa del completamento del S.A.M. É stata individuata una
cappa anaerobica della ditta Analytical Control per la preparazione dei campioni batterici e si é cercato
un modello che potesse essere adatto alle specifiche esigenze di questo esperimento. Alla fine si é deciso
di acquistare a fine giugno una cappa anaerobica non termostatata, perché meno costosa, che é arrivata in
settembre al DIMBM. Nel frattempo si é riusciti ad ottenere da un laboratorio della NASA dei campioni
batterici derivanti da ceppi portati nello spazio e particolarmente resistenti allUV. Questi sono stati coltivati
nel Dipartimento di Microbiologia e conservati in attesa dellinizio degli esperimenti. G. Galletta ha preso
contatti con il Dipartimento di Elettronica ed Informatica con un gruppo composto dal Prof. P. Nicolosi e
ling. M. Pelizzo che ha costruito uno spettrografo per effettuare le misure della radiazione UV una volta
costruito lapparato di illuminazione. Per estendere lo studio della curva di risposta spettrale a piú alte
frequenze sono stati acquistati due filtri interferenziali UV a 220 e 240 nm.
Finanziamenti: Fondi Ateneo
7.11
Grid per l’Astrofisica
Ricercatori: A. Baruffolo, L. Benacchio, S. Pastore, A. Volpato
Altri collaboratori: F. Pasian, M. Pucillo, G. Taffoni, R. Smareglia, C. Vuerli (INAF OA Trieste), J.
Alcalá, E. Cascone, R. Silvotti (INAF OA Napoli), U. Becciani (INAF Catania), A. Fontana (INAF Roma),
R. Tagliaferri (Univ. Salerno)
Tematica:
Le tecnologie di Grid rivestono oggi una importanza fondamentale in ambito astronomico per affrontare
il problema dell’accesso, la riduzione e l’analisi dei dati osservativi. I nuovi sviluppi di queste tecnologie,
difatti, promettono ora di fornire l’infrastruttura necessaria alla costruzione di organizzazioni virtuali tra
gli enti di ricerca astronomici (i c.d. osservatori virtuali, ad es. AVO), finalizzate al completo sfruttamento
scientifico dei dati osservativi, e che permettono di affrontare il problema della loro mole e complessità.
Contrariamente a quanto avvenuto in altri paesi che hanno già da tempo iniziato lo sviluppo di una
struttura nazionale di Grid per l’astrofisca (ad es. AstroGrid in Inghilterra), fino a poco tempo fa in Italia
non esisteva una iniziativa analoga.
Per colmare questo divario tecnologico, l’INAF, con gruppi di ricerca di Padova, Trieste e Napoli, partecipa ad un progetto FIRB 2001 coordinato dal CNR, con la partecipazione di numerose Università ed Enti di
Ricerca italiani, nonchè l’ASI, che si colloca nel contesto scientifico e tecnologico delle nuove piattaforme di
ICT e sistemi distribuiti su larga scala, con l’obiettivo generale di definire, realizzare e sperimentare sistemi
e strumenti software innovativi a tutti i livelli, nonchè di dimostrarne le capacit mediante alcune applicazioni
specifiche.
All’interno di questo progetto, i gruppi di ricerca dell’INAF hanno proposto la realizzazione di dimostratori tecnologici di applicazioni di accesso a basi di dati e archivi astronomico, di controllo remoto di telescopi
robotizzati e di accesso a pipeline di riduzione immagini a grande campo.
Come ulteriore sviluppo di questa nuova linea di ricerca, gruppi di ricerca dell’INAF delle sedi di Padova,
Trieste, Roma, Napoli, Catania, insieme all’Università di Salerno, hanno proposto un nuovo progetto finalizzato alla costituzione di un primo nucleo della Grid per l’Astrofisica Italiana. Il progetto, denominato
Draco, è stato finanziato nell’ambito del COFIN 2003.
Risultati:
Nel 2004, secondo anno del progetto GRID.it, l’attività del gruppo di Padova si é concentrata sullo
studio della integrazione dei sistemi di gestione di basi di dati nella infrastruttura di Grid esistente.
A tal scopo é stata avviata una collaborazione con CNAF–INFN per lo studio di una estensione della
architettura della Grid per includere nel middleware un elemento che rappresenti una sorgente di dati (Grid-
86
Data Source Engine, G–DSE). La progettazione di questa architettura é stata completata, mentre la sua
implementazione e le relative attivitá di test avranno luogo nel corso del terzo anno del progetto.
In parallelo, i gruppi di INAF–Padova e Trieste hanno studiato delle possibili soluzioni alternative, basate
su due approcci complementari: uno basato su una architettura “Web–Services” e l’altro su un paradigma
client–server.
Per quanto concerne il progetto Draco, le attivitá del primo anno hanno compreso la definizione della
piattaforma hardware e software dei singoli nodi della grid per l’astrofisica italiana. Alla fine di tale processo
e‘ stato acquisito l’hardware necessario per la realizzazione del nodo Grid di Padova. Sul nodo acquisito sono
state effettuate diverse installazioni di test di middleware di Grid e di software rilasciato dall’International
Virtual Observatory Alliance (IVOA).
I test del middleware sono stati effettuati allo scopo di studiare in dettaglio le funzionalita‘ fornite dalle
varie implementazione con particolare riguardo alle funzioni di autenticazione, autorizzazione, gestione delle
organizzazioni virtuali (VO) e accesso alle basi di dati. A seguito di questa fase di studio e testing, a livello
di progetto Draco si e’ quindi deciso di collegare i nodi di Draco alla grid denominata GILDA (Grid Infn
Laboratory for Dissemination Activities) e di adottarne il relativo middleware, basato su LCG.
I test del software prodotto dall’IVOA sono stati effettuati al fine di acquisire la necessaria conoscenza
degli standard internazionali per l’accesso e lo scambio di dati astronomici. Sono stati testati toolkit software,
nonche’ schemi e trasformazioni XML, utilizzate per la formulazione di interrogazioni secondo gli standard
IVOA. Sono stati inoltre testati alcuni software in via di sviluppo (ad es. SkyQuery) per la esecuzione di
interrogazioni su database distribuiti che utilizzano il linguaggio di interrogazione e il formato di interscambio
dati standard IVOA (rispettivamente ADQL e VOTable).
