INAF - Osservatorio Astronomico di Padova Relazione...

INAF - Osservatorio Astronomico di Padova

Relazione ScientificaAnno 2003

Relazione scientifica 2003 2

Indice

1 Presentazione 5

2 SISTEMA SOLARE E PIANETI EXTRASOLARI 62.1 Sistema Solare . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 7

2.1.1 Spettroscopia ad alta risoluzione di comete . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 72.1.2 Studio dell’esosfera di Mercurio . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 7

2.2 Pianeti extrasolari . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 82.2.1 Ricerca di pianeti e determinazione di della composizione chimica in stelle binarie

usando SARG al TNG . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 82.2.2 Ricerca di pianeti in Ammassi Aperti . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 92.2.3 CHEOPS, Planet Finder per il VLT . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 102.2.4 Eddington . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 10

3 STELLE E MEZZO INTERSTELLARE 113.1 Modelli della Struttura della Galassie . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 113.2 Studio di Popolazioni Stellari . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 13

3.2.1 Modelli stellari ed Isocrone . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 133.2.2 Sintesi di Popolazione . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 13

3.3 Origine e successiva evoluzione delle popolazioni dello Sferoide Galattico . . . . . . . . . . . . 143.4 Formazione ed evoluzione degli ammassi globulari attraverso lo studio delle abbondanze di

elementi da cattura protonica . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 163.5 Distribuzione spaziale delle regioni Hii . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 173.6 Emissione molecolare in galassie con formazione stellare . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 183.7 Determinazione delle frequenze delle SNe a redshift intermedio . . . . . . . . . . . . . . . . . 183.8 Aspettative teoriche per la frequenza di SNIa in sistemi stellari . . . . . . . . . . . . . . . . . 193.9 Struttura tridimensionale di nebulose in espansione . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 203.10 Supernovae di tipo Ia: i fari dell’Universo . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 223.11 Nucleosintesi, stadi finali dell’evoluzione stellare ed evoluzione chimica delle galassie . . . . . 243.12 Novae e Simbiotiche Iijima . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 243.13 Parametri stellari fondamentali dalle binarie ad eclisse . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 253.14 Atlanti spettrali per GAIA/RAVE e sistemi fotometrici . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 26

4 GALASSIE E COSMOLOGIA 294.1 La local cosmology delle survey GAIA e RAVE . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 304.2 Le popolazioni stellari del Gruppo Locale come strumento per comprendere formazione ed

evoluzione delle galassie . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 324.3 Stelle variabili come traccianti della formazione stellare nelle galassie vicine . . . . . . . . . . 334.4 La storia di formazione stellare nelle galassie nane . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 344.5 I sistemi di ammassi globulari come test della formazione ed evoluzione delle galassie . . . . . 354.6 La storia di formazione stellare in galassie dai conteggi di stelle nel Diagramma HR . . . . . . 364.7 La Galassia Peculiare IC1182: un Merging in atto? . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 384.8 Studio di Galassie Peculiari nell’Ultravioletto . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 394.9 Interazione ed evoluzione delle galassie in ambienti a bassa densita . . . . . . . . . . . . . . . 404.10 Un nuovo catalogo del contenuto di gas interstellare (ISM) in galassie normali . . . . . . . . . 414.11 Evoluzione cosmologica delle sorgenti ISO-IRAS in NEPR . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 434.12 La natura degli EROs e l’evoluzione delle Galassie . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 444.13 La relazione tra le proprieta galattiche e la sottostruttura degli ammassi di galassie . . . . . . 454.14 Le surveys WINGS: stato attuale e primi risultati . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 464.15 EDISCS: the ESO Distant Cluster Survey . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 48


4.16 Analisi multi-frequenza della variabilita radio dei blazar . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 504.17 Proprieta di polarizzazione delle radio sorgenti ad alta frequenza . . . . . . . . . . . . . . . . 514.18 I quasar come indicatori di distanza . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 524.19 Parametri Osservativi & Struttura dei Nuclei Galattici Attivi . . . . . . . . . . . . . . . . . . 534.20 Declino della densita dei quasar luminosi tra z = 2 e z = 4 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 544.21 Effetto Sunyaev-Zeldovich indotto da attivita nucleare in galassie . . . . . . . . . . . . . . . . 554.22 Proprieta ed evoluzione delle galassie ospiti di nuclei attivi . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 564.23 Modello di formazione congiunta di elittiche e quasar . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 574.24 Connessioni tra materia luminosa ed oscura . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 584.25 Modelli chemo-spettro-fotometrici di galassie . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 594.26 Formazione stellare negli starbursts oscurati . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 60

