Osservatorio Astronomico di Padova Relazione Scientifica Anno 2003

Transcript

INAF - Osservatorio Astronomico di Padova
Relazione Scientifica
Anno 2003
Relazione scientifica 2003
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Indice
1 Presentazione
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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 determinazione di della composizione chimica in stelle binarie
usando SARG al TNG . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
2.2.2 Ricerca di pianeti in Ammassi Aperti . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
2.2.3 CHEOPS, Planet Finder per il VLT . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
2.2.4 Eddington . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
3 STELLE E MEZZO INTERSTELLARE
3.1 Modelli della Struttura della Galassie . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
3.2 Studio di Popolazioni Stellari . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
3.2.1 Modelli stellari ed Isocrone . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
3.2.2 Sintesi di Popolazione . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
3.3 Origine e successiva evoluzione delle popolazioni dello Sferoide Galattico . . . . . . . . . . .
3.4 Formazione ed evoluzione degli ammassi globulari attraverso lo studio delle abbondanze di
elementi da cattura protonica . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
3.5 Distribuzione spaziale delle regioni Hii . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
3.6 Emissione molecolare in galassie con formazione stellare . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
3.7 Determinazione delle frequenze delle SNe a redshift intermedio . . . . . . . . . . . . . . . .
3.8 Aspettative teoriche per la frequenza di SNIa in sistemi stellari . . . . . . . . . . . . . . . .
3.9 Struttura tridimensionale di nebulose in espansione . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
3.10 Supernovae di tipo Ia: i fari dell’Universo . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
3.11 Nucleosintesi, stadi finali dell’evoluzione stellare ed evoluzione chimica delle galassie . . . .
3.12 Novae e Simbiotiche Iijima . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
3.13 Parametri stellari fondamentali dalle binarie ad eclisse . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
3.14 Atlanti spettrali per GAIA/RAVE e sistemi fotometrici . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
4 GALASSIE E COSMOLOGIA
4.1 La local cosmology delle survey GAIA e RAVE . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
4.2 Le popolazioni stellari del Gruppo Locale come strumento per comprendere formazione ed
evoluzione delle galassie . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
4.3 Stelle variabili come traccianti della formazione stellare nelle galassie vicine . . . . . . . . .
4.4 La storia di formazione stellare nelle galassie nane . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
4.5 I sistemi di ammassi globulari come test della formazione ed evoluzione delle galassie . . . .
4.6 La storia di formazione stellare in galassie dai conteggi di stelle nel Diagramma HR . . . . .
4.7 La Galassia Peculiare IC1182: un Merging in atto? . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
4.8 Studio di Galassie Peculiari nell’Ultravioletto . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
4.9 Interazione ed evoluzione delle galassie in ambienti a bassa densitá . . . . . . . . . . . . . .
4.10 Un nuovo catalogo del contenuto di gas interstellare (ISM) in galassie normali . . . . . . . .
4.11 Evoluzione cosmologica delle sorgenti ISO-IRAS in NEPR . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
4.12 La natura degli EROs e l’evoluzione delle Galassie . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
4.13 La relazione tra le proprietà galattiche e la sottostruttura degli ammassi di galassie . . . . .
4.14 Le surveys WINGS: stato attuale e primi risultati . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
4.15 EDISCS: the ESO Distant Cluster Survey . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
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Analisi multi-frequenza della variabilità radio dei blazar . . . . .
Proprietà di polarizzazione delle radio sorgenti ad alta frequenza
I quasar come indicatori di distanza . . . . . . . . . . . . . . . .
Parametri Osservativi & Struttura dei Nuclei Galattici Attivi . .
Declino della densità dei quasar luminosi tra z = 2 e z = 4 . . .
Effetto Sunyaev-Zeldovich indotto da attività nucleare in galassie
Proprietà ed evoluzione delle galassie ospiti di nuclei attivi . . . .
Modello di formazione congiunta di elittiche e quasar . . . . . . .
Connessioni tra materia luminosa ed oscura . . . . . . . . . . . .
Modelli chemo-spettro-fotometrici di galassie . . . . . . . . . . .
Formazione stellare negli starbursts oscurati . . . . . . . . . . . .
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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 . . . . . . . . . . . . . . . . . .
5.4 Righe di emissione da dischi di accrescimento attorno a buchi neri . . . . . . . . . .
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6 TECNOLOGIE ASTRONOMICHE
6.1 Nuovi Laboratori OAPd . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
6.2 Telescopi a Terra: Telescopio Nazionale Galileo (TNG) . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
6.3 Telescopi a Terra: OmegaCAM, l’imager a grande campo per il VLT Survey Telescope . . . .
6.4 Telescopi a Terra: Il Progetto Planet Finder CHEOPS . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
6.5 Telescopi a Terra: LBC per LBT . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
6.6 Osservatori spaziali: Medium Infrared Instrument (MIRI) per il John Webb Space Telescope
6.7 Osservatori Spaziali: Low Resolution Cameras per la missione ESA BepiColombo . . . . . . .
6.8 Sviluppi Tecnologici: Detector Controller VisIRc e nuovi rivelatori . . . . . . . . . . . . . . .
6.9 Sviluppi Tecnologici: Dimostratore di Ottica Adattiva Multiconiugata: MAD . . . . . . . . .
6.10 Sviluppi Tecnologici: Software . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
6.11 Sviluppi Tecnologici: Opticon SmartOptics JRA5 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
6.12 Strumentazione per telescopi a terra: SOS. Una proposta di Spettrografo/Imager nel vicino
IR per NTT . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
6.13 Grid per l’Astrofisica . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
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7 DIDATTICA E DIVULGAZIONE DELL’ASTRONOMIA
7.1 Divulgazione . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
7.2 Informazione . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
7.3 Didattica . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
7.4 Attività di diffusione della cultura astronomica nella sede di Asiago
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8 STORIA DELL’ASTRONOMIA E ATTIVITÀ MUSEALE
9 LE STRUTTURE OSSERVATIVE DI ASIAGO
9.1 Il Telescopio 182cm di Cima Ekar . . . . . . . . . . . .
9.1.1 Utilizzo del telescopio . . . . . . . . . . . . . .
9.1.2 Sviluppo e manutenzione della strumentazione
9.2 Il telescopio Schmidt 92/67 . . . . . . . . . . . . . . .
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10 COLLABORAZIONI SCIENTIFICHE
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10.1 Collaborazioni nazionali . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 88
11 PUBBLICAZIONI
11.1 Pubblicazioni su riviste con referee . . . . . . . . .
11.2 Pubblicazioni su riviste con referee (in stampa) . .
11.3 Libri e Monografie . . . . . . . . . . . . . . . . . .
11.4 Rapporti invitati a congressi . . . . . . . . . . . .
11.5 Contributi a congressi . . . . . . . . . . . . . . . .
11.6 Circolari . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
11.7 Pubblicazioni su progetti tecnologici e strumentali
11.8 Altre pubblicazioni . . . . . . . . . . . . . . . . . .
11.9 Pubblicazioni su riviste divulgative . . . . . . . . .
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12 PERSONALE IN SERVIZIO
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12.1 Personale di ricerca . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 108
12.2 Personale amministrativo – tecnico – ausiliario . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 109
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Presentazione
Questo documento riassume l’attività scientifica svolta dal personale dell’INAF – Osservatorio Astronomico
di Padova (OAPd) nell’anno 2003. 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, la determinazione
dei parametri stellari fondamentali, lo studio delle popolazioni stellari effettuato sia con osservazioni sia con
modelli teorici, caratteristiche delle nebulose planetarie, stelle novae e stelle simbiotiche, 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, proprieta’ 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. Questo tema viene affrontato sia dal punto di
vista teorico interpretativo, con modelli spettro-fotometrici di galassie e di formazione congiunta di sferoidi
e quasars ad alto redshift, sia osservativo mediante la determinazione diretta 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 materia 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) e galassie interagenti.
Molte delle ricerche svolte presso l’OAPd fanno uso di dati (o ne prevedono l’uso) provenienti dalle missioni
spaziali HST, PLANK, GAIA, ROSAT, Chandra, XMM.
Per quanto riguarda l’attività tecnologica, l’OAPd è coinvolto nei progetti TNG, OmegaCAM, CHEOPS,
nella camera al primo fuoco per LBT, nella stumentazione a terra MIRI per JWST, LRC per BepiColombo,
ed in 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’OAPd viene svolta una ampia attività didattica per le scuole e di carattere divulgativo, sia nella
forma tradizionale di visite guidate e conferenze, che tramite la rete.
L’attività scientifica dettagliata dell’OAPd nel 2003 è documentata in numerose pubblicazioni su riviste
scientifiche internazionali elencate in questa relazione.
Il Direttore
Massimo Calvani
Giugno 2004
2
6
SISTEMA SOLARE E PIANETI EXTRASOLARI
L’OAPd, e più 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 è stata data in passato
dai gruppi del prof. Barbieri al Dipartimento di Astronomia, del prof. Vanzani al Dipartimento di Fisica, e per
quanto riguarda la parte strumentale, del prof. Tondello al Dipartimento di Ingegneria. Il dott. Cremonese
collabora attivamente con questi gruppi, in particolare nella progettazione della Wide Angle Camera per la
missione BepiColombo, che è uno dei cornerstone ESA. Cremonese conduce inoltre studi sulle comete e sulle
atmosfere molto tenui della Luna e di Mercurio.
Un campo in grande sviluppo in tutto il mondo è quello della ricerca dei pianeti extrasolari. Il campo è
di grande interesse, e l’obiettivo ultimo è trovare altri pianeti che possano ospitare la vita. Benchè questo
obiettivo sia ancora abbastanza distante, gli ultimi anni hanno portato alla scoperta di numerosi sistemi
planetari; nei prossimi anni sono previsti piani ambiziosi da parte sia della NASA che dell’ESA. In questo
ambito, il gruppo del dott. Gratton (che collabora con gruppi degli Osservatori di Catania e Teramo, al Dip.
Fisica di Padova, e al McDonald Observatory) ha ottenuto negli ultimi anni risultati di assoluta rilevanza, in
particolare usando lo spettrografo SARG al TNG, realizzato dallo stesso gruppo. Il risultato più clamoroso,
che ha dato origine a una press release e a molti articoli su giornali nazionali, è la scoperta del primo buon
candidato pianeta extrasolare scoperto da un gruppo italiano nel Novembre 2002. Oltre alla tecnica delle
velocità radiali, il gruppo guidato da Gratton, partecipa in collaborazione con gruppi del Dip. di Astronomia
(prof. Piotto) e di altri osservatori italiani e stranieri alla ricerca di pianeti extrasolari usando la tecnica
dei transiti. Inoltre, l’OAPd ha un ruolo molto importante (responsabilità per l’unità IFS: co-p.i. Massimo
Turatto) in un consorzio guidato dal MPIA di Heidelberg per la realizzazione di uno studio di fattibilità per
un Planet Finder per il VLT dell’ESO; a sottolineare l’importanza del ruolo dell’OAPd in questo progetto,
occorre notare che Gratton ne è l’Instrument Scientist. Infine, l’OAPd partecipa all’Instrument Consortium
di Eddington, una proposta di satellite ESA per rivelare pianeti anche di dimensione terrestre mediante
transiti.
2.1
2.1.1
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Sistema Solare
Spettroscopia ad alta risoluzione di comete
Ricercatori: G. Cremonese
Altri collaboratori: M.T. Capria, M.C. De Sanctis, H. Kawakita, J. Watanabe
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.
Risultati: Nel 2003 abbiamo quasi completato il catalogo delle emissioni della cometa Ikeya-Zhang. Per
alcuni di questi spettri ad alta risoluzione abbiamo applicato un modello, su alcune bande dell’NH2 ricavando
la temperatura di spin dell’ammoniaca, che fornisce informazioni sulla nebula pre-solare in cui la cometa
ha avuto origine. Infine utlizzando TNG+SARG, abbiamo per la prima volta ottenuto spettri ad alta
risoluzione (R=29000) di una cometa a corto periodo, la cometa Encke. L’analisi di questi dati è tuttora in
corso.
2.1.2
Studio dell’esosfera di Mercurio
Altri collaboratori: C. Barbieri, M. Bruno, F. Leblanc, V. Mangano, S. Marchi, A. Milillo, A. Morbidelli,
S. Orsini, 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. Inoltre stiamo lavorando su un modello della fisica
dell’impatto di micrometeoriti con la superficie del pianeta, che rappresenta uno dei principali meccanismi
dell’origine ed evoluzione dell’esosfera potendo contribuire fino al 30%. Lo studio degli impatti deve considerare un nuovo modello dinamico per ricavare il flusso di meteoriti, di dimensioni superiori ad 1mm, alla
distanza eliocentrica di Mercurio, al momento non esistente, e un’analisi mineralogica della superficie del
pianeta, sulla base degli scarsi dati a disposizione. L’analisi mineralogica assume in parte una composizione
lunare leggermente modificata sulla base della differente posizione di Mercurio rispetto al Sole e quindi della
diversa differenziazione subita, e i risultati forniranno informazioni importanti sulla termodinamica relativa
all’impatto e quindi sulla composizione del vapore prodotto.
Finanziamenti: COFIN 2002
2.2
8
Pianeti extrasolari
Ricercatori: R. Gratton, E. Carretta, R. Claudi, C. Pernechele, M. Turatto, A. Baruffolo
Altri collaboratori: S. Desidera, S. Lucatello, A. Martinez Fiorenzano, G. Piotto, S. Ortolani, J. Antichi
Tematica: L’esistenza di pianeti giganti extrasolari è stata dimostrata dalla loro rivelazione; tuttavia
manca ancora una descrizione delle loro proprietà in funzione di alcuni parametri fondamentali (massa e
composizione chimica della stella centrale, ambiente dinamico). I sistemi binari e gli ammassi sono laboratori ideali per studiare l’effetto delle perturbazioni gravitazionali sulla formazione ed evoluzione di sistemi
planetari. Modelli teorici ed osservazioni mostrano che pianeti si possono formare in sistemi binari. I pianeti
in orbita in sistemi binari mostrano una relazione massa-periodo differente da quelli orbitanti intorno a stelle
singole. Oltre agli effetti dinamici, i sistemi binari (in particolare quelli formati da stelle di massa molto
simile) possono essere usati per studiare la relazione tra presenza di pianeti e metallicità, uno degli aspetti
meno chiari e più sorprendenti rivelati dall’osservazione di sistemi extrasolari.
Risultati: È stato suggerito che l’inviluppo convettivo esterno di stelle di tipo solare possa essere stato
in alcuni casi inquinato dall’ingestione di materiale planetario. Queste considerazioni sono alla base dei
programmi di ricerca e caratterizzazione dei pianeti extrasolari in corso all’OAPd.
2.2.1
Ricerca di pianeti e determinazione di della composizione chimica in stelle binarie
usando SARG al TNG
Il programma viene condotto in collaborazione con ricercatori dell’OACT (Bonanno, Cosentino e Scuderi),
dell’OATE (Dolci), del Dip. Fisica di Padova (Marzari e Barbieri), e M. Endl (McDonald Observatory),
ed ha avuto lo status di Long Term Project al TNG. Il campione include circa 50 sistemi binari visuali
(separazioni di alcuni arcsec), con stelle aventi massa molto simile tra loro. Viene usato lo spettrografo
SARG al TNG (realizzato dal nostro gruppo), equipaggiato con una cella assorbente. Le misure di velocità
radiale vengono fatte usando il programma AUSTRAL, sviluppato da Kurster, Endl e collaboratori. Il
programma è completato da un’analisi molto accurata della composizione chimica, con errori prossimi al
5%, che permette di evidenziare differenze anche estremamente piccole nella composizione chimica delle due
componenti dei sistemi binari osservati. L’analisi differenziale non mostra una differenza significativa per
nessuno dei 23 sistemi osservati sinora (vedi Fig. 1). Questo pone costraints abbastanza severi all’ipotesi
che la maggiore frequenza di pianeti nelle stelle metal-rich sia dovuta ad accrescimento.
Figura 1: Differenza di abbondanza di Ferro tra le due componenti di 10 sistemi binari del campione SARG in funzione
della differenza di temperatura tra le le due componenti. Notare le barre di errore estremamente piccole (circa il 2%),
e che in un caso (HD219542) vi è una chiara differenza tra le due componenti
La Fig. 2 mostra la curva di velocità radiale ottenuta per la stella τ Ceti. L’errore interno delle misure
(∼ 1.4 m/s) rappresenta uno dei migliori risultati ottenuti finora nel campo.
9
Un’analisi accurata delle velocità radiali è stata condotta per il sistema HD219542. Le misure non
mostrano alcuna evidenza di un pianeta attorno alla componente A (i limiti superiori sono gia’ abbastanza
significativi, escludendo un sistema tipo 51 Peg), mentre attorno alla componente B potrebbe ruotare un
pianeta della massa di Saturno alla distanza circa simile a quella di Mercurio dal Sole (vedi Fig. 3): la
probabilità che questo pianeta esista veramente è piuttosto elevata (significatività attorno al 97%), ma non
si può escludere che il segnale osservato sia dovuto ad attività. L’analisi degli altri sistemi è in corso.
Figura 2: Curva di velocità radiale per τ Cet. Notare gli errori estremamente piccoli delle nostre misure (1.4 m/s per
una singola osservazione, e 0.8 m/s per la media delle osservazioni ottenute in una notte). La dispersione delle misure
è maggiore (2.6 m/s). Questo potrebbe essere dovuto sia all’effetto di un modesto grado di attività, sia alla eventuale
presenza di un pianeta, finora non rivelato.
Figura 3: Curva di velocità radiale per HD219542B, rifasata su un periodo di 112 giorni. L’orbita kepleriana sovrapposta risulta significativa a circa il 97% di confidenza; tuttavia al momento non si può escludere la possibilità che le
variazioni di veloctà osservate siano dovute ad attività
2.2.2
Ricerca di pianeti in Ammassi Aperti
In collaborazione con Piotto (Dip. Astronomia), Grundahl (Un. Aarhus), Poretti (OABrera), Arellano-Ferro
(UNAM) e Stetson (DAO), il nostro gruppo partecipa ad una ricerca di pianeti usando il metodo dei transiti
nell’ammasso aperto antico NGC6791. Questo è un caso particolarmente interessante, perchè NGC6791 è
10
molto ricco di metalli, ed è quindi uno dei candiati migliori per questo tipo di ricerca. Un’abbondante
quantità di materiale osservativo è stato acquisito usando il CFHT, il telescopio da 2m di San Pedro Martir,
e quello da 1.5m di Loiano. L’analisi è in corso: i risultati preliminari mostrano che la qualità fotometrica
raggiunta è adeguata allo scopo.
2.2.3
CHEOPS, Planet Finder per il VLT
L’OAPd è uno dei partner di un consorzio guidato dal MPIA di Heidelberg per costituito per la realizzazione
di uno studio di fattibilità per un Planet Finder per il VLT. Questo progetto è descritto in dettaglio nella
parte strumentazione. Il ruolo di Padova include il Project Scientist (Raffaele Gratton), e la responsabilità
per la parte Integral Field Spectrograph (Co-PI Massimo Turatto).
2.2.4
Eddington
L’OAPd partecipa anche al Consorzio per il supporto a questo progetto ESA, che mira alla realizzazione
di un satellite per rivelare pianeti di tipo terrestre con il metodo dei transiti. Il progetto ha visto un
intensa attività nel corso del 2003, ma non è stato per il momento ammesso alla fase realizzativa. L’attività
dell’OAPd è strettamente connessa a quella del Dipartimento di Astronomia. Si è lavorato sulla selezione del
campo, sulla qualificazione fotometrica. Si è inoltre assunta responsabilittà su alcune aree che riguardano il
software di bordo.
3
11
STELLE E MEZZO INTERSTELLARE
La ricerca nel settore Stelle e Mezzo Interstellare ha una lunga tradizione a Padova ed un numero consistente
di ricercatori vi si dedica sia dal punto di vista osservativo che teorico. L’obiettivo di queste ricerche è la
compresione dei meccanismi di formazione ed evoluzione sia delle stelle che dei sistemi da esse costituiti.
Lo studio e l’evoluzione delle popolazioni stellari della Galassia e di altri sistemi stellari, quali gli ammassi
globulari e le galassie nane del Gruppo Locale, è avvenuto attraverso la determinazione della composizione
chimica e dell’etá dei diversi sottosistemi che la compongono. Questo, unito alle informazioni sulla cinematica
e sulla posizione all’interno della Galassia, permette di ricostruirne la struttura, la formazione, l’evoluzione
passata e di prevederne quella futura.
Dal punto di vista osservativo si sono studiate la distribuzione spaziale delle regioni HII e la composizione
chimica e la cinematica di vari campioni di stelle sia di campo che di ammasso. Dal punto di vista teorico sono
stati sviluppati e perfezionati dei modelli di sintesi di popolzione e dei modelli cinematici i cui risultati sono
poi stati confrontati con nuove osservazioni mirate. Va ricordato che la missione GAIA dará un contributo
fondamentale alla comprensione della struttura della Galassia. L’OAPd è stato molto attivo nel simulare le
osservazioni aspettate e nel definire le caratteristiche che dovranno avere i rivelatori ed i sistemi fotometrici
per ottimizarne il ritorno scientifico della missione.
Per comprendere la formazione dei sistemi stellari è importante estendere lo studio della formazione
stellare alle galassie ad alto redshift. Presso l’ OAPd si è studiata l’emissione molecolare di galassie lontane
in funzione del tasso di formazione stellare e si è determinata la frequenza delle SNe a z ∼ 0.3. In questo
contesto è stata sviluppata anche una nuova formulazione analitica della frequenza delle SNIa in funzione
dei parametri fisici fondamentali dei sistemi dei precursori. Il gruppo di teorici dell’OAPd ha calcolato nuove
tracce evolutive estendendo i modelli a basse metallictá ed includendo nuove opacitá molecolari.
Sono infine state studiate osservativamente alcune categorie di oggetti particolarmente interessanti. Le
SNe sono state studiate sia per quanto riguarda il loro utilizzo come indicatori di distanza su scala cosmologica, che per quanto riguarda la comprensione della fisica dell’esplosione ed i parametri che la governano.
Per quanto riguarda le fasi evolutive finali delle stelle di piccola massa, si è perfezionato il modello di ricostruzione dettagliata della struttura spaziale del gas ionizzato nelle Nebulose Planetarie. È inoltre in corso
un programma a lungo termine per estendere il campione attualmente disponibile di sistemi di binarie ad
eclisse per la determinazione dei parametri fisici fondamentali delle stelle.
3.1
Modelli della Struttura della Galassie
Ricercatori: A. Vallenari, E. Nasi, S. Pasetto, S. Ragaini, G. Bertelli (CNR)
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 anche
per la comprensione delle galassie primordiali e delle prime fasi evolutive dell’Universo. Pietra miliare nello
studio della Galassia è stata la survey astrometrica di Hipparcos. La missione GAIA estenderá fino a circa 4
kpc il volume osservato e fornirá 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 stanno per fornire dati fotometrici per enormi campioni di stelle, contribuendo ad una verifica
sempre più stretta dei modelli, sia delle stelle che della struttura della Galassia. La tecnica dei conteggi
stellari applicata alla ricostruzione della distribuzione di massa nelle galassie (la Via Lattea in particolare)
è stata ampliata consentendo di simulare in modo autoconsistente sia diagrammi colore-magnitudine che
moti propri e velocitá radiali. Il modello cinematico di disco sottile proposto tiene conto del tilt verticale
dell’ellissoide delle velocitá. In questo modo il modello fornisce una valida approssimazione della cinematica
fino a notevoli distanze dal piano Galattico.
Risultati:
12
Figura 4: Studio del sistema fotometrico di GAIA. Sinistra: simulazione del diagramma colore-magnitudine nelle
bande B47-B89 (blu disco, rosso bulge , verde RGB AGB) Destra: l’utilizzo dei parametri reddening-free nelle bande
fotometriche di GAIA Q(M51, B55, B65) e Q(B65, B76, B89) permette di separare le stelle di RGB AGB
a) Sono stati ridotti e analizzati i dati relativi alla fotometria di 10 campi stellari ottenuti con la camera a
grande campo del telescopio ESO 2.2m in direzione del centro Galattico. Sono state derivate etá, metallicitá,
tasso di formazione stellare del disco e del bulge.
b) Sono stati analizzati dati del catalogo GSPC-II per campi ad alta latitudine Galattica derivando le
caratteristiche di etá e altezze di scala di disco sottile, disco spesso e alone. Sono stati determinati gli
ellissoidi delle velocitá delle varie popolazioni galattiche. I dati non sono compatibili con la presenza di
un gradiente verticale di velocitá del disco spesso. Questo suggerisce che la formazione del disco spesso sia
stata per rapido riscaldamento del disco sottile, come avviene in seguito a una interazione con una galassia
nana. Nessuna componente contro-rotante è stata trovata nell’alone interno, suggerendo una formazione per
collasso.
c) Il modello di disco spesso utilizzato è stato applicato allo studio di un campione di stelle dei dintorni
del sole di cui sono noti i moti propri e le velocitá radiali.
d) Lo studio di dati 2MASS nella direzione del bulge interno (| l |< 20) ha permesso di derivare l’angolo
di posizione della barra. È stato trovato un angolo di circa 50 gradi, in accordo con quanto trovato nel bulge
esterno. Questo rende poco probabile l’ipotesi suggerita da più parti in letteratura che il bulge sia costituito
da una struttura interna (bulge vero e proprio) più una barra nelle zone più esterne.
e) È stato studiato l’andamento dell’arrossamento lungo la linea di vista a varie latitudini galattiche
tramite lo studio dei diagrammi colore-magnitudine. Vari modelli esistenti in letteratura sono stati confrontati. Notevoli incertezze sono state evidenziate soprattutto a basse latitudini galattiche. Vari metodi
di determinazione dell’assorbimento interstellare (diagrammi colore-magnitudine, bande interstellari diffuse,
determinazioni spettroscopiche dirette) sono stati confrontati nella direzione di V838Mon.
f) Nell’ambito della collaborazione internazionale volta alla costruzione del satellite GAIA, il modello di
Galassia proposto da Bertelli et al. (1995), modificato ed aggiornato, è stato applicato alla simulazione delle
osservazioni aspettate ed è stato utilizzato per derivare le caratteristiche tecniche dei rivelatori che meglio
si adatteranno allo studio dei dati (sia fotometrici che spettroscopici) della Galassia.
3.2
13
Studio di Popolazioni Stellari
Ricercatori: E. Nasi, A. Vallenari, S. Pasetto, S. Ragaini, G. Bertelli (CNR)
Altri collaboratori: C. Chiosi (Univ. Pd), L. Girardi (OATs), P. Marigo (Univ. Pd)
Tematica: Il principale strumento per studiare l’evoluzione delle galassie risolte è il diagramma coloremagnitudine da cui si può ricavare la storia della formazione stellare e ricostruirne l’evoluzione, utilizzando
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 di
osservazioni sempre più precise in modo da verificare i modelli.
Risultati:
3.2.1
Modelli stellari ed Isocrone
È stato calcolato il set di tracce a bassa metallicitá (Z=0.0001) per completare la griglia calcolata da Girardi
et al. (2000) necessaria per lo studio di popolazioni molto povere di metalli.
Oltre all’aggiornamento dei vari parametri costitutivi della struttura stellare, quali le opacitá, l’equazione
di stato ed il tipo di mescolamento convettivo e diffusivo, vengono anche esplorati gli effetti di nuovi valori
della composizione chimica. A questo scopo è iniziato il calcolo di griglie evolutive con diversi valori del
contenuto di elio per ogni metallicitá (da 2 a 4 valori di Y all’aumentare di Z). Questo permetterá di simulare
popolazioni stellari formatesi in ambienti che hanno subito differenti valori di arricchimento di elio al crescere
del contenuto metallico (per DY/DZ in Girardi et al. 2000 era stato usato un valore fisso DY/DZ=2.5). Per
le piccole masse i modelli sono stati calcolati per ora sino al flash dell’elio e per le masse maggiori fino alla
fine del bruciamento dell’elio.
Per le fasi evolutive più avanzate vengono utilizzati i risultati di Marigo (2002) che con la trattazione di
opacitá molecolari variabili nei modelli di TP-AGB durante la fase di stelle al carbonio ottiene un miglior
accordo dei modelli con le osservazioni (temperature effettive più basse nei modelli, tempi di vita più brevi
e valori più bassi dei rapporti C/O , riproducendo quindi meglio i dati delle stelle al carbonio).