Finanziamenti: FIRB 2001, COFIN 2003
8
87
DIDATTICA E DIVULGAZIONE DELL’ASTRONOMIA
Tematica: Iniziative per la diffusione della didattica dell’ Astronomia
Il 2004 ha segnato una notevolissima attivita in questo campo, anche superiore a quella degli anni
precedenti. La elencazione delle principali attivita data di seguito rende ben conto dellimportanza oramai
assunta da queste iniziative
GALILEO, PADOVA E LA STELLA NOVA, 1-8 OTTOBRE 2004,
In occasione del IV Centenario dell’ osservazione della Supernova del 1604 è stato fatto un ciclo di conferenze
dedicato al grande pubblico e allestimento di un planetario itinerante, il Clou delle manifestazione e stato
rappresentato da una bella rappresentazione teatrale del Dialogo de Cecco di Ronchitti da Bruzene (attore
e regista Roberto Citran), cui hanno assistito oltre 1.000 persone (a cura di Massimo Turatto)
MERCOLED DELL’ ASTRONOMIA, ASIAGO LUGLIO-AGOSTO 2004. Si tratta di ciclo di conferenze
in collaborazione con il Comune di Asiago, molto richieste dai villeggianti, con una frequentazione di 350
persone in media (capienza della sala) delle 5 conferenze proposte (a cura di Lina Tomasella)
IL PASSAGGIO DI VENERE SUL DISCO DEL SOLE
La sede di Padova ha curato la realizzazione del Totem inaf sullavvenimento, distribuito poi in 11 citta
italiane. Per il resto si tratta della parte locale delliniziativa nazionale INAF. E stato realizzazione un
grande poster riguardante il fenomeno del 6 giugno 2004, e di volantini analoghi al poster, in accordo con il
Gruppo Astrofili di Padova, che li ha distribuiti il giorno del fenomeno in Prato della Valle, la grande piazza
di Padova. Inoltre e stata tenuta una Conferenza pubblica ad Asiago su ”La spedizione scientifica italiana
in India per l’osservazione del passaggio di Venere sul Sole del 1874” e realizzatao una piccola ma preziosa
mostra iconografica sulla missione in India realizzata al Museo ”La Specola”. (a cura di Luisa Pigatto)
LE SCOPERTE ASTRONOMICHE DI GALILEO: IERI E OGGI
Un ciclo di lezioni tenuto presso la Fondazione ”Università per gli anziani”, Vicenza, sede di Camisano
Vic.no (a cura di Luisa Pigatto)
88
ASTRONEWS (www.astronews.it)
Continuato e migliorato il servizio di aggiornamento quotidiano sulle notizie di Astrofisica e Scienze Spaziali.
Il servizio e dedicato a giornalisti e professionisti del settore e pubblico generico. Realizzato anche in inglese
e aggiornato quotidianamente (HYPERLINK ”http://www.pd.astro.it/news/” www.pd.astro.it/news/). E
: seguito da circa 10.000 utenti (a cura di Luca Nobili, gruppo Prendi le Stelle nella Rete!)
URANIA (HYPERLINK ”http://www.cieloblu.it” www.cieloblu.it)
Continuato e migliorato il notiziario settimanale in streaming di Astronomia, Astrofisica e Astronautica.
Realizzazione, nel 2004, di 50 edizioni e di oltre 200 articoli. Le notizie di Urania vengono trasmesse anche
tramite newsletter con cadenza settimanale seguite da circa 10.000 utenti. (a cura di Luca Nobili, gruppo
Prendi le Stelle nella Rete!)
CIELO! SERVIZIO DI NEWSLETTER BI-SETTIMANALE (www.pd.astro.it/buongiorno/)
Continuato laggiornamento, 2 volte a settimana, via posta elettronica sugli Eventi astronomici del mese,
sulle novit del nostro Portale Web di diffusione dell’Astronomia e sulle notizie di astrofisica e astronautica.
Nel 2004 sono state realizzate 104 edizioni di ”Cielo!”. (a cura di Luca Nobili, gruppo Prendi le Stelle nella
Rete!)
EVENTI DEL CIELO (www.pd.astro.it/eventi)
Agenda del cielo aggiornata mensilmente che riporta la visibilit di pianeti e costellazioni, le ore di luce e
le fasi lunari. Ogni mese viene inoltre sviluppato un particolare argomento legato a un evento astronomico
visibile ad occhio nudo. Il cielo del mese viene inoltre distribuito con il servizio di newsletter ”Cielo!” Eventi
del Cielo e seguito da circa 20.000 utenti tra cui molti studenti delle scuole elementari e medie inferiori. (a
cura di Caterina Boccato, gruppo Prendi le Stelle nella Rete!)
L’ASTRONOMO RISPONDE (www.pd.astro.it/stelle/guru.html)
Servizio di domande e risposte per tutte le categorie di utenti che vogliano porre domande di carattere
astronomico. Nel 2004 si risposto a circa 1.000 domande (a cura di Leopoldo Benacchio, Gruppo Prendi le
Stelle nella Rete!)
PRENDI LE STELLE NELLA RETE! PORTALE DI DIFFUSIONE ASTRONOMICA (www.lestelle.net)
Si e mantenuto ed implementato il portale di diffusione dell’Astronomia dell’INAF-Osservatorio di Padova
con i suoi 33 siti web e servizi per il pubblico, consultato ogni anno da oltre 100.000 utenti ( a cura di
Caterina Boccato, Gruppo Prendi le Stelle nella Rete!)
CATCH THE STARS IN THE NET! (www.astro2000.org)
Il 50% delle pi importanti iniziative presenti sul portale ”PRENDI LE STELLE NELLA RETE!” esiste
in versione inglese e completa per una diffusione Europea. Nel 2004 stato completamente ristrutturato il
portale web (a cura di Caterina Boccato, Gruppo Prendi le Stelle nella Rete!)
DA ASIAGO ALLE STELLE (www.pd.astro.it/visitaasiago)
Nella sede di Asiago e continuato ed e stato ulteriormente migliorato, con nuova offerta, il ricco programma
educativo per le scuole e per il grande pubblico articolato in incontri informativi,lezioni per gli studenti,
corsi di astronomia, osservazioni del cielo. Fulcro di questa attivit la sala multimediale che ha sede in una
cupola dove un tempo operava uno dei telescopi professionali dellOsservatorio. La sala pu ospitare fino a
50 persone ed accessibile ai disabili. Nel 2004 abbiamo avuto oltre 15.000 visitatori (scuole, turisti). Sono
stati organizzate anche VISITE GUIDATE AL TELESCOPIO COPERNICO, CIMA EKAR per circa 1.000
persone, soprattutto nel periodo estivo. (a cura di Lina Tomasella)
Importante anche la partecipazione a due iniziative MIUR di diffusione della cultura Scientifica
89
INCONTRI DI ASTRONOMIA IN SALA MULTIMEDIALE (ASIAGO/PENNAR)
su uno dei temi proposti dal Miur ”I cambiamenti climatici” per circa 300 partecipanti. La stessa conferenza
stata proposta all’Istituto Giovanna D’Arco di Vittorio Veneto per circa 500 studenti. (a cura di Lina
Tomasella)
STELLE E NUVOLE: XIV SETTIMANA DELLA CULTURA SCIENTIFICA E TECNOLOGICA
Partecipazione alla Settimana della cultura scientifica e tecnologia organizzata dal MIURcon la realizzazione
di un manuale di divulgazione a scopo didattico per le scuole medie inferiori ”Stelle e Nuvole” sul legame
tra mutamenti climatici e Astronomia e l’organizzazione di un ciclo di seminari dal titolo ”I cambiamenti
climatici” in collaborazione con l’Universit degli Studi di Padova. Circa 2.000 i partecipanti alle conferenze
e circa 1.000 gli utenti per il manuale su Web (www.pd.astro.it/stelle/clima ) (a cura di Caterina Boccato)
L’EUROPA DELLE SCOPERTE (encycloscience.eun.org/)
Coordinazione nazionale del Progetto europeo ”European Discoveries” per la realizzazione di una enciclopedia scientifica scritta dagli studenti. Il progetto in collaborazione con l’Aula Didattica Planetario del
Comune di Bologna e il Dipartimento di Fisica dell’Universit di Ferrara. Hanno partecipato circa 100 scuole
in tutta Europa. (a cura di Leopoldo Benacchio)
Iniziative di didattica ALLA SCOPERTA DEL CIELO (www.scopriticielo.it)
Questo progetto speciale per le Scuole, arricchito di nuovi contenuti, giunto alla sua 3 edizione nel 2004. Il
progetto in collaborazione con l’Aula Didattica Planetario del Comune di Bologna ed stato segnalato dalla
DGX di UE. Nel 2004 si classificato come finalista al Global Junior Challenge, un concorso internazionale
per progetti innovativi che utilizzano le pi moderne tecnologie informatiche nel campo dell’educazione e della
formazione dei giovani. Il concorso, indetto ogni 2 anni, promosso dal Comune di Roma, patrocinato dal
Presidente della Repubblica Italiana, ed organizzato dal Consorzio Giovent Digitale di Roma.Oltre 1.000
classi iscritte in tutto il territorio nazionale per un totale di 30.000 utenti (a cura di Leopoldo Benacchio)
POLARE.IT IL SITO DI DIDATTICA DELL’ASTRONOMIA (www.polare.it)
Arricchito ulteriormente il sito web che si occupa di didattica dell’Astronomia in collaborazione con l’Aula
Planetario del Comune di Bologna. Nel 2004 ha visto crescere gli insegnanti corrispondenti a quota 1.500, si
90
arricchito di nuovi contenuti provenienti da Scuole e Università e ha continuato l’attività legata alla sezione
”Astronomia e Handicap”. (a cura di Leopoldo Benacchio)
Vivipadova!