5 ASTROFISICA DELLE ALTE ENERGIE 615.1 Stelle di Neutroni e Buchi Neri: Proprieta Fisiche e Meccanismi di Formazione . . . . . . . . 615.2 Emissione X in supernovae interagenti: storia della perdita di massa dei progenitori . . . . . 625.3 Fenomeni energetici in nane bianche in accrescimento . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 645.4 Righe di emissione da dischi di accrescimento attorno a buchi neri . . . . . . . . . . . . . . . 65

6 TECNOLOGIE ASTRONOMICHE 676.1 Nuovi Laboratori OAPd . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 676.2 Telescopi a Terra: Telescopio Nazionale Galileo (TNG) . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 676.3 Telescopi a Terra: OmegaCAM, l’imager a grande campo per il VLT Survey Telescope . . . . 686.4 Telescopi a Terra: Il Progetto Planet Finder CHEOPS . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 696.5 Telescopi a Terra: LBC per LBT . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 716.6 Osservatori spaziali: Medium Infrared Instrument (MIRI) per il John Webb Space Telescope 726.7 Osservatori Spaziali: Low Resolution Cameras per la missione ESA BepiColombo . . . . . . . 726.8 Sviluppi Tecnologici: Detector Controller VisIRc e nuovi rivelatori . . . . . . . . . . . . . . . 736.9 Sviluppi Tecnologici: Dimostratore di Ottica Adattiva Multiconiugata: MAD . . . . . . . . . 746.10 Sviluppi Tecnologici: Software . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 746.11 Sviluppi Tecnologici: Opticon SmartOptics JRA5 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 756.12 Strumentazione per telescopi a terra: SOS. Una proposta di Spettrografo/Imager nel vicino

IR per NTT . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 756.13 Grid per l’Astrofisica . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 76

7 DIDATTICA E DIVULGAZIONE DELL’ASTRONOMIA 777.1 Divulgazione . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 777.2 Informazione . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 787.3 Didattica . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 787.4 Attivita di diffusione della cultura astronomica nella sede di Asiago . . . . . . . . . . . . . . . 79

8 STORIA DELL’ASTRONOMIA E ATTIVITA MUSEALE 81

9 LE STRUTTURE OSSERVATIVE DI ASIAGO 839.1 Il Telescopio 182cm di Cima Ekar . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 83

9.1.1 Utilizzo del telescopio . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 849.1.2 Sviluppo e manutenzione della strumentazione . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 84

9.2 Il telescopio Schmidt 92/67 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 86

10 COLLABORAZIONI SCIENTIFICHE 8810.1 Collaborazioni nazionali . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 88


11 PUBBLICAZIONI 9111.1 Pubblicazioni su riviste con referee . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 9111.2 Pubblicazioni su riviste con referee (in stampa) . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 9511.3 Libri e Monografie . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 9611.4 Rapporti invitati a congressi . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 9611.5 Contributi a congressi . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 9811.6 Circolari . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 10611.7 Pubblicazioni su progetti tecnologici e strumentali . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 10711.8 Altre pubblicazioni . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 10711.9 Pubblicazioni su riviste divulgative . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 107

12 PERSONALE IN SERVIZIO 10812.1 Personale di ricerca . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 10812.2 Personale amministrativo – tecnico – ausiliario . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 109