3.2.2
Sintesi di Popolazione
È continuato l’aggiornamento ed il costante adeguamento del codice usato per la sintesi di popolazione, di
cui un ingrediente critico sono le tabelle di conversione dal piano teorico al piano sperimentale. Vengono
usate le librerie più recenti di spettri stellari e verranno inseriti i nuovi risultati dei modelli di atmosfere di
F. Castelli. Sará usato anche il nuovo metodo di studio delle popolazioni stellari basato su un algoritmo
genetico per l’ottimizzazione dei loro parametri astrofisici.
a) Sono stati ridotti e 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 situato al bordo Sud della supershell
LMC4 ed il secondo nel centro della SMC. Sono stati derivate le etá di circa 80 tra ammassi e associazioni
stellari in entrambi i campi. Nella LMC la formazione degli ammassi ha avuto un picco tra 10-20 Myr
che corrisponde alla etá della Supershell. Gli oggetti più giovani di 10 Gyr sono collocati in vicinanza dele
nubi di C0 indicando una possibile influenza della interazione della supershell con il mezzo interstellare sul
processo di formazione. Un gran numero di oggetti mostra segni di interazione (code mareali) indicando
che gli ammassi si formano in grandi gruppi. Questi risultati sono in accordo con il modello multi-scala di
formazione stellare nel quale ci si aspetta di trovare una correlazione tra durata della formazione stellare
e dimensioni della regione. Nella regione studiata della SMC la formazione degli ammassi ha avuto un
picco intorno a 0.4-0.5 Gyr. È stata studiata la storia della formazione stellare nella popolazione di campo
della SMC. Otre a episodi di formazione stellare ad etá più vecchie (8 Gyr circa), è stato trovato un picco
nella rate di formazione stellare ad una etá confrontabile con il periodo di enhancement trovato per gli
14
ammassi. Questo periodo di formazione stellare potrebbe essere legato alla interazione SMC-LMC con la
nostra Galassia.
b) Come banco di prova dei modelli di evoluzione stellare e della formazione degli ammassi sono stati
studiati 3 ammassi della LMC su osservazioni con VLT studiandone la distribuzione delle stelle nelle varie
regioni del diagramma HR. Tenendo conto della presenza di binarie, dell’eventuale dispersione di etá e degli
effetti stocastici della funzione iniziale di massa, è stata determinata l’etá e la metallicitá di NGC 2155, NGC
2173 e SL 556. Si è valutato che parte dei problemi nel riprodurre la distribuzione delle stelle giganti (red
giants) può essere causata dalla trattazione del mescolamento convettivo nelle stelle, la cui teoria presenta
ancora molte incertezze. Nel caso di NGC 2173 i diagrammi sintetici riproducono le osservazioni soltanto
se si prende in considerazione una formazione stellare prolungata (per circa 0.3 Gyr), mentre di solito si
assume che le stelle dell’ammasso si formino contemporaneamente.
c) Il codice parallelo N-body Tree-SPH è stato implementato con un nuovo algoritmo statistico per
il calcolo del tasso di formazione stellare e della evoluzione chimica, utile soprattutto nel caso in cui si
consideri un elevato numero di particelle. Il codice è stato applicato alla simulazione di galassie a disco
isolate predicendone la struttura finale e la evoluzione chimica. Inoltre sono stati simulati ammassi di
galassie dimostrando la capacitá dell’algoritmo di studiare l’evoluzione chemo-dinamica delle galassie e del
mezzo intergalattico.
d) È stata studiata l’evoluzione morfologica di galassie nane satelliti di una galassia massiccia come la
Via Lattea discutendo la possibile evoluzione di una nana irregolare in una nana sferoidale a causa della
interazione mareale.
e) Si sta mettendo a punto un modello cinematico in grado di simulare sia i diagrammi colore-magnitudine
che le velocitá radiali in modo autoconsistente.
3.3
Origine e successiva evoluzione delle popolazioni dello Sferoide Galattico
Ricercatori: R. Gratton, E. Carretta, R. Claudi, E. Held, P. Mazzei
Altri collaboratori: S. Desidera, S. Lucatello, A. Moretti, L. Rizzi
Tematica: Questo progetto è il contributo dell’UdR Osservatorio Astronomico di Padova al PRIN 2001
2001028897 L’Origine e successiva evoluzione delle popolazioni dello sferoide galattico.
Risultati:
Correlazioni tra composizione chimica e cinematica per stelle di campo metal-poor
Dati sulla formazione galattica si possono ricavare correlando la cinematica con la composizione chimica,
e studiando le distribuzioni di abbondanze per le stelle di campo. Per [Fe/H]> −2 il rapporto α/Fe può
essere usato come un cronometro; la dispersione attorno ai valori medi per questo rapporto può invece dare
informazioni sulle dimensioni tipiche delle nubi che hanno avuto una evoluzione chimica isolata. Abbiamo
analizzato le stelle povere di metalli per cui sono disponibili dati cinematici accurati, trovando che nei
dintorni del Sole è possibile distinguere tre popolazioni: il disco sottile; una popolazione ruotante (anche
se più lentamente di quella del disco sottile), originata dal collasso dissipativo della componente principale
della nostra Galassia; ed una componente non ruotante o controruotante, attribuibile all’accrescimento di
satelliti che hanno avuto un’evoluzione chimica indipendente (Fig. 5). Mentre la relazione tra disco sottile
e componente dissipativa era giá stata chiarita in precedenza, il nostro studio ha mostrato che esiste una
continuitá nella componente dissipativa (la cui parte ruotante più velocemente è comunemente identificata
con il disco spesso). Per questa componente esiste una correlazione tra α/Fe (e quindi etá) e rotazione,
indicando che il collasso è stato sufficientemente lento da permettere un contributo significativo da parte
delle SN Ia. Il piccolo scatter di abbondanza implica un mezzo omogeneo su scale molto grandi. La
componente di accretion mostra una dispersione di abbondanze maggiore, ed una tendenza a valori più
bassi nel rapporto α/Fe, fatti che indicano che l’evoluzione chimica indipendente è avvenuta su masse più
piccole (105 − 106 M¯ ), e che il tempo di formazione è stato più lungo.
15
Figura 5: Rapporti di abbondanza tra Ferro ed elementi α in funzione di differenti parametri cinematici: distanza
perigalattica Rmin , distanza apogalattica Rmax , eccentricitá dell’orbita galattica e, velocitá di rotazione attorno al
centro galattico Vrot . I diversi simboli identificano la suddivisione delle stelle nella Componente Dissipativa (quadrati
pieni), Componente di Accrescimento (quadrati vuoti) e stelle di thin disk (croci)
Determinazioni di etá e composizione chimica per ammassi globulari
Gli ammassi globulari sono molto importanti perché è possibile una loro datazione accurata. Determinazione di etá assolute accurate a 1 Gyr usando il metodo del Main Sequence Fitting hanno permesso di
porre le etá degli ammassi in un contesto cosmologico, e di confermare le indicazioni di differenze significative
di etá tra diversi gruppi di ammassi suggerite dall’analisi differenziale di Rosenberg et al. (1998). Per quanto
riguarda il primo aspetto, gli ammassi più antichi risultano avere un’etá di 13.4 ± 1.4 Gyr, che coincide con
l’etá dell’universo stimata dai dati WMAP, e si sono formati entro 1.4 Gyr dal Big Bang, corrispondente
ad un redshift z > 3. Gran parte degli ammassi più giovani, che hanno distribuzione e cinematica simili
al disco spesso (come 47 Tuc), dovrebbero essere da 2 a 3 Gyr più giovani, mentre vi è qualche ammasso
presumibilmente connesso alla sferoidale nana in Sgr che è considerevolmente più giovane.
Galassie nane del gruppo locale
È stato realizzato un database di fotometria ottica a grande campo di dSph satelliti della Via Lattea
(Fornax, Carina, Sculptor, Leo I, Sextans), ed è stato pubblicato un articolo sull’evoluzione chimica di
Carina. Sono stati perfezionati il software di riduzione ed analisi di fotometria e astrometria a grande campo
di popolazioni stellari risolte. Sono state ridotti e calibrati dati nel vicino IR (ESO/SOFI) di un campione
di dSph (Leo I, Leo II, Sculptor, Sextans, Carina, Fornax). Combinando con dati ottici, si è prodotto un
database fotometrico BVIJHK per aree di 18 × 18 arcmin, base per studio dell’AGB in sistemi di diversa
metallicitá, e della distribuzione di etá delle stelle evolute di etá intermedia. Sono state ottenute osservazioni
spettroscopiche a media risoluzione (VLT/FORS2) per stelle RGB di Phoenix e Tucana per determinare la
distribuzione di metallicitá e la legge di arricchimento chimico, e ad alta risoluzione (VLT+UVES, FLAMES)
di stelle di Phoenix, per ricavarne la massa.
Studio delle proprietá del bulge galattico
16
Le problematiche affrontate riguardano la formazione delle galassie in un quadro isolato, inclusa la genesi
del bulge nei dischi (formazione antecedente all’assemblaggio del disco o per cattura via minor mergers;
oppure formazione più tarda per decadimento di una barra), e la crescita e sviluppo di una barra in un disco
di sole stelle in un quadro cosmologico.
Abbiamo analizzato il collasso di sistemi isolati, inizialmente composti di gas e materia oscura, con
condizioni iniziali consistenti con il modello cosmologico, accendendo la formazione stellare al verificarsi di
un opportuno set di condizioni fisiche nel gas iniziale ed in quello successivamente arricchito di metalli.
Abbiamo usato un codice SPH che unisce, in modo autoconsistente, il calcolo dell’evoluzione chimica per
il gas e le stelle da esso risultanti, con un codice di sintesi evolutiva delle popolazioni stellari in grado di
calcolare la distribuzione spettrale di energia delle stelle dall’UV fino ad 1 mm comprendendo anche l’effetto
di attenuazione dovuto alle polveri. Le simulazioni rivelano come il tasso di formazione stellare e le proprietá
dinamiche del sistema stellare risultante, dipendano dalle proprietá globali del sistema, ossia dalla massa di
materia oscura, dal suo stato dinamico e geometria, oltre che da quelle locali, legate al ruolo dei processi
dissipativi, e dipendenti quindi dal gas e dal rapporto tra materia barionica e quella oscura. Si ricavano
cosı̀ delle condizioni critiche per la formazione dei dischi che si manifestano solo in sistemi con massa totale
non superiore a 1012 M¯ ed con un rapporto tra materia barionica ed oscura intorno al valore cosmologico:
0.005-0.15. In questi casi la configurazione iniziale più favorevole per la comparsa di un bulge è quella
oblata. Non emergono particolari vincoli per la formazione di sistemi early-type che appaiono comunque più
favoriti. In dipendenza dalla massa del disco, troviamo che si sviluppa rapidamente una barra che si mantiene
ed accresce nel corso dell’evoluzione in seguito all’instabilitá dell’alone stesso. L’instabilitá gravitazionale
nelle regioni più interne alimenta l’instabilitá di barra anche nel caso di rapporti di massa disco-alone 0.1
(prossimo al valore cosmologico), evidenziando un comportamento inatteso in un quadro isolato. I dischi
massicci più freddi sviluppano una morfologia tipo bulge nelle regioni centrali per effetto della disposizione
radialmente inclinata delle orbite in quella regione della barra.
3.4
Formazione ed evoluzione degli ammassi globulari attraverso lo studio delle abbondanze di elementi da cattura protonica
Ricercatori: Eugenio Carretta
Altri collaboratori: Angela Bragaglia, Carla Cacciari, Emanuel Rossetti (INAF-OABo)
Tematica: gli elementi come O, Na, Al e Mg coinvolti in reazioni di cattura protonica durante il bruciamento di H ad alta temperatura mostrano nelle stelle degli ammassi globulari una grande dispersione in
abbondanza, molto più grande di quella prevista dagli errori osservativi. Queste stesse anomalie di abbondanza sono riscontrate in stelle al turn-off di ammassi globulari (NGC 6397 e NGC 6752; 47 Tuc) che non
hanno temperature centrali sufficientemente alte o inviluppi convettivi in grado di rimescolare in superficie
questi elementi una volta prodotti. Ne consegue che quanto si osserva è il risultato di elementi prodotti in
una precedente generazione stellare, nelle primissime fasi dell’evoluzione degli ammassi globulari, e successivamente incorporati nelle stelle osservate o nel gas che ha portato alla formazione delle stesse. Lo studio di
questi elementi fornisce importanti informazioni sui processi di formazione di questi aggregati, non ottenibili
direttamente per altre vie.
Risultati: Utilizzando dati della Science Verification dello spettrografo multifibre FLAMES al VLT-UT2
(acquisiti per altro scopo) siamo riusciti a determinare l’abbondanza di Sodio in circa 80 stelle del Red Giant
Branch di NGC 2808, un ammasso pochissimo studiato spettroscopicamente. I nostri risultati mostrano una
grande dispersione in Na da stella a stella, a tutte le luminositá lungo il braccio gigante (vedi Figura 7).
Dato che i modelli per una dispersione dovuta a fenomeni di rimescolamento durante l’evoluzione di una
stella di piccola massa prevedono che si abbia una soglia da un certo livello in magnitudine, i nostri risultati
rafforzano l’ipotesi che le anomalie siano dovute a un inquinamento esterno, da ricercarsi probabilmente
nella materia espulsa da una prima generazione di stelle di massa intermedia durante la fase di AGB.
17
Figura 6: Abbondanze di [Na/Fe] in funzione della temperatura effettiva lungo il Red Giant Branch di NGC 2808.
Sono presenti grandi variazioni di abbondanza da stella a stella.
3.5
Distribuzione spaziale delle regioni Hii
Ricercatori: G. De Zotti
Altri collaboratori: R. Paladini (SISSA, Trieste), R. Davies (JBO, Manchester)
Tematica: Le regioni Hii sono tra i tracciatori più affidabili della struttura a spirale della nostra galassia.
La ricostruzione della loro distribuzione spaziale è importante anche per comprendere la distribuzione degli
elettroni liberi. Però, mentre le distanze dal centro della galassia possono essere stimate sulla base della
curva di rotazione, quando siano disponibili dati sulle loro velocitá, in generale si ottengono due soluzioni per
le distanze dal sole, corrispondenti alle due intersezioni della linea di vista con la loro orbita galattocentrica.
Risultati: In collaborazione con R. Paladini (SISSA) e R. Davies (Jodrell Bank Observatory) è stata sviluppata una nuova analisi della distribuzione spaziale delle regioni HII utilizzado una base dati molto più ricca
di quelle utilizzate in precedenza. Si sono ottenute le distanze galattocentriche per 550 sorgenti. Per 117 di
queste la distanza dal sole si è potuta ricavare senza ambiguitá in quanto si trovano o all’esterno del circolo
solare o la loro linea di vista è tangente alla loro orbita di rotazione intorno al centro galattico. Per altre
177 sorgenti si è potuta risolvere l’ambiguitá nella distanza utilizzando dati ausiliari. Analizzando questo
sotto-campione, si è evidenziata una correlazione altamente significativa tra luminositá e diametro lineare
che ha consentito di discriminare tra le due soluzioni per la distanza dal sole. Ottenute le distanze si è
potuto stimare lo spessore della distribuzione delle regioni Hii, che è risultato essere simile a quello delle
stelle OB all’interno del circolo solare. A distanze maggiori dal centro della Galassia la distribuzione delle
regioni Hii riflette quella del warp e il suo spessore cresce al crescere della distanza dal centro galattico. Si è
inoltre confermato, con un campione molto più ampio, il gradiente positivo della temperatura degli elettroni
con la distanza dal centro galattico.
18
Figura 7: A sinistra: correlazione tra luminositá a 2.7 e 5 GHz e diametro delle regioni Hii. A destra: distribuzione
delle regioni Hii confrontata col modello di Cordes & Lazio (2003).
3.6
Emissione molecolare in galassie con formazione stellare
Ricercatori: A. Bressan, G. L. Granato
Altri collaboratori: L. Silva (OATS), O. Vega (INAOE, Mex) M. Chavez (INAOE, Mex)
Tematica: L’osservazione dell’emissione molecolare permette di analizzare i parametri critici del processo
di formazione stellare, tra questi la sua efficienza, ossia il rapporto tra il tasso della formazione stellare e la
quantitá di gas a disposizione. É stata recentemente evidenziata l’importanza della componente densa del
gas molecolare, rilevata da righe di eccitazione elevata come quelle della molecola HCN o delle transizioni di
CO tra livelli alti. Il gas denso é una frazione significativa del gas coinvolto nel processo di formazione stellare
e, molto spesso, é quello che determina la profonditá ottica delle nubi molecolari. L’analisi dell’emissione
molecolare, assieme a quella infrarossa e radio, permette di determinare in maniera univoca la massa di gas,
l’efficienza di formazione stellare e l’eventuale contributo dell’AGN, nelle galassie luminose infrarosse.
Risultati: Nell’ultimo anno si sono approfondite queste tematiche dal punto di vista teorico con l’obiettivo
di ottenere una predizione dell’emissione molecolare in funzione del tasso di formazione stellare, per le
galassie ad alto redshift. Una particolare applicazione riguarda l’osservabilitá delle galassie lontane per
la detereminazione del loro redshift. Infatti, fino ad oggi l’emissione molecolare in sorgenti lontane é stata
rivelata nelle galassie di cui é giá noto il redshift. Con i nuovi strumenti millimetrici (e.g. ”redshift machine”
nel Large Millimetric Telescope, INAOE Mexico) sará possibile determinare direttamente i redshift delle
sorgenti lontane osservando contemporaneamente l’emissione di righe consecutive del CO (vedi figura, Vega
et al 2004).
3.7
Determinazione delle frequenze delle SNe a redshift intermedio
Ricercatori: S. Benetti, M. Turatto, G. Altavilla, G. Blanc
Altri collaboratori: E. Cappellaro (OAC), A. Pastorello (UniPD), F. Patat (ESO), M. Riello (ESO),
M.T Botticella (OAC), S. Valenti (OAC), A. Clocchiatti (PUC)
19
Figura 8: Predizione dell’emissione del CO (sinistra) e tempo di osservzione (in minuti) necessario per la sua rilevazione
con il Large Millimetric Telescope (50m) (destra), per un modello di galassia ellittica in formazione.
Tematica: La misura della frequenza di Supernovae é di grande interesse. Infatti, la frequenza delle SNe
che originano dal “core collapse” traccia il tasso di formazione stellare istantaneo poichè i loro progenitori
sono stelle massicce dalla rapida evoluzione. Al contrario le SNe termonucleari (SNIa) i cui progenitori
sono sistemi binari evoluti, danno 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 la
variazione di frequenza dei vari tipi di SNe con l’etá dell’Universo. Nei prossimi anni lo studio verrá esteso
ad alti redshift con l’utilizzo di OmegaCam e LBC.
Risultati: É in corso l’analisi e la caratterizzazione del campione di SNe scoperte durante l’intera search:
in totale finora sono state scoperte 12 SNe “core collapse” (10 II, 1 IIn e 1 Ic) e 10 di tipo Ia. É stata
calcolata una prima stima della frequenza di SNe (espressa in SNu, 1SNu=1SN(100yr)−1 (1010 LB¯ )−1 ) con
il metodo del tempo di controllo, prendendo in considerazione la correzione K, la dilatazione cosmologica del
tempo ed assumendo un Universo con i seguenti parametri cosmologici: Ho=75 km s−1 Mpc−1 , ΩM = 0.3,
Ωλ = 0.7. Ad un redshift di ∼ 0.3 ed in base ad altre ragionevoli assunzioni si é stimata una frequenza
+0.55
di 0.29+0.17
−0.15 SNu per le tipo Ia e di 1.45−0.45 SNu per le “core collapse”. Questi risultati sembrano indicare
una notevole evoluzione del tasso di produzione delle SNIa col redshift. Sebbene le incerterzze siano ancora
grandi, sembra tuttavia che anche le SNe di “core collapse”, mostrino un significativo incremento della
frequenza col redshift (fino a tre volte il valore nell’Universo Locale!). Si sottolinea come questi valori siano
le prime stime mai ottenute della frequenza delle SNe di “core collapse” a redshift z 6= 0. La frequenza delle
SNIa é stata anche misurata usando le 16 SNe, aventi un redshift medio di 0.13, scoperte dalla search EROS
−1 Mpc−1 ). Anche questo risultato
nel corso del 1999-2000. Il risultato é di 0.17+0.11
−0.08 SNu (Ho=75 km s
conferma che una certa evoluzione della frequenza delle SNIa è presente giá a piccoli redshift.
3.8
Aspettative teoriche per la frequenza di SNIa in sistemi stellari
Ricercatori: L. Greggio
Altri collaboratori: F. Matteucci, S. Recchi (Dip. Astronomia,Univ. Trieste)
Tematica: La frequenza delle SNIa nei vari tipi di galassie dipende dalla storia di formazione stellare del
sistema in esame. Inoltre, le previsioni teoriche sono funzione del modello adottato per i progenitori, che
attualmente é ancora oggetto di discussione. In particolare, ci sono due grandi famiglie di possibili precursori
di SNIa: sistemi binari stretti composti da una nana bianca di Carbonio-Ossigeno e una compagna poco
evoluta (Singole Degeneri), e sistemi binari stretti composti da due nane bianche (Doppio Degeneri). Nel
20
caso delle Singole Degeneri, l’evento di SNIa avviene con un ritardo dalla formazione del sistema binario
primordiale pari al tempo evolutivo della secondaria; nel caso delle Doppio Degeneri, a tale ritardo si aggiunge il tempo necessario alla fusione finale delle due nane bianche per emissione di onde gravitazionali. La
funzione di distribuzione dei tempi di ritardo é quindi molto diversa nelle due famiglie di modelli, e tale diversitá si riflette sull’andamento teorico della frequenza di esplosioni. Questo problema ha conseguenze sulla
modellizzazione dell’ evoluzione chimica delle galassie, del mezzo intracluster, e sulle aspettative teoriche
circa l’evoluzione della frequenza di SNIa in funzione del redshift.
In questo quadro, ci si é proposto (i) di analizzare la relazione tra la frequenza di SNIa osservata
nelle galassie e la storia di formazione stellare, e (ii) di sviluppare una parametrizzazione accurata ed
efficace dell’andamento temporale della frequenza di SNIa, atta a essere inclusa in codici per l’evoluzione
chimica delle galassie. Infatti, nella letteratura corrente, le previsioni teoriche sulla frequenza di SNIa
sono sostanzialmete i risultati di simulazioni numeriche eseguite con codici sofisticati (scenario codes). Tali
risultati, relativi a prescrizioni standard sulla storia di formazione stellare e distribuzione dei parametri che
caratterizzano i sistemi binari e la loro evoluzione, non sono adattabili alla varietá di situazioni affrontate
nella modellistica dell’evoluzione delle galassie. Per contro, una formulazione analitica della frequenza degli
eventi Ia in funzione dei parametri importanti puó essere inserita in qualsiasi calcolo piú complesso.
Risultati: Si é ottenuta una semplice formulazione per la frequenza di SNIa in funzione della storia
di formazione stellare, che evidenzia come la frequenza osservata all’epoca attuale nelle galassie spirali é
sostanzialmente legata alla probabilitá globale di evento SNIa da parte di una popolazione stellare coeva;
mentre la frequenza osservata in galassie ellittiche scala con il valore della funzione di distribuzione dei
ritardi, valutato intorno a ritardi pari all’etá della galassia. Questa formula puó essere implementata nei
codici per l’evoluzione delle galassie, una volta specificata la funzione di distribuzione dei tempi di ritardo.
Per questa, si sono ottenute formulazioni analitiche sia per le Singole Degeneri che per le Doppio Degeneri,
che discendono da principi robusti dell’evoluzione stellare, e che descrivono la dipendenza della funzione di
distribuzione dei ritardi dai parametri caratteristici dei sistemi binari in maniera molto chiara e flessibile.
Il confronto dell’andamento temporale della frequenza di SNIa prevista da queste formule analitiche con
i risultati delle simulazioni da scenario codes in letteratura mostra che gli andamenti sono estremamente
compatibili, a paritá di scelta dei parametri. La formulazione analitica proposta presenta il vantaggio di
descrivere l’effetto di variazioni nei parametri iniziali, quali masse e separazioni dei sistemi binari.
Questa formulazione, applicata al problema dei rapporti di abbondanze degli elementi α rispetto al Ferro
osservata nelle galassie ellittiche, ha permesso di derivare limiti quantitativi sul loro tempo di formazione
in dipendenza dal modello per i progenitori delle SNIa. Risulta, per esempio, che, se i progenitori di SNIa
sono sistemi Doppio Degeneri, una storia di formazione stellare protratta per alcuni Gyr rimane compatibile
con un rapporto di abbondanze [α/F e] sovrasolare. Nel caso del modello di Singole Degeneri, la formazione
stellare deve invece essere conclusa entro meno di 1 Gyr. I risultati di questo lavoro sono stati presentati al
congresso internazionale ’Stars and Structure Formation’ (Zurigo, Agosto 2003), e sono in fase di stesura.
Un’ ulteriore applicazioni di questa formulazione é allo studio, e consiste nell’interpretazione dei dati
sulla frequenza di SNIa al variare del redshift in funzione della forma della funzione di distribuzione dei
ritardi, e , infine, del modello per i precursori delle SNIa.
3.9
Struttura tridimensionale di nebulose in espansione
Ricercatori: F. Sabbadin, S. Benetti, M. Turatto
Altri collaboratori: E. Cappellaro, R. Ragazzoni
Tematica: Le spettacolari immagini ottenute dal telescopio spaziale Hubble hanno evidenziato la complessitá morfologica delle Nebulose Planetarie (inviluppi multipli, aloni, knots, FLIERs = fast low ionization
emitting regions, BRETs = bipolar rotating episodic jets ecc.).
Presupposto indispensabile all’approfondimento della fenomenologia e dei processi fisici connessi con
le Nebulose Planetarie è la de-proiezione dell’immagine apparente, cioè la ricostruzione dettagliata della
21
Figura 9: Ricostruzione della struttura apparente multi-color di NGC 7009 per una rotazione attorno all’asse Nord-Sud
centrato sulla stella eccitatrice. La linea di vista è data da (θ,ψ), dove θ è l’angolo (di Eulero) zenitale, e ψ è l’angolo
(di Eulero) azimutale. L’immagine (0,0) rappresenta la nebula vista dalla Terra.
struttura spaziale del gas ionizzato. Tale procedimento è oggi possibile grazie alle analisi tomografica e 3-D
sviluppate presso l’OAPd che si articola attraverso: a) lo studio tomografico di spettri ad alta risoluzione
che ricostruisce la distribuzione della materia, della ionizzazione, e delle condizioni fisiche e dinamiche entro
la fetta di nebula coperta dalla fenditura dello spettrografo; b) un programma originale di 3-D rendering che
assembla le diverse fette tomografiche e fornisce la struttura tridimensionale dettagliata dell’intera Nebulosa
Planetaria.
La nuova metodologia 3-D si applica a qualsiasi tipo di nebulosa in espansione; essa dischiude vasti
campi di ricerca (cinematica, morfologia, struttura, condizioni fisiche, ionizzazione, composizione chimica,
distanza, fase evolutiva) per le Nebulose Planetarie, i gusci di Novae, i Resti di Supernovae, le nebulae
espulse da stelle calde in Sequenza Principale, da stelle simbiotiche, da stelle Wolf-Rayet di Popolazione I
ecc..
Risultati: Il procedimento 3-D è stato applicato alla complessa Nebulosa Planetaria NGC 7009 (Saturn Nebula), osservata a dodici angoli di posizione con il telescopio NTT dell’ESO. La Nebulosa Saturno
(distanza'1.4 Kpc, etá'6000 anni, massa ionizzata '0.18 M¯) consiste di varie componenti interconnesse,
caratterizzate da differenti condizioni fisiche, morfologia, grado di eccitazione e proprietá cinematiche. Abbiamo identificato quattro sotto-sistemi a larga scala (il guscio interno, la shell principale, la shell esterna
e l’alone), e quattro sotto-sistemi a piccola scala: i caps (due gruppi simmetrici di condensazioni a bassa
eccitazione localizzati entro la shell esterna), le ansae (regioni polari esterne a bassa eccitazione, probabilmente sottoposte all’azione di un’onda d’urto), gli streams (regioni polari intermedie ad alta eccitazione,
che connettono la shell principale con le ansae), e un anello equatoriale a media-bassa eccitazione entro la
shell esterna.