L’Osservatorio presenta assieme al Comune di Padova delle attività a disposizione delle scuole della città.
Si tratta di 6 moduli da svolgere in classe, con laiuto di esperti dellOsservatorio. Il successo deliniziativa è
testimoniato dal fatto che ogni anno, ed anche nel 2004, la domanda di aderire alliniziativa supera di 3 o 4
volte la effettiva disponibilita data dal Comune (50 classi/anno) (a cura di Leopoldo Benacchio)
9
91
STORIA DELL’ASTRONOMIA E ATTIVITÀ MUSEALE
Ricercatori: L. Pigatto, V. Zanini
Altri collaboratori: A. Ferrighi
Figura 60: La Specola nel 1773 con lo schema del parafulmine. Quello della Specola, è il primo parafulmine installato
in tutto il territorio veneto.
Convegni
Convegno storico-scientifico Astronomi del territorio marosticense alla Specola di Padova. Vincenzo
Chiminello (1741-1815), Francesco Bertirossi-Busata (1775-1825). Marostica 13-14 febbraio 2004.
Il Convegno é stato organizzato in collaborazione con il Comune di Marostica, il Centro per la Storia
dell’Universitá degli Studi di Padova, l’Accademia Galileiana di Scienze, Lettere e Arti in Padova. Con questo
convegno si é potuto mettere in luce il poco conosciuto e tuttavia pregevole lavoro scientifico dei due nostri
astronomi; si é potuto inquadrare la loro opera anche in relazione alle realtá scientifiche degli Osservatori
di Bologna, Milano e del Collegio Romano. Per l’occasione sono state realizzati, col contributo della Banca
Popolare di Marostica, due facsimili, uno riguardante una nota scientifica di Chiminello sull’eclisse di Sole
del febbraio 1804, e uno di un manoscritto inedito sugli strumenti di Ticone di Giuseppe Toaldo.
Luisa Pigatto ha preso parte al SOC dell’IAU Colloquium Transits of Venus: New Views of the Solar System
92
and Galaxy, dove e’ stato presentato un contributo relativo al passaggio di Venere del 1761 (The 1761 transit
of Venus dispute between Audiffredi and Pingré)
Altro contributo storico sulle SN Island universes, Novae and Supernovae. A great debate of the XX
centuryè stato presentato al convegno tenutosi a Padova nel 2004 sulle Supernovae.
Documentazione storica e iconografia
La Specola e il Castel Vecchio di Padova.
In collaborazione con Alessandra Ferrighi sono stati raccolti finora circa 300 documenti e circa 250 oggetti
iconografici dai seguenti archivi: Archivio di Stato di Padova, di Venezia, di Milano, di Torino, Archivio
storico dell’Universitá di Padova, dell’Osservatorio astronomico di Padova, Biblioteca Civica di Padova,
Biblioteca Marciana di Venezia, Labronica di Livorno. Ambrosiana di Milano, Museo Correr di Venezia
ecc.; il lavoro di ricerca della documentazione é lungo e complicato, con percorsi tortuosi che portano alle
volte a rinvenimenti del tutto occasionali. La ricerca continua.
Attivitá museali:
É continuata l’apertura del Museo La Specola a scuole e gruppi organizzati mediante l’organizzazione di
un sistema di prenotazioni per e-mail e fax affidato per convenzione all’Associazione culturale La Torlonga.
Le visite sono sempre e comunque guidate da personale addestrato dalla responsabile scientifica del Museo
(L.P.). Dall’Ottobre 2004 le prenotazioni vengono gestite direttamente dal personale del Museo (L.P. e
V.Z.). In occasione del passaggio di Venere sul Sole del giugno 2004, col ricavato dei biglietti si sono
realizzati posters sul fenomeno che sono stati distribuiti gratuitamente a molte scuole. É stata organizzata
una breve mostra espositiva nell’ex-biblioteca denominata sala dell’iscrizione illustrante la spedizione italiana
in India del 1874 per osservare il fenomeno del passaggio.
10
93
LE STRUTTURE OSSERVATIVE DI ASIAGO
La struttura osservativa di Cima Ekar (Asiago) con il telescopio Copernico di 182 cm e il telescopio Schmidt
92/67 cm è la piú grande sul territorio nazionale. La gestione del tempo osservativo avviene sulla base di
richieste di tempo aperte a tutta la comunità scientifica (nazionale ed internazionale). I costi di gestione
ricadono completamente sul FFO dell’OAPd. Su questa base è stato considerato inderogabile al fine di
garantire un proficuo funzionamento della struttura l’istituzione di una commissione per il ripensamento sulle
prospettive e sull’uso delle risorse osservative dell’OAP. Come risultato ne è emerso un documento proposto
all’INAF consultabile all’indirizzo xxx. Le conclusioni a cui il documento giunge sono caratterizzate dalla
non sostenibilità dell’attuale situazione sia sul piano economico che sul piano dello sfruttamento ottimale
della struttura da parte del personale dell’OAP. Per questo motivo, data anche l’età dei telescopi coinvolti, la
commissione ha ritenuto che la struttura sia destinata ad un progressiva trasformazione verso scopi didattici
e divulgativi da ottenersi in circa 10 anni. Nel frattempo l’attività di ricerca deve essere concentrata verso
pochi programmi di ampio respiro con obiettivi ben definiti. In questa ottica investimenti di piccola entità
permetterebbero di mantenere un’alta produttività ed interesse scientifico sulla struttura. Nell’attesa di
una risposta da parte della sede centrale si è proseguito a gestire la stazione osservativa come negli anni
precedenti benché questo sia al limite delle possibilitá per quanto riguarda gli attuali finanziamenti che per
le sole spese di gestione telescopi si assestano sui 100 Keuro tutti ricavati dal FFO dell’OAP.