1 Presentazione

Questo documento riassume l’attivita scientifica svolta dal personale dell’INAF – Osservatorio Astronomicodi Padova (OAPd) nell’anno 2003. Le ricerche condotte presso OAPd riguardano varie tematiche astrofisichetra cui: la ricerca di pianeti extra solari e lo studio dettagliato di corpi del sistema solare, la determinazionedei parametri stellari fondamentali, lo studio delle popolazioni stellari effettuato sia con osservazioni sia conmodelli teorici, caratteristiche delle nebulose planetarie, stelle novae e stelle simbiotiche, fenomenologia efisica delle supernovae. Una ampia tematica su cui molti ricercatori dell’OAPd lavorano riguarda lo studiodelle proprieta ed i processi di formazione ed evoluzione delle galassie. Questo settore e articolato in diversifiloni di ricerca tra cui lo studio cinematico e chimico della Galassia, galassie del Gruppo Locale, galassieinteragenti e peculiari, proprieta’ del mezzo interstellare in galassie normali e EROs e lo studio degli ammassidi galassie vicini. Un altro aspetto particolarmente seguito di questo settore riguarda la connessione tra leproprieta delle galassie ed i fenomeni di attivita nucleare. Questo tema viene affrontato sia dal punto divista teorico interpretativo, con modelli spettro-fotometrici di galassie e di formazione congiunta di sferoidie quasars ad alto redshift, sia osservativo mediante la determinazione diretta delle proprieta delle galassieattive e dei loro nuclei. Completano questo tema gli studi sui parametri cosmologici fondamentali, e quellisulla relazione tra materia oscura e materia luminosa. Nel campo dell’astrofisica delle alte energie infinevengono condotte ricerche mirate alla comprensione dei processi fisici attorno ad oggetti collassati (sistemibinari Galattici, nuclei galattici attivi e SN interagenti con il mezzo circumstellare) e galassie interagenti.Molte delle ricerche svolte presso l’OAPd fanno uso di dati (o ne prevedono l’uso) provenienti dalle missionispaziali HST, PLANK, GAIA, ROSAT, Chandra, XMM.

Per quanto riguarda l’attivita tecnologica, l’OAPd e coinvolto nei progetti TNG, OmegaCAM, CHEOPS,nella camera al primo fuoco per LBT, nella stumentazione a terra MIRI per JWST, LRC per BepiColombo,ed in progetti spaziali. Questa attivita viene complementata da quella specifica di laboratorio con la re-alizzazione di nuovi controller per CCD e di software di controllo per il dimostratore di ottica adattivamulticoniugata (progetto MAD). L’OAPd partecipa alle attivita della Joint Research Activity numero 5 diOPTICON per lo sviluppo di tecnologie per il disegno e realizzazione di Image Slicer.

L’OAPd gestisce e coordina le attivita osservative svolte presso la sede di Asiago dove risiedono i telescopiSchmidt (67/92) ed il telescopio Copernico di 1.82m.

Presso l’OAPd viene svolta una ampia attivita didattica per le scuole e di carattere divulgativo, sia nellaforma tradizionale di visite guidate e conferenze, che tramite la rete.

L’attivita scientifica dettagliata dell’OAPd nel 2003 e documentata in numerose pubblicazioni su rivistescientifiche internazionali elencate in questa relazione.

Il DirettoreMassimo Calvani

Giugno 2004


2 SISTEMA SOLARE E PIANETI EXTRASOLARI

L’OAPd, e piu in generale l’astronomia padovana, hanno un ruolo importante in ambito nazionale nellostudio dei sistemi planetari. Per quanto riguarda il sistema solare, la spinta maggiore e stata data in passatodai gruppi del prof. Barbieri al Dipartimento di Astronomia, del prof. Vanzani al Dipartimento di Fisica, e perquanto riguarda la parte strumentale, del prof. Tondello al Dipartimento di Ingegneria. Il dott. Cremonesecollabora attivamente con questi gruppi, in particolare nella progettazione della Wide Angle Camera per lamissione BepiColombo, che e uno dei cornerstone ESA. Cremonese conduce inoltre studi sulle comete e sulleatmosfere molto tenui della Luna e di Mercurio.

