PRESENTAZIONE - Osservatorio Astronomico di Trieste

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