10.1
Il Telescopio di 182 cm di Cima Ekar
Personale coinvolto: E. Giro (Resp.), D. Bettoni, L. Chiomento, L. Contri, M. D’Alessandro , R. Falomo,
D. Fantinel, A. Frigo, G. Gianesini, H. Navarsardyan, L. Lessio, G. Martorana, M. Rebeschini, I. Rigoni, L.
Rigoni, I. Stefani, D. Strazzabosco, L. Traverso
Il 182 cm di Cima Ekar opera sull’Altipiano di Asiago fin dal 1973. Dotato di due fuochi, uno Cassegrain
ed uno Nasmyth, attualmente permette di ottenere osservazioni sia in imaging sia in spettroscopia a bassa
risoluzione (≤ 5000) tramite il riduttore di focale/spettrografo Asiago Faint Object Spectrograph Camera
(AFOSC) e spettroscopia ad alta risoluzione (∼ 30000) con uno spettrografo echelle REOSC. Il tempo viene
assegnato semestralmente sull’intero periodo dell’anno. Parte del tempo osservativo è assegnato in service
mode.
10.1.1
Utilizzo del telescopio
Dopo vari semestri di aumento nelle richieste di tempo si nota nel penultimo una diminuzione di richiesta
di notti con una ripresa nell’ultimo che si assesta sui valori medi degli ultimi anni.
La distribuzione del tempo osservativo è, come spesso capita, condizionata dalla situazione meteorologica
che quest’anno è risultata particolarmente infausta. Solo il il 35% delle notti assegnate è stato utilizzato
parzialmente o totalmente. AFOSC è rimasto montato per il 66% del tempo, Echelle per 30%, mentre è
stata usata strumentazione propria per il restante 4%. Le statistiche complete dei dati meteo sono riportate
alla pagina web: http://www.pd.astro.it/Asiago/2000/2200/2230.html. (Vedi anche fig. 64 e 65)
Dall’analisi del tempo di osservazione perduto per motivi tecnici è emersa una buona affidabilità del
telescopio che mostra in media perdite inferiori al 2% per mese. La mancanza di componenti di ricambio,
soprattutto per i rivelatori, però fa sı̀ che qualsiasi rottura comporti il fermo dello strumento.
La statistica sulle pubblicazioni effettuate su dati di Asiago dimostra che il numero totale resta nella
media, nonostante un lieve calo rispetto agli ultimi 3-4 anni. L’analisi delle citazioni dimostra inoltre che
la media per articolo (5.5 citazione/anno negli ultimi 5 anni) resta al di sopra della media mondiale (3.9)
indicando con questo una buona qualitá dei lavori prodotti. Se si analizza questo aspetto, considerando come
attualmente viene utilizzato il telescopio, appare evidente che gli articoli di maggior successo riguardano
oggetti in cui è stata attivata la modalitá di Target of Opportunity ed oggetti variabili per i quali si è potuto
seguire l’evoluzione per un ampio tratto nei vari modi osservativi.
94
Figura 61: Il telescopio di 182 cm a Cima Ekar.
Figura 62: Le notti richieste ed assegnate per semestre nel periodo Maggio 2001-Aprile 2005
Figura 63: Pubblicazioni con referee basate su dati ottenuti con i telescopi di Asiago; ultimi cinque anni.
95
96
Figura 64: Utilizzo del telescopio negli ultimi vent’anni. • notti totalmente utilizzate (media = 132), ◦ notti parzialmente utilizzate (media per anno = 27). Vedi anche http://www.pd.astro.it/asiago/2000/2200/2230.html
Figura 65: Distribuzione del numero di notti utilizzate totalmente (•) o parzialmente ◦ in funzione del mese. Media
del periodo 1985-2005
97
Il modo osservativo in service mode (SM) è molto apprezzato dagli utenti con richieste sempre crescenti.
Nei due semestri osservativi 2004/2005 le richieste sono infatti aumentate del 50%. Purtroppo data la
presenza di un solo astronomo residente non si e’ potuto aumentare il numero già alto di notti assegnate in
SM (poco meno di 50). Attualmente i programmi attivi in SM sono dieci. Per un’analisi dettagliata del SM
si veda la pagina http://www.pd.astro.it/asiago/2000/2100/2120.html.
10.1.2
Sviluppo e manutenzione della strumentazione
Le limitate risorse economiche disponibili hanno imposto di ridurre considerevolmente le attività di sviluppo
della strumentazione. Durante il 2004 sono stati eseguiti alcuni miglioramenti nei seguenti sottosistemi:
• Aggiornamento del sistema di acquisizione dello spettrografo echelle REOSC.
È stato acquistato un nuovo sensore 1kx1k assottigliato, montato in un criostato, caratterizzato in
laboratorio ed al telescopio. Si è cambiata l’elettronica di acquisizione ed il software di controllo. Ora
sia AFOSC che Echelle funzionano con il medesimo sistema aumentandone l’affidabilitá in termini di
ridondanza e la facilitá di intervento nella manutenzione. Resta aperto il problema dei pezzi di ricambio
in quanto per entrambi gli strumenti sono disponibili solo i due sensori utilizzati al telescopio.
• Interfaccia utente per le movimentazioni dello specchio secondario.
È stato implementato il software per il controllo dello specchio secondario dal computer che gestisce
il sistema di coordinate del telescopio. Questo permette di condividere i dati del posizionamento dello
specchio secondario nell’archivio generale di telemetria del telescopio.
• Manutenzione del sistema di acquisizione di AFOSC.
Si è effettuata la caratterizzazione (misure sul rumore di lettura, sul guadagno elettronico, sulla sensibilità e sulla stabilità di bias) del CCD in laboratorio ed al telescopio dopo alcuni interventi di
manutenzione sull’ elettronica di acquisizione.
• Ricalibrazione delle schede di controllo delle movimentazioni di AFOSC al fine di migliorarne l’affidabilità
a basse temperature.
10.2
Telescopio Schmidt 92/67
Personale coinvolto: Riccardo Claudi (Resp.), Evaristo Bozzato, Giacomo Gianesini, Luigi Lessio, Giorgio
Martorana, Mauro Rebeschini, Diego Strazzabosco.
Personale di Altri Osservatori: Salvatore Scuderi, Pietro Bruno
10.2.1
Utilizzo del telescopio
Il telescopio Schmidt opera sull’Altipiano dal 1968 ma dal 1992 è stato spostato nella sede di Cima Ekar
(vedi fig. 66). Attualmente e’ dotato di un CCD non assotigliato Loral 2kx2k che copre un campo di
48’x 48’. Il telescopio nel 2004 è stato dedicato su due soli programmi di ampio respiro ovvero ADAS
(http://dipastro.pd.astro.it /planets/adas/) per la ricerca di asterdoidi e RATS (Radial velocity and transit
search) per la ricerca di pianeti extrasolari. Il tempo osservativo è mediamente distribuito nel periodo
di luna nuova. Nell’ambito di questi progetti nel 2004 sono state sfruttate 45 notti. Inoltre dal 2001
è in corso un progetto del dipartimento di Astronomia dell’Universitá di Padova per la digitalizzazione
delle lastre dell’archivio fotografico (http://www.pd.astro.it/asiago/7000/7020.html) Attualmente sono state
digitalizzate più di 2000 lastre.
Per quanto riguarda le pubblicazioni ottenute con dati del telescopio Schmidt (vedi fig. 63) nel 2004 si
é registrato un aumento anche grazie grazie anche all’utilizzo di lastre digitalizzate.