Per tutti gli otto sotto-sistemi di NGC 7009, abbiamo confrontato la distribuzione radiale delle condizioni
fisiche (temperatura elettronica e densitá elettronica) e dei flussi nebulari osservati nei vari ioni con i profili
teorici ricavati dal codice di fotoionizzazione CLOUDY: le caratteristiche spettrali generali di NGC 7009
22
sono perfettamente spiegabili in termini di fotoionizzazione da parte della stella centrale.
La multiforme morfologia apparente di NGC 7009 per una rotazione attorno all’asse Nord-Sud è illustrata
in Fig. 1, in cui il blue (alta eccitazione) corrisponde alla riga dell’He II a 4686 A, il verde (media eccitazione)
alla 5007 A di [O III], e il rosso (bassa eccitazione) alla 6584 A di [N II].
La struttura spaziale della Nebulosa Saturno è discussa entro uno scenario evolutivo dominato dalla
fotoionizzazione, e supportato dal vento stellare veloce. Esso inizia con la fase di superwind (prima isotropico,
poi carente verso i poli), passa attraverso la fase di transizione neutra (durata circa 3000 anni), l’inizio della
ionizzazione (2000 anni fa), e la completa ionizzazione della shell principale (1000 anni fa), raggiungendo
la situazione attuale. Per quanto riguarda l’evoluzione futura, nel prossimo millennio la Nebulosa Saturno
manterrá l’apparenza attuale, poichè il modesto calo di flusso ultravioletto stellare sará compensato dalla
diluizione del gas dovuta all’espansione. Più tardi la stella centrale presenterá un brusco abbassamento
di luminositá (alla fine del bruciamento dell’idrogeno in shell), e nella nebula i processi di ricombinazione
prevarranno sulla ionizzazione. Le ansae e i caps saranno i primi sotto-sistemi a ricombinarsi (fra circa 1100
anni), seguiti dalla shell esterna e dalle parti periferiche della shell principale (fra 1200 anni), mentre il
tenuo alone esterno manterrá a lungo un alto grado di eccitazione. Più tardi ancora (fra circa 2000 anni),
il declino stellare sempre più lento, combinato con la diluizione del gas dovuta all’espansione, dará luogo a
una graduale re-ionizzazione della nebula.
Onde estendere la metodologia 3-D ad altre classi di oggetti in espansione, abbiamo osservato la Crab
Nebula a dodici angoli di posizione con il telescopio di Cima Ekar + DOLORES, e ricavato la struttura tridimensionale in [O III] di questo resto di Supernova. Stamo, inoltre, raccogliendo il materiale spettroscopico
relativo a GK Per e DQ Her (gusci di Novae), HM Sge e V1016 Cyg (nebulose attorno a stelle simbiotiche),
e M 1-67 (Wolf-Rayet shell).
I filmati della proiezione multi-color e della struttura spaziale in vari ioni e a vari cuts di tutte le nebulose
finora studiate sono disponibili alla pagina http://web.pd.astro.it/sabbadin.
3.10
Supernovae di tipo Ia: i fari dell’Universo
Ricercatori: S. Benetti, M. Turatto, L. Zampieri, A. Baruffolo, N. Elias de la Rosa, G. Blanc, H. Navasardian, G. Altavilla
Altri collaboratori: E. Cappellaro, G. Fiorentino, M. Marconi, I. Musella (OAC), P. Mazzali (OATs), A.
Pastorello, H. Harutyunyan, R. Barbon (UniPd), F. Patat, G. Pignata, M. Riello (ESO), W. Hillebrandt
(MPI-Garching), European Supernova Collaboration (ESC)
Tematica: Le Supernovae di tipo Ia (SNIa) ricoprono un ruolo fondamentale in diverse aree dell’Astrofisica:
dall’evoluzione chimica delle galassie 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 solamante 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. La scoperta di materiale circumstellare attorno ad una SNIa
aiuterebbe moltissimo a svelare la natura del progenitore. Primo ed indispensabile strumento di indagine
é lo studio dettagliato a varie lunghezze d’onda di un certo numero di SNIa vicine, i cui dati possono poi
essere confrontati con i risultati di simulazioni numeriche di idrodinamica-radiativa.
Con questo obiettivo il gruppo di Padova é entrato a far parte di una vasta collaborazione finanziata
dall’Unione Europea assieme agli Istituti di Oxford, Cambridge, Londra, Parigi, Barcellona, Stoccolma e
23
Figura 10: Diagramma di Hubble costruito con galassie progenitrici con velocitá di recessione > 3000kms−1 . La
calibrazione assoluta delle magnitudini delle SNe é stata fatta attraverso la relazione P–L delle Cefeidi corretta per
metallicitá. Si nota come la dispersione dei punti diminuisca al passare da una legge di estinzione standard (RB = 4.315,
Figura in alto a sinistra) ad una con RB = 3.5 (in alto a destra). Lo scarto é ulteriormente ridotto se si considerano
solo le SNe aventi le migliori curve di luce (circoli neri, Figura in basso). In quest’ultimo caso si ottiene Ho= 71+7
−6
km s−1 Mpc−1 .
Monaco (HPRN-CT-2002-00303). Inoltre il gruppo di Padova é inserito anche in una vasta collaborazione
internazionale (che riunisce in pratica tutti gli esperti di SNIa mondiali) che ha come obiettivo lo studio
dettagliato dello spettro UV delle SNIa con HST.
Risultati: Data l’imprevedibilitá delle esplosioni di SNIa, le osservazioni delle loro prime fasi evolutive
(importantissime ai fini del nostro studio) sono 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 2003 abbiamo
attivato estese campagne osservative per quattro oggetti (SN 2003cg, 2003du, 2003gs e 2003kf). Le analisi
in corso hanno rilevato, per esempio, che SN 2003du potrebbe mostrare segni di interazione con il mezzo
circumstellare, il cui studio ci puó dare preziose informazioni sulla natura del progenitore. SN 2003cg é
invece un oggetto estremanente arrossato ed é circondato da polveri aventi proprietá fisiche diverse da quelle
standard. É stato inoltre completato lo studio di altri oggetti precedentemente intrapreso (SN 2002bo).
Il programma di monitoring di SNe vicine condotto dal nostro gruppo ha inoltre permesso di integrare il
campione di curve di luce di SNIa giá presenti in letteratura con dati nuovi e piú omogenei e di studiare piú
dettagliatamente le relazioni empiriche che legano la forma della curva di luce alle magnitudini al massimo.
Si é inoltre studiato come diverse calibrazioni della relazione periodo-luminositá delle stelle variabili Cefeidi
al variare della metallicitá si riflettano sulla calibrazione delle relazioni empiriche delle SNIa e, in definitiva,
24
sulla stima della costante di Hubble. Il valore di quest’ultima costante risulta compreso tra H0 =68–74
km s−1 Mpc−1 , e l’inderteminazione dipende piú dalla incertezza sulla correzione per l’assorbimento subito
dalla luce nell’attraversare la galassia ospite che dalla calibrazione della relazione P-L delle Cefeidi.
3.11
Nucleosintesi, stadi finali dell’evoluzione stellare ed evoluzione chimica delle galassie
Ricercatori: S. Benetti, M. Turatto, L. Zampieri, G. Altavilla, H. Harutyunyan, H. Navasardian
Altri collaboratori: E. Cappellaro (OAC), A. Pastorello (UniPd), M. Riello (ESO), P. Mazzali (OATs),
I. Aretxaga (INAOE), S.J. Smartt (Cambridge)
Tematica: Le stelle di grande massa (M≥ 8M¯ ) al termine alla loro evoluzione esplodono a causa
dell’energia rilasciata dal collasso del nucleo. L’obiettivo della ricerca é studiare i vari tipi di esplosione da
collasso di core 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. Altra tematica affrontata é 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: Per entrambe le tematiche si sono condotte sistematicamente osservazioni fotometriche e spettroscopiche sia in banda ottica che infrarossa principalmente con i telescopi di Asiago, TNG, ESO (La Silla
e Paranal). La maggior parte degli sforzi del gruppo é stata indirizzata verso lo studio sistematico delle
SNII plateau (SNIIP), CC–SNe con una notevole quantitá di idrogeno. Il campione di 17 SNeIIP analizzato
copre un intervallo di parametri fisici molto ampio: dalla debole SN 1999br alla luminosa SN 1992am. In
particolare, abbiamo studiato un gruppo molto omogeneo di oggetti caratterizzato da curve di luce sottoluminose, un plateau esteso (tp > 100 days), una quantitá di 56 Ni eiettata molto piccola (10−2 − 10−3 M¯ )
e bassa velocitá di espansione del materiale espulso (∼ 1000 kms−1 , alla fine del plateau). Nel corso di
queste ricerche abbiamo sviluppato un codice semianalitico che, partendo dalla curva di luce bolometrica,
dalla velocitá di espansione del materiale espulso e dalla temperatura del continuo, permette di determinare
la dimensione del progenitore, la massa del materiale radioattivo, quella dell’inviluppo espulso e l’energia
dell’esplosione.
Dallo studio complessivo delle SNIIP abbiamo trovato che le velocitá di espansione, le masse di 56 Ni
eiettate, le luminositá del plateau, le energie dell’esplosione e i raggi iniziali sono fra loro correlati. Le
masse del materiale espulso non sembrano, invece, variare significativamente con gli altri parametri fisici.
Abbiamo cosı́ trovato che progenitori con masse di sequenza principale simili (20 M¯ < MM S ≤ 35 M¯ )
possono produrre sia SNIIP molto brillanti che sottoluminose, con il rilascio di quantitá di 56 Ni molto diverse
tra loro (da ∼ 10−3 M¯ per le sottoluminose a ∼ 10−1 M¯ per quelle molto brillanti). Ne deriva che la massa
non é l’unico parametro fisico che determina le proprietá dell’esplosione, ma entrano in gioco anche altri
fattori che potrebbero essere il momento angolare del core e/o effetti di orientazione.
Abbiamo anche continuato lo studio delle SNe di tipo IIn, ossia di quegli oggetti che mostrano evidenti
segni di interazione tra il materiale espulso ed il CSM. Lo studio della radiazione emessa consente di mappare
la struttura e le proprietá fisiche del CSM permettendo cosı́ di studiare le ultimissime, violente fasi evolutive
del progenitore. In particolare, la SN 1995N é stata oggetto di una osservazione coordinata in banda otticoinfrarossa (VLT) e X (XMM-Newton; vedi anche sezione Alte Energie).
Infine il nostro gruppo sta coordinando le osservazioni della hypernova SN 2003jd, un oggetto simile
anche se meno energetico delle SNe 1998bw e 2003dh, associate a due Gamma-ray Bursts.
3.12
Novae e Simbiotiche Iijima
Ricercatori: T. Iijima
Altri collaboratori: R. Viotti (CNR Frascati), vari ricercatori dell’Universitá di Kyoto
25
Tematica: Lo studio fotometrico e spettroscopico delle stelle variabili è un settore di ricerca tradizionale
dell’OAPd. Esso viene condotto con osservazioni sistematiche con i telescopi di Cima Ekar ed Asiago.
L’obiettivo è la determinazione dello stato fisico dei vari oggetti durante e dopo l’evento esplosivo.
Risultati: E’ proseguito il monitoraggio a lungo termine di Novae e Stelle Simbiotiche con gli spettrografi
a bassa ed alta risoluzione disponibili ai due telescopi. Gli oggetti per cui sono in preparazione alcuni lavori
specifici sono Nova (V723) Cas 1995, AG Dra ed il burst del 2001 di WZ Sge.
3.13
Parametri stellari fondamentali dalle binarie ad eclisse
Ricercatori: U. Munari, A. Siviero, R. Sordo, P.M. Marrese
Altri collaboratori: P. Whitelock (SAAO), T. Tomov (Torun), B.F. Yudin, T. Zwitter (Ljubljana), E.F.
Milone, (Calgary), R.E. Wilson (Florida), D. Terrell (Colorado), C. Soubiran (Bordeaux)
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Figura 11: Curva di luce e velocitá radiali ottenute ad Asiago della binaria ad eclisse a doppio spettro visibile
V432 Aur, scoperta da Hipparcos e mai studiata prima. L’orbita ed i parametri fisici calcolati sono riportati nella
tabella a fianco. Le curve tracciate sopra ai dati rappresentano l’orbita calcolata. Questo è il primo oggetto studiato
all’interno dell’Asiago Eclipsing Binaries Program.
Tematica: Le binarie ad eclisse costituiscono tradizionamente il mezzo d’elezione per la determinazione
simultanea ed in unitá assolute di parametri fondamentali quali masse, raggi, scala delle temperature,
correzioni bolometriche, etc. Nonostante gli sforzi di oltre un secolo di osservazioni, non arrivono 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%,
26
Risultati: Circa tre anni fa si è lanciato l’Asiago Eclipsing Binaries Program, il cui goal è di contribuire in
5 anni tra 10 e 15 binarie ad eclisse studiate all’1-2%. La fotometria fotoelettrica multibanda è ottenuta con
tre telescopi privati (due robotizzati) mentre la spettroscopia è dell’Echelle di Cima Ekar. Le osservazioni
delle 20 binarie in programma sono ormai complete al 50%, e l’analisi delle prime due ultimata (V570 Per
e V432 Aur, entrambe scoperte da Hipparcos e mai studiate prima). In entrambi i casi l’errore formale
medio sui parametri fisici principali è migliore dell’1% e di ∼10 K sulla scala delle temperature. Il caso
di V432 Aur, illustrato in figura, è complicato dal fatto che la componente sub-gigante pulsa caoticamente
con ampiezze ∆m=0.03 mag e ∆R.V.=1.5 km/sec, come evidenziato in Figura, e presenta una spot fredda
a longitudine 310◦ e di 15◦ di diametro angolare responsabile dell’evidente effetto O’Connell a fase 0.75.
Nonostante ciò la modellizzazione converge ad un errore di soli 3 pc sulla distanza.
3.14
Atlanti spettrali per GAIA/RAVE e sistemi fotometrici
Ricercatori: U. Munari, R. Sordo, M. Fiorucci, P.M. Marrese, F. Boschi
Altri collaboratori: F. Castelli (Trieste), T. Zwitter (Ljubljana), Y. Pavlenko (Kiev)
Figura 12: A sinistra, campione di spettri di oggetti peculiari osservati con l’Echelle di Asiago in modalitá GAIA. A
destra, mappa delle combinazioni temperatura-gravitá-metallicitá calcolate per [α/Fe]=0.0, +0.4 e velocitá di microturbolenza di 1,2 e 4 km/sec. Ogni punto è calcolato per 11 (per Teff < 7000 K) o 14 velocitá di rotazione (per Teff >
7000 K). Ogni spettro copre l’intervallo 2500-10500 Å ed è fornito per i poteri risolutori 20 000 (Echelle Asiago), 11 500
(GAIA) e 8 500 (RAVE), oltre alla versione ad 1 Å/pix per spettroscopia a bassa risolutione e calibrazione di sistemi
fotometrici. In tutto gli spettri sono quasi 250 000.
Tematica: La disponibilitá di atlanti spettrali sintentici completi permette di affrontare una ampia serie
di tematiche, quali ad es. (a) la calibrazione degli indici di colore dei vari sistemi fotometrici in termini di
quantitá fisiche, (b) la classificazione e l’analisi atmosferica automatica con tecniche di minimum distance
methods al χ2 di grandi quantitá di spettri omogenei come quelli prodotti dalle survey RAVE o SLOAN,
(c) la disponibilitá di templates ottimali a velocitá radiale zero per misure di velocitá con tecniche di crosscorrelazione, (d) il supporto al disegno ottico e alla pipeline di riduzione della missione GAIA.
La disponibilitá parimenti di analoghi atlanti osservati consente di validare le librerie di spettri sintetici,
sia nelle caratteristiche broad-band che di dettaglio delle singole righe o bande molecolari. Per sistemi
27
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Figura 13: Esempio tratto dal secondo volume dell’Asiago Database on Photometric Systems della card individuale
dedicata a ciascuno dei 219 sistemi fotometrici censiti, e contenente i parametri di banda e reddening. Il sistema preso
ad esempio è l’U 0 JF introdotto da P.C. van der Kruit nel 1979 (e quantificato in Wevers et al. 1986).
complessi o peculiari, non riproducibili per via sintetica con i codici al momento disponibili, l’osservazione
rappresenta ancora l’unica forma di documentazione possibile.
Oltre duecento sistemi fotometrici sono stati introdotti in astronomia ed utilizzati con vario successo
nell’ultravioletto, ottico ed infrarosso. Sorprendentemente, solo per una manciata di sistemi esistono calibrazioni in unitá fisiche, e anche queste spesso sono incomplete e scarsamente documentate. Rimangono cosı̀
grandi quantitá di dati fotometrici inutilizzati per impossibilitá di collegarli direttamente a quantitá fisiche,
e sistemi fotometrici potenzialmente molto ben performanti (almeno per specifiche tematiche) rimangono
sconosciuti ed inutilizzati.
Risultati: E’ stata completata la fase di mappatura del sistema MK esteso al terzo parametro (metallicitá) per
le stelle dei tipi spettrali F, G, K ed M nell’intervallo di lunghezze d’onda di GAIA e RAVE. 96 standard MK
sono state osservate con l’Echelle di Asiago in modalitá GAIA. Sempre con l’Echelle di Asiago in modalitá
GAIA é stato completato un atlante di 131 stelle peculiari (un esempio è dato in Figura) ed un atlante di
stelle al Carbonio e di tipo S.
Nel 2003 è arrivato a completamento il calcolo ad Asiago di due estesi atlanti stellari iniziato nel 2001.
Nel primo atlante sono stati calcolati 183 588 spettri che coprono l’intervallo 7650-8750 Å di interesse per
GAIA e RAVE, esplorando le temperature tra 3500 e 50000 K, log g tra 0.0 e 5.0, metallicitá [Z/Z¯ da −3
a +0.5, [α/Fe] enhancement 0.0 e +0.4, velocitá di microturbolenza tra 0 e 4 km/sec, risoluzioni di 20 000,
11 500 e 8 500, velocitá di rotazione tra 0 e 500 km/sec. La libreria è disponibile on-line al CDS e sul sito
dell’ESA a (http://gaia.esa.int/spectralib/), ed espande le librerie preliminari calcolate in precedenza. Il
secondo atlante estende il precedente all’intero intervallo 2500-10500 Å aggiungendo anche la campionatura
ad 1 Å/pix appropriata alla calibrazione e studio dei sistemi fotometrici, oltre ad infittire la grid in termini
di [α/Fe] enhancement e velocitá di microturbolenza per un totale di quasi 250 000 spettri.
28
Nel 2003 é stato sottomesso ad A&A l’Asiago Database on Spectroscopic Databases (ADSD) che censisce
e documenta oltre 300 atlanti di spettri osservati pubblicati, e ne provvede un’interfaccia web per la ricerca
e la consultazione ragionata e comparata.
Prosegue l’opera di documentazione, analisi e calibrazione dei sistemi fotometrici censiti nell’Asiago
Database on Photometric Systems (http://ulisse.pd.astro.it/ADPS/), arrivati a 219 tra ultravioletto, ottico
ed infrarosso. E’ stato pubblicato il secondo volume che definisce i parametri di banda e reddening per i
vari sistemi (un esempio è mostrato in Figura), mentre è in avanzato stato di lavorazione il terzo volume
dedicato alla calibrazione in unitá fisiche (temperatura, metallicitá, gravitá, reddening, etc.) degli indici di
colore e Q-ratios di tutti i sistemi censiti.
4
29
GALASSIE E COSMOLOGIA
L’attivitá scientifica in questo settore, in linea con il piano triennale dell’Istituto, vede coinvolto un gran
numero di ricercatori dell’OAPd. La attività di ricerca svolta ne risulta pertanto articolata in molti filoni
di ricerca. Questi includono attività in diversi importanti progetti internazionali, tra cui le missioni spaziali
Planck, GAIA, ed i progetti RAVE, WINGS ed EDISCS.
In questa sezione vengono descritte le varie tematiche ed i principali risultati ottenuti. Si parte da studi
mirati di galassie vicine, o addirittura della nostra Galassia, per passare a studi di popolazioni di galassie
più lontane e di ammassi di galassie.
Dunque la scheda 4.1, descrive surveys pianificate con lo scopo di mappare i dettagli cinematici e chimici
della nostra galassia.
Seguono alcune schede (4.2, 4.3, 4.4, 4.5) in cui lo studio dettagliato delle popolazioni stellari delle
galassie del Gruppo Locale viene affrontato da diversi punti di vista allo scopo di investigare le modalità
di formazione ed evoluzione delle galassie. Questi studi si avvalgono spesso del metodo degli ammassi HR
sintetici, la cui analisi critica è il soggetto della scheda 4.6.
Nella scheda 4.7 una galassia dalle caratteristiche peculiari viene interpretata come un merging di due
sistemi stellari. La questione del ruolo del merging di galassie, in funzione delle epoche cosmologiche,
è vivacemente dibattuta, sia da un punto di vista teorico che osservativo. Anche la scheda 4.8 riporta
uno studio di galassie peculiari. Un altro lavoro che si occupa del ruolo delle interazioni tra galassie nel
determinarne le caratteristiche, sempre nell’universo locale ma specificatamente in ambiente a bassa densità,
è descritto nella scheda 4.9.
Segue poi uno studio statistico dell’ISM nelle galassie normali (scheda 4.10), che ha portato alla compilazione di un catalogo consultabile anche on-line (CDS).
Il mezzo interstellare causa forte emissione IR negli oggetti star-forming, e ne altera significativamente
i colori ottici. Questi temi sono trattati nelle schede 4.11 e 4.12. La seconda si occupa dell’importante
popolazione degli Extremely Red Object (EROs), una sottoclasse dei quali sono molto interessanti per un
altro aspetto. Infatti, circa un terzo di queste galassie sono molto vecchie ed in evoluzione passiva già
a redshift significativi, circostanza che suggerisce sostanziali revisioni nei modelli per la formazione degli
sferoidi (questione affrontata nella scheda 4.23).
Con le tre schede successive (4.12-4.15) entriamo nello studio di ammassi di galassie. La prima evidenzia
gli effetti dell’accrescimento recente di sottostrutture nel ricco ammasso della Coma, mentre le altre due
descrivono importanti surveys di ammassi vicini (WINGS) e lontani (EDISC).
Nelle schede 4.16 e 4.17 vengono analizzate proprietà di variabilità (con un nuovo metodo) e di polarizzazione di diversi tipi di radiosorgenti, in connessione con la missione PLANCK, che fornirà nuovi forti
vincoli ai parametri cosmologici. Una possibilità indipendente per stimare alcuni parametri cosmologici è
discussa nella scheda 4.18, utilizzando i quasar come indicatori di distanza. La scheda 4.18 descrive un
lavoro in cui si analizzanole connessioni tra le proprità osservative ed i parametri fisici fondamentali dei
nuclei galattici attivi.
Un argomento molto studiato nella letteratura degli ultimissimi anni è quello dei legami reciproci tra la
formazione delle galassie da una parte, in particolare elittiche e bulges di spirali, e l’attività dei quasar ad alto
redshit dall’altra. A testimonianza di ciò, le quattro schede 4.20, 4.21, 4.22 e 4.23 presentano lavori connessi
a questa tematica. In particolare, nella 4.21 viene studiato il possibile effetto di onde d’urto generate da
attività nucleare sul contenuto termico del mezzo intergalattico. Nella scheda 4.22 sono evidenziate dal punto
di vista osservativo le proprietà delle galassie ospitanti attività nucleare ad alto redshift. Dette proprietà,
non previste dai modelli di formazione delle galassie standard, risultano invece in accordo con il modello di
formazione congiunta di quasar ed ellittiche descritto nella scheda 4.23.
Un ingrediente fondamentale per molti studi di formazione ed evoluzione delle galassie sono modelli
spettro-fotometrici che ne diano una visione il più possibile pancromatica. Lo stato dell’arte in questo
campo è descritto nella scheda 4.25, ed una applicazione specifica nella scheda 4.26.
4.1
30
La local cosmology delle survey GAIA e RAVE
Ricercatori: U. Munari, A. Vallenari, E. Nasi, P.M. Marrese (assegnista), R. Sordo (assegnista), A. Siviero
(assegnista), M. Fiorucci (contrattista)
Altri collaboratori: C. Chiosi (UniPD), T. Zwitter (Ljubljana), D. Katz (Parigi-Meudon), M. Cropper
(Mullard), M.G. Lattanzi e A. Spagna (INAF-OATo), G.P. Bertelli (CNR-PD), G. Bono (INAF-MtPorzio),
C. Cacciari (INAF-OABO)
Tematica: GAIA, la missione flagship dell’ESA schedulata per il lancio tra 6 anni (Aprile 2010), mira
all’astrometria di micro-arcsec su tutta la volta celeste accompagnata da fotometria in 16 bande (5 larghe
e 11 strette) e spettroscopia a 11 500 di potere risolutore tra 8480 e 8740 Å. GAIA coprirà tutto il cielo
con una scansione molto simile a quella di Hipparcos, riosservando astrometricamente, fotometricamente e
spettroscopicamente la stessa stella circa 100 volte nell’arco dei 5 anni della missione. Lo scopo di GAIA è
fornire una esatta immagine in 3D e nello spazio delle fasi della nostra Galassia, ottenendo distanze, velocita’
spaziali e caratteristiche chimico-evolutive per tutte le stelle fino alla magnitudine di completezza V = 20
su tutto il cielo. Una Local Cosmology di estrema precisione e primo step fondamentale per la comprensione
dei meccanismi base di formazione delle strutture caratterizzanti le galassie esterne.
Figura 14: A sinistra la copertina dei Proceedings della Conferenza GAIA Spectroscopy, Science and Technology
svoltasi a Gressoney nel settembre 2002. A destra le prestazioni attese da GAIA nella misura delle velocita’ radiali
determinate combinando estese simulazioni sul train ottico ed osservazioni con i telescopi di Asiago (Munari, Zwitter,
Katz, Cropper 2003, ASP Conf. Ser. 298, pag. 275).
La survey spettroscopica RAVE in corso con lo spettrografo a 150 fibre 6dF dell’UKSchmidt all’AngloAustralian Observatory intende coprire tutto il cielo da li’ accessibile (possibile estensione a nord con lo
Schmidt di Calar Alto) osservando a 8 500 di potere risolutore lo stesso intervallo spettrale di GAIA. La
survey RAVE è iniziata l’11 Aprile 2003, e nei primi 6 mesi ha raccolto gli spettri di 21543 stelle Tycho-II.
31
Lo scopo della survey RAVE è di ottenere precise velocità radiali e metallicità delle stelle in particolare del
Thick-Disk e dell’Halo, per studiarne le sottostrutture spazio-cinematiche e la storia formativa.
Risultati: Per quanto riguarda GAIA, oltre all’ottimizzazione del sistema fotometrico che si concluderà
nell’estate del 2004, l’attività si è in particolare accentrata sullo sviluppo della spettroscopia. Sono stati
completati vari atlanti spettrali (osservativi e sintetici) per permettere il training della fisica coinvolta (modelli delle atmosfere) e della pipeline di trattamento automatico dei dati, sono stati definite le performances
nelle velocità radiali sia per stelle singole che binarie, sono state studiate in dettaglio e comparativamente
le possibili tecniche di analisi automatizzata in campi ad alto overlap tese a derivare la metallicità e [α/Fe].
Figura 15: A sinistra carrellata di spettri ottenuti con lo spettrografo Echelle+CCD di Cima Ekar in modalità GAIA
(da Munari 2003, ASP Conf. Ser. 298, 51) illustranti la progressione sul diagramma HR. I pallini indicano righe dell
N I, i tratti righe del Fe I e le croci righe del Ti I, tutte altamente diagnostiche assieme a quelle del Ca II. A destra
accuratezza delle magnitudini in alcune bande fotometriche per misure sul singolo transito sul piano focale di GAIA
(da Munari 2003, ASP. Conf. Ser. 314, in press). Precisioni simili si hanno a circa 5 magnitudini piu’ deboli (sul lato
brillante dominato dal rumore fotonico) integrando su tutti i 5 anni della missione.
Per quanto riguarda RAVE, è stata completato il porting dei primi 6 mesi di dati agli standard IRAF
e scritte le procedure automatiche di trattamento dei dati. E’ in corso la science validation dei dati e delle
procedure osservative dei primi 6 mesi di prova della survey, che indica in 2 km/sec e 0.23 dex la mediana
delle precisioni nelle velocità radiali e metallicità delle 21543 stelle Tycho-II osservate durante la Science
Validation Phase.
4.2
32
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.), S. Lucatello (bors.)