Un campo in grande sviluppo in tutto il mondo e quello della ricerca dei pianeti extrasolari. Il campo edi grande interesse, e l’obiettivo ultimo e trovare altri pianeti che possano ospitare la vita. Benche questoobiettivo sia ancora abbastanza distante, gli ultimi anni hanno portato alla scoperta di numerosi sistemiplanetari; nei prossimi anni sono previsti piani ambiziosi da parte sia della NASA che dell’ESA. In questoambito, il gruppo del dott. Gratton (che collabora con gruppi degli Osservatori di Catania e Teramo, al Dip.Fisica di Padova, e al McDonald Observatory) ha ottenuto negli ultimi anni risultati di assoluta rilevanza, inparticolare usando lo spettrografo SARG al TNG, realizzato dallo stesso gruppo. Il risultato piu clamoroso,che ha dato origine a una press release e a molti articoli su giornali nazionali, e la scoperta del primo buoncandidato pianeta extrasolare scoperto da un gruppo italiano nel Novembre 2002. Oltre alla tecnica dellevelocita radiali, il gruppo guidato da Gratton, partecipa in collaborazione con gruppi del Dip. di Astronomia(prof. Piotto) e di altri osservatori italiani e stranieri alla ricerca di pianeti extrasolari usando la tecnicadei transiti. Inoltre, l’OAPd ha un ruolo molto importante (responsabilita per l’unita IFS: co-p.i. MassimoTuratto) in un consorzio guidato dal MPIA di Heidelberg per la realizzazione di uno studio di fattibilita perun Planet Finder per il VLT dell’ESO; a sottolineare l’importanza del ruolo dell’OAPd in questo progetto,occorre notare che Gratton ne e l’Instrument Scientist. Infine, l’OAPd partecipa all’Instrument Consortiumdi Eddington, una proposta di satellite ESA per rivelare pianeti anche di dimensione terrestre mediantetransiti.


2.1 Sistema Solare

2.1.1 Spettroscopia ad alta risoluzione di comete

Ricercatori: G. Cremonese

Altri collaboratori: M.T. Capria, M.C. De Sanctis, H. Kawakita, J. Watanabe

Tematica: La spettroscopia ad alta risoluzione delle comete consente di studiare il gas che compone lachioma, individuare alcune delle reazioni che avvengono e soprattutto ricavare delle informazioni sull’originedella cometa e la regione in cui si e formata. Diverse informazioni, utili per la comprensione dell’origineed evoluzione della cometa, possono essere ricavate dai rapporti isotopici di alcuni atomi, dai rapporti trale diverse componenti vibrazionali e rotazionali delle emissioni molecolari e dalle abbondanze relative edassolute, dati forniti da spettri ad alta risoluzione nel visibile. Inoltre le poche comete osservate ad altarisoluzione nella maggior parte dell’intervallo spettrale del visibile hanno mostrato circa il 20% delle emissionisconosciute.

Risultati: Nel 2003 abbiamo quasi completato il catalogo delle emissioni della cometa Ikeya-Zhang. Peralcuni di questi spettri ad alta risoluzione abbiamo applicato un modello, su alcune bande dell’NH2 ricavandola temperatura di spin dell’ammoniaca, che fornisce informazioni sulla nebula pre-solare in cui la cometaha avuto origine. Infine utlizzando TNG+SARG, abbiamo per la prima volta ottenuto spettri ad altarisoluzione (R=29000) di una cometa a corto periodo, la cometa Encke. L’analisi di questi dati e tuttora incorso.

2.1.2 Studio dell’esosfera di Mercurio


Altri collaboratori: C. Barbieri, M. Bruno, F. Leblanc, V. Mangano, S. Marchi, A. Milillo, A. Morbidelli,S. Orsini, S. Verani

Tematica: L’esosfera rappresenta per un’atmosfera planetaria la regione dove le collisioni non sono domi-nanti, nel caso di Mercurio esiste solo questa regione che interagisce direttamente con la superficie. Il nostrostudio consiste nell’osservazione del componente di sodio dell’esosfera, con il TNG+SARG, e nel confrontarei dati con un modello completo dell’esosfera di Mercurio. Inoltre stiamo lavorando su un modello della fisicadell’impatto di micrometeoriti con la superficie del pianeta, che rappresenta uno dei principali meccanismidell’origine ed evoluzione dell’esosfera potendo contribuire fino al 30%. Lo studio degli impatti deve con-siderare un nuovo modello dinamico per ricavare il flusso di meteoriti, di dimensioni superiori ad 1mm, alladistanza eliocentrica di Mercurio, al momento non esistente, e un’analisi mineralogica della superficie delpianeta, sulla base degli scarsi dati a disposizione. L’analisi mineralogica assume in parte una composizionelunare leggermente modificata sulla base della differente posizione di Mercurio rispetto al Sole e quindi delladiversa differenziazione subita, e i risultati forniranno informazioni importanti sulla termodinamica relativaall’impatto e quindi sulla composizione del vapore prodotto.