10.2.2
98
Sviluppo e manutenzione dlla strumentazione
Per i già citati problemi di finanziamento di cui soffre la struttura, l’attività del 2004 si è limitata a completare
gli interventi (software ed hardware) per permettere di controllare il telescopio e la strumentazione da una
sala di controllo sottostante il piano cupola. L’archittetura di funzionamento è stata pensata per operare
anche in modalità remota ad esempio dalla sala controllo del 182 cm. In particolare sono stati eseguiti i
seguenti interventi:
• Attivazione della centralina meteo del telescopio (vedi http://www.pd.astro.it/wg OAPd/meteo/)
• integrazione con il software di controllo delle interfacce utenti del telescopio, della guida automatica e
del fuocheggiamento della camera CCD;
• implementazione del controllo del telescopio dalla sala di controllo del 182 cm;
• caratterizzazione ed implementazione, svolta presso i laboratori dell’OACT, della camera CCD da
utilizzare per il progetto RATS.
Figura 66: Il telescopio Schmidt.
11
99
COLLABORAZIONI SCIENTIFICHE
La maggior parte delle attivitá di ricerca svolte presso l’OAP vengono effettuate in collaborazione con altri
ricercatori di istituti Italiani e stranieri. Vengono qui di seguito elencati gli istituti con i quali esistono
consolidate collaborazioni.
11.1
Collaborazioni nazionali
Dipartimento di Astronomia, Università di Padova
Dipartimento di Fisica, Università di Padova
Dipartimento di Geologia, Università di Padova
Dipartimento di Ingegneria Meccanica, Università di Padova
Dipartimento di Ingegneria dell’Informazione, Università di Padova
Dipartimento Architettura Urbanistica Rilevamento (DAUR), Università di Padova.
Dipartimento di Fisica, Università di Torino
Dipartimento di Astronomia, Università di Bologna
Istituto di Astrofisica Spaziale, CNR, Bologna
Istituto di Radioastronomia, CNR, Bologna
Dipartimento di Astronomia, Università di Roma
Università dell’Insubria, Como
Dipartimento di Fisica, Università di Milano
SISSA, Trieste
IASFC–CNR, Roma
Istituto di Fisica dello Spazio Interplanetario, CNR, Roma
IRSPS, Pescara
Dipartimento di Scienze della Terra, Parma
Dipartimento di Ingegneria Civile, Universià di Parma
Osservatorio Astronomico, Bologna
Osservatorio Astronomico, Torino
Osservatorio Astronomico, Arcetri
Osservatorio Astronomico, Capodimonte
Osservatorio Astronomico, Trieste
Osservatorio Astronomico, Brera
Osservatorio Astronomico, Roma
Osservatorio Astronomico, Collurania
Osservatorio Astronomico, Catania
Osservatorio Astronomico, Palermo
COLLABORAZIONI INTERNAZIONALI
Europa
Department of Theoretical Physics and Geophysics, University of Kosice, Slovakia
Astronomical Institute of the Slovak Academy of Sciences, Tatranska Lomnica, Slovakia
Università di Innsbruck, Austria
Department of Physics, University of Ljubljana, Slovenia
IMAFF, Madrid, Spagna
IAA, Granada, Spagna
Observatorio Astronomico Nacional-OAN, Madrid, Spagna
Centro Galileo Galilei, Canarie, Spagna
Instituto de Astrofisica de Canarias, Spagna
Faculdade de Ciências de Universidade de Lisboa, Portogallo
IAP, Parigi, Francia
Observatoire de Meudon, Francia
Università di Marsiglia, Francia
Observatoire Astronomique de Marseille, Francia
Institut für Astronomie, Universität Wien, Austria
Sterrewacht Leiden, Olanda
Kaptein Astronomical Institute, Olanda
Copenhagen Astronomical Observatory, Danimarca
Universität Aarhus, Danimarca
MPIA, Heidelberg, Germania
Max Planck Institute, Monaco, Germania
DLR, Berlino, Germania
Univeritäts Sternwarte, Monaco, Germania
Univeritäts Sternwarte, Göttingen, Germania
Sternwarte Bonn, Germania
Hamburger Sternwarte, Hamburg, Germania
ESO, Monaco, Germania
Astrophysikalisches Institut, Potsdam, Germania
Technical University, Zurigo, Svizzera
Imperial College, Londra, Inghilterra
Mullard Space Science Laboratory, Londra, Inghilterra
Institute of Astronomy, Cambridge, Inghilterra
University of Sussex, Inghilterra
Durham University, Inghilterra
Astronomy Technology Center, Edimburgo, Inghilterra
Tuorla Observatory, Turku, Finlandia
Accademy of Sciences, Sofia, Bulgaria
Nicolaus Copernicus University, Torun, Polonia
Sternbergh Astronomical Institute, Mosca, Russia
Crimean Astrophysical Observatory, Ucraina
Nord America
Department of Physics and Astronomy, Tuscaloosa, University of Alabama, USA
Space Telescope Science Institute, Baltimore, USA
Carnegie Observatories, USA
UCLA, University of Michigan, USA
University of Austin, Texas, USA
McDonald Observatory, Texas, USA
Boston University, USA
JPL, Pasadena, California, USA
LPL, Tucson, USA
StScI, Baltimore, USA
US Naval Observatory, Flagstaff, Arizona, USA
Arizona State University, Tempe, Arizona, USA
Southwest Research Institute, Boulder, Colorado, USA
RAO, University of Calgary, Canada
Dominion Astrophysical Observatory, Canada
Sud America
ESO, Santiago, Cile
100
INAOE, Puebla, Messico
UNAM, Messico
San Pedro Martir, Messico
Universidade Estadual de Santa Cruz Ilheus Bahia, Brasile
Observatorio Nacional-MCT, Rio de Janeiro, Brasile
Australia
University of New South Wales, Sydney
Anglo-Australian Observatory, Coonabarabran, Australia
Asia
Gumna Observatory, Nakayama, Giappone
NAO Osawa, Giappone
Beijin Astronomical Observatory, Cina
Africa
South African Astronomical Observatory, Cape Town, Sud Africa
101
12
102
PUBBLICAZIONI
Vengono qui di seguito elencate le pubblicazioni fatte nel 2003 come PI o Co-I dal personale in servizio presso
l’OAPd. Le pubblicazioni sono divise in varie categorie (con lavori con referee, comunicazioni a congressi,
circolari, etc).
Nel cosro del 2004 sono stati pubblicati 81 articoli su riviste con referee (più 35 attualmente in stampa),
102 (+ 12 su invito) contributi a congressi, 15 circolari e 27 pubblicazioni di carattere tecnologico e rapporti
intern e 6 pubblicazioni di altro tipo..