Altri collaboratori: I. Saviane (ESO)
Finanziamenti: COFIN2002 (P.I. M. Tosi)
Tematica e obiettivi: Questa ricerca si inquadra nel progetto nazionale cofinanziato COFIN2002 che
affronta il problema della formazione ed evoluzione delle galassie partendo dallo studio del piccolo ammasso
di galassie (Gruppo Locale) del quale la nostra Galassia si trova a far parte. L’obiettivo dell’Unità di Ricerca
di Padova è 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. Nel corso del progetto vengono sviluppati
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 nel 2003 si è avviato lo studio della formazione stellare nelle galassie nane del Gruppo
Locale. Questo studio di avvale di un ampio “database” di fotometria ottica a grande campo ottenuto nel
contesto di precedenti progetti, e fornirà un’indicazione quantitativa di come la formazione stellare proceda
all’interno delle galassie di piccola massa. In un primo studio si è analizzato il diagramma HR della galassia
sferoidale nana Carina ponendo dei vincoli alla sua evoluzione chimica. È stato avviato lo studio delle
componenti stellari di età intermedia nelle galassie nane del GL mediante “imaging” nel vicino infrarosso.
Per quanto attiene la fotometria nelle bande ultraviolette, va segnalata la partecipazione alla definizione
degli scopi scientifici di due missioni spaziali per lo studio dell’UV proposte all’ASI e all’ESA.
Un sottoprogetto ha studiato le stelle variabili come tracciatori dell’evoluzione delle galassie vicine. La
scoperta di stelle di ramo orizzontale (RR Lyrae) nella galassia nana irregolare NGC 6822 ha permesso di
datare la nascita di questa galassia ad almeno 9 miliardi di anni fa. Uno studio delle stelle variabili nella
Grande Nube di Magellano (LMC) ha permesso di misurarne la metallicità e di rideterminare la distanza
della galassia. Si è inoltre iniziato uno studio spettroscopico di stelle variabili RR Lyrae nella galassia
sferoidale nana Sculptor per determinare la metallicità delle variabili (e per inferenza della popolazione
stellare vecchia) usando una variante del metodo di Preston.
Sul piano teorico-interpretativo, sono stati utilizzati i diagrammi HR di tre ammassi globulari giovani
nella LMC sia per ricavarne età e metallicità che per porre dei vincoli a vari parametri fisici della teoria dell’evoluzione stellare. Il confronto dei dati sperimentali con i modelli di isocrone di Padova e di
Yonsei-Yale ha permesso una discussione delle differenze tra i set di modelli evolutivi. È stato calcolato
un nuovo set di tracce evolutive a bassissima metallicità (Z=0.0001) necessario per lo studio di popolazioni
molto povere di metalli, ed è iniziato il calcolo di griglie evolutive con diverso tasso di arricchimento di elio
rispetto al contenuto metallico per simulare popolazioni stellari con diversa legge di arricchimento ∆Y /∆Z.
Alcuni di questi risultati sono ulteriormente illustrati in schede tematiche.
4.3
33
Stelle variabili come traccianti della formazione stellare nelle galassie vicine
Ricercatori: E. V. Held, M. Gullieuszik (assegnista)
Altri collaboratori: L. Rizzi (Univ. Hawaii), I. Saviane (ESO), Y. Momany (Univ. PD), G. Clementini
(OAB), L. Baldacci (Univ. Bo), 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. In
particolare, lo studio delle stelle variabili permette una datazione relativamente precisa delle prime epoche
di formazione stellare nella vita di una galassia. Per questo è stato avviato un programma a lungo termine
per la ricerca e lo studio delle stelle variabili nelle galassie del Gruppo Locale, in stretta collaborazione con
G. Clementini e coll. (OAB).
Risultati: Il principale risultato nel 2003 è stata la scoperta di una significativa popolazione di stelle
variabili RR Lyrae nella galassia nana irregolare NGC 6822. La Fig. 16 mostra come le variabili scoperte
si distribuiscano nel diagramma HR della galassia, ottenuto in 3 notti di osservazione al telescopio VLT.
L’importanza della scoperta di variabili RR Lyrae sta nel fatto che la loro presenza indica che NGC 6822
ha iniziato a formare stelle, sia pure ad un ritmo inizialmente molto modesto, in un’epoca confrontabile con
quella della formazione degli ammassi globulari nella nostra Galassia. A loro volta, le stelle variabili pulsanti
di altre classi tracciano la storia di formazione stellare a diverse epoche. Lo studio prosegue con un vasto
progetto che interessa altre galassie del Gruppo Locale (Leo I, Fornax) e coinvolge un’ampia collaborazione
internazionale.
Figura 16: Diagramma colore-magnitudine calibrato di un campo della galassia irregolare nana NGC 6822. I simboli
colorati mostrano la posizione delle stelle variabili pulsanti scoperte dal gruppo di Padova-Bologna. I pallini blu
indicano stelle variabili RR Lyrae, mentre i simboli magenta rappresentano una classe di variabili “Cefeidi” di corto
periodo e bassa luminosità, sulla cui origine prosegue il nostro studio. Le linee sovrapposte al grafico indicano la
posizione della striscia di instabilità pulsazionale osservata nell’ammasso globulare M 3 e quella calcolata teoricamente
da Bono et al. (1997).
4.4
34
La storia di formazione stellare nelle galassie nane
Ricercatori: E. V. Held, G. Bertelli, M. Gullieuszik (assegnista)
Altri collaboratori: L. Rizzi (Univ. Hawaii), I. Saviane (ESO), Y. Momany (Univ. Pd)
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 per mezzo di osservazioni a grande campo e HST (nelle
bande ottiche e del vicino infrarosso) e spettroscopia delle stelle e del mezzo interstellare.
Risultati: Il progetto ha prodotto un database di fotometria ottica a grande campo di tutte le galassie
sferoidali nane satelliti della Via Lattea (Fornax, Carina, Sculptor, Leo I, Sextans). Un primo studio della
galassia nana sferoidale Carina, che utilizza osservazioni a grande campo e modelli di sintesi di popolazioni,
è riuscito a spiegare in termini quantitativi le caratteristiche apparentemente contradditorie del diagramma
HR di questa galassia, caratterizzata da episodi multipli di formazione stellare distribuiti su vari miliardi di
anni.
È stata avviata l’analisi delle fotometria JHK di un campione di galassie nane sferoidali satelliti della
nostra Galassia (Leo I, Leo II, Sculptor, Sextans, Carina, Fornax), ottenendo cataloghi fotometrici per aree
significative (18 × 18 arcmin) delle galassie e con caratteristiche uniche in termini di “baseline” in lunghezza
d’onda (cataloghi BV IJHK). La fotometria a grande area nel vicino infrarosso è fondamentale per lo
studio delle popolazioni stellari evolute sul ramo gigante (RGB) e ramo gigante asintotico (AGB). Le stelle
di AGB, in particolare, tracciano la presenza di popolazioni stellari di età intermedia (2–8 miliardi di anni)
nelle galassie nane. È stata completata una prima analisi delle galassia nana Fornax, di cui Fig. 17 mostra
un particolare.
Figura 17: Diagramma HR infrarosso delle popolazioni stellari evolute (RGB e AGB) nella galassia sferoidale nana
Fornax. Si noti la sequenza estesa di stelle AGB di età intermedia, qui confrontate con dati in letteratura: stelle al
carbonio (simboli verdi), giganti M (simboli rossi) e stelle variabili a lungo periodo (simboli blu).
4.5
35
I sistemi di ammassi globulari come test 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 galattico. Si tratta ora di capire se queste sotto-popolazioni corrispondano
a diverse epoche di formazione, il che inevitabilmente conduce a confrontare 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 2003 è proseguito lo studio degli ammassi stellari in alcune galassie. Sono state
ottenute nuove osservazioni spettroscopiche di ammassi nell’alone della galassia M 104 (“il Sombrero”), una
galassia spirale con un bulge dominante, usando il nuovo spettrografo multioggetto VIMOS al VLT. La
Fig. 18 mostra un esempio di spettro di un ammasso globulare in M 104 ottenuto con questo strumento.
Gli ammassi globulari sono stati identificati e selezionati per mezzo di fotometria multibanda a grande
campo. Nel corso di due run osservativi con lo spettrografo multifibre WYFFOS del telescopio WHT sono
stati inoltre ottenuti spettri integrati di oltre 80 ammassi globulari nella galassia spirale M 33, che saranno
analizzati nel prossimo futuro per ricavarne la distribuzione di età e metallicità.
Figura 18: Un esempio di spettro di un ammasso globulare nella galassia Sombrero ottenuto in circa 6 ore di posa con
il nuovo spettrografo multioggetto VIMOS al Very Large Telescope.
4.6
36
La storia di formazione stellare in galassie dai conteggi di stelle nel Diagramma
HR
Ricercatori: L. Greggio
Tematica: Il metodo correntemente adottato per ricavare la storia di formazione stellare dai diagrammi
HR (HRD) delle stelle risolte consiste nel costruire diagrammi sintetici e paragonarli alla distribuzione delle
stelle sui diagrammi osservati. Le simulazioni sono costruite a partire da estrazioni random di massa ed età
delle singole stelle, in conformità ad una legge per la storia di formazione stellare scelta. L’interpolazione
su un set di tracce evolutive, l’applicazione di trasformazioni colore-temperatura, e l’applicazione degli
errori fotometrici e dell’incompletezza caratteristici delle immagini osservative porta alla costruzione delle
simulazioni da confrontare con i dati. Tale confronto generalmente consiste nel paragone quantitativo della
distribuzione in luminosità e colore delle stelle sul diagramma HR, e il best fit porge la soluzione del problema
in termini di funzione di massa iniziale (IMF) e tasso di formazione stellare (SFR) in funzione del tempo.
Tuttavia, è difficile individuare una procedura per valutare la qualità del fit, almeno per due ragioni: (i)
i diversi ingredienti usati nelle simulazioni (tracce evolutive, trasformazioni dal piano bolometrico al piano
osservativo, errori fotometrici) soffrono ciascuno della propria incertezza; (ii) le capacità diagnostiche delle
varie regioni del diagramma HR in termini di storia di formazione stellare sono molto diverse: per esempio, la
funzione di luminosità lungo la sequenza principale è sensibile all’IMF, mentre, nella parte evoluta isocrone
di età molto diversa convergono a popolare la stessa regione. Quindi, i vincoli posti dalla distribuzione delle
stelle sul HRD sulla la storia di formazione stellare sono tutt’altro che diretti, e il best fit è essenzialmente
un risultato numerico al quale non è chiaro quale confidenza attribuire.
Allo scopo di chiarire le potenzialità e le limitazioni del metodo dei diagrammi HR sintetici, è stata
analizzata la relazione fondamentale tra i conteggi di stelle nelle diverse regioni del HRD e la storia di
formazione stellare, sulla base della teoria dell’evoluzione stellare.
Figura 19: Produzione specifica di stelle di post-sequenza principale di popolazioni stellari in funzione dell’età. Il
pannello di destra mostra il numero di stelle prodotte da una popolazione stellare semplice di 1000 M¯ (in stelle più
massicce di 0.6 M¯ ) nelle fasi di ramo subgigante (cyan), primo ramo gigante (rosso), bruciamento dell’elio al centro
(arancione), e secondo ramo gigante (magenta). Il numero totale delle stelle di post sequenza è mostrato in blu e in
nero. I risultati sono relativi a due scelte per la metallicità e per la pendenza dell’IMF. Il pannello di sinistra mostra
la produzione specifica di popolazioni stellari composite in età (ma a metallicità costante e pari a 1/5 solare), in
una regione del HRD scelta per campionare il tip dell’RGB, come specificato nella figura. La famiglia di popolazioni
stellari considerata ha un limite inferiore all’età di 10 Myr; una distribuzione in età mostrata nell’inserto e codificata
dal colore; e un limite superiore all’età variabile (τmax ). Le curve blu si riferiscono a popolazioni giovani, quelle rosse
a popolazioni vecchie. Il caso di SFR costante è mostrato dalla linea arancione. La linea nera tratteggiata mostra la
produzione di una popolazione stellare semplice di 1000 M¯ (in stelle più massicce di 0.6 M¯ ) in questa regione del
diagramma HR in funzione dell’età della popolazione.
37
Risultati: Per popolazioni stellari semplici (insiemi di stelle coeve e con la stessa metallicità) si è dimostrato che il numero di stelle in fase di post-sequenza è direttamente proporzionale alla massa in stelle
totale della popolazione, secondo un coefficiente δnSSP
che è il prodotto del flusso evolutivo specifico (nuj
mero di stelle che lasciano la sequenza principale per unità di tempo in una popolazione stellare di massa
totale unitaria) per il tempo di vita della massa al Turn-Off nella fase di post-sequenza considerata. Entrambi questi fattori sono predizioni molto robuste della teoria dell’evoluzione stellare. La Fig. 4.6 mostra,
nel pannello di sinistra, la dipendenza dall’età della popolazione stellare del coefficiente δnSSP
. Il calcolo
j
è fatto per una popolazione di 1000 M¯ , per due valori della metallicità e della pendenza della funzione di
massa iniziale, come indicato. È particolarmente interessante il fatto che, per popolazioni più vecchie di 1
Gyr, la produzione specifica di stelle di post-sequenza dipende poco dall’età, e che la dipendenza diretta
dall’IMF e dalla metallicità è piuttosto contenuta.
Questo risultato ha un’immediata implicazione per la quantificazione dell’incertezza sulla storia di formazione stellare in popolazioni con stelle in un intervallo di età e di metallicità. La produzione specifica di
stelle in questo caso è la media dei fattori δnSSP
sulla distribuzione in massa della metallicità e/o dell’età.
j
Nel pannello di destra, la figura mostra la produzione specifica media in una particolare regione del diagramma HR (si veda la didascalia) per popolazioni stellari con distribuzioni di età parametrizzate secondo
una legge esponenziale, con diversi tempi caratteristici come indicato dai colori. Si vede come per una
gran varietà di storie di formazione stellare, la produzione specifica in questa regione sia poco sensibile alla
distribuzione di età della popolazione stellare composita, nel caso in cui siano presenti stelle più vecchie di
circa 2 Gyr. Ne risulta che dai conteggi di stelle osservate in questa regione del diagramma HR, si deriva
una stima diretta della massa stellare totale nel campo osservato in stelle molto robusta, quasi indipendentemente dai limiti di età. Con ragionamenti analoghi, si sono indivuate altre regioni sul diagramma HR, quali i
bordi blu dei loops e la parte brillante di AGB, la cui diagnostica può essere quantificata in maniera diretta.
Nello stesso tempo, procedendo con questa metodologia, si sono individuate regioni sul HRD che forniscono
la diagnostica migliore per la storia di formazione stellare in diversi regimi di età (giovane, intermedia e
vecchia). Questi risultati sono stati presentati al congresso internazionale Stellar Populations (Garching,
Ottobre 2003).
Questa ricerca propone un metodo veloce per dare una stima grossolana della storia di formazione
stellare in popolazioni composite senza dover ricorrere alle simulazioni. Un’applicazione alle galassie di cui
sono disponibili immagini di archivio è in corso.
4.7
38
La Galassia Peculiare IC1182: un Merging in atto?
Ricercatori: D. Bettoni, G. Fasano
Altri collaboratori: M. Moles, J. Varela (Instituto de Astrofisica de Andalucia), P. Kjærgaard(Copenhagen
University Observatory)
Tematica: IC 1182 è una galassia S0p che appartiene all’ammasso di Ercole. È una galassia che presenta
numerose peculiarità: la sua morfologia S0 è disturbata da una lunga struttura (circa 88” di lunghezza) che
si estende dal nucleo in direzione Est. IC 1182 è una sorgente X con potenza tipica di una galassia di tipo
Seyfert 2. La galassia ha indici di colore tipici di una galassia early-type, eccetto U-B che è significativamente
più blu. Queste caratteristiche suggeriscono la presenza di un nucleo attivo. Utilizzando immagini ottenute
con seeing ∼0.6” e spettri a media risoluzione abbiamo cercato di comprendere le origini di questa morfologia
peculiare.
Risultati: Lo studio di IC 1182 galassia è stato fatto utilizzando sia immagini a banda larga che a
banda stretta che hanno portato alla scoperta di una seconda struttura filamentosa che si estende perpendicolarmente al ben noto Jet ottico di questa galassia (fig. 20). La regione centrale di IC 1182 è inoltre
caratterizzata dalla presenza di una banda di polvere che attraversa il nucleo e da numerosi noduli luminosi.
Gli spettri a media e bassa risoluzione che abbiamo analizzato mostrano che il flusso Hα corrisponde ad una
luminositá di 3.5×1041 erg s−1 , circa 3 volte maggiore della galassie starburs Arp 220. Nel corpo principale
della galassie la distribuzione del gas ionizzato può essere interpretata come un disco inclinato di circa 12
kpc di diametro. I dati indicano dunque che IC 1182 è una galassia starburs di alta luminosità, mentre le
sue proprietà globali indicano come ciò sia dovuto alla fusione di due sistemi stellari, con due code mareali
che emergono dal corpo principale della galassie. Le metallicità del gas ionizzato suggeriscono che il processo
coinvolga una galassia spirale late type, che sarebbe la principale fonte del gas all’interno della galassia.
a)
300
250
200
Measured velocity (km/s)
150
100
50
0
−50
−100
Hα
Hβ
−150
−200
IC 1182 (model subtracted)
−250
−7
−6
−5
−4
−3
−2
−1
0
1
2
3
4
5
6
7
8
9
Distance to the centre (")
Figura 20: a sinistra Immagine B di IC 1182 a cui è stato sottrato il continuo stellare si vedono distintamente i noduli
del jet principale e il jet secondario; a destra Curva di rotazione misurata a PA=128, dalla riga di Hα. I dati si
possono interpretare con la presenza di due sistemi in rotazione. L’ampiezza della rotazione è di ∼ 230kms−1 . Questo
corrisponde ad una massa M∼ 2 × 1010 M¯ .
4.8
39
Studio di Galassie Peculiari nell’Ultravioletto
Ricercatori: L.M. Buson, A. Bressan
Altri collaboratori: F. Bertola (Dip. Astr. Pd), D. Burstein (USA), M. Cappellari (Leiden Obs).
Tematica: La gigante ellittica morfologicamente disturbata NGC 5018 risulta essere priva nell’ultravioletto
del tipico “UV-upturn” (risalita del flusso UV al di sotto di λ 2000 Å) che le osservazioni IUE hanno mostrato
caratterizzare le popolazioni stellari evolute di elevata metallicità. Al contrario sia la sua distribuzione di
energia UV, sia il valore osservato dell’indice spettroscopico Mg2 nella regione ottica indicano una sorprendente somiglianza con la popolazione della ellittica nana M32, enormemente più debole in luminosità e di
metallicità all’incirca solare.
Risultati: Il confronto degli spettri UV ottenuti attraverso l’estesa apertura ovale (1000 ×2000 ) di IUE
e un analoghi spettri ottenuto attraverso aperture di diametro inferiore ad 1 arcsec con il Faint Object
Spectrograph (FOS) a bordo di HST, sia di NGC 5018 che di M32, indicano che le popolazioni stellari
che dominano la luce nel mid-UV nelle due galassie continuano ad essere indistinguibili a qualunque scala
spaziale. Questo, a sua volta sembra indicare che NGC 5018 è una sorta di raro ”fossile vivente” tra le
ellittiche giganti.
Figura 21: Mappa di colore (HST/WFPC2 F555W−F814W) della regione centrale di NGC 5018 che ne mette in
evidenza l’intricata struttura di polveri. Nel campo qui visualizzato di ∼22”×27” sono sovrapposte la grande apertura
del satellite IUE e la minuscola apertura circolare (0.8600 in diametro) adottata per le osservazioni HST/FOS.
4.9
40
Interazione ed evoluzione delle galassie in ambienti a bassa densitá
Ricercatori: Roberto Rampazzo, A. Bressan, E.V. Held;
Altri collaboratori: P. Amram, F. Annibali, J. Boulesteix, D. Domingue, M. Longhetti, J. Mazzarella, H.
Plana, J.W. Sulentic, G. Trinchieri, C. Xu e 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 a vere e proprie fusioni tra galassie,
avvenuti durante la loro storia evolutiva. Dai segni morfologici e cinematici 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.
Risultati:
[1] Cinematica 2D del gas ionizzato in galassie early-type con shell e galassie interagenti utilizzando strumenti
Fabry-Perot di nuova generazione.
E’ stato condotto uno studio dell’evoluzione dinamica e spettro-fotometrica del sistema gas stelle in
cinque galassie con shell, che le simulazioni accreditano ad eventi recenti di interazione debole e/o fenomeni
di accresciemento/merging (Rampazzo et al. 2003 MNRAS 343, 819). Nonostante il numero degli oggetti
investigati sia piccolo, emerge l’indicazione di una correlazione tra età dell’ultimo burst di formazione stellare
e stato dinamico del gas: oggetti con orbite del gas stabili mostrano burst piú vecchi. L’accoppiamento tra
la presenza di code di gas o di altre strutture dinamicamente instabili e burst recenti di formazione stellare
indicano inoltre un’origine esterna del gas.
E’ in corso uno studio della cinematica 2D del gas ionizzato in 7 coppie di galassie con diverso grado
di interazione: da sistemi interagenti tipo M 51 ad oggetti in corso di fusione. Il lavoro si prefigge da una
parte di fornire indicazioni quatitative per una modellistica accurata (con trattamento SPH del gas) degli
incontri tra galassie dall’altra un confronto diretto con quest’ultima quando esistano dei modelli evolutivi
dinamico-fotometrici come nel caso di due coppie tipo M 51 in esame, i.e. Arp 70 e Arp 74.
[2] Proprietà fotometriche e spetroscopiche di strutture a piccola scala di galassie (SSSGs). Analisi fotometrica FIR (ISOCAM, ISOPHOT) e ottica di galassie binarie tipo E+S.
E’ iniziata una serie di lavori dedicata all’analisi fotometrica multibanda di SSSGs (Tanvuia et al. 2003,
AJ 126, 1245, Tanvuia et al. 2003, ApSS 284, 459 ) che si propone lo studio delle strutture di galassie
nel campo con particolare attenzione ai gruppi poveri e dispersi. Si pensa siano infatti all’interno di questi
gruppi, che rappresentano gli aggregati tipici del campo, avvenga la formazione di strutture compatte di
galassie come i gruppi di Hickson che evolvendo possono formare le galassie ellittiche isolate nel campo. In
questo lavoro sono stati studiati 11 SSSGs selezionati nello spazio 3D ed appaiono come aree di sovradensitá
rispetto alla distribuzione media circostante di galassie. Utilizzando la relazione di Kormendy nel piano (µe
- re ) viene evindenziato come la popolazione di galassie early-type in queste piccole strutture sia composta
da ”galassie ordinarie” e manchi la popolazione di ellittiche brillanti.
Sono state osservate in ottico in Hα e nel Far Infrared con ISOCAM e ISOPHOT 17 galassie binarie
del tipo E+S (Domingue et al. 2003, AJ 125, 555) appartenenti al catalogo di coppie isolate di Karachentsev
(1972). Molte delle galassie early-type mostrano una debole emissione. In un campione cosı̀ ristretto
troviamo 5 galassie con nuclei dI tipo Seyfert, tre delle quali possono essere descritte come compagni earlytype all’estremità di un braccio di spirale. Il nucleo Seyfert è spesso accompagnato da una regione di
intensa formazione stellare (starburst). Si pensa che sia fenomeni di starburst sia di attività nucleare siano
conseguenza dell’interazione che rifornisce di gas ”fresco” il nucleo di questi oggetti.
[3] Studio della componente X diffusa e dell’ambiente di binarie fisiche del tipo E+S/S+E. Analisi del gas
caldo (X-ray) in galassie isolate con shell.
Il progetto 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 alcune coppie con dati
41
ROSAT-HRI (Trinchieri & Rampazzo 2001, A&A 374, 454), puó essere un indicatore dello stato evolutivo
della coppia e del suo ambiente. La mappatura profonda 3D di possibili compagni dwarf associati alla coppia
è cruciale per inferire non solo lo stato evolutivo della coppia ma i driver dell’evoluzione delle galassie nel
campo. Il progetto ha al momento acquisito i dati XMM (Cycle 2) di due coppie di galassie RR 143 ed
RR 242 (vedi Figura) e sta finendo l’acquisizione di un set 5 immagini a grande campo profonde al 2.2m
ESO WFI.
Nel corso dell’anno è stato approvato un proposal XMM (Cycle 3) per lo studio della emissione X in
galassie con shell (proposers G. Trinchieri, R. Rampazzo). Il progetto si popone di verificare se le galassie
ellittiche isolate con stuttura a shell possono essere il residuo della fusione di coppie di galassie. Le proprietà
X verranno confrontate con le stesse derivate da ellittiche membri di binarie fisiche o piccoli gruppi. Le
osservazioni XMM sono ancora in corso.
[4] Storia della formazione stellare in galassie early-type con gas ionizzato
Allo scopo di costruire un data base spettroscopico per lo studio di galassie early-type ad alto redshift
è in corso un progetto che si avvale di dati relativi a 50 galassie brillanti osservate in modo omogeneo
ad ESO compionando la famiglia delle E-S0. L’analisi degli spettri e la modellizzazione viene condotta a
diverse distanze galattocentriche (re /8, re /4, re /2) allo scopo di caratterizzare globalmente le popolazioni
stellari ed eventuali gradienti legati alla formazione ed evoluzione delle galassie. Sono stati ricavati gli indici
spettrofotometrici nel sistema Lick-IDS ed un set di indici H + K(CaII), Hδ/F e, ∆4000 sensibili all’etá
della popolazione stellare. Le fasi successive del progetto, tuttora in corso, prevedono la modellizzazione
del continuo, la calibrazione di nuovi modelli, lo studio e la modellizzazione dei meccanismi di emissione in
funzione della distanza-galattocentrica.
-43:30:00
35:00
-43:40:00
45:00
-43:50:00
13:22:00
21:30
13:21:00
20:30
13:20:00
Figura 22: Immagine ottica della coppia di galassie RR 242 con sovrapposte le isofote X ottenute con il satellite XMM.
4.10
Un nuovo catalogo del contenuto di gas interstellare (ISM) in galassie normali
Ricercatori: D. Bettoni
42
Altri collaboratori: G. Galletta (Univ. Pd), S. Garcia-Burillo (OAN, Madrid)
Tematica: Da alcuni anni abbiamo iniziato uno studio sistematico del mezzo interstellare e delle stelle
di categorie diverse di galassie, con l’intenzione di definire meglio le loro proprietà globali e comprendere i
processi che le determinano. Questo studio avviene sia tramite la statistica, analizzando dati di letteratura,
sia con osservazioni di singoli sistemi a varie lunghezze d’onda. In una prima fase sono state studiate le
proprietà del gas interstellare esistente in 1916 galassie di tutti i tipi morfologici, considerate una buona
rappresentazione della ”normalità”, secondo una definizione che considera normali tutte le galassie senza
morfologie distorte (come interazioni, ponti o code di materia) e senza peculiarità cinematiche (quali polar
rings, controrotazioni o altre componenti dinamicamente disaccoppiate). Le proprietà di queste galassie
sono state inserite in un catalogo che condidera le masse di polvere, gas atomico e molecolare e infine la
luminosità X. Questo catalogo aumenta grandemente la statistica sulle proprietà delle galassie normali di
ogni tipo morfologico e serve da riferimento per le proprietà di altri tipi di sistemi extragalattici.
Risultati: Sono state definite le proprietà globali del contenuto di gas nelle galassie normali per la polvere
’tiepida’ a 40 K, il gas atomico, il gas molecolare e l’emissione globale di raggi X. Il catalogo di riferimento,
pubblicato su Astronomy and Astrophysics, è consultabile anche tramite il Centre Donne Stellaire di Strasburgo (CDS). Per analizzare la variazione del contenuto di gas in funzione del tipo morfologico per gli oggetti
del catalogo abbiamo utilizzato due diversi fattori di normalizzazione: La luminositá blu (LB ) e il quadrato
2 ). Il nostro catalogo quindi incrementa significativamente la statistica dei precedel diametro lineare (D25
denti cataloghi di riferimento. Si è evidenziato che la presenza di attività nucleare o di tracce di antiche
collisioni (shells stellari esterne) non altera le proprietà globali del gas, eccetto naturalmente l’emissione X
(Fig. 23).