Finanziamenti: COFIN 2002


2.2 Pianeti extrasolari

Ricercatori: R. Gratton, E. Carretta, R. Claudi, C. Pernechele, M. Turatto, A. Baruffolo

Altri collaboratori: S. Desidera, S. Lucatello, A. Martinez Fiorenzano, G. Piotto, S. Ortolani, J. Antichi

Tematica: L’esistenza di pianeti giganti extrasolari e stata dimostrata dalla loro rivelazione; tuttaviamanca ancora una descrizione delle loro proprieta in funzione di alcuni parametri fondamentali (massa ecomposizione chimica della stella centrale, ambiente dinamico). I sistemi binari e gli ammassi sono labora-tori ideali per studiare l’effetto delle perturbazioni gravitazionali sulla formazione ed evoluzione di sistemiplanetari. Modelli teorici ed osservazioni mostrano che pianeti si possono formare in sistemi binari. I pianetiin orbita in sistemi binari mostrano una relazione massa-periodo differente da quelli orbitanti intorno a stellesingole. Oltre agli effetti dinamici, i sistemi binari (in particolare quelli formati da stelle di massa moltosimile) possono essere usati per studiare la relazione tra presenza di pianeti e metallicita, uno degli aspettimeno chiari e piu sorprendenti rivelati dall’osservazione di sistemi extrasolari.

Risultati: E stato suggerito che l’inviluppo convettivo esterno di stelle di tipo solare possa essere statoin alcuni casi inquinato dall’ingestione di materiale planetario. Queste considerazioni sono alla base deiprogrammi di ricerca e caratterizzazione dei pianeti extrasolari in corso all’OAPd.

2.2.1 Ricerca di pianeti e determinazione di della composizione chimica in stelle binarieusando SARG al TNG

Il programma viene condotto in collaborazione con ricercatori dell’OACT (Bonanno, Cosentino e Scuderi),dell’OATE (Dolci), del Dip. Fisica di Padova (Marzari e Barbieri), e M. Endl (McDonald Observatory),ed ha avuto lo status di Long Term Project al TNG. Il campione include circa 50 sistemi binari visuali(separazioni di alcuni arcsec), con stelle aventi massa molto simile tra loro. Viene usato lo spettrografoSARG al TNG (realizzato dal nostro gruppo), equipaggiato con una cella assorbente. Le misure di velocitaradiale vengono fatte usando il programma AUSTRAL, sviluppato da Kurster, Endl e collaboratori. Ilprogramma e completato da un’analisi molto accurata della composizione chimica, con errori prossimi al5%, che permette di evidenziare differenze anche estremamente piccole nella composizione chimica delle duecomponenti dei sistemi binari osservati. L’analisi differenziale non mostra una differenza significativa pernessuno dei 23 sistemi osservati sinora (vedi Fig. 1). Questo pone costraints abbastanza severi all’ipotesiche la maggiore frequenza di pianeti nelle stelle metal-rich sia dovuta ad accrescimento.

Figura 1: Differenza di abbondanza di Ferro tra le due componenti di 10 sistemi binari del campione SARG in funzionedella differenza di temperatura tra le le due componenti. Notare le barre di errore estremamente piccole (circa il 2%),e che in un caso (HD219542) vi e una chiara differenza tra le due componenti

La Fig. 2 mostra la curva di velocita radiale ottenuta per la stella τ Ceti. L’errore interno delle misure(∼ 1.4 m/s) rappresenta uno dei migliori risultati ottenuti finora nel campo.


Un’analisi accurata delle velocita radiali e stata condotta per il sistema HD219542. Le misure nonmostrano alcuna evidenza di un pianeta attorno alla componente A (i limiti superiori sono gia’ abbastanzasignificativi, escludendo un sistema tipo 51 Peg), mentre attorno alla componente B potrebbe ruotare unpianeta della massa di Saturno alla distanza circa simile a quella di Mercurio dal Sole (vedi Fig. 3): laprobabilita che questo pianeta esista veramente e piuttosto elevata (significativita attorno al 97%), ma nonsi puo escludere che il segnale osservato sia dovuto ad attivita. L’analisi degli altri sistemi e in corso.