12.1
Pubblicazioni su riviste con referee
1. Altavilla, G., Fiorentino, G., Marconi, M., Musella, I., Cappellaro, E., Barbon, R., Benetti, S., Pastorello, A., Riello, M., Turatto, M., Zampieri, L. , Cepheid calibration of Type Ia supernovae and the
Hubble constant , (2004) MNRAS, 349, 1344
2. Bachev, R., Marziani, P., Sulentic, J. W., Zamanov, R., Calvani, M., Dultzin-Hacyan, D., Average Ultraviolet Quasar Spectra in the Context of Eigenvector 1: A Baldwin Effect Governed by the Eddington
Ratio?, (2004) ApJ, 617, 171
3. Baccigalupi, C., Perrotta, F., De Zotti, G., Smoot, G. F., Burigana, C., Maino, D., Bedini, L.,
Salerno, E., Extracting cosmic microwave background polarization from satellite astrophysical maps,
(2004) MNRAS, 354, 55
4. Barbieri, C., Verani, S., Cremonese, G., Sprague, A., Mendillo, M., Cosentino, R., Hunten, D., First
observations of the Na exosphere of Mercury with the high-resolution spectrograph of the 3.5M Telescopio Nazionale Galileo, (2004) P&SS, 52, 1169
5. Barbaro, G, Geminale, A., Mazzei, P., Congiu, E., Anomalous dust to gas ratios in the Galaxy, (2004)
MNRAS 353, 760
6. Baugh, C. M., Lacey, C. G., Frenk, C. S., Benson, A. J., Cole, S., Granato, G. L., Silva, L., Bressan,
A. , Predictions for the SKA from hierarchical galaxy formation models , (2004) NewAR, 48, 1239
7. Benetti, S., Meikle, P., Stehle, M., Altavilla, G., Desidera, S., Folatelli, G., Goobar, A., Mattila, S.,
Mendez, ndez, J., Navasardyan, H., Pastorello, A., Patat, F., Riello, M., Ruiz-Lapuente, P., Tsvetkov,
D., Turatto, M., Mazzali, P., Hillebrandt, W. , Supernova 2002bo: inadequacy of the single parameter
description , (2004) MNRAS, 348, 261
8. Berta, S., Fritz, J., Franceschini, A., Bressan, A., Lonsdale, C. , Photometric estimates of stellar
masses in high-redshift galaxies , (2004) A&A, 418, 913
9. Boeche, C., Munari, U., Tomasella, L., Barbon, R. , Kinematics and binaries in young stellar aggregates. II. NGC 6913 (M 29) , (2004) A&A, 415, 145
10. Boschi, F., Munari, U. , M 31-RV evolution and its alleged multi-outburst pattern , (2004) A&A, 418,
869
11. Braito, V., della Ceca, R., Piconcelli, E., Severgnini, P., Bassani, L., Cappi, M., Franceschini, A.,
Iwasawa, K., Malaguti, G., Marziani, P., Palumbo, G. G. C., Persic, M., Risaliti, G., Salvati, M. ,
The Ultra Luminous Infrared Galaxy Mrk 231: new clues from BeppoSAX and XMM-Newton , (2004)
NuPhS, 132, 153
103
12. Braito, V., Della Ceca, R., Piconcelli, E., Severgnini, P., Bassani, L., Cappi, M., Franceschini, A.,
Iwasawa, K., Malaguti, G., Marziani, P., Palumbo, G. G. C., Persic, M., Risaliti, G., Salvati, M. , The
XMM-Newton and BeppoSAX view of the Ultra Luminous Infrared Galaxy MKN 231 , (2004) A&A,
420, 79
13. Burigana, C., De Zotti, G., Feretti, L., Sunyaev–Zeldovich effects, free–free emission, and imprints on
the cosmic microwave background, (2004) NewAR, 48, 1107
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cluster galaxies , (2004) MmSAI, 75, 214
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Galaxy Clusters: intense life in the suburbs, IAU Coll. N.195, ed. A. Diaferio, p.362
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Yagi, M. , Two Formation Paths for Cluster Dwarf Galaxies? , (2004) in Recycling Intergalactic and
Interstellar Matter, IAU Symp. n.217, eds. P.-A. Duc, J. Braine, E. Brinks, p.562
83. Ragazzoni, R., Baruffolo, A., Arcidiacono, C., Diolaiti, E., Farinato, J., Soci, R. , Wavefront sensing
on 100-m scale , (2004) SPIE, 5490, 1223
84. Ragazzoni, R., Giallongo, E., Pasian, F., Arcidiacono, C., Baruffolo, A., Diolaiti, E., Di Paola, A.,
Faccin, F., Farinato, J., Fontana, A., Gasparo, F., Pedichini, F., Smareglia, R., Speziali, R., Vernet,
E. , The double Prime Focus camera for the Large Binocular Telescope , (2004) SPIE, 5492, 507
85. Ragaini, S., Vallenari, A., Bertelli, G., Chiosi, C. , The inner Galactic Bulge , (2004) MSAIS, 5, 283
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(2004) ANS, 325, 58
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91. Rudnick, G. H., White, S. D. M., Clowe, D. I., Simard, L., De Lucia, G., Aragon-Salamanca, A.,
Bender, R., Best, P., Bremer, M., Charlot, S., Dalcanton, J., Dantel, M., Desai, V., Fort, B., Halliday,
C., Jablonka, P., Kauffmann, G., Mellier, Y., Milvang-Jensen, B., Pello, R., Poggianti, B., Poirier, S.,,
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96. Terenzi, L., Burigana, C., Mandolesi, N., De Zotti, G., Butler, R. C., Cuttaia, F., Finelli, F.,
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Populations Towards the NGP , (2004) ASPC, 317, 203
99. Volpato, A., Taffoni, G., Pastore, S., Vuerli, C., Baruffolo, A., Smareglia, R., Castelli, G., Pasian, F.,
Benacchio, L., Astronomical database related applications in the Grid.it project, (2005) Proc. ADASS
XIV, in stampa
100. Vuerli, C., Pasian, F., Baruffolo, A., Benacchio, L., Alcalà, J., Cascone, E., Becciani, U., Fontana, A.,
Longo, G., Tagliaferri, R., Grid–related activity in progress at INAF, (2005) Proc. ADASS XIV, in
stampa
101. Zampieri, L., Ramina, M., Pastorello, A., Understanding Type II Supernovae, (2004) Springer Proceedings in Physics, 99, 275
102. Zwitter, T., Munari, U. , Spectroscopy, Photometry and Micro-arcsec Astrometry of Binaries with the
GAIA Space Mission and with the RAVE Experiment , (2004) RMxAC, 21, 251
12.5
Circolari
1. Benetti, S., Elias-Rosa, N., Blanc, G., Navasardyan, H., Turatto, M., Zampieri, L., Cappellaro, E.,
Pedani, M. , Supernova 2004aw in NGC 3997 , (2004) IAUC, 8312, 3
119
2. Elias, N., Benetti, S., Navasardyan, H., Bufano, F., Harutyunyan, A., Blanc, G., Turatto, M., Pastorello, A., Cappellaro, E. , Supernova 2004dg , (2004) IAUC, 8376, 2
3. Elias-Rosa, N., Benetti, S., Stanishev, V., Goobar, A., Jaervinen, A. , Supernova 2004aq in NGC 4012
, (2004) IAUC, 8301, 2
4. Elias-Rosa, N., Pignata, G., Benetti, S., Blanc, G., Della Valle, A., Pastorello, A., Altavilla, G.,
Navasardyan, H., Turatto, M., Zampieri, L., Cappellaro, E., Patat, F. , Supernova 2004G in NGC