Figura 23: A sinistra il confronto tra il valore medio di Log M/L per HI in funzione del tipo morfologico estratto dal
nostro catalogo confrontato con i lavori di Bregman et al. 1992 e Casoli et al. 1998. Nel pannello superiore i dati
2
sono normalizzati a D25
mentre in quello inferiore a LB . La maggiore completezza dei nostri dati spiega e risolve le
differenze presenti nei precedenti studi. A destra la luminositá X normalizzata alla luminositá B in funzione del tipo
morfologico. Si vede come la maggior parte delle galassie che sono AGN hanno valori che sono al di sopra di quelli
medi per le galassie normali
4.11
43
Evoluzione cosmologica delle sorgenti ISO-IRAS in NEPR
Ricercatori: P. Mazzei, D. Bettoni, A. Della Valle, G. De Zotti
Altri collaboratori: A. Franceschini (Dip.Astr. Pd), H. Aussel (IfA, Hawaii, USA)
Tematica: Studio delle proprietà evolutive del campione di galassie, completo a 60µm, piú profondo
tutt’ora disponibile, sito nella regione del Polo Nord Eclittico (NEPR) e base di numerosi studi cosmologici.
Composto da 98 galassie con flusso S(60µm)> 50 mJy (Hacking and Houck, 1987, ApJS 63, 311), copre
un’ area di 6.25 gradi quadrati. Completo per S(60µm )> 80 mJy (Mazzei et al. 2001). Per confronto le
surveys ISOPHOT piú profonde, FIRBACK at 175 µm (Dole et al. 2001, AJ 120, 583) and ELAIS at 90µm
(Rowan-Robinson et al. 1999, MNRAS 253, 485), sono entrambe complete oltre 100 mJy, e sono inferiori in
termini di copertura della distribuzione di energia spettrale (SED). Oltre ai flussi a 60µm sono disponibili
i flussi (IRAS) a 100 µm (in alcuni casi anche a 25 e 12 µm) e di solito osservazioni radio (VLA, Hacking
et al. 1989, ApJ 339, 12). Il nostro gruppo dispone di osservazioni nel mid-IR (ISOCAM, nell’ intervallo
spettrale 12-18 µm) di 94 di queste sorgenti (Aussel et al. 2000, A&AS 141, 257).
Risultati: La nostra campagna di osservazione spettroscopica delle controparti ottiche delle sorgenti ISO,
probabili controparti di quelle IRAS, è stata completata ed i dati interamente ridotti. Per una significativa
frazione del campione abbiamo effettuato l’imaging in B, R e Ks (TNG, Subaru ed Asiago), che intendiamo
completare nel prossimo anno. Potremo cosı̀ disporre di informazioni morfologiche e delle proprietà spettrofotometriche complessive di un campione di galassie unico, che ci permetterá di investigare le proprietà
evolutive delle galassie polverose fino ad un redshift di circa 0.3, ove è noto che il tasso di formazione globale
evolve molto rapidamente. Grazie alle nostre osservazioni ISOCAM il campione rappresenta inoltre un
legame diretto tra le surveys IRAS e quelle ISO. La funzione di luminosità a 15 µm, insieme alla distribuzione
in redshift ormai completata, ed alla funzione di luminositá a 60µm (Fig. 4.11), ci permetteranno di vincolare
i modelli evolutivi in un intervallo di flussi non coperto da altre surveys.
Figura 24: Distribuzione in redshift delle galassie in NEPR (sinistra): in verde i nostri dati in rosso quelli di Asbhy et
al. 1996 (ApJ 456, 428); la FL a 60µm (Mazzei et al. 2003) (a destra).
4.12
44
La natura degli EROs e l’evoluzione delle Galassie
Ricercatori INAF–OAPD: G. Fasano
Altri collaboratori: M. Franceschini, E. Pignatelli, P. Cassata, A. Cimatti(PI), E. Daddi, et al.
Tematica: Gli EROs (Extremely Red Objects) sono importanti indicatori dell’evoluzione delle galassie.
Per un verso essi danno informazioni sull’epoca di formazione, lo schema evolutivo ed il clustering delle
galassie early-type a z≥1. Per l’altro permettono di individuare le galassie star-forming oscurate dalla
polvere. L’indagine spettroscopica degli EROs risulta di solito difficile anche con telescopi della classe
(8–10)m, a causa della loro debolezza apparente. Tuttavia l’eccezionale risoluzione angolare e profondità
delle immagini ACS-HST(Chandra Deep Field South; CDFS) permette di abbinare al dato spettroscopico
l’informazione morfologica. Questo consente di fare ipotesi molto più robuste sulla natura degli EROs e, di
conseguenza, sui modelli evolutivi delle galassie.
Campione e dati osservativi: Il campione di EROs usato per
l’analisi è completo e consiste di 47 oggetti con R − Ks >5 e
Ks <20 presenti nell’area di 32.2 arcmin2 del CDFS coperta dalla
survey K20 (Cimatti et al. 2002). Usando lo spettrografo multi–
oggetto FORS2-VLT, sono stati ottenuti spettri molto profondi
(∼8h di posa) a media risoluzione per 29 di questi oggetti, per i
quali hanno fornito il redshift e la distribuzione di energia spettrale (SED). Per altri 18 oggetti sono stati ottenuti dei redshift
fotometrici usando fotometrie FORS1-VLT (BV RIz) e ISAACVLT (JHKs ). Le morfologie sono state stimate sulle immagini
ACS–HST, nelle quattro bande disponibili BV iz, sia visualmente
che in modo quantitativo fittando i profili di luminosità con la
legge di Sersic µ ∝ r1/n . Inoltre, per gli stessi oggetti sono state
ottenute osservazioni radio profonde con il VLA alle frequenze di
1.4 e 4.8 GHz.
Spettri e immagini ACS-HST degli
EROs dei diversi tipi
Risultati e prospettive: Dalla combinazione dei dati spettroscopici, fotometrici e morfologici, entro i margini di incertezza, gli
EROs si suddividono più o meno equamente in tre tipologie: (1)
galassie early-type (E/S0); (2) Spirali o simili; (3) Irregolari o
mergers (figura a sinistra). L’unico ERO radio-detected probabilmente ospita una AGN oscurato. I colori, i redshifts e le masse del
sotto-campione di EROs–E/S0 implicano un ampio intervallo nel
redshift di formazione di questi oggetti, con un valore minimo di
zF ∼2 (figura in basso). Con questo zF c’è tempo sufficiente per
formare sferoidi massicci e già vecchi a z ∼1.
Il prossimo passo sarà quello di estendere l’analisi morfologica a
tutti gli EROs presenti nei campi ACS che verranno presto rilasciati nell’ambito del progetto GOODS. Le proposte di follow-up
spettroscopici già presentate per questi campi consentiranno, anche in questo caso, l’analisi combinata della morfologia e della
SED, in funzione del redshift.
Colore (R − K) in funzione di z per gli EROs con morfologia early-type.
Le linee continue indicano i colori previsti per diversi z di formazione,
con τ =0.3 Gyr.
4.13
45
La relazione tra le proprietà galattiche e la sottostruttura degli ammassi di galassie
Ricercatori: Bianca M. Poggianti
Altri collaboratori: T.J. Bridges, M. Yagi, Y. Komiyama, D. Carter, B. Mobasher, S. Okamura, N.
Kashikawa
Tematica: Si tratta di una survey fotometrica e spettroscopica di galassie nell’ammasso della Coma,
l’ammasso di galassie ricco più vicino a noi. La peculiarità di questa survey à l’ampio range di magnitudini
galattiche studiate (7 mag), che permette per la prima volta di spingersi fino a studiare galassie nane in
ammasso fino a MB ∼ −14 e investigare cosı̀ gli andamenti di tutte le proprietà galattiche in funzione della
loro massa o luminosità.
Risultati: I risultati principali di questa survey sono contenuti in una serie di lavori che hanno presentato
i campioni fotometrici e spettroscopici, studiato le età e metallicità delle popolazioni stellari in funzione della
magnitudine e tipo di Hubble e in funzione dell’ambiente, e hanno investigato la dinamica delle popolazioni
di galassie nane e giganti. Due nuovi risultati sono usciti nel 2003: un’analisi della funzione di luminosità
(Mobasher et al.) e uno studio delle galassie post-starburst presenti in Coma (Poggianti et al.). Si è trovato
che esiste una forte correlazione tra la posizione delle galassie post-starburst e la sottostruttura nell’emissione
a raggi X del gas caldo dell’ammasso. Questo permette per la prima volta di identificare il meccanismo che
ha provocato il brusco cambiamento nell’andamento dell’attività stellare in queste galassie: l’impatto con
il mezzo intracluster, legato all’accrescimento recente di queste sottostrutture (=gruppi) nell’ammasso di
Coma.
Figura 25: Posizione delle galassie post-starburst rispetto alla sottostruttura X e alla mappa di temperatura X.
Galassie post-starburst “giovani” sono mostrate come simboli verdi, mentre i cerchi rosa rappresentano post-starbursts
osservati in una fase piu’ avanzata dell’evoluzione. I punti neri piccoli sono tutte le altre galassie nane di Coma nel
nostro campione. I residui in X-ray (Neumann et al., 2003) sono mostrati come contorni e chiaramente identificano due
sottostrutture (Western and Eastern substructures), oltre al picco Sud-Ovest di NGC4839 e all’eccesso di emissione
verso le due galassie centrali (NGC4874 and NGC4889). La mappa di hardness ratio e’ mostrata a colori. Le regioni
rosse corrispondono a temperature al di sotto degli 8 keV, giallo a kT > 8 keV e bianco a kT > 10 keV. Il rettangolo
(1 Mpc per 1.5 Mpc) mostra i limiti di uno dei due campi coperti dalla survey.
4.14
46
Le surveys WINGS: stato attuale e primi risultati
Ricercatori: G. Fasano, B. Poggianti, D. Bettoni
Altri collaboratori: M. D’Onofrio, E. Pignatelli, C. Marmo, J. Varela, M. Moles, P. Kjærgaard, W. Couch,
A. Dressler
Tematica: Le surveys WINGS (vedi relazione 2002) si propongono di studiare, nell’ottico/NIR, la struttura degli ammassi di galassie vicini e la loro cinematica, nonchè di caratterizzare con grande robustezza
statistica le proprietà fotometriche (ottico/NIR), morfologiche e spettroscopiche delle galassie d’ammasso
nell’Universo locale, in funzione delle proprietà dell’ammasso, della distanza dal centro e della densità locale.
Il progetto originale (WINGS) era quello di una survey fotometrica (B,V) a grande campo di un campione
completo di 78 ammassi nell’intervallo di redshift 0.04-0.07, con flusso (0.1-2.4 keV) FX ≥5×10−12 erg cm−2 s−1 .
Le osservazioni sono state completate sfruttando le camere CCD a grande campo INT-WFI ed ESO2.2-MPG.
Allo scopo di aggiungere preziose informazioni fisiche alla survey WINGS, si sta ora procedendo a realizzare
due diversi follow-up: (i) WINGS-SPE, una survey spettroscopica a media risoluzione delle galassie più
brillanti del campione WINGS, realizzata con gli spettrografi multi-fibra a grande campo WHT-WYFFOS
ed AAT-2dF; (ii) WINGS-NIR, una survey di fotometria a grande campo nel vicino infrarosso (J,K) delle
galassie del campione WINGS-SPE, realizzata con la nuova camera UKIRT-WFCAM.
Stato attuale e sviluppo: La survey WINGS ha prodotto la fotometria integrata per un totale di ∼3×105
galassie, fino ad una magnitudine V∼23.5, con limite di completezza a V∼22. Inoltre, la survey fornisce, in
modo automatico, la fotometria superficiale (GASPHOT) e la morfologia (MORPHOT) per un sottocampione di ∼4×104 galassie più grandi e brillanti, fino ad una magnitudine V∼22, con limite di completezza a
V∼20.5 (vedi figure sottostanti per MORPHOT).
La survey WINGS-SPE sta producendo, in un
sottocampione di ∼50 ammassi WINGS, il redshift ed i principali indicatori di popolazione
stellare per un totale di ∼1.5×104 galassie,
fino ad una magnitudine V∼20. La survey
WINGS-NIR produrrà la fotometria NIR(J,K)
integrata di ∼2×105 galassie (completezza a
K∼19.5) e la fotometria superficiale di ∼3×104
galassie (completezza a K∼18) nel campione di
ammassi WINGS-SPE.
Mappa morfologica dell’ammasso Abell 151. I colori
rosso, arancio, azzurro e blu si riferiscono a galassie
di tipo morfologico via via più avanzato. Le classificazioni morfologiche sono ottenute automaticamente
usando il software MORPHOT.
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.
47
Primi risultati: Usando un sotto-campione di 32 ammassi del campione WINGS sono state iniziate alcune analisi riguardanti la struttura degli ammassi nell’ottico, in particolare i loro profili di luminosità, le
corrispondenti relazioni di scala e le sottostrutture (vedi figure sottostanti).
Profilo di magnitudine integrata V entro aperture
circolari per Abell 85. La linea continua rappresenta
un fit con profilo di Sersic.
Confronto tra la relazione di Kormendy (<
µe >–Re ) delle galassie early-type e quella
analoga ottenuta per gli ammassi. Si noti la
quasi perfetta coincidenza delle rette di bestfit nei due casi.
a151.V
6000
4000
2000
Confronto tra le galassie early-type e
gli ammassi di galassie sul Piano Fondamentale (sopra) e sul piano Log(σ)–
Log(M/L). La linea rossa punteggiata
rappresenta il best-fit ottenuto con i soli
ammassi.
2000
4000
6000
Analisi delle sotto-strutture di Abell 151 ottenuta con
l’algoritmo DEDICA (Pisani 1996). Si confrontino
queste iso-dense con la mappa a pagina precedente.
4.15
48
EDISCS: the ESO Distant Cluster Survey
Ricercatori: Bianca M. Poggianti, Claire Halliday (Assegnista Post-Doc).
Altri collaboratori: Simon 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, P. Jablonka, G. Kauffmann, Y. Mellier, B. Milvang-Jensen, R.
Pello, S. Poirier, H. Rottgering, G. Rudnick, R. Saglia, P. Schneider, L. Simard, D. Zaritsky Finanziamenti: Progetto
Giovani CNR 2001; Fondo per gli Investimenti della Ricerca di Base 2004-2007
Tematica: Un obiettivo chiave dell’astrofisica moderna è capire come le galassie si formano ed evolvono e quali
fattori, intrinseci e ambientali, influenzano questa evoluzione. Gli ammassi di galassie sono ambienti ideali per investigare queste problematiche. Negli ultimi venti anni sono stati fatti progressi enormi nella comprensione dell’evoluzione
galattica in ammassi da z=0.5 ad oggi, ma solo negli ultimi anni è diventato possibile spingersi a redshift e epoche
ancora più distanti, con l’utilizzo di telescopi da 8 metri e la nuova Advanced Camera sull’HST. L’obiettivo di questa
ricerca è di studiare le caratteristiche (attività di formazione stellare, tipi morfologici, masse e luminosità) delle galassie
in ammassi ad alto redshift (10 ammassi a z=0.8 e altri 10 a z=0.5). EDisCS (ESO Distant Cluster Survey) è stato
approvato come Large Project dall’ESO con 39 notti di fotometria e spettroscopia con lo spettrofotometro FORS2 al
Very Large Telescope e 20 notti con l’imager SOFI al New Technology Telescope. Il progetto ha inoltre ottenuto 80
orbite con l’Advanced Camera for Surveys sull’Hubble Space Telescope nel Ciclo 11.
Risultati: Nel 2003 è stata completata la compagna di osservazioni spettroscopiche, ad esclusione delle ultime tre
notti di VLT che si svolgeranno a marzo 2004. L’analisi scientifica ha prodotto una serie di risultati: la compilazione
di cataloghi spettroscopici pubblici e la loro analisi per determinare le dispersioni di velocità e le caratteristiche
di sottostruttura dei primi cinque ammassi (Halliday et al., Fig. 27); un’analisi dettagliata della relazione coloremagnitudine a z=0.8, che ha rivelato un forte deficit di galassie rosse e deboli sulla sequenza colore-magnitudine (De
Lucia et al., vedi Fig.27); un’analisi del contenuto morfologico degli ammassi a z ∼ 0.7 − 0.8 sulla base delle immagini
HST (Vandana et al., vedi Fig.26); funzioni di luminosità, stime di formazione stellare, misure delle masse dei clusters
a partire dal weak lensing, studio delle masse galattiche e altri lavori sono in fase di preparazione.
Figura 26: Immagine ACS/HST della regione centrale di un ammasso EDisCS a z=0.7.
49
Figura 27: (Sinistra) Istogramma dei redshifts ottenuti nel campo dell’ammasso cl1054-11, da Halliday et al. (2004).
Il pannello in alto mostra in dettaglio la regione centrata sul redshift dell’ammasso. (Destra) Diagramma coloremagnitudine delle galassie dell’ammasso cl1054-11, da De Lucia et al. (2004). Simboli neri sono galassie dell’ammasso
con spettri privi di righe in emissione. Le croci sono galassie dell’ammasso con righe di emissione. La relazione che
meglio fitta la sequenza di galassie rosse è tracciata con una linea intera. I simboli colorati rappresentano due famiglie
di modelli spettrofotometrici.
4.16
50
Analisi multi-frequenza della variabilità radio dei blazar
Ricercatori: G. De Zotti e C. Bongardo
Altri collaboratori: A. Ciaramella, H.D. Aller, M.F. Aller, A. Lähteenmaki, G. Longo, L. Milano, R. Tagliaferri, H.
Teräsranta, M. Tornikoski, S. Urpo
Tematica: I blazar sono nuclei galattici attivi che mostrano estrema variabilità a tutte le lunghezze d’onda, polarizzazione, intensa emissione γ, temperature di brillanza che eccedono il limite Compton. Studi della loro varibilità
possono dare informazioni chiave sulla struttura, la fisica e la dinamica della regione irradiante, a scale non raggiungibili neppure con l’interferometria. Tra le più estese campagne di monitoraggio a frequenze radio ricordiamo quella
dell’Università del Michigan (UMRAO; più di 200 sorgenti monitorate a 4.8, 8 e 14.5 GHz sin dalla fine degli anni ’60)
e quella del gruppo di Metsähovi (157 radio sorgenti monitorate per più di vent’anni a 22, 37 e 87 GHz).
Risultati: Abbiamo analizzato le curve di luce prodotte dai gruppi UMRAO e di Metsähovi applicando un nuovo
metodo per la ricerca di periodicità e calcolando l’indice di varibilità e la funzione di struttura per ciascun oggetto. Per
3 sorgenti (ma non per OJ287, per cui è stata trovata periodicità nell’ottico) abbiamo trovato indicazioni molto significative di periodicità. Abbiamo individuato una differenza statisticamente significativa nella distribuzione dell’indice
varibilità tra BL Lac e quasar a spettro radio piatto: i BL Lac sono più variabili. Inoltre abbiamo evidenziato come
l’indice di varibilità aumenti con l’aumentare della radio frequenza considerata.
source plot
sinusoid plot
5
4
3
Amplitude
2
1
0
−1
−2
−3
−4
2.44
2.442
2.444
2.446
JDs
2.448
2.45
2.452
6
x 10
Figura 28: A sinistra: effetto della variabilità sui conteggi di FSRQ (linea continua) e BL Lac (linea tratteggiata). Per
ciascuna popolazione le linee più in alto si riferiscono a 37 GHz, quelle più in basso a 100 GHz. A destra: esempio di
possibile periodicità a 14.5 GHz per BL Lac (2200+420).
4.17
51
Proprietà di polarizzazione delle radio sorgenti ad alta frequenza
Altri collaboratori: R. Ricci, C. Gruppioni, I. Prandoni, R. Sault
Tematica: Misure di polarizzazione delle radio-sorgenti ad alta frequenza, dove sia l’auto-assorbimento di sincrotrone che la rotazione Faraday sono trascurabili, forniscono informazioni uniche sulla struttura del campo magnetico
nella regione emittente. Tali misure sono essenziali anche per stimare la contaminazione delle mappe di polarizzazione
del fondo cosmico di microonde dovuta alle radio-sorgenti.
Risultati: si sono effettuate misure polarimetriche a 18.5 GHz con l’Australia Telescope Compact Array (ATCA)
di 250 delle 258 sorgenti extragalattiche con δ < 0 del campione completo al flusso limite di 1 Jy a 5 GHz (Kühr e
al. 1981). Le distribuzioni del grado di polarizzazione per le sorgenti a spettro ripido e per quelle a spettro piatto
sono mostrate in figura. I risultati indicano che le fluttuazioni di polarizzazione dovute alle sorgenti extragalattiche si
collocano verso la parte bassa dell’intervallo stimato da Mesa e al. (2002).
Figura 29: Distribuzioni del grado di polarizzazione a 18.5 GHz per le sorgenti a spettro piatto (a sinistra) e a spettro
ripido (a destra) del campione di Kühr e al. (1981). Il valore mediano del grado di polarizzazione è del 2.7% per le
sorgenti a spettro piatto e del 4.8% per quelle a spettro ripido.
4.18
52
I quasar come indicatori di distanza
Ricercatori: P. Marziani, M. Calvani
Altri collaboratori: J. W. Sulentic (U. of Alabama) R. Zamanov (John Moores Univ.), D. Dultzin (IA-UNAM), R.
Bachev (U. of Alabama), M. Della Valle (Arcetri)
Tematica: L’utilizzo dei quasars come indicatori di distanza è stato frustrato in passato dalla grande dispersione
nella luminosità di questi oggetti, e 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, attraverso un’analisi dei parametri spettroscopici con il metodo delle componenti
principali, due insiemi di correlazioni particolarmente robusti: le cosidette correlazioni legate all’ Autovettore 1, e quelle
legate all’ effetto Baldwin (anticorrelazione tra larghezza equivalente delle righe di alta ionizzazione e luminosità del
continuo). Lo scopo del progetto è di sfruttare queste relazioni per ottenere un valore della densità di energia associata
alla materia oscura ΩM e alla costante cosmologica ΩΛ (o del parametro di decelerazione q0 qualora appropriato).
Risultati: Questo studio è attualmente nelle sue fasi preliminari. Stiamo seguendo tre linee principali di ricerca:
la prima è di costruire una mappa tridimensionale di parametri osservazionali da misure molto accurate; la seconda di
collegare questo spazio osservativo ad uno spazio fisico dei parametri fondamentali di sistemi in accrescimento come
gli AGN, quali la massa del buco nero, il rapporto di Eddington, ed un angolo di orientazione. Inoltre, attraverso
l’impiego di spettri VLT/ISAAC di S/N elevato (>20), stiamo verificando che alcuni parametri legati alle righe di
bassa ionizzazione (serie di Balmer dell’idrogeno e righe del Fe+ ) siano effettivamente indipendenti dalla luminosià
per quasar a redshift intermedio 1 < z < 2. Abbiamo effettuato dei test preliminari per verificare la dispersione dei
quasar nel diagramma di Hubble on la luminosità calcolata sulla base del metodo dell’Autovettore 1 (diagramma 3D
osservativo → diagramma 3D fisico). Per il momento non abbiamo ottenuto risultati significativi, ma contiamo di
migliorare la “mappatura” dei due spazi nel corso del 2004, anche attraverso un’ accurata calibrazione delle relazioni
impiegate utilizzando la luminosità dei quasar di redshift basso.
Figura 30: A sinistra: Analisi di spettri VLT/ISAAC di quasar di redshift intermedio. Il rapporto S/N simile ai
dati ottici permette un’accurata decomposizione e misura dei parametri del cosidettoi “Autovettore 1.” A destra:
Diagramma ottico dell’Autovettore 1, cioè FWHM della componente larga di Hβ vs. rapporto di larghezza equivalente
del blend del FeII centrato a 4570 Å ed Hβ (componente larga). I quasar di redshift intermedio si distribuiscono nella
stessa regione dei quasar di redshift basso, suggerendo una sostanziale indipendenza dalla luminosità.
4.19
53
Parametri Osservativi & Struttura dei Nuclei Galattici Attivi
Ricercatori: P. Marziani, M. Calvani
Altri collaboratori: J.W. Sulentic (U. of Alabama) R. Zamanov (John Moores Univ), D. Dultzin (IA-UNAM), 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. 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. Ciò anche al fine di poter spiegare la relazione tra nuclei attivi radio-forti
(core e lobe-dominated) e radio quieti, che risulta essere particolarmente enigmatica.
Risultati: L’obiettivo finale è poter risalire ai parametri fisici direttamente dallo spettro ottico ed UV osservato,
ed è ancora da raggiungere. Nel corso del 2003 abbiamo però conseguito alcuni risultati interessanti. Tra di essi vi è
stata la ulteriore conferma che la struttura della regione di emissione delle righe larghe sembra essere dipendente da
un valore critico del rapporto di Eddington. Abbiamo pubblicato un atlante di oltre 200 AGN di basso redshift con
risoluzione sufficiente per poter studiare il profilo della componente larga di Hβ. Utilizzando questo atlante, abbiamo
definito accuratemente un range tipico di parametri osservativi per gli AGN radio forti, ed abbiamo potuto imporre dei
vincoli tipici sulla massa del buco nero e sul rapporto di Eddington per questa classe di oggetti. Abbiamo analizzato
gli spettri dell’archivio di Hubble Space Telescope per studiare le proprietà delle righe di alta ionizzazione. Da questo
studio è emersa un’ ulteriore, importante dipendenza dal rapporto di Eddington delle proprietà spettrali UV. Sembra
che anche dalle proprietà dei profili delle righe di alta ionizzazione si debba ricorrere a due popolazioni di AGN con
differente struttura delle regioni di emissione.
Figura 31: A sinistra: i parametri ottici dell’Autovettore 1 in funzione del rapporto flusso radio/ flusso ottico. Oggetti
radio forti e radio quieti si distribuiscono su intervalli differenti dei due parametri. A destra: cambiamento del profilo
della componente larga di Hβ in funzione del rapporto di Eddington (∝ L/M) e della massa M del buco nero; i profili
differiscono ad alto e basso L/M.
4.20
54
Declino della densità dei quasar luminosi tra z = 2 e z = 4
Altri collaboratori: M. Vigotti, R. Carballo, C.R. Benn, R. Fanti, J.I. Gonzalez Serrano, K.-H. Mack, J. Holt
Tematica: È ben noto che la densità spaziale dei quasar brillanti aumenta di un fattore ≈ 100 tra z = 0 e z = 2,
per raggiungere un massimo a z ' 2.5 e decrescere a z maggiori. I dati della Sloan Digital Sky Survey (SDSS),
che hanno consentito di spingere l’esplorazione del fenomeno “quasar” fino z > 6, hanno però evidenziato indizi di
un diverso comportamento evolutivo alle diverse luminosità, nel senso che la decrescita della densità al crescere del
redshift è meno rapida per gli oggetti più luminosi. Anche se l’emissione radio è presente solo per una piccola frazione
dei quasar, la selezione in questa banda ha notevoli vantaggi perchè riduce fortemente la contaminazione dei campioni
da parte delle stelle e non è influenzata da oscuramento e arrossamento da polveri. Inoltre è interessante verificare se
il rapporto tra quasar radio-attivi e radio-quieti varia con z anche per ottenere informazioni sull’origine dell’attività
radio.
Risultati: È stato definito un nuovo campione completo di 13 quasar radio con redshift nell’intervallo 3.8 < z < 4.5
e di alta luminosità ottica e radio (MAB (1450Å)< −26.9 e log P1.4GHz (W Hz−1 ) > 25.7), ottenuto correlando la survey
radio FIRST col catalogo ottico APM. Si è trovato che la densità di questi quasar è minore di un fattore 1.9 ± 0.7 di
quella trovata a z = 2 per gli stessi intervalli di luminosità radio e ottica e che la frazione di quasar radio attivi non
è variata tra z = 2 e z = 4. Come indicato dai dati SDSS, la decrescita della densità di quasar di alta luminosità tra
z = 2 e z = 4 è decisamente minore di quella osservata per campioni comprendenti oggetti meno luminosi, che risulta
essere di circa un fattore 10.
-6
Z = 2.15
LF (2dF)
-7
-8
Z = 4.2
LF
Z = 4.3 LF (SDSS)
-9
-10
-25
-26
-27
-28
-29
-30
Figura 32: Stima della funzione di luminosità cumulativa dei quasar di alta luminosià a z ∼ 4.2, derivata dal nostro
campione selezionato nel radio (circoletti pieni; le barre di errore tipiche sono mostrate per 2 punti) confrontata con
i risultati SDSS per z = 4.3 (regione tratteggiata che corrisponde all’intervallo di ±1σ). La linea continua mostra
la funzione di luminosità cumulativa ottenuta integrando la funzione di luminosità nell’intervallo 2.0 < z < 2.3 dalla
survey 2dF (Boyle et al. 2000); la curva tratteggiata corrisponde al loro modello di best fit.