Figura 2: Curva di velocita radiale per τ Cet. Notare gli errori estremamente piccoli delle nostre misure (1.4 m/s peruna singola osservazione, e 0.8 m/s per la media delle osservazioni ottenute in una notte). La dispersione delle misuree maggiore (2.6 m/s). Questo potrebbe essere dovuto sia all’effetto di un modesto grado di attivita, sia alla eventualepresenza di un pianeta, finora non rivelato.

Figura 3: Curva di velocita radiale per HD219542B, rifasata su un periodo di 112 giorni. L’orbita kepleriana sovrap-posta risulta significativa a circa il 97% di confidenza; tuttavia al momento non si puo escludere la possibilita che levariazioni di velocta osservate siano dovute ad attivita

2.2.2 Ricerca di pianeti in Ammassi Aperti

In collaborazione con Piotto (Dip. Astronomia), Grundahl (Un. Aarhus), Poretti (OABrera), Arellano-Ferro(UNAM) e Stetson (DAO), il nostro gruppo partecipa ad una ricerca di pianeti usando il metodo dei transitinell’ammasso aperto antico NGC6791. Questo e un caso particolarmente interessante, perche NGC6791 e


molto ricco di metalli, ed e quindi uno dei candiati migliori per questo tipo di ricerca. Un’abbondantequantita di materiale osservativo e stato acquisito usando il CFHT, il telescopio da 2m di San Pedro Martir,e quello da 1.5m di Loiano. L’analisi e in corso: i risultati preliminari mostrano che la qualita fotometricaraggiunta e adeguata allo scopo.

2.2.3 CHEOPS, Planet Finder per il VLT

L’OAPd e uno dei partner di un consorzio guidato dal MPIA di Heidelberg per costituito per la realizzazionedi uno studio di fattibilita per un Planet Finder per il VLT. Questo progetto e descritto in dettaglio nellaparte strumentazione. Il ruolo di Padova include il Project Scientist (Raffaele Gratton), e la responsabilitaper la parte Integral Field Spectrograph (Co-PI Massimo Turatto).

2.2.4 Eddington

L’OAPd partecipa anche al Consorzio per il supporto a questo progetto ESA, che mira alla realizzazionedi un satellite per rivelare pianeti di tipo terrestre con il metodo dei transiti. Il progetto ha visto unintensa attivita nel corso del 2003, ma non e stato per il momento ammesso alla fase realizzativa. L’attivitadell’OAPd e strettamente connessa a quella del Dipartimento di Astronomia. Si e lavorato sulla selezione delcampo, sulla qualificazione fotometrica. Si e inoltre assunta responsabilitta su alcune aree che riguardano ilsoftware di bordo.


3 STELLE E MEZZO INTERSTELLARE

La ricerca nel settore Stelle e Mezzo Interstellare ha una lunga tradizione a Padova ed un numero consistentedi ricercatori vi si dedica sia dal punto di vista osservativo che teorico. L’obiettivo di queste ricerche e lacompresione dei meccanismi di formazione ed evoluzione sia delle stelle che dei sistemi da esse costituiti.

Lo studio e l’evoluzione delle popolazioni stellari della Galassia e di altri sistemi stellari, quali gli ammassiglobulari e le galassie nane del Gruppo Locale, e avvenuto attraverso la determinazione della composizionechimica e dell’eta dei diversi sottosistemi che la compongono. Questo, unito alle informazioni sulla cinematicae sulla posizione all’interno della Galassia, permette di ricostruirne la struttura, la formazione, l’evoluzionepassata e di prevederne quella futura.

Dal punto di vista osservativo si sono studiate la distribuzione spaziale delle regioni HII e la composizionechimica e la cinematica di vari campioni di stelle sia di campo che di ammasso. Dal punto di vista teorico sonostati sviluppati e perfezionati dei modelli di sintesi di popolzione e dei modelli cinematici i cui risultati sonopoi stati confrontati con nuove osservazioni mirate. Va ricordato che la missione GAIA dara un contributofondamentale alla comprensione della struttura della Galassia. L’OAPd e stato molto attivo nel simulare leosservazioni aspettate e nel definire le caratteristiche che dovranno avere i rivelatori ed i sistemi fotometriciper ottimizarne il ritorno scientifico della missione.