5668 , (2004) IAUC, 8273, 2
5. Harutyunyan, A., Turatto, M., Benetti, S., Blanc, G., Navasardyan, H., Zampieri, L., Pastorello, A. ,
Supernova 2004ex in NGC 182 , (2004) IAUC, 8446, 3
6. Navasardyan, H., Turatto, M., Harutunyan, A., Benetti, S., Elias-Rosa, N., Pastorello, A., Viotti, R.,
Rossi, C. , Supernovae 2004gj and 2004go , (2004) IAUC, 8454, 3
7. Patat, F., Pignata, G., Benetti, S., Aceituno, J. , Supernova 2004dt in NGC 799 , (2004) IAUC, 8387,
3
8. Patat, F., Pignata, G., Benetti, S., Aceituno, J. , Supernova 2004dn in UGC 2069 , (2004) IAUC,
8381, 2
9. Patat, F., Pignata, G., Benetti, S., Aceituno, J. , Supernova 2004dk in NGC 6118 , (2004) IAUC,
8379, 3
10. Patat, F., Benetti, S., Pastorello, A., Filippenko, A. V., Aceituno, J. , Supernova 2004dj in NGC 2403
, (2004) IAUC, 8378, 1
11. Pignata, G., Patat, F., Benetti, S., Harutyunyan, A. , Supernova 2004bs in NGC 3323 , (2004) IAUC,
8344, 2
12. Riello, M., Pignata, G., Botticella, M. T., Patat, F., Benetti, S., Cappellaro, E., Turatto, M., Valenti,
S. , Supernova 2004dl and 2004dm , (2004) IAUC, 8377, 3
13. Riello, M., Benetti, S., Cappellaro, E., Patat, F., Botticella, M. T., Turatto, M., Valenti, S. , Supernovae 2004cd, 2004ce, 2004cf, 2004cg , (2004) IAUC, 8352, 2
14. Riello, M., Benetti, S., Cappellaro, E., Patat, F., Botticella, M. T., Altavilla, G., Pastorello, A.,
Turatto, M., Valenti, S., Supernovae 2004ae, 2004af, 2004ag, 2004ah, 2004ai, 2004aj , (2004) IAUC,
8296, 3
15. Zwitter, T., Munari, U., Moretti, S. , Supernova 2004et in NGC 6946 , (2004) IAUC, 8413
12.6
Pubblicazioni su riviste divulgative
1. Sabbadin, F., La tomografia della nebulosa Occhio di Gatto, (2004)
www.inaf.it/comunicati− stampa/cs160904/cdntro− cs.htm
2. Sabbadin, F., Astronomi italiani eseguono la prima tomografia della nebulosa Occhio di Gatto, (2004)
www.newton.rcs.it/PrimoPiano/News/2004/09− Settembre/20/nebulosa.shtml
120
3. Sabbadin, F., Nebulosa Occhio di Gatto: mappa 3-D da equipe italiana, (2004)
www.giornaletecnologico.it/scienza/200409/23/41513ad803da6/
4. Sabbadin, F., Scienziati padovani svelano la nebulosa in 3D, (2004)
www.ilgazzettino.it/
5. Sabbadin, F., Svelato nuovo mistero sulla nebulosa Occhio di Gatto, (2004)
www.lasac.com/
12.7
Pubblicazioni su progetti tecnologici e strumentali
1. Bortoletto, F., Bonoli, C., D’Alessandro, M., Fantinel, D., Giro, E., Magrin, D., Bonanno, G., Belluso,M., Bruno, P., Casentino, R., Conconi, P., Corcione, L., Carbone, A., Visual-Infrared array
controller (VISIR-C), (2004) relazione di fine progetto per il contratto ASI/INAF n. I/R/137/02
2. Bortoletto, F., Bonoli, C., D’Alessandro, M., Fantinel, D., Giro, E., Magrin, D., Bonanno, G., Belluso,M., Bruno, P., Casentino, R., Conconi, P., Corcione, L., Carbone, A., Visual-Infrared array
controller, (2005) ASI Electro-Optical technologies meeting, 13,14-10-2004 Rome, in stampa
12.8
Rapporti interni
1. Antichi, J., S. Buson, R. Claudi, S. Desidera, R. Gratton, C. Pernechele, M. Turatto, CHEOPS integral
field spectrograph specifications, (2004) CHEOPS-SPE-OPD-00023
2. Antichi, J., M. Turatto, R. Gratton, R. Claudi, S. Buson, C. Pernechele, F. de Bonis, S. Desidera, IFS
conceptual design, (2004) CHEOPS-TRE-OPD-00038 (Released, v1.3 Concept)
3. Baruffolo, A., CHEOPS Instrument Software Conceptual Design, (2004) CHEOPS-TRE-OPD-00056.
4. Baruffolo, A., OmegaCAM Instrument Software Acceptance Test Plan, (2004) VST-PLA-OCM-231003155
5. Baruffolo, A., OmegaCAM Templates Manual, (2004) VST-MAN-OCM-23100-3111
6. Baruffolo, A., Bortolussi, A., Bagnara, P., OmegaCAM Instrument Software User and Maintenance
Manual, (2004) VST-MAN-OCM-23100-3130
7. Berton, A. et al., CONICA SDI comparison report, (2004) CHEOPS-TRE-MPI-00032 (Released)
8. Berton, A., Gratton, R. et al., IFS detection simulations, (2004) CHEOPS-TRE-OPD-00034
9. Claudi, R., E. Bozzato, M. Turatto, R. Gratton, S. Buson, J. Antichi, IFS lenslet characterization,
(2004) CHEOPS-TRE-OPD-00058
10. Desidera, S., Berton, A., Sample and Benchmark Cases, (2004) CHEOPS-SRE-OPD-00052
11. Desidera, S., CHEOPS detection probability report, (2004) CHEOPS-SRE-OPD-00065
121
12. Desidera, S., Preliminary Database for the selection of Cheops targets, (2004) CHEOPS-SRE-OPD00066
13. Feldt, M., R. Lenzen, M. Turatto, H.M. Schmid, S. Hippler, CHEOPS field rotation analysis, (2004)
CHEOPS-TRE-MPI-00009
14. Feldt, M., Gratton, R., CHEOPS survey strategy and operation model, (2004) CHEOPS-SRE-MPI00007
15. Gratton, R., Primary CHEOPS Science: Extrasolar Planets, (2004) CHEOPS-SRE-OPD-00005
16. Gratton, R., CHEOPS observing and detection techniques, (2004) CHEOPS-SRE-OPD-00006
17. Gratton, R., Wavelength choice for detecting planets, (2004) CHEOPS-SRE-OPD-00049
18. Gratton, R., Competing projects, (2004) CHEOPS-SRE-OPD-00069
19. Gratton, R., CHEOPS Science Case Folder, (2004) CHEOPS-SRE-OPD-00100
20. Longinotti, A., Baruffolo, A., OmegaCAM Control Software Preliminary Acceptance Europe, (2004)
VST-TRE-ESO-23100-00035
21. Muschielok, B., Baade, D., Nicklas, H., Baruffolo, A., Cascone, E., Hess, H.–J., Iwert, O., Lizon, J.L.,
OmegaCAM Safety and Hazard Analysis, (2004) VST-TRE-OCM-23100-3030
22. Navasardyan, H., D’Alessandro, M., Giro, E., The Echelle E2V CCD47-10 CCD, (2004) Padova and
Asiago Observatories Technical report n. 22
23. Vallenari A., Bertelli G., Gaia Scientific target for PS design: the scientific priorities for the bulge
stars, (2004) Gaia internal report
24. Vallenari, A., Bertelli G., Nasi E., Isocrones in the MBP photometric system 3F of Gaia, (2004) Gaia
internal report
25. Vallenari, A., Bertelli G., Nasi E., RVS telemetry budget, (2004) Gaia internal report
12.9
Altre pubblicazioni
1. Casasola, V., Bettoni, D., Galletta, G., Gas content in 1038 interacting galaxies (Casasola+, 2004),
(2004) yCat, 342, 20941
2. Da Costa, G.S., F. D’Antona, R.G. Gratton, Summaries of Papers Presented at Joint Discussion Session 4: Astrophysical Impact of Abundances in Globular Cluster Stars, (2004) Highlights in Astronomy,
vol. 13 International Astronomical Union, O. Engvald ed.