4.21
55
Effetto Sunyaev-Zeldovich indotto da attività nucleare in galassie
Altri collaboratori: A. Cavaliere, A. Lapi
Tematica: L’effetto Sunyaev-Zeldovich (SZ) termico è un potente indicatore del contenuto di energia termica del
mezzo interstellare e intergalattico caldo. Finora i segnali SZ sono stati misurati in numerosi ammassi di galassie e sono
generalmente consistenti con quanto previsto nel caso di plasma caldo in equilibrio idrostatico con la buca di potenziale
gravitazionale. I gruppi di galassie, tuttavia, sono meno luminosi in raggi X ed hanno temperature del plasma più
alte (e quindi densità più basse) di quanto ci si aspetti dalle semplici leggi di scala che si applicano nello scenario del
clustering gerarchico. La spiegazione di questi dati è ancora oggetto di dibattito. Le ipotesi avanzate comprendono un
forte raffreddamento del plasma oppure l’iniezione di considerevoli quantità di energia non-gravitazionale, per effetto
di esplosioni di supernove o di attività da parte dei nuclei attivi presenti nelle galassie. L’effetto SZ può fornire un
test per discriminare tra le varie alternative.
1
0.1
1
0.01
0.1
- ∆Tµw (mK)
Risultati: È stato esplorato l’effetto dell’energia iniettata nel gas circostante da onde d’urto generate da nuclei
galattici attivi. Le onde d’urto cambiano la distribuzione di densità e temperatura del gas e possono arrivare ad
espellerlo, cosicchè, quando vengono recuperate le condizioni di equilibrio, il gas si trova a temperatura maggiore
mentre la sua densità e luminosità X sono minori, come osservato. Nella fase transiente corrispondente al passaggio
dell’onda d’urto l’effetto SZ è amplificato di un fattore significativo, come illustrato dalla figura. L’osservazione di
questa fase transiente può quindi dare informazioni dirette dell’effetto dei nuclei attivi sulla storia termica dei barioni
nelle galassie e nei gruppi di galassie.
0.01
- ∆Tµw (mK)
galaxy fraction
0.1
z = 2.5
z = 1.5
0.01
z = 0
Data from:
Zhang & Wu (2000)
Reese et al. (2002)
3/2
yg ∝ Tv
0.001
0.2
0.5
1
10
kTv (keV)
Figura 33: Segnali SZ in funzione della temperatura del viriale di galassie, gruppi e ammassi. La linea punteggiata
corrisponde all’equilibrio con la buca di potenziale a z = 0. La regione ombreggiata corrisponde ai segnali SZ attesi
tenendo conto del riscaldamento del gas da parte delle supernove. Le linee spesse corrispondono al caso di riscaldamento
da nuclei attivi con MBH = 109 M¯ per due valori del rapporto tra energia che va in riscaldamento del gas ed energia
emessa dai nuclei attivi: f = 3 × 10−2 (linea continua) o f = 10−1 (linea tratteggiata). Rettangolo: segnale SZ da un
gruppo a z = 1.5, nel caso MBH = 109 M¯ e f = 5 × 10−2 . Ovali: effetto SZ per una galassia massiccia a z = 2.5,
nel caso che l’energia iniettata dal nucleo attivo sia pari all’energia di legame (ovale aperto) o a 3 volte l’energia di
legame (ovale pieno); il riquadro piccolo dà una stima della statistica di questi segnali.
4.22
56
Proprietà ed evoluzione delle galassie ospiti di nuclei attivi
Ricercatori: R. Falomo
Altri collaboratori: A. Treves (Insubria,CO), J. Kotilainen (Turku,FIN), R. Scarpa (ESO)
Tematica: La notevole evoluzione cosmica dei quasars, e la scoperta di buchi neri di grande massa nei nuclei di
galassie vicine non attive, portano a sviluppare un unico scenario per la formazione ed evoluzione delle galassie e
dell’attività che si manifesta nei loro nuclei. In questo contesto è di fondamentale importanza conoscere le proprietà
globali (morfologia, potometria e struttura) che caratterizzano le galassie attive. Il confronto di queste proprietà con
quelle delle galassie che non manifestano attività nucleare in varie epoche cosmiche (differenti redshift) permette quindi
di determinare vincoli diretti ai modelli di evoluzione congiunta di galassie e nuclei attivi.
Risultati: Nella prima parte di questo programma (oggetti con z < 2) abbiamo ottenuto immagini per 17 quasar
con diverse caratteristiche di luminosità ottica e radio. La qualità dei dati e la omogeneità del campione consente di
valutare per la prima volta in modo affidabile l’andamento delle proprietá globali di quasar radio loud e radio quiet
tra z=1 e z=2. L’analisi di questi dati mostra che entrambi i tipi di quasar si trovano in galassie di grande massa
(luminosità ∼ 2– 5 L∗ ) che seguono una evoluzione passiva (vedi Figure). Le galassie dei quasar radio loud sono
sistematicamente più luminose di quelle dei radio quiet e la differenza non dipende dall’epoca cosmica. Non vi sono
evidenze di una sensibile diminuzione di massa delle galassie (almeno fino z ∼ 2), come sarebbe previsto dai modelli
standard di formazione gerarchica delle strutture galattiche, ed in accordo con i risultati recenti sulle proprietà delle
ellittiche ad alto redshift.
Per la seconda parte del programma (oggetti con 2< z < 3) abbiamo ottenuto le prime osservazioni con VLT e
ottica adattiva. L’analisi di questi dati é ora in corso.
Figura 34: Sinistra: Magnitudine assoluta (banda K) delle galassie ospiti di quasar osservati con VLT in funzione
del redshift. RLQs (cerchi pieni) RQQs (cerchi vuoti). Le linee rappresentano l’evoluzione aspettata per una galassia
ellittica con luminosità pari a M∗ , M∗ -1 and M∗ -2. pe confronto sono riportati anche i dati di 4 RLQ (filled squares)
and 5 RQQ (open squares) a z∼ 1.9 dallo studio fatto con HST da Kukula et al 2001 e da Ridway et al per 3 RQQ
(triangoli). ( H=50 Ωm = 0.3 ΩΛ = 0. ) Destra: L’evoluzione della luminosità delle galassie di quasars da z=0 a z=2
derivata da vari studi di quasars confrontata con quella prevista per galassie ellittiche (linee). Sia gli oggetti radio
(RLQs; simboli pieni) sia i radio quieti (RQQ; simboli vuoti) sembrano seguire l’andamento di evoluzione passiva per
ellittiche di grande massa (e luminosità). Ogni punto rappresenta il vaore medio (in redshift e luminosità) per vari
intervalli di redshft.
4.23
57
Modello di formazione congiunta di elittiche e quasar
Ricercatori: G.L. Granato, G. De Zotti, A. Bressan
Altri collaboratori: L. Danese, L. Silva
Tematica: Le modalità di formazione ed evoluzione della componente sferoidale (bulges ed ellittiche) delle galassie
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 sub-millimetriche e survey profonde in banda K, correlazione colore-magnitudine) non risultavano
riproducibili dai modelli precedenti. I modelli sono comunque molto approssimati, in quanto processi assai rilevanti
che coinvolgono la componente barionica, come la formazione stellare ed il conseguente feed-back, sono determinate
da scale ben al di sotto della risoluzione delle simulazioni. Quindi, questi processi sono introdotti utilizzando rozze
prescrizioni analitiche. Fra le altre cose viene dato per scontato 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, ovvero diversi Gyr.
Viceversa le proprietà sopra ricordate sembrano più consistenti con uno scenario di tipo monolitico, 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.
Tuttavia, sino ad oggi un quadro del genere non era mai stato sviluppato nel dettaglio in un modello di formazione
delle galassie in ambito cosmologico.
Risultati: Abbiamo sviluppato un nuovo modello di tipo 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.
Figura 35: Confronto tra le predizione del nostro modello e la relazione tra dispersione di velocità e massa del SMBH
(sinistra), i conteggi delle galassie SCUBA (centro) e la funzione di luminosità delle galassie ellittiche.
4.24
58
Connessioni tra materia luminosa ed oscura
Ricercatori: P. Mazzei
Altri collaboratori: A. Curir (OATO), G. Murante (OATO) Tematica: La prima parte del progetto prevede l’analisi
delle proprietà evolutive, chemo-dinamico-fotometriche, di modelli di galassie derivanti dal collasso isolato di sistemi
composti di gas e materia oscura, con condizioni iniziali consistenti con il modello 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. Si utilizza per questo un codice SPH (Smooth Particle Hydrodynamic) che include, in modo autoconsistente, il
calcolo dell’evoluzione chimica del gas e quello, chemo-fotometrico, della distribuzione spettrale di energia (SED) delle
stelle, dall’UV fino ad 1 mm comprendendo quindi anche l’effetto delle polveri (Curir e Mazzei, 1999 New Astr, 4, 1;
Mazzei e Curir, 2003). La seconda parte del progetto prevede l’estensione di queste simulazioni in quadro interamente
cosmologico. Il primo stadio riguarda lo studio della stabilità di dischi stellari di diversa massa e parametro di Toomre,
entro un alone cosmologico di materia oscura non dissipativa.
Risultati: Mazzei e Curir (2003) e Mazzei (2003) evidenziano importanti connessioni tra materia oscura e luminosa
che gettano luce su alcuni aspetti finora molto critici in simulazioni gerarchiche. Simulazioni effettuate anche al variare
della risoluzione (numero di particelle iniziali), rivelano come il tasso di formazione stellare e le proprietà dinamiche
del sistema stellare risultante, dipendano dalle proprietà globali del sistema, ossia dalla massa di materia oscura, dal
suo stato dinamico e geometria, oltre che da quelle locali, legate al ruolo dei processi dissipativi e dipendenti quindi dal
gas e dal rapporto tra la materia barionica e quella oscura . Si ricavano cosı́ 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) (Fig. 4.24). Non emergono particolari vincoli per la formazione di
sistemi early-type che appaiono comunque piú favoriti all’ aumentare di detto rapporto mentre galassie nane risultano
piú probabili ai limiti inferiori dello stesso intervallo.
Figura 36: Morfologie x-y, y-z ed x-z, in banda K di un modello con Mtot = 2.e11 m¯ (a sinistra) e Mtot = 2.e12 m¯
(a destra) con rapporto tra materia oscura e barionica 0.1.
I risultati della seconda parte del progetto mostrano che, indipendentemente dalle proprietà del disco, 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’instabilità gravitazionale nelle regioni piú interne alimenta l’instabilità
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 (Curir e Mazzei 1999). 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 (4.24). Si dimostra cosı́ l’importanza di un quadro interamente
cosmologico per una corretta comprensione dell’ instabilità di barra e della formazione di un bulge di questo tipo.
Figura 37: Morfologie face-on, side-on and edge-on di un disco stellare con Q=0.5 (sinistra) e 1.5 (destra) immerso a
z=2 in un alone cosmologico con massa pari a 3 volte quella del disco, entrambi evolventi in un universo ΛCDM.
4.25
59
Modelli chemo-spettro-fotometrici di galassie
Ricercatori: A. Bressan, G.L. Granato
Altri collaboratori: L. Danese (SISSA), L. Silva (OATS), P. Panuzzo (SISSA)
Tematica: Il gruppo di sintesi di popolazione si occupa dei modelli spettro-fotometrici di galassie per lo studio
della storia globale della formazione stellare nell’Universo. I modelli di evoluzione spettro-fotometrica permettono di
collegare le proprietà osservate delle galassie (magnitudini, colori, spettri) ai loro costituenti interni quali il numero,
l’età e la metallicità delle stelle e il contenuto di gas e polvere ancora presente. La determinazione accurata di queste
proprietà si basa sui differenti fenomeni fisici associati alle diverse componenti che costituiscono la galassia. La presenza
di stelle giovanissime è riconoscibile da tipiche righe di emissione prodotte dal gas circostante ionizzato. L’effetto della
polvere è quello di assorbire parte della luce ultravioletta emessa dalla componente giovane e di riemetterla nel medio
(5µm-25µm) e lontano (25µm-250µm) infrarosso. Le stelle di età intermedia si riconoscono per la dominanza delle
righe spettrali di assorbimento dell’idrogeno. La componente stellare vecchia domina la luce nel vicino infrarosso
(1µm-2µm) e dà origine a caratteristiche ben individuabili nello spettro di una galassia, quali le righe di assorbimento
di alcuni metalli.
Un modello spettro-fotometrico viene ottenuto a partire dalla ”storia” della formazione stellare, ossia dal numero
di stelle di varia massa, età e metallicità. Questo viene fornito da un codice di evoluzione chimica che simula i vari
processi di formazione stellare all’interno di una galassia. L’emissione delle varie componenti viene poi assemblata
entro un modello ”geometrico” di distribuzione di stelle, gas e polvere (GRASIL, Silva et al. 1998).
Risultati: Obiettivo primario del gruppo che si occupa di sintesi di popolazione è di fornire modelli spettrofotometrici adeguati allo sviluppo corrente delle tecnologie osservative da terra e dallo spazio. Ciò si traduce una
visione il più possibile pancromatica delle galassie, che possa meglio caratterizzare l’insieme dei fenomeni fisici presenti
e passati occorsi durante la loro evoluzione.
Il risultato sono modelli spettro-fotometrici che predicono la distribuzione spettrale di energia luminosa dal lontano
ultravioletto, fino alla banda radio (Panuzzo et al. 2003). Questi modelli vengono utilizzati per analizzare osservazioni
in bande differenti o predire osservazioni su bande ancora inesplorate.
Figura 38: Modello spettro-fotometrico di una galassia a disco all’età di 10 miliardi di anni, dal lontano ultravioletto
alle lunghezze d’onda radio. È evidenziato il contributo all’emissione delle diverse componenti: quello stellare non
estinto, le righe di emissione, l’assorbimento (a corte lunghezze d’onda) e successiva riemissione ( nell’infrarosso) della
polvere in nubi molecolari e l’emissione della polvere diffusa (i ”cirri”).
4.26
60
Formazione stellare negli starbursts oscurati
Ricercatori: A. Bressan, G.L. Granato
Altri collaboratori: S. Berta, M. Clemens, A. Franceschini, J. Fritz, O. Prouton (UNIPD), L. Silva (OATS), D.
Rigopoulou (MPI, D), D. Mayya & J.R. Valdes (INAOE, Mex)
Tematica: La comprensione della storia della materia barionica nell’Universo è complicata dalla difficoltà di convertire la luminosità osservata nelle galassie in tasso di formazione stellare, ai diversi redshifts. A ciò contribuiscono
differenti effetti, tra i quali i più importanti sono l’attenuazione di parte o tutta la luce delle stelle giovani da parte
del materiale assorbente all’interno della galassia in esame, il contributo alla luminosità dovuto all’accrescimento di
materia sul buco nero centrale (AGN) e l’impossibilità di ottenere delle accurate stime della distanza (redshift) per gli
oggetti oscurati.
Utilizzando la tecnica della sintesi di popolazione abbiamo analizzato le distribuzioni di energia spettrali (SED)
di galassie infrarosse ultraluminose (vedi Figura). Anche se in alcuni casi è richiesta la presenza dell’AGN (Berta et
al 2003) tutte le SED risultano consistenti con una intensa formazione stellare tutt’ora in corso (Prouton et al. 2003).
Analoghe conclusioni valgono per alcune sorgenti infrarosse (e.g. IRAS20100-4156 con L=5×1012 L¯ ) quasi totalmente
oscurate anche nel vicino infrarosso, nella riga Paschen-α (J.R. Valdes et al. 2003). I risultati indicano anche che i
modelli applicati possono essere utilizzati per una migliore determinazione dei redshifts delle sorgenti oscurate distanti.
In galassie infrarosse di luminosità intermedia (simili a M82) l’effetto della polvere è minore ed il tasso di formazione
stellare è ben vincolato dalle osservazioni ottiche. La luminosità di questi starbursts è in realtà dominata dallo sferoide
vecchio (Mayya et al. 2004).
Figura 39: Sinistra: mappa radio (22.46GHz) della sorgente infrarossa ultraluminosa e compatta IRAS08572+3915,
ottenuta con il VLA. Destra: fit della distribuzione spettrale di energia (linea continua superiore). Nelle bande J,
H, K è evidente il contributo dell’AGN (linea punteggiata) che può 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 luminosità della galassia è 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. 2003). La linea
continua inferiore mostra il contributo del disco quiescente.
5
61
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’OAPd 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 Galattici (ed in galassie vicine), Nuclei Galattici Attivi e supernovae interagenti con il mezzo circumstellare. In
particolare, l’attività è attualmente suddivisa in quattro progetti finalizzati aventi ad oggetto:
• lo 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;
• l’analisi dell’emissione X in supernovae interagenti con il mezzo interstellare, le proprietà dei progenitori e la
storia della perdita di massa durante le ultime fasi evolutive delle stelle massive;
• lo studio dei fenomeni energetici in nane bianche in accrescimento;
• il calcolo dei profili delle righe di emissione da dischi di accrescimento attorno a buchi neri supermassivi.
Nonostante le limitate risorse umane impiegate, l’attività in questo settore ha una sua consistenza ed identità ben
definite come testimoniato anche dai finanziamenti (COFIN-2002-027145; CNR/ASI n. I/R/073/02) e dal tempo di
osservazione (∼ 100 ksec con XMM-Newton in AO2 e AO3) ottenuti nell’ultimo biennio. Alcune di queste attività
sono complementari a quelle svolte in altri settori e si integrano proficuamente con esse.
Nella schede seguenti sono schematicamente riporate le tematiche ed alcuni dei principali risultati ottenuti nel
corso del 2003 dai gruppi di ricerca che lavorano in questo settore all’OAPd
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), M. Chieregato (Univ. Insubria), L.
Foschini (IASF/CNR Bologna), P. Kaaret (CfA, Cambridge, MA, USA), R. Di Stefano (CfA, Cambridge, MA, USA),
L. Nobili (Univ. Padova), A. Treves (Univ. Insubria), R. Turolla (Univ. Padova)
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 isolated neutron
stars, black hole candidates Galattici e ultraluminous X-ray 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: Nel corso del 2003 l’attività di ricerca ha continuato ad incentrarsi sull’analisi delle ULXs e dei relativi
processi di emissione. Lo studio della ULX NGC 1313 X-2, nella omonima galassia, si è arricchito dei dati XMMNewton EPIC-pn e Chandra ACIS-S. Lo spettro XMM ha confermato la natura binaria di NGC 1313 X-2, mostrando
62
che l’intensa emissione X è generata per accrescimento su di un buco nero di massa intermedia (M ≥ 100M¯ ),
e ha evidenziato la presenza di righe di emissione X di elementi prodotti nella nucleosintesi esplosiva (Figura 1).
L’eccezionale risoluzione spaziale dell’immagine Chandra (0.700 ) ha consentito inoltre di identificare un oggetto di
R ' 21.6, dall’apparenza puntiforme quale probabile controparte ottica (Figura 2).
Il progetto si è ulteriormente ampliato con l’analisi spettrale dettagliata dei dati XMM-Newton di NGC 1313 X-1,
molto vicina al nucleo ottico della galassia ospite, che mostra caratteristiche simili a NGC 1313 X-2. Anche nello
spettro di NGC 1313 X-1 sono state osservate righe di emissione di prodotti della nucleosintesi (Figura 1). Questa
circostanza ed il fatto che queste sorgenti sono immerse in nebulose ottiche ad emissione fanno ritenere che esse siano
fisicamente legate a regioni di intensa formazione stellare costituite da stelle giovani e massicce.
Figura 40: Spettri in banda X [0.2–10.0 keV] di NGC 1313 X-1 (a sinistra) ed NGC 1313 X-2 (a destra) nella omonima
galassia, ad una distanza di circa 3.7 Mpc (Mucciarelli et al. 2004, ApJ, sottomesso). Lo spettro X è stato ottenuto
dall’analisi di dati d’archivio XMM-Newton, dopo aver filtrato i periodi di intensa attività solare. Il modello utilizzato
per il fit spettrale è in entrambi i casi costituito da: (a) una legge di potenza e un modello standard di disco di
accrescimento corretti per assorbimento interstellare; (b) alcune componenti gaussiane per le features in emissione più
significative. Tali features sono state identificate con righe di emissione di Ossigeno (0.6 keV), Silicio (1.8 keV), Zolfo
(2.4 keV) e Calcio (4.1 keV). Nello spettro di NGC 1313 X-1 è presente anche una feature non identificata a 4.7 keV.
L’introduzione delle componenti gaussiane migliora il fit in modo statisticamente significativo (livello di confidenza 3.4
e ∼ 2σ, rispettivamente per NGC 1313 X-1 and X-2). Le larghezze equivalenti delle righe sono <
∼ 100–200 eV. Questo
tipo di features viene osservato tipicamente nello spettro X di supernovae interagenti con il mezzo circumstellare e
supernova remnants.
5.2
Emissione X in supernovae interagenti: storia della perdita di massa dei progenitori
Ricercatori: L. Zampieri, M. Turatto, S. Benetti, A. Pastorello, P. Mucciarelli
Altri collaboratori: E. Cappellaro (OAC)
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. Supernovae che mostrano questo tipo di fenomenologia sono classificate osservativamente come
tipo IIn perché mostrano righe di emissione molto strette dell’idrogeno negli spettri ottici.
63
Figura 41: Immagine in banda R della ULX NGC 1313 X-2 (Zampieri et al. 2004, ApJ, in stampa). L’immagine è
stata ottenuta con il telescopio di 3.6m dell’ESO (filtro R#642). Sono riportati i cerchi d’errore X di ROSAT, XMMNewton e Chandra, (600 , 400 ed 1.400 , rispettivamente). La precisione dell’astrometria dei dati Chandra ha permesso
di escludere la sorgente A, visibile al bordo del cerchio d’errore di XMM, quale controparte e di identificarne una
nuova, di magnitudine R ' 21.6 (oggetto C). Se dovesse trattarsi di una singola stella, la compagna del buco nero, si
tratterebbe di un oggetto di ∼ 10M¯ .
Fenomeni di interazione delle ejecta di una supernova con il mezzo circumstellare sono relativamente frequenti
in progenitori massivi (M > 20 M¯ ). Ma solamente 14 supernovae 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, in press).
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.
Risultati: Abbiamo osservato la supernova interagente SN 1995N con XMM-Newton il 27 luglio 2003 (Observation
Id 0149620201). È la prima volta che questa supernova fortemente interagente viene osservata con un satellite di ultima
generazione. Sono state richieste ed ottenute osservazioni (quasi) simultanee (ottiche e infrarosse) con il telescopio
VLT dell’ESO. L’analisi dei dati X e ottici è attualmente in corso. I risultati preliminari rivelano che anche in questa
supernova sono presenti righe di emissione X prodotte da elementi sintetizzati nell’esplosione. Attualmente stiamo
identificando le righe spettrali e analizzando le abbondanza relative ricavate dall’analisi delle larghezze equivalenti per
determinare l’intervallo probabile di massa del progenitore della supernova.
64
Figura 42: Immagine di SN 1995N ottenuta con la camera EPIC pn del satellite XMM-Netwon (Observation Id
0149620201, 27 Luglio 2003, 60 ks). La supernova è al centro dell’immagine. L’emissione X è ancora significativa
(count rate media ∼ 0.03 conteggi s−1 ).
5.3
Fenomeni energetici in nane bianche in accrescimento
Ricercatori: U. Munari, A. Siviero
Altri collaboratori: P.A. Whitelock (SAAO), R.L.M. Corradi (ING La Palma), M. Livio (STScI), A.A. Henden
(USNO), B.F. Yudin (Mosca), M. Cropper (MSSL Londra), T. Zwitter (Lubiana)
Tematica: L’emissione d’alta energia dalle stelle simbiotiche è causata dal frequente ripetersi di condizioni di
bruciamento stabile dell’idrogeno accresciuto sulla nana bianca. La presenza di moltissimo materiale circumstellare
associato alla perdita di massa della compagna gigante/supergiante rossa porta ad un fortissimo autoassorbimento
in loco dei raggi X. In alcuni sistemi questi in parte riescono comunque ad emergere e queste stelle simbiotiche si
incontrano numerose nei catalogi di super-soft X-ray sources.
Il progetto è incentrato sulla ricerca e lo studio con immagini HST e spettroscopia ad alta risoluzione da Terra di
jets bipolari in binarie simbiotiche, sorgenti X super-soft e novae secolari. Connesso ad esso è anche lo studio di venti
in collisione in nebulose planetarie bipolari e in binarie simbiotiche, e la struttura prodotta dalla foto-ionizzazione.
Attraverso la modellizzazione delle eclissi, viene studiata l’evoluzione in raggio e temperatura delle nane bianche che
sperimentano un outburst termonucleare non degenere.
Tra gli obiettivi del progetto vi sono: una survey spettroscopica di tutte le simbiotiche (ESO ed Asiago) dei sistemi
con jets; lo studio ad alta risoluzione spaziale e spettroscopica dei jets scoperti e l’analisi delle proprietà dei jets;
Risultati: Sono state ottenute immagini HST di prima e seconda epoca (per determinare le parallassi d’espansione)
dell’outflow bipolare dalla nova simbiotica He2-104 (Figura 4) e di He2-147. L’ouflow è sagomato dalla collisione con il
vento pre-esistente della compagna Mira. I getti polari di alta velocità sono radioemittenti non termici. Con l’Echelle
di Asiago, FEROS all’ESO e ELODIE ad OHP e’ in corso la survey spettroscopica per la ricerca di jets in simbiotiche,
similmente a quanto già scoperto da Asiago in alcuni oggetti e nella sorgente X super-soft RX J0019.8+2156 (Figura
4).
65
Figura 43: Sinistra: Immagine HST di prima epoca (banda [NII] a 6584 Å) dell’outflow bipolare dalla nova simbiotica
He2-104 (Corradi et al. 2001, ApJ, 553, 211). Destra: Come esempio dei jets bipolari scoperti da Asiago, sono
presentati quelli della sorgente X super-soft RX J0019.8+2156 (Tomov et al. 1998, A&A, 333, L67).
5.4
Righe di emissione da dischi di accrescimento attorno a buchi neri
Ricercatori: M. Calvani
Altri collaboratori: A. Cadez, M. Brajnik, A. Gomboc, C. Fanton
Tematica: La riga di fluorescenza Kalpha del ferro, scoperta di recente negli spettri X di galassie attive è uno degli
indizi più stringenti circa la presenza di buchi neri supermassivi nel loro nucleo.
Si ritiene che tale riga, larga e asimmetrica, sia originata da gas che si trova nelle regioni più interne del disco di
accrescimento, in prossimità del buco nero. L’intensità ed il profilo della riga risentono degli effetti special e general
relativistici dovuti alle elevate velocità di rotazione ed all’intenso campo gravitazionale. Essa si presta quindi come un
potentissimo strumento diagnostico per studiare le proprietà del disco di accrescimento e dello spazio-tempo attorno
a buchi neri.
Tra gli obiettivi del progetto vi sono: effettuare modellistica accurata delle righe di emissione da dischi di accrescimento attorno a buchi neri; ottenere immagini del disco; determinare la geometria del disco di accrescimento (inclusa
l’inclinazione) ed i parametri fisici del buco nero.
Le equazioni delle geodetiche dei fotoni nel campo gravitazionale del buco nero sono risolte in forma chiusa in
termini delle funzioni ellittiche di Jacobi (funzioni single valued di un parametro lungo l’orbita) ed implementate in
un veloce ed efficiente codice numerico, che richiede pochi minuti su un normale personal computer per produrre
l’immagine del disco ed il profilo teorico di riga.
Si trova che lo spazio dei parametri per l’emissività delle righe prodotte da dischi (geometricamente) sottili è molto
piccolo. Per un disco warped, il rapporto tra la componente blue-shifted e red-shifted della riga e la variabilità dei
picchi trovano una spiegazione naturale in termini di un precessing warp.
Risultati: Le soluzioni analitiche originali da noi ottenute sono uno strumento molto efficiente nell’applicare tecniche
di ray-tracing nello spazio tempo curvo di buchi neri non ruotanti. Usando questo strumento, abbiamo calcolato un
gran numero di immagini e di profili di riga per dischi di accrescimento warped. Questo stesso strumento è anche
molto utile per calcolare il kernel dell’equazione integrale che lega l’emissività del disco al profilo di riga, nel caso di
dischi di accrescimento flat. Abbiamo effettuato un’analisi approfondita di profili di riga da dischi warped e abbiamo
confrontato i risultati con quanto ci si sapetta per dischi flat. Si trova che: 1) lo spazio delle funzioni appartenenti a
dischi flat è molto ristretto; 2) come conseguenza, si propone un metodo per distinguere profili di riga appartenenti a
dischi flat e quelli non appartenenti. Questo metodo di analisi dei profili di riga Kalpha diventerà molto utile quando
saranno disponibili dati X con miglior rapporto S/N.