Per comprendere la formazione dei sistemi stellari e importante estendere lo studio della formazionestellare alle galassie ad alto redshift. Presso l’ OAPd si e studiata l’emissione molecolare di galassie lontanein funzione del tasso di formazione stellare e si e determinata la frequenza delle SNe a z ∼ 0.3. In questocontesto e stata sviluppata anche una nuova formulazione analitica della frequenza delle SNIa in funzionedei parametri fisici fondamentali dei sistemi dei precursori. Il gruppo di teorici dell’OAPd ha calcolato nuovetracce evolutive estendendo i modelli a basse metallicta ed includendo nuove opacita molecolari.

Sono infine state studiate osservativamente alcune categorie di oggetti particolarmente interessanti. LeSNe sono state studiate sia per quanto riguarda il loro utilizzo come indicatori di distanza su scala cosmo-logica, che per quanto riguarda la comprensione della fisica dell’esplosione ed i parametri che la governano.Per quanto riguarda le fasi evolutive finali delle stelle di piccola massa, si e perfezionato il modello di ri-costruzione dettagliata della struttura spaziale del gas ionizzato nelle Nebulose Planetarie. E inoltre in corsoun programma a lungo termine per estendere il campione attualmente disponibile di sistemi di binarie adeclisse per la determinazione dei parametri fisici fondamentali delle stelle.

3.1 Modelli della Struttura della Galassie

Ricercatori: A. Vallenari, E. Nasi, S. Pasetto, S. Ragaini, G. Bertelli (CNR)

Altri collaboratori: C. Chiosi (Univ Pd)

Tematica: Comprendere a fondo la struttura della Galassia, i meccanismi fisici che hanno determinato lasua formazione, evoluzione, attuale struttura e prevederne l’evoluzione futura ha profonde implicazioni ancheper la comprensione delle galassie primordiali e delle prime fasi evolutive dell’Universo. Pietra miliare nellostudio della Galassia e stata la survey astrometrica di Hipparcos. La missione GAIA estendera fino a circa 4kpc il volume osservato e fornira informazioni sulle caratteristiche fisiche, la cinematica e la distribuzione dellestelle su una grande frazione del volume della Galassia. La realizzazione di potenti telescopi e di importantisurveys stanno per fornire dati fotometrici per enormi campioni di stelle, contribuendo ad una verificasempre piu stretta dei modelli, sia delle stelle che della struttura della Galassia. La tecnica dei conteggistellari applicata alla ricostruzione della distribuzione di massa nelle galassie (la Via Lattea in particolare)e stata ampliata consentendo di simulare in modo autoconsistente sia diagrammi colore-magnitudine chemoti propri e velocita radiali. Il modello cinematico di disco sottile proposto tiene conto del tilt verticaledell’ellissoide delle velocita. In questo modo il modello fornisce una valida approssimazione della cinematicafino a notevoli distanze dal piano Galattico.

Risultati:


Figura 4: Studio del sistema fotometrico di GAIA. Sinistra: simulazione del diagramma colore-magnitudine nellebande B47-B89 (blu disco, rosso bulge , verde RGB AGB) Destra: l’utilizzo dei parametri reddening-free nelle bandefotometriche di GAIA Q(M51, B55, B65) e Q(B65, B76, B89) permette di separare le stelle di RGB AGB

a) Sono stati ridotti e analizzati i dati relativi alla fotometria di 10 campi stellari ottenuti con la camera agrande campo del telescopio ESO 2.2m in direzione del centro Galattico. Sono state derivate eta, metallicita,tasso di formazione stellare del disco e del bulge.

b) Sono stati analizzati dati del catalogo GSPC-II per campi ad alta latitudine Galattica derivando lecaratteristiche di eta e altezze di scala di disco sottile, disco spesso e alone. Sono stati determinati gliellissoidi delle velocita delle varie popolazioni galattiche. I dati non sono compatibili con la presenza diun gradiente verticale di velocita del disco spesso. Questo suggerisce che la formazione del disco spesso siastata per rapido riscaldamento del disco sottile, come avviene in seguito a una interazione con una galassianana. Nessuna componente contro-rotante e stata trovata nell’alone interno, suggerendo una formazione percollasso.