3. Orchiston, W., Dick, S. J., Duerbeck, H. W., van Gent, R., Hughes, D., Koorts, W., Pigatto, L. , The
IAU Transits of Venus Working Group. 3: progress report , (2004) JAHH, 7, 50
4. Pasquini, L., P. Bonifacio, S. Randich, D. Galli, R.G. Gratton, VLT Observations of Beryllium in
a Globular Cluster: a clock for the early Galaxy and new insights into Globular Cluster formation,
(2004) Messenger, 117, 50
122
5. Pigatto, L., Zanini, V. , The 1882 transit of Venus observed in Italian observatories , (2004) JAHH,
7, 18
6. Pigatto, L., Giuseppe Toaldo e gli strumenti di Ticone, (2004) L. Pigatto ed., “Lettere di Giuseppe
Toaldo ad Antonio Canova”, INAF-Osservatorio Astronomico di Padova, Banca Popolare di Marostica,
2004
12.10
Lista delle abbreviazioni bibliografiche usate (Fonte NASA Astrophysics Data
System)
Refereed Publications
ARA&A.... Annual Review of Astronomy and Astrophysics
AN........ Astronomische Nachrichten
A&A...... Astronomy and Astrophysics
AJ....... Astronomical Journal
AdSpR.... Advances in Space Research
ApJ...... Astrophysical Journal
ApJS..... Astrophysical Journal Supplement Series
ApOpt.... Applied Optics
Ap&SS.... Astrophysics and Space Science
AstL..... Astronomy Letters
BaltA.... Baltic Astronomy
CoAst.... Communications in Asteroseismology
ExA...... Experimental Astronomy
Icar..... Icarus
IBVS..... Informational Bulletin on Variable Stars
IJMPC.... International Journal of Modern Physics C
JAD...... Journal of Astronomical Data
JAHH..... Journal of Astronomical History and Heritage
MNRAS.... Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
MmSAI.... Memorie della Societa Astronomica Italiana
Natur.... Nature
NewA..... New Astronomy
NewAR.... New Astronomy Review
NuPhS.... Nuclear Physics B Proceedings Supplements
OptEn.... Optical Engineering
OptCo.... Optics Communications
P&SS..... Planetary and Space Science
PASJ..... Publications of the Astronomical Society of Japan
PASP..... Publications of the Astronomical Society of the Pacific
PhRvD.... Physical Review D
SSRv..... Space Science Reviews
Non-refereed Publications
AAS........... American Astronomical Society Meeting Abstracts
AGUFM......... AGU Fall Meeting Abstracts
AIPC.......... AIP Conf. Proc.
ASPC.......... Astronomical Society of the Pacific Conference Series
ANS........... Astronomische Nachrichten Supplement
cgpc.symp..... Clusters of Galaxies: Probes of Cosmological Structure and Galaxy Evolution
IAUC.......... International Astronomical Union Circular
IAUS.......... IAU Symposium
MmSAI......... Memorie della Societa Astronomica Italiana
MSAIS......... Memorie della Societa Astronomica Italiana Supplement
RMxAC......... Revista Mexicana de Astronomia y Astrofisica Conference Series
soho.......... ESA SP-559: SOHO 14 Helio- and Asteroseismology: Towards a Golden Future
sdab.conf..... Scientific Detectors for Astronomy, The Beginning of a New Era
SPIE.......... Presented at the Society of Photo-Optical Instrumentation Engineers (SPIE) Conference
sshp.conf..... ESA SP-538: Stellar Structure and Habitable Planet Finding
yCat.......... VizieR Online Data Catalog
123
13
124
PERSONALE IN SERVIZIO
L’organico dell’OAPd al 31.12.2003 é costituito da 80 unità di cui 6 AO, 13 AA e 13 AR. 48 unità per i
servizi amministrativi, (14 per l’amministrazione, 2 per la biblioteca 6 per l’elaborazione dati 21 per i servizi
tecnico-scientifici e 5 per i servizi ausiliari)
13.1
Personale di ricerca
Astronomi ordinari (AO)
Benacchio Leopoldo
Bortoletto Fabio
Calvani Massimo (Direttore)
De Zotti Gianfranco
Falomo Renato (Str.)
Gratton Raffaele
Astronomi associati (AA)
Bonoli Carlotta
Bressan Alessandro
Buson Lucio
D’Alessandro Maurizio
Fasano Giovanni
Granato GianLuigi
Greggio Laura
Iijima Takashi
Munari Ulisse
Nasi Emma
Sabbadin Franco
Turatto Massimo
Vallenari Antonella
Astronomi ricercatori (AR)
Baruffolo Andrea
Benetti Stefano
Bettoni Daniela
Claudi Riccardo
Cremonese Gabriele
Desidera Silvano
Fantinel Daniela
Held Enrico
Marziani Paola
Mazzei Paola
Pigatto Luisa
Poggianti Bianca Maria
Zampieri Luca
13.2
Personale amministrativo – tecnico – ausiliario
AREA AMMINISTRATIVA
Bianchini Carla Anna
Bovo Bianca
Busato Andrea
Carraro Sabrina
Cecchinato Antonella
Faro Daniela
Gala Emanuele
Locatelli Mariangela
Mantoan Giorgio
Mesin Silvia
Pescarolo Antonio
Ronzani Cristina
Salvagno Walter
Tagliaro Elisabetta
AREA BIBLIOTECHE
Miceli Rosalia
Toniolo Claudia
AREA ELABORAZIONE DATI
Boccato Caterina
Candeo Giovanni Emanuele
Castiello Mosè
Paoletti Lorenzo
Pastore Serena
Petrella Amedeo
Rigoni Alberico
AREA TECNICA, TECNICO-SCIENTIFICA
Bozzato Evaristo
Chiomento Venerio
Contri Lino
Dalle Ave Sergio
Di Cicco Nicola
Farisato Giancarlo
Frigo Aldo
Gianesini Giacomo
Giro Enrico
Lessio Luigi
Martorana Giorgio
Rebeschini Mauro
Rigoni Italo
Rigoni Lucio
Satta Antonello
Segafredo Alfredo
Stefani Ivan
Strazzabosco Diego
Tomasella Lina
125
Traverso Luciano
Zanini Valeria
AREA SERVIZI GENERALI
Alemanno Monica
Casotto Patrizia
Padovano Giovanni
Rizzo Andrea
126

Osservatorio Astronomico di Padova Relazione Scientifica Anno 2004

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Offerta Tahiti Moorea Bora Bora Tahaa

M 31 – “Andromeda Galaxy”

Comunicato stampa Astrosummer 2015

principio di incertezza, gravitazione e temperatura dei buchi neri

KA n. 005 Mar Rosso

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