Abbiamo anche ottenuto risultati per dischi di accrescimento warped attorno a buchi neri ruotanti; essi portano
alla stessa conclusione: profili appartenenti a dischi flat formano un sottospazio molto ristretto nello spazio delle
funzioni che descrivono tutti i possibili dischi di accrescimento.
66
Figura 44: I profili delle righe vengono calcolati integrando l’emissività sull’angolo solido sotteso dalla regione emittente
del disco. È mostrato un esempio di immagine del disco ed il corrispondente profilo di riga.
Figura 45: Immagini di un disco di accrescimento warped (illuminato da due sorgenti puntiformi poste a z=+/- 10
Mbh ) attorno ad un buco nero di massa Mbh . L’angolo di inclinazione è 30 gradi, mentre l’angolo azimutale varia da
0 (in alto a sinistra) a 330 gradi (in basso a destra). I corrispondenti profili di riga sono riportati a fianco di ciascuna
immagine in funzione del redshift gravitazionale.
6
67
TECNOLOGIE ASTRONOMICHE
L’attività tecnologica svolta nel 2003 presso l’OAPd presenta alcuni aspetti positivi riguardanti il coinvolgimento in
varie missioni e progetti di carattere internazionale ma vanno segnalati anche alcuni aspetti negativi, legati prevalentemente alle incertezze sui finanziamenti ai progetti, che potrebbero avere ripercussioni sul futuro tecnologico
dell’astronomia Padovana.
Per quanto riguarda la ricerca e lo sviluppo il settore delle (enabling technologies) è certamente vitale potendo
contare sull’accesso allo (working group) OPTICON nel caso delle (smart optics), ancora per quest’anno sul supporto
dei vecchi fondi ASI AR per quanto riguarda gli sviluppi sui rivelatori di tipo avanzato ed inoltre sui fondi CE per
quanto riguarda le GRID. Inoltre, la definitiva disponibilità dei nuovi laboratori presso l’OAPd avvenuta a fine 2003,
crea le premesse per maggiori impegni futuri.
Desta, in ogni caso, allarme la chiusura dei finanziamenti ASI per sviluppi tecnologici collegati con lo spazio, come
diretta conseguenza di ciò è facilmente prevedibile un aumento delle difficoltà future per mantenere con continuità
attività di ricerca e di sviluppo sulle relative tecnologie.
È però il settore dello sviluppo di strumentazione osservativa, che storicamente ha una forte tradizione in Padova,
a destare le maggiori preoccupazioni. Sono pochi i progetti consistenti ed in molti casi si tratta di studi preliminari
non ancora del tutto approvati.
Fortemente preoccupante, da questo punto di vista, è anche la scarsissima volontà dimostrata recentemente dall’
ASI di impegnarsi sulla partecipazione Italiana al progetto MIRI per JWST. Una posizione che di fatto vanifica il
lavoro di due anni fatto all’interno del consorzio europeo di MIRI, e che fa evaporare un consistente gruppo nazionale
consolidatosi attorno a questa tematica. Questo di fatto, come già per HST, rischia di porre la comunità astronomica
Italiana fuori dal maggiore progetto di astronomia osservativa dallo spazio nel prossimo decennio.
6.1
Nuovi Laboratori OAPd
Nel corso dell’estate 2003 sono stati resi agibili i nuovi ambienti destinati ad ospitare i laboratori. Si tratta di un
totale di circa 150 metri quadri utili suddivisi in quattro zone distinte. Sono già state rese operative due sezioni,
rispettivamente dedicate all’ottica (con dotazione di camera bianca) ed allo sviluppo di tecnologie e strumentazione
opto-elettroniche (con due ambienti separati per ottica ed elettronica. Un terzo ambiente è stato dedicato alla piccola
meccanica di servizio ma deve ancora essere allestito.
Si tratta di un evento lungamente atteso, per la prima volta, dopo una lunga serie di sistemazioni precarie l’OAPd
ha la disponibilità di laboratori organizzati ed adeguati anche se non ancora completamente allestiti.
6.2
Telescopi a Terra: Telescopio Nazionale Galileo (TNG)
Ricercatori: F. Bortoletto, C. Bonoli, D. Fantinel, E. Giro
Altri collaboratori: CGG La Palma, R. Tomelleri (Studio Tecnico Tomelleri, Verona), THK (Milano)
Tematica: L’ OAPd è stato nel corso degli anni 90 responsabile della costruzione e della messa in funzione del
telescopio TNG in La Palma (isole Canarie). Dal termine della direzione operativa del telescopio (F. Bortoletto, 2000)
Padova seguita ad essere un punto di riferimento tecnico-organizzativo per le modifiche e manutenzioni importanti,
fornendo al Centro Galileo Galilei (CGG) di La Palma non solo supporto in termini tecnici ma anche in termini di
personale operativo.
Risultati: Già nel corso del 2002 era stata notata una anormale usura, anche con distacco di frammenti di acciaio,
delle piste di scorrimento del cuscinetto a ricircolazione di sfere per la rotazione della cupola del TNG. Durante la
primavera-estate del 2003 è stata portata a termine la sostituzione dell’intero cuscinetto con la collaborazione del
fornitore dello stesso (THK) e della Ditta Tomelleri. L’intervento ha comportato la sostituzione di tutte le rotaie di
scorrimento (18 segmenti sviluppati su un diametro di 9.2 metri), la sostituzione di 100 carrelli a ricircolo di sfere
nonche’ il rifacimento e montaggio di nuovi sistemi elastici di appoggio dei carrelli in modo da evitare il deterioramento
precoce del sistema come prima avvenuto. Nel corso dei lavori è stato anche finalmente possibile fare una stima realistica
del peso totale della cupola, che, come si sospettava, è risultato consistentemente superiore a quanto prima stimato
(da circa 300 a 400 Tons).
Alla fine dell’ estate 2003 il sistema di rilevamento di pressione idrostatica all’interno dei pattini di rotazione
azimutale del telescopio è stato montato e verificato. Questo sistema consente di rilevare con continuital̀a pressione
68
Figura 46: Sinistra: Vista parziale del laboratorio dedicato all’optoelettronica. Destra: Vista della camera bianca
installata nel laboratorio di ottica.
idrostatica ti tutti i pattini simultaneamente, cosa impossibile da farsi prima, inoltre consente di verificare in tempo
reale qualunque eventualitad̀i contatto fisico fra le superfici di scorrimento.
6.3
Telescopi a Terra: OmegaCAM, l’imager a grande campo per il VLT Survey Telescope
Ricercatori: A. Baruffolo, L. Greggio, A. Bortolussi, P. Bagnara, C. Magagna
Altri collaboratori: K. Kuijken (PI, Univ. Leiden, NL), R. Bender (Co–I, Oss. Monaco, D), E. Cappellaro (Co–I,
OA Napoli), O. Iwert (ODT, ESO, Monaco), B. Mushielok (Oss. Monaco, D), E. Valentijn (Univ. Groningen, NL), E.
Cascone (OAC)
Tematica: L’OAPd 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’OAPd 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.
69
Figura 47: Sinistra: vista di un segmento di rotaia deteriorato. Destra: monitoraggio dell’andamento delle pressioni
di tasca per 24 pattini del cuscinetto idrostatico di azimut nel corso di una intera rivoluzione del telescopio. Sono
visibili le disuniformità di pressione in corrispondenza delle disuniformità di planarità di ralla.
Ulteriori informazioni sul progetto OmegaCAM si possono trovare al seguente indirizzo:
http://web.pd.astro.it/omegacam/OMEGACAM.html.
Risultati: Nel corso del 2003 è stata completata la costruzione della meccanica, dell’elettronica e del software di
“basso livello” (dedicato al controllo dell’hardware), mentre è ancora in corso lo sviluppo del software di autoguida e image analysis, nonchè il sistema dei detectors. Nel mese di luglio è cominciata la fase di integrazione dell’optomeccanica
con l’elettronica (vd. figura), che è proseguita fino a settembre. Da ottobre è cominciata una fase di test e di messa
a punto dello strumento, che prosegue tutt’ora. I risultati dei test sono stati utilizzati per apportare migliorie nel
software e per la messa a punto della meccanica e dell’elettronica. La fase di test è prevista concludersi nel primo
trimestre del 2004, con una accettazione preliminare della camera da parte di ESO.
6.4
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 (OACa), G. Piotto (Padova), S.
Ortolani (Padova), J. Alcalà(Napoli), E. Cascone (OAC), A. Berton (Heidelberg)
70
Integration Lab
INSTRUMENT
ELECTRONICS
CABINET
FILTER
REPLACEMENT
SLIT SIDE "A"
ENCLOSURE
Figura 48: OmegaCAM nel laboratorio di integrazione dell’Osservatorio di Monaco. In secondo piano si possono vedere
l’armadio con l’elettronica di controllo e (sulla sinistra) la workstation dove viene eseguito il software di controllo.
Tematica: L’OAPd coordina il contributo italiano allo studio di Fase A di uno strumento per la rivelazione diretta
di pianeti extrasolari nell’ambito della costruzione degli strumenti di II generazione per VLT. Oltre alla partecipazione
scientifica (R. Gratton è Instrument Scientist del progetto), il contributo italiano al progetto è quello di costruire
lo Spettrografo di Campo Integrale (IFS) attraverso il quale il profilo stellare di un campione 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. Lo strumento è costituito inoltre da un sistema sofisticato di Ottica Adattiva,
di responsabilità del MPIA di Heidelberg, che capeggia il consorzio, e da un imager polarimetrico di reponsabilità
dell’ETH di Zurigo.
La Fase A è formalmente iniziata il 1/05/2003 e terminerà a novembre 2004.
Risultati: Nel corso del 2003 è iniziata l’attività dei vari workpackages di responsabilità italiana, ossia il NIR
IFS (INS02), il Disegno della Strategia della Survey (SCI03) e le Tecniche di Osservazione e Rivelazione (SCI02). Per
quanto riguarda il primo si è messo a punto nella Casa del Monizioniere un laboratorio dedicato, costituito da una zona
di lavoro e da una Camera Bianca della classe 10000, al cui interno sono ora in corso due esperimenti per determinare
la qualità ottica di vari array di microlenti e la luce diffusa. E’ stato inoltre progettato il prima di Amici che fungerà
da dispersore nello spettrografo. Si è lavorato molto sul disegno ottico dell’intero IFS e si è già vicini alle specifiche
sull’intero campo dello strumento. Nel corso del 2003 si sono anche iniziate le attività relative al disegno del SW e
dell’elettronica. E’ stato fatto anche uno studio meccanico preliminare dello strumento.
Per quanto riguarda il WP SCI02, si sono analizzate le statistiche di seeing del Paranal, si è studiata la distribuzione
71
Figura 49: Simulazione dell’immagine di output dell’IFS di CHEOPS. Una regione di cielo di 3.5x3.5 arcsec2 attorno
ad una stella brillante è separata in 256x256 elementi dei quali viene effettuata la spettroscopia a bassa dispersione
del range 0.95-1.7 micron.
dei possibili targets in cielo, si è approfondita la questione della rotazione del campo e si sono definiti i casi cosiddetti
”benchmark” sui quali verrà poi fatta dall’ESO la valutazione delle performances dello strumento. Per quanto invece
riguarda SCI03 si sono analizzati gli obiettivi scientifici, la politica di distribuzione dei dati, l’ottimizzazione del tempo
osservativo a disposizione, la strategia ottimale delle survey ee altri possibili argomenti scientifici che possono essere
studiati con CHEOPS.
6.5
Telescopi a Terra: LBC per LBT
Ricercatori: M. Turatto, A. Baruffolo, E. Diolaiti, G. Altavilla, M. Riello
Altri collaboratori: R. Ragazzoni (OAFi), E. Giallongo (Roma), A. Fontana (Roma), F. Pasian (Trieste), M. Nonino
(Trieste), R. Smareglia (Trieste), G. Piotto (Padova), S. Ortolani (Padova), J. Farinato (Firenze)
Tematica: L’OAPd 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) in costruzione a Mt. Graham (Arizona). Lo strumento consiste di
due unità (blu e rossa), una per ciascuno dei due specchi da 8.4m di LBT. 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 ). Pertanto ogni unità è stata ottimizzata dal punto di vista del disegno ottico e dei materiali
utilizzati a lunghezze d’onda diverse (rispettivamente per le bande UB e VRIz). I rivelatori sono costituiti da un
mosaico di 4 CCD 2kx4k per ciascun canale.
Risultati: Nel corso del 2003 è terminata la lavorazione delle lenti del canale blu, sono continuati i test del criostato e
del controller del detector a Roma ed è iniziata l’integrazione dell’intero strumento a Firenze. A Padova si è continuato
lo sviluppo del Software di Image Analysis, per la determinazione delle aberrazioni con un sensore di fronte d’onda di
tipo a curvatura, e si è perfezionato il disegno del canale rosso. Inoltre è continuata la discussione e lo sviluppo dei
progetti scientifici che utilizzeranno questo strumento.
6.6
72
Osservatori spaziali: Medium Infrared Instrument (MIRI) per il John Webb Space
Telescope
Ricercatori: F. Bortoletto, C. Bonoli
Altri collaboratori: P. Conconi (OAMI), F. Zerbi (OAMI), C. Pernechele (OACa), D. Magrin (dottorando UNIPD),
A. Frigo, L. Traverso
Tematica: Il telescopio spaziale HST è indubbiamente stato uno dei progetti spaziali per l’astrofisica più riusciti.
NASA e ESA collaborano fin dal 1996 per la costruzione del suo successore (NGST, poi ribattezzato JWST). JWST
sarà soprattutto caratterizzato dalla sua estensione di sensibilità nel vicino e medio infrarosso, quindi adatto per
studiare in particolar modo il contenuto dell’Universo all’indietro nel tempo in quella zona ancora sconosciuta che si
colloca fra le recenti osservazioni di fondo cosmico e le osservazioni con i grandi telescopi a terra degli oggetti più
lontani. Anche l’osservazione di potenziali pianeti o sistemi protoplanetari beneficierà di JWST.
Il corredo di strumentazione del telescopio comprende tre strumenti principali, fra cui MIRI (Medium InfraRed
Instrument) a cui ha attivamente partecipato nel corso della fase A e pre-B l’Italia.
Al momento attuale la situazione della partecipazione italiana a MIRI è ancora sotto l’esame dell’agenzia spaziale
italiana.
Risultati: Nel corso del 2003 la componente italiana di MIRI ha portato a termine i WP tecnici ed organizzativi
relativi alla fase pre-B della missione. Sono state svolte rispettivamente le seguenti attività :
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 per il calibratore di bordo; simulazioni basate sul
codice FilmStar per il sistema a lamine interferenziali generatore di fringe di interferenza; costituzione del gruppo di
”management” e di quello scientifico per la componente Italiana di MIRI.
Figura 50: Vista del prototipo di sfera integratrice per la calibrazione di MIRI nel range spettrale del medio IR
montata nella campana criogenica a 20 K ed illuminante l’array InSb da 256x256 pixels.
6.7
Osservatori Spaziali: Low Resolution Cameras per la missione ESA BepiColombo
Altri collaboratori: V. Achilli, F. Angrilli, P. Baggio, C. Barbieri, J. Baumgardner, N. Bistacchi, F. Capaccioni, A.
Caporali, M.T. Capria, I. Casanova, G. Dal Piaz, S. De Bei, G. Forlani, S. Fornasier, W. Ip, M. Lazzarin, I. Longhi,
73
Figura 51: Sensore L3CCD montato nel criostato.
L. Marinangeli, F. Marzari, M. Massironi, P. Masson, M. Mendillo, R. Ragazzoni, Y. Raitala, G. Salemi, M. Sgavetti,
A. Sprague, M. Tordi, S. Verani, L. Wilson, J.K. Wilson
Tematica: La missione BepiColombo è il cornerstone n.5 dell’ESA e ha come obiettivi l’esplorazione di Mercurio e
ricavare con maggior precisione alcuni parametri fondamentali di relatività generale. Tra gli strumenti fondamentali
c`’e una Low Resolution Camera con l’obiettivo principale di ottenere immagini a medio-bassa risoluzione dell’intera
superficie di Mercurio. Il nostro contributo a livello ESA ha fatto includere come obiettivo scientifico la stereoscopia
dell’intera superficie del pianeta. Inoltre il payload considera una camera che osserva il limb per studiare l’esosfera,
sempre su nostra proposta. La definizione del payload definitivo e dei relativi PI è iniziata a Novembre 2003, proseguirà
con un AO a Marzo 2004 e terminerà a Novembre 2004.
Risultati: Alla fine del 2003 si è costituito un consorzio italiano, con il supporto dell’ASI, per la presentazione
di uno strumento integrato comprendente due camere a bassa risoluzione, una camera ad alta risoluzione ed uno
spettrometro Vis/NIR. Questo strumento rappresenta un’innovativa suite di strumenti integrati e co-allineati su unico
banco ottico consentendo una maggiore sinergia e comunanza degli obiettivi scientifici.
6.8
Sviluppi Tecnologici: Detector Controller VisIRc e nuovi rivelatori
Ricercatori: F. Bortoletto, M. D’Alessandro, D. Fantinel
Altri collaboratori: M. Belluso, R. Cosentino, A. Frigo, L. Traverso
Tematica: Recentemente è stata sviluppata una nuova tecnologia riguardante i sensori CCD (Charge Coupled
Device) che ne amplia le possibilità operative (L3CCD). Questa nuova tecnica, ancora in fase di miglioramento tecnologico, consiste nell’affiancare al registro di uscita di un CCD convenzionale un ”registro di guadagno”, capace di
moltiplicare in sucessione (mediante ionizzazione da impatto) gli elettroni generati dai fotoni incidenti. Questa tecnica
permette in linea di principio di discriminare i singoli elettroni e quindi di poter lavorare in regime di conteggio di
fotoni. Svariate osservazioni basate su segnale debole ed a rapida variazione temporale, come la spettroscopia ad
alta risoluzione, l’interferometria o , nel caso di sistemi ausiliari all’osservazione, come sensori di fronte d’onda o
fast-trackers, potrebbero beneficiare nell’utilizzare detti sensori.
Anche per quanto riguarda i sensori infrarossi gli ultimi anni hanno visto un notevole sviluppo per quel che riguarda
gli FPA infrarossi (Focal Plane Array), sia per quanto riguarda le dimensioni (oggi siamo a matrici fino a 4K x 4K
elementi sensibili), sia per quanto riguarda i parametri caratterizzanti il sensore QE, rumore di lettura).
In considerazione di queste nuove prospettive ed anche in vista di possibili miglioramenti dei sistemi già in opera,
Padova, con la collaborazione dell’Osservatorio di Catania e con il finanziamento di ASI segue lo sviluppo di una
elettronica di controllo adeguata.
74
Risultati: Nel corso del 2003 l’OAPd ha acquisito dalla EV2Technologies(GB) due sensori del tipo L3CCD. Precisamente un grado ingegneristico ed uno di grado scientifico di tipo it thinned (elevata Efficienza Quantica, anche
80-90 %). si è quindi proceduto alla realizzazione di tutte le parti necessarie al montaggio del sensore in ambiente
criogenico: meccanica di supporto per chip, circuiti stampati e cablaggi.
In particolare è stato scritto il nuovo software necessario per le operazioni in modo conteggio ed accumulazione, è
stato inoltre realizzato e collaudato un nuovo tipo di preamplificatore integrato a basso rumore e consumo ed è stato
realizzato il driver ad alta tensione necessario per la moltiplicazione di carica nei sensori di tipo L3CCD.
Le prime prove di funzionamento dei sensori L3 a temperature criogeniche (173K–213K) sono state fatte utilizzando
le elettroniche di generazione II attualmente in uso presso il Telescopio Galileo in modo da verificarne la compatibilità.
Le elettroniche di terza generazione sono già state testate con sensori CCD di tipo standard e recentemente a
temperatura di 20 K con un multiplexer infrarosso da 256x256 elementi acquistato dalla Raytheon(USA).
6.9
Sviluppi Tecnologici: Dimostratore di Ottica Adattiva Multiconiugata: MAD
Ricercatori: A. Baruffolo, P. Bagnara, R. Falomo
Altri collaboratori:
E. Marchetti, N. Hubin (ESO, Monaco, D), R. Ragazzoni, J. Farinato, E. V. Viard, C.
Arcidiacono (OA Arcetri), E. Diolaiti (Dip. Astronomia Pd) A. Amorim, (FCUL))
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.
OAPd partecipa al progetto fornendo la progettazione e l’implementazione del software di controllo dello strumento
e per la definizione dei target scientifici che possono essere osservati con MAD.
Ulteriori informazioni sul progetto MAD si possono trovare al seguente indirizzo:
http://www.eso.org/ emarchet/MAD.
Risultati: Il 2003 è stato dedicato alla costruzione e all’approvigionamento delle parti elettroniche, meccaniche e
ottiche, nonchè allo sviluppo del software. A Padova è stato sviluppato sia il software di “basso livello”, dedicato al
controllo dell’hardware, che quello dedicato alla calibrazione dello strumento e alla esecuzione delle osservazioni.
Attualmente lo strumento è in fase di integrazione. Presso ESO è in corso l’integrazione del sensore “start oriented”
sul banco d’ottica dello strumento mentre presso l’Osservatorio di Arcetri è stato integrato e testato il sensore “layer
oriented”.
6.10
Sviluppi Tecnologici: Software
Ricercatori: D. Fantinel, E. Giro
Altri collaboratori: A. Carbone (SkyTech, La Spezia)
Tematica: L’OAPd è da tempo operativo nel settore dello sviluppo di software applicativo per la gestione in tempo
reale di attuatori per strumentazione astronomica e per il controllo di rivelatori di piano focale. Vale la pena ricordare
qui alcune importanti realizzazioni applicate al telescopio Nazionale Galileo:
le interfacce utente su codice IDL; software di tracking e puntamento basato su kernel real-time; software di
gestione delle camere CCD basato su linguaggio Occam.
Risultati: Nel corso del 2003 E. Giro ha sviluppato sotto linguaggio IDL e C++ la nuova interfaccia di gestione
per le camere VISIR in ambiente WINDOWS. Il sistema di controllo gestisce un link dati ad alta velocitá (circa 1
Gbaud) e si appoggia al software standard SAOimage.
Sempre nel corso del 2003 è stato ottenuto un’accordo con WindRivers, fornitrice del kernel real-time VxWorks,
per l’utilizzo gratuito di VxWorks allo scopo di implementarne la gestione del nuovo detector controller VISIRC. D.
Fantinel è responsabile della implementazione della interfaccia PMC di VISIRC in ambito VxWorks.
75
Figura 52: La scheda sequencer del detector controller VISIRC in formato PMC montata su di una scheda CPU
industriale di tipo CPCI.
6.11
Sviluppi Tecnologici: Opticon SmartOptics JRA5
Ricercatori: F. Bortoletto , C. Bonoli, E. Giro
Altri collaboratori: P. Conconi (OAMI)
Tematica: L’OAPd è coinvolto dallo scorso anno 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 di tipo Image Slicer.
Risultati: Nella seconda metà del 2003 sono stati delineati i work packages ed è stata fatta una prima schedula
delle attività future. Ulteriori informazioni sul progetto sono disponibili in:
http://www.astro-opticon.org/ e
https://ssl.roe.ac.uk/twiki/bin/view/Smartfp/WebHome .
6.12
Strumentazione per telescopi a terra: SOS. Una proposta di Spettrografo/Imager
nel vicino IR per NTT
Ricercatori: C. Bonoli, F. Bortoletto, M. D’Alessandro, E. Giro
Tematica: L’OAPd é da tempo coinvolto nella progettazione di strumentazione per telescopi da terra, in particolare
per quelli della classe 4m, grazie alla grossa esperienza maturata con il commissioning e la messa in opera del TNG.
In risposta al bando ESO per strumentazione NTT di terza generazione, é stata presentata una proposta per un
imager/spettrografo nel vicino IR, chiamato SOS, da montare al fuoco Nasmyth B in sostituzione di SOFI.
Le caratteristiche principali di SOS sono: imaging su un ampio campo di vista (≈ 8x8 arcmin); spettroscopia NIR
a R ≈ 3000 con la maggior efficienza possibile; la possibilitá di ottenere l’intera regione spettrale NIR in una singola
esposizione a bassa e media dispersione e in modo integrale; spettroscopia in campo integrale, con la piú alta efficienza
possibile; imaging in banda stretta, per mezzo di un filtro tunabile sull’intera banda NIR in modo continuo.
Risultati: La proposta é stata vagliata dallo Scientific and Technical Advisory Committee di ESO. Come conclusione, ESO ha fatto sapere di non aver accettato nessuno dei progetti pervenuti e di avere rinunciato al progetto di
upgrade della strumentazione NTT.
6.13
76
Grid per l’Astrofisica
Ricercatori: A. Baruffolo, L. Benacchio, L. Paoletti, A. Petrella, S. Pastore, A. Volpato
Altri collaboratori: F. Pasian, M. Pucillo, G. Taffoni, R. Smareglia, C. Vuerli (INAF OA Trieste), J. Alcalà, 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 è stato finanziato nell’ambito del COFIN
2003.
Risultati: Nel 2003, primo anno del progetto, l’attività del gruppo di Padova si è concentrata su tematiche comuni
a tutti i gruppi di ricerca del settore Astrofisica. È stato quindi effettuato uno studio approfondito della piattaforma
software Grid da utilizzarsi per lo sviluppo delle attività, ciò ha condotto alla formulazione di vincoli hardware e
software minimali per la realizzazione di un sito Grid di training e test.
Sono stati raccolti i requisiti preliminari comuni alle applicazioni di Padova, Trieste, Napoli, con particolare
attenzione alle caratteristiche richieste al middleware. Sono state analizzate le problematiche di sicurezza per l’accesso
ai nodi di Grid ed è stata allestita la relativa infrastruttura. È stata inoltre avviata una stretta collaborazione con i
componenti dei WP3-5 di INFN/Pd al fine di comprendere le caratteristiche del software di Grid da essi fornito, in
modo da poter supportare e coordinare la fase di allestimento dei nodi grid di Trieste e Napoli.
Per quanto concerne infine lo sviluppo di un dimostratore tecnologico, è stata riesaminata l’architettura del sistema
di consultazione del catalogo GSCII al fine di delineare la strategia per un suo trasferimento su grid, ed è stato iniziato
il porting su grid di alcuni componenti del sistema.
7
77
DIDATTICA E DIVULGAZIONE DELL’ASTRONOMIA
Ricercatori: L. Benacchio
Personale tecnico: L. Tomasella, C. Boccato
Borsisti, personale a contratto: M. Brolis, L. Nobili, F. Boschi
Nel 2003 è continuata, intensa, la attività nel campo della divulgazione, didattica ed informazione sia nella sede
di Padova, con le iniziative del progetto Prendi le Stelle nella Rete! che in quella di Asiago. Continua anche la
oramai consolidata collaborazione con il Master in Divulgazione e Giornalismo scientifico dell’Università di Padova (2
perfezionandi del master hanno effettuato un periodo di studio di due mesi collaborando gratuitamente, per la loro tesi,
con le nostre iniziative). Nel corso del 2003 siano state chieste, ed assegnate, 1 tesi di laurea in Astronomia riguardanti
la Divulgazione ed una in Fisica riguardante la didattica. Circa una decina le tesi di Specializzazione della SSIS di
Venezia (la scuola di specializzazione ed abilitazione all’insegnamento interuniversitaria) riguardanti l’Astronomia e
con referente interno all’Osservatorio.
Sempre nel campo della didattica va menzionato l’interesse del Comune di Padova per la attività nelle scuole
effettuata da nostri laureati nell’ambito del progetto ViviPadova del Comune stesso.
Questa situazione di interesse del pubblico per le nostre iniziative, testimoniata anche dall’attivitá di visite nella
sede di Asiago, porta ad una considerazione importante, già fatta ma sempre più pressante: nonostante la grossa mole
di lavoro svolta e le collaborazioni esterne, non si riesce a soddisfare le richieste che provengono dal pubblico e dal
mondo della scuola, sia a Padova che ad Asiago.
Nel seguito dividiamo, per comodit di esposizione, in 4 paragrafi la descrizione dell’attività, ritenendo ovvio che fra
le diverse attività c’è un continuo e importante scambio e sinergia in termini di esperienza e conoscenze. In particolare
si è iniziata un opera di scambio con la sede di Asiago, dove viene svolto con soddisfazione l’impegnativo compito delle
visite all’Osservatorio.
Non viene citata, ma é ben presente ed assidua sia da parte degli addetti che di altri ricercatori, la collaborazione
con varie testate locali e nazionali della stampa e con l’editoria.
7.1
Divulgazione
L’iniziativa più importante dell’anno è senz’altro costituita dal progetto Alla Scoperta del Cielo (www.scopriticielo.it),
finanziato su fondi del MIUR per la divulgazione. Si tratta di un approccio innovativo alla divulgazione in ambiente
didattico, ovvero per le scuole. Partito nell’Ottobre 2002, terminato in aprile 2003, é stato riproposto e completato
nel 2003-2004, con oltre 1000 scuole, complessivamente, partecipanti in tutto il territorio nazionale.
Figura 53: Il sito Web della mostra di Trento, primavera 2003
E’ importante notare questo numero dato che iniziative molto più blasonate e ricche in termini di denaro, come
ad esempio i progetti di Esa, Eso, Cern, raggiungono al massimo una ventina di scuole partecipanti. In Alla Scoperta
78
del Cielo si trattano, attraverso quattro tappe, i principali temi dell’Astrofisica: il Sistema Solare e le Stelle, trattati
lo scorso anno ed ora raffinati, e la nostra Galassia, le galassie e l’Universo, sviluppai quest’anno. Oltre 15.000 alunni
dalla prima elementare alla terza media vengono raggiunte via posta elettronica e pagine Web dedicate. Agli insegnanti
é dedicato uno spazio privilegiato di intervento e scambio di idee nel sito Polare.it. Alla scoperta del Cielo é stato
anche segnalato dalla DGX di UE. La caratteristica più apprezzata della iniziativa, dal punto di vista culturale, è
stato il modo completamente innovativo di affrontare la materia e la immediata trasferibilità nelle classi dei contenuti
e delle esperienze proposte.
È continuata poi la collaborazione con Pappapero la trasmissione per ragazzi di Radio24 - Il Sole 24ore che, nella
trasmissione della domenica, dedica ogni due settimane uno spazio all’astronomia
Il gruppo ha poi collaborato alla redazione scientifica della Mostra su Marte, tenutasi presso il Museo di Scienze
Naturali di Trento nella primavera del 2003, che ha registrato ben 70.000 visitatori.
7.2
Informazione
La parte di informazione sull’Astronomia, ha visto continuare le tre iniziative principali, molto costose in termini di
lavoro, che hanno un buon successo di pubblico: Urania, settimanale in streaming mode di Astronomia e Spazio, un
unicum in Italia, Astronews, le novità selezionate giornalmente dalla Rete, e le newsletter bisettimanali. Particolarmente importante il fatto che molti giornalisti professionisti considerano oramai le nostre iniziative una fonte affidabile.
In particolare è stato ristrutturato e rivisto il sito di Astronews, rendendolo non solo più piacevole, ma anche più ricco
di notizie e fonti anche per i professionisti.
Urania, attivo dal 2000, é proseguito nel 2004 con la realizzazione di più di 200 articoli corrispondenti a 50 edizioni
settimanali del notiziario stesso, raggiungendo circa 10.000 utenti. Le notizie di Urania vengono trasmesse anche via
Newsletter. Nel 2004 sono state realizzate 104 edizioni di Cielo!, la newsletter di Prendi le Stelle nella Rete!
Figura 54: Il nuovo logo della iniziativa Astronews
Urania viene finanziato in parte su fondi Miur per la divulgazione. E’ stato infine arricchito e ridisegnato il sito
principale di Prendi le Stelle nella Rete in lingua inglese
7.3
Didattica
Polare.it, la sezione che si occupa di didattica dell’Astronomia in collaborazione con l’Aula Planetario del Comune
di Bologna, ha visto crescere gli insegnanti corrispondenti, oramai a quota 600, implementato, in occasione dell’anno
dedicato all’Handicap, una sezione di esperienze vissute nelle scuole su ”Astronomia ed Handicap” e pubblicato, sia in
Rete che su carta, vario materiale riguardante l’handicap, la bioastronomia e vario materiale proveniente dalle attività
accademiche (tesi, tesine di master).
Abbiamo inoltre partecipato alla Settimana dell’Astronomia, promossa dal MIUR, coordinando varie esperienze e
sviluppando addirittura un sito Web ad hoc: I motivi di una rivoluzione, sulla astrofisica attuale.
Caterina Boccato ha poi portato all’annuale raduno di Physics on stage, tenutosi nel 2003 in Olanda, il manuale
di bioastronomia per ragazzi realizzato nel 2002 e lo spettacolo messo in scena a Bologna sullo stesso argomento, a
riconoscimento della bontà dell’iniziativa.
Con INDIRE-BDP, l’Istituto del Miur che si occupa di formazione insegnanti, da Maggio, si è collaborato ad un
forum telematico per insegnanti che ha visto la partecipazione di migliaia di insegnanti in tutta Italia. L’esperienza,
decisamente pesantissima dal punto di vista lavorativo, è stata comunque molto interessante ed apprezzata dall’INDIRE
stesso, anche per l’Astronomia, che pure non é una materia curricolare nelle scuole italiane.
79
Figura 55: Il sito inglese di Prendi le Stelle nella Rete!
7.4
Attività di diffusione della cultura astronomica nella sede di Asiago
Nel 2003 sono continuate le iniziative di divulgazione e di supporto alla didattica presso la sede di Asiago, sala
multimediale, dove sono state organizzate:
• dai quattro ai cinque incontri settimanali con gli studenti nel periodo scolastico (lezione su un argomento
concordato con gli insegnanti ed osservazione del Sole o del cielo notturno);
• cinque appuntamenti settimanali, diurni e serali, per il pubblico nel periodo estivo (incontro informativo su un
tema di punta dell’astrofisica moderna ed osservazione del cielo);
• due incontri in concomitanza alla settimana della cultura scientifica proposta dal MIUR e visita guidata al
telescopio Copernico di Cima Ekar (maggio 2003);
• alcune serate tematiche in occasione dell’opposizione di Marte (agosto 2003);
• due incontri per il pubblico dedicati alla scoperta dei pianeti extrasolari nell’ambito dell’iniziativa, patrocinata
dal Comune di Asiago, Stelle di Natale (dicembre 2003).
Nell’estate 2003 si è sperimentata l’apertura al grande pubblico del telescopio Copernico di Cima Ekar, proponendo
una visita guidata alla settimana in due turni di 25 persone. L’iniziativa ha riscosso molto successo e verrà riproposta
nel 2004.
Tutte queste attività educative hanno portato nella sala multimediale oltre 150 scolaresche (circa 300 classi), per
un totale di 7500 studenti; 3500 persone nel periodo estivo, 200 negli incontri natalizi e nella settimana della cultura
scientifica; complessivamente sono state registrate circa 11.000 presenze.
Per la manifestazione Stelle di Natale , oltre agli incontri di astronomia nella sala multimediale, é stata organizzata
una conferenza pubblica tenuta dal prof. Piero Benvenuti, Commissario dell’INAF, con il patrocinio del Comune di
Asiago.
Insieme ad altre realtà museali e laboratori didattici presenti nei vari comuni altopianesi e sotto il patrocinio della
Regione Veneto, l’OAPd ha partecipato alla realizzazione del depliant ”Una Montagna di Cultura”: natura e scienza,
storia e archeologia, cultura e tradizioni e all’Expo Scuola di Padova, per una presentazione unitaria delle proposte
culturali dell’Altopiano di Asiago.
Figura 56: Il sito Web sviluppato per la settimana dell’astronomia 2003
80
8
81
STORIA DELL’ASTRONOMIA E ATTIVITÀ MUSEALE
Figura 57: La Specola nel 1773 con lo schema del parafulmine. Quello della Specola, è il primo parafulmine installato
in tutto il territorio veneto.
Ricercatori: L. Pigatto, V. Zanini
Altri collaboratori: M. Salmaso, A. Ferrighi
Trascrizione del carteggio Lorenzoni–Tacchini
Si è completata la trascrizione del carteggio Lorenzoni-Tacchini (290 lettere originali di Tacchini a Lorenzoni,
177 minute di Lorenzoni a Tacchini). Sono state acquisite presso l’UCEA (Ufficio centrale di Ecologia Agraria di
Roma) e presso l’Osservatorio astronomico di Roma, sede di Monte Porzio, le copie delle lettere originali rimaste di
Lorenzoni e ivi conservate, sia per una integrazione del fondo conservato nell’Archivio di Padova, sia per confronto
con le minute. Ora si sta facendo una revisione delle trascrizioni, insieme con un’analisi storico-critica dei contenuti
del carteggio. I carteggi degli scienziati stanno acquisendo sempre piú importanza nell’ambito della ricostruzione delle
vicende scientifiche che stanno alla base dello sviluppo delle moderne dscipline scientifiche. Questo di LorenzoniTacchini getterá luce sulle numerose vicende dell’astronomia italiana della seconda metá dell’Ottocento finora non ben
conosciute o mal interpretate.
Il Castel Vecchio di Padova e la sua trasformazione in Specola astronomica
Dopo l’acquisizione e l’organizzazione in modo informatico del materiale archivistico reperibile presso gli Archivi
di Stato di Padova, Venezia e Milano, Biblioteca del Museo Civico di Padova, Biblioteca del Museo Correr di Venezia,
82
Archivio storico dell’Universitá di Padova, Archivio Storico dell’Osservatorio Astronomico di Padova, si sta procedendo
ad un’analisi critica di tutto il materiale per la stesura di uno studio storico-critico dell’edificio di cui fa parte l’OAPd.
Attività museali
Il catalogo informatico degli strumenti storico-scientifici del Museo dell’OAPd è stato inserito nel sistema informatico dell’Università di Padova nell’ambito del progetto Musa a cui il Museo della Specola partecipa. Lo scopo del
progetto Musa è quello di fornire al pubblico, per varie fasce di competenza ed interesse (pubblico generico, amatori e studiosi) un accesso differenziato a tutte le informazioni sul patrimonio storico-scientifico posseduto dai Musei
dell’Università di Padova e dal Museo La Specola. Questo tipo di catalogazione informatica, che risponde a criteri
nazionali ed internazionale comunemente accettati dal mondo degli studiosi, pur non potendo prescindere da informazioni patrimoniali e inventariali, ha lo scopo principale di diffondere attraverso Internet, con vari livelli di accesso
la conoscenza del patrimonio scientifico museale di Padova, ed in questo senso costituisce un progetto pilota a livello
italiano.
Nell’ottobre 2003 è stato realizzato un corso di 4 settimane per addestrare studenti del corso di laurea in Astronomia
a svolgere visite guidate al Museo.
9
83
LE STRUTTURE OSSERVATIVE DI ASIAGO
L’OAPd coordina e gestisce le strutture osservative poste sull’altipiano di Asiago dove sono installati il telescopio
Schmidt (67/92) e il telescopio Copernico di 182cm. Le informazioni dettagliate ed aggiornate su queste strutture, gli stumenti e sul loro funzionamento vengono riportate sulla pagina web dedicata all’Osservatorio di Asiago
http://www.pd.astro.it/asiago/.
Il telescopio Copernico è dotato di due strumenti che consentono di ottenere immagini e spettroscopia a bassa,
media ed alta risoluzione. IL tempo di osservazione viene assegnato su base semestrale sulla base del merito scientifico
delle domande pervenute e sono aperte a tutta la comunità scientifica (nazionale ed internazionale). I costi di gestione
ricadono tuttavia interamente sul finanziamneto dell’OAP.
I recenti cambiamenti avvenuti nel contesto nazionale ed internazionale stanno rendendo urgente un ripensamento
sulle prospettive e sull’uso delle risorse osservative di medie dimensioni. Questo problema verrà affrontato nei primi
mesi del prossimo anno da una apposita commissione che si farà carico di formulare delle proposte per un piano a
medio e lungo termine.
Figura 58: La cupola del telescopio di 1.82m a Cima Ekar (1350m) ad Asiago
9.1
Il Telescopio 182cm 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, L. Lessio, G. Martorana, M. Rebeschini, I. Rigoni, L. Rigoni, I. Stefani, D. Strazzabosco, L.
Traverso, H. Navarsardyan
9.1.1
84
Utilizzo del telescopio
Nel 2003 si è confermato l’aumento delle richieste di tempo di osservazione (vedi Figura).
Figura 59: Numero di notti richieste ed assegnate negli ultimi 6 semestri al telescopio di 182cm di Cima Ekar
La distribuzione del tempo di osservazione, gestito dalla commissione schedula, è stato ripartito tra i due strumenti
di piano focale: delle 187 notti (51% del totale) utilizzabili per condizioni meteo il 76% det tempo è stato usato AFOSC,
ed il 17% con Echelle.
Visti i buoni risultati ottenuti nel 2002 si è cercato di aumentare il numero dei programmi gestiti in service mode
dall’astronomo residente (attualmente H. Navasardyan), che hanno interessato il 15% del tempo di osservazione.
L’ultimo semestre osservativo ha registrato il massimo di proposals pervenuti negli ultimi sei AoT con una richiesta
di tempo pari a 1.7 le notti disponibili. Sempre nell’ambito del controllo di qualità dei risultati sono state stilate le
statistiche di articoli referati e relative citazioni nel periodo 1996-2003 (figura 61) che mostrano un chiaro trend di
crescita sia di quantità che di qualità. Infine è stata stilata la statistica relativa alle condizioni meteo. Le statistiche
complete dei dati meteo sono consultabili alla pagina web http://www.pd.astro.it/Asiago/2000/2200/2230.html.
9.1.2
Sviluppo e manutenzione della strumentazione
Gli interventi sulla strumentazione eseguiti negli anni precedenti hanno consentito di raggiungere un ottimo livello di
affidabilitá della strumentazione di piano focale.
Nel 2003 pertanto l’attività si è concentrata su interventi di miglioramento dei sistemi: telescopio, cupola e gestione
della acquisizione. In particolare sono stati eseguiti i seguenti interventi:
– Sostituzione parziale del sistema di puntamento del telescopio. In particolare è stato preparato un nuovo rack
VME che oltre a gestire le collaudate operazioni di acquisizione (lettura CCD, movimenti del banco ottico del sistema
di guida, autoguida del telescopio, controllo di AFOSC) ora controlla tramite una scheda PC/VME il sistema di
85
Figura 60: Pubblicazioni con referee ottenute con dati di Asiago/Ekar l’anno 2003
encoder/light bus del telescopio. Tale sistema permette quindi di fornire in tempo reale le coordinate del telescopio
al sistema di acquisizione. È poi stata realizzata una nuova interfaccia di puntamento che permette di visualizzare
le coordinate del telescopio che ha consentito di implementare un modello di puntamento del telescopio portando
l’acuratezza (vedi Fig ??) a circa 20 arcsec (rms) .
– Sono stati svolti interventi di manutenzione straodinaria non più procastinabili alla cupola e all’impianto del gruppo
elettrogeno.
– A luglio 2003 è stato sostituito il detector montato su AFOSC dati i problemi di lettura che si sono manifestati nel
mese precedente. Con l’astronomo residente è stato caratterizzato tale CCD sia al banco che al telescopio. Attualmente
AFOSC è privo di spare per quanto riguarda i rivelatori.
– Ad Agosto si è dovuto effettuare un intervento di manutenzione straordinaria del controller del rotator adapter.
– È stato scritto il codice della nuova UIF per l’upgrade del sistema di acquisizione dell’ECHELLE . Con il montaggio
del nuovo chip previsto nel 2004 AFOSC ed ECHELLE utilizzeranno analoghe elettroniche di acquisizione con chiari
vantaggi nella ridondanza di hardware in dotazione.
– Quest’anno si è effettuata l’alluminatura degli specchi del 182 cm. L’allineamento ottico dei due specchi è stato
ottenuto tramite il sensore di Shack-Hartmann ed il posizionamento e stabilitá del primario sono stati controllati
tramite sensori LVDT installati allo scopo nella cella di tale specchio.
86
Figura 61: Citazioni delle pubblicazioni ottenute con dati di Asiago/Ekar per l’anno 2003.
9.2
Il telescopio Schmidt 92/67
Personale coinvolto nel progetto:
R. Claudi (Resp.), E. Bozzato, G. Gianesini, L. Lessio, G. Martorana, M. Rebeschini, D. Strazzabosco.
Personale di Altri Osservatori:
Pietro Bruno, I.N.A.F. Osservatorio Astronomico di Catania.
Nell’ottobre del 2002 si è parzialmente conclusa la prima fase dei lavori necessari alla completa automatizzazione
del Telescopio Schmidt (92/62) localizzato a cima Ekar. A causa degli improvvisi tagli ai finanziamenti, l’attivitá del
2003 si è ridotta alla progettazione ed ad una minima produzione del software necessario alle fasi successive. Altre
importanti attivitá che permetterebbero di chiudere la prima fase, sono state rinviate, per forza di causa maggiore,
a data da destinarsi. Le linee guida scientifiche del progetto sono: la scoperta e l’osservazione di asteroidi ed oggetti
con orbite prossime a quella terrestre (NEOs,NEAs, etc.) e la ricerca di pianeti extrasolari con la tecnica fotometrica
dei transiti.
I lavori svolti sono stati:
– manutenzione ordinaria per poter mantenere operativa la struttura
– Debug della interfaccia utente di puntamento del telescopio anche da catalogo. L’interfaccia permette anche di agire
sul tracking differenziale di entrambe gli assi del telescopio e di azionare la cupola(OAPd, OACT).
– implementazione dell’autoguida con software integrato nella interfaccia utente (OAPd, OACT). Si e’ continuato il
lavoro inizato nel 2002.
– Costruzione e gestione dell’Archivio delle immagini CCD dello Schmidt. A riguardo è da poco uscito il primo paper
referato ottenuto utilizzando completamente dati provenienti da tale archivio.
– Progettazione del software per la presentazione su web dei dati metereologici registrati dalla centralina meteo dello
Schmidt. Per questa attività ci si è avvalsi di una porzione del tempo del personale C.E.D.(M. Castiello, L.Paoletti,
S. Pastore, A. Petrella)
– In collaborazione con il personale del CED ((M. Castiello, L.Paoletti, S. Pastore, A. Petrella) è stato fatto uno
studio per una eventuale dislocazione alternativa della sala controllo del telescopio in altre sedi: ad esempio la sala di
controllo del 182 a cima Ekar e nella sala multimediale dell’Osservatorio di Padova, sede di Asiago.
Figura 62: Cupola del telescopio Schmidt (92/67) a Cima Ekar.
87
10
88
COLLABORAZIONI SCIENTIFICHE
La maggior parte delle attivitá di ricerca svolte presso l’OAPd 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.
10.1
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
Turku Observatory, 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
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
89
Africa
South African Astronomical Observatory, Cape Town, Sud Africa
90
11
91
PUBBLICAZIONI
Vengono qui di seguito elencate le pubblicazioni fatte nel 2003 come PI o Co-I dal personale in servizio presso l’OAP.
Le pubblicazioni sono divise in varie categorie (con lavori con referee, comunicazioni a congressi, circolari, etc).
Nel corso del 2003 sono stati pubblicati 78 articoli su riviste con referee (più 14 attualmente in stampa), 129 (+
28 su invito) contributi a congressi, 17 circolari e 12 pubblicazioni di carattere tecnologico.
11.1
Pubblicazioni su riviste con referee
1. Annibali, F., Greggio, L., Tosi, M., Aloisi, A., Leitherer, C., The star formation history of NGC 1705: a poststarburst on the verge of activity, (2003) Astronomical Journal, 126, 2752
2. Baron,E., Nugent,P.E., Branch,D., Hauschildt,P.H., Turatto,M., Cappellaro,E., Determination of Primordial
Metallicity and Mixing in the Type IIP Supernova 1993W, (2003) ApJ, 586, 1199
3. Barbieri, C., Fornasier, S., Verani, S., Bertini, I., Lazzarin, M., Rampazzi, F., Cremonese, G., Ragazzoni, R.,
Marzari, F., Angrilli, F., Bianchini, G. A., Debei, S., Dececco, M., Guizzo, G., Parzianello, G., Ramous, P.,
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Highlight: The Physics of Supernovae, 216
129. Zampieri, L., Pastorello, A., Turatto, M., Cappellaro, E., Benetti, S., Altavilla, G., Mazzali, P., Hamuy, M. ,
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Italiana, 74, 526
11.6
106
Circolari
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M., Zampieri, L., Giro, E., Cappellaro, E., Supernova 2003ie in NGC 4051, (2003) IAU Circ., 8207, 3
3. Boeche, C., Munari, U. , Possible Nova in Scutum , (2003) IAUC 8191
4. Dallaporta, S., Munari, U., Zwitter, T. , V1154 Tau: a New Eclipsing Star within a Triple System , (2003) IAU
Informational Bulletin on Variable Stars, 5413
5. Della Valle, M., Benetti, S., Malesani, D., Mason, E., Antonelli, L.A., Cocozza, G., Covino, S., Fugazza, D.,
Ghisellini, G., Israel, G.L., Stella, L., Testa, V., GRB 021211: VLT spectrum, (2003) GCN Circular 1809
6. Della Valle, M., D. Malesani, S. Benetti, V. Testa, L. Stella, SUPERNOVA 2002lt AND GRB 021211, (2003)
IAU Circular 8197
7. Donato, L., Lepardo, A., Santini, V., Tomov, T., Munari, U., Zwitter, T. , V781 Tau: Improved Evidence for
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8. Elias-Rosa, N., Benetti, S., C. Marmo, A. Pastorello, G. Altavilla, H. Navasardyan, M. Riello, M. Turatto, L.
Zampieri, E. Cappellaro, SUPERNOVA 2003hg IN NGC 7771, (2003) IAU Circular 8187
9. 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) International
Astronomical Union Circular, 8273, 2
10. Masetti, N., Palazzi, E., Pian, E., Giro, E., Ortolani, S., Covino, S., Antonelli, L.A., GRB030115:r-band observations at Asiago, (2003) GNC, 1811, 1
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12. Munari, U., Castellani, F., Tombelli, M., Antolini, P., Forti, G. , Minor Planet Observations [098 Asiago Observatory, Cima Ekar] , (2003) MPEC 4942, 7
13. Munari, U., Castellani, F., Tombelli, M., Antolini, P., Forti, G. , Minor Planet Observations [098 Asiago Observatory, Cima Ekar] , (2003) MPEC 4861, 6
14. Rudnick, G., White, S., Aragon-Salamanca, A., Bender, R., Best, P., Bremer, M., Charlot, S., Clowe, D.,
Dalcanton, J., Dantel, M., and 16 coauthors including Halliday, C., and Poggianti B.M. , Studying high redshift
galaxy clusters with the ESO Distant Cluster Survey, (2003) Messenger, 112, 19
15. Siviero, S., Marrese, P. M., Munari, U. , Nova Scuti 2003 , (2003) IAUC 8199
16. Testa, V., Fugazza, D., Della Valle, M., Malesani, D., Mason, E., Pian, E., Antonelli, L.A., Benetti, S., Cocozza,
G., Covino, S., Ghisellini, G., Israel, G.L., Masetti, N., Palazzi, E., Stella, L., GRB 021211: R-band observations
at late-time, (2003) GCN Circular 1821
17. Valenti, S., Cappellaro, E., Danese, S., Di Pede, G., Navasardyan, H., Pastorello, A., Benetti, S., Turatto, M.,
SUPERNOVA 2003L, (2003) IAU Circular 8057
11.7
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Pubblicazioni su progetti tecnologici e strumentali
1. Bernacca, P.L., Antonello, E., Preite Martinez, A., ... Buson, L.M. et al., Ultraviolet Astronomy from the Space
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2. Bianco, A., Molinari, E., Conconi, P., Crimi., G., Giro, E., Percnechele, C., Zerbi, F. M., VPHG in the cold,
(2003) Spie Proc, 4842, 22
3. Bonoli, C. (PI) et al., SOS - A NIR imager/spectrograph for NTT , (2003) Proposal in response to the ESO call
for a 3rd generation instrument for the NTT
4. Bonoli, C., Giro, E., Conconi, P., Zitelli, V., Tunable filter for the TNG, (2003) Spie Proc, 4841, 493
5. Bortoletto, F., Bonoli, C., Magrin, D., Pernechele, C., Medium Infrared Instrument (MIRI) per il John Webb
Space Telescope (JWST gia‘ MIRI), (2003) Progetto di Cosmologia e Fisica Fondamentale, 103
6. Bortoletto, F., Bonoli, C., Magrin, D., MIRI camera and Spectrograph Calibration Control Electronics, (2003)
presented at the MIRI phase pre-B review, ESA, Estec
7. Bortoletto, F., Bonoli, C., Giro, E., Pernechele, C., Franceschini, A., Conconi, P., Mazzoleni, R., Molinari, E.,
Zerbi, F., The Italian participation to the NGST medium IR instrumentation, (2003) Mem. Sait, 74, 159
8. Bortoletto, F., D’Alessandro, M., Fantinel, D., Giro, E., Corcione, L., Bonanno, G., Bruno, P., Cosentino, R.,
Carbone, A., Evola, G., A new generation of detector controllers, (2003) mem. Sait, 74, 159
9. Giro, E.,Bonoli, C., Leone, F., Molinari, E., Pernechele, C., Zacchei, A., Polarization Properties at the Nasmyth
focus of the alt-azimuth TNG telescope, (2003) Spie Proc, 4843, 456
10. Molinari, E, Bertarelli C., Bianco, A., Bortoletto, F., Conconi, P., Crimi. G., Gallazzi, M. C., Giro, E., Lucotti,
A., Pernechele, C., Zerbi, F.M., Zerbi, G., Rewritable photochromic focal plane masks, (2003) Spie Proc, 4842,
335
11. Pernechele, C., Giro, E., Fantinel, D., Device for optical linera polarization measurements with a single exposure,
(2003) Spie Proc, 4843, 156
12. Vallenari A., Bertelli, G., , Simulating the sky for GAIA: discussing the Galactic absorption model, (2003) GAIA
RVS Internal Report RVSWG AV 04
11.8
Altre pubblicazioni
1. Fioravanti, R., Pigatto, L., Zanini, V., Transits of Venus observed in Italy in 1761 and 1882 (keynote), (2003)
IAU Sydney 2003 - Commission 41 - Working Group 4 - Transit of Venus
2. Pigatto, L., Salmaso, M., Zanini, V., Lorenzoni-Tacchini correspondence at the Padova Observatory Archive.
The ”true” history of the Italian astronomy of the 2nd half of the 19th century., (2003) IAU Sydney 2003 Commission 41 - Working Group 1 - Astronomical Archives
3. Pigatto, L., Tomasella, L., Zanini, V., Telescopes at the Astronomical Observatory of Padova - Italy. From the
last Refractor to the first Reflector., (2003) IAU Sydney 2003 - Commission 41 - Working Group 3 - Historical
Instruments
11.9
Pubblicazioni su riviste divulgative
1. Calvani, M., Marziani, P., Alla luce dei quasar, (2003) Le Stelle, No. 9, 34
2. Gratton, R., Desidera, S.. , Pianeti extrasolari - Il punto sulla situazione. La prima scoperta italiana, (2003)
Coelum, 59, 38
3. Pigatto, L., La Specola, il Castel Vecchio e dintorni, (2003) in Padova e il suo territorio, 105, 15-19
12
108
PERSONALE IN SERVIZIO
L’organico dell’OAPd nel 2003 é costituito da 81 unità di cui 6 AO, 14 AA e 12 AR, 14 unità per i servizi amministrativi,
2 per la biblioteca 7 per l’elaborazione dati, 21 per i servizi tecnico-scientifici e 5 per i servizi ausiliari.
12.1
Personale di ricerca
Astronomi ordinari (AO)
Benacchio Leopoldo (Str.)
Bortoletto Fabio
Calvani Massimo (Direttore)
De Zotti Gianfranco
Falomo Renato (Str.)
Gratton Raffaele (Str.)
Astronomi associati (AA)
Andreani Paola
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
Fantinel Daniela
Held Enrico
Marziani Paolo
Mazzei Paola
Pigatto Luisa
Poggianti Bianca Maria
Zampieri Luca
12.2
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
Traverso Luciano
Zanini Valeria
AREA SERVIZI GENERALI
Alemanno Monica
Casotto Patrizia
Padovano Giovanni
109
Pesavento Mario
Rizzo Andrea
110

Osservatorio Astronomico di Padova Relazione Scientifica Anno 2003

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