c) Il modello di disco spesso utilizzato e stato applicato allo studio di un campione di stelle dei dintornidel sole di cui sono noti i moti propri e le velocita radiali.

d) Lo studio di dati 2MASS nella direzione del bulge interno (| l |< 20) ha permesso di derivare l’angolodi posizione della barra. E stato trovato un angolo di circa 50 gradi, in accordo con quanto trovato nel bulgeesterno. Questo rende poco probabile l’ipotesi suggerita da piu parti in letteratura che il bulge sia costituitoda una struttura interna (bulge vero e proprio) piu una barra nelle zone piu esterne.

e) E stato studiato l’andamento dell’arrossamento lungo la linea di vista a varie latitudini galattichetramite lo studio dei diagrammi colore-magnitudine. Vari modelli esistenti in letteratura sono stati con-frontati. Notevoli incertezze sono state evidenziate soprattutto a basse latitudini galattiche. Vari metodidi determinazione dell’assorbimento interstellare (diagrammi colore-magnitudine, bande interstellari diffuse,determinazioni spettroscopiche dirette) sono stati confrontati nella direzione di V838Mon.

f) Nell’ambito della collaborazione internazionale volta alla costruzione del satellite GAIA, il modello diGalassia proposto da Bertelli et al. (1995), modificato ed aggiornato, e stato applicato alla simulazione delleosservazioni aspettate ed e stato utilizzato per derivare le caratteristiche tecniche dei rivelatori che megliosi adatteranno allo studio dei dati (sia fotometrici che spettroscopici) della Galassia.


3.2 Studio di Popolazioni Stellari

Ricercatori: E. Nasi, A. Vallenari, S. Pasetto, S. Ragaini, G. Bertelli (CNR)

Altri collaboratori: C. Chiosi (Univ. Pd), L. Girardi (OATs), P. Marigo (Univ. Pd)

Tematica: Il principale strumento per studiare l’evoluzione delle galassie risolte e il diagramma colore-magnitudine da cui si puo ricavare la storia della formazione stellare e ricostruirne l’evoluzione, utilizzandodiagrammi sintetici basati su estesi set di tracce evolutive. Ci sono ancora incertezze significative nel calcolodei modelli stellari per esempio per quanto riguarda il trattamento delle zone convettive e la loro estensione.E necessario un costante aggiornamento dell’input fisico dei modelli stellari e un confronto coi dati diosservazioni sempre piu precise in modo da verificare i modelli.

Risultati:

3.2.1 Modelli stellari ed Isocrone

E stato calcolato il set di tracce a bassa metallicita (Z=0.0001) per completare la griglia calcolata da Girardiet al. (2000) necessaria per lo studio di popolazioni molto povere di metalli.

Oltre all’aggiornamento dei vari parametri costitutivi della struttura stellare, quali le opacita, l’equazionedi stato ed il tipo di mescolamento convettivo e diffusivo, vengono anche esplorati gli effetti di nuovi valoridella composizione chimica. A questo scopo e iniziato il calcolo di griglie evolutive con diversi valori delcontenuto di elio per ogni metallicita (da 2 a 4 valori di Y all’aumentare di Z). Questo permettera di simularepopolazioni stellari formatesi in ambienti che hanno subito differenti valori di arricchimento di elio al cresceredel contenuto metallico (per DY/DZ in Girardi et al. 2000 era stato usato un valore fisso DY/DZ=2.5). Perle piccole masse i modelli sono stati calcolati per ora sino al flash dell’elio e per le masse maggiori fino allafine del bruciamento dell’elio.

Per le fasi evolutive piu avanzate vengono utilizzati i risultati di Marigo (2002) che con la trattazione diopacita molecolari variabili nei modelli di TP-AGB durante la fase di stelle al carbonio ottiene un miglioraccordo dei modelli con le osservazioni (temperature effettive piu basse nei modelli, tempi di vita piu brevie valori piu bassi dei rapporti C/O , riproducendo quindi meglio i dati delle stelle al carbonio).

3.2.2 Sintesi di Popolazione

E continuato l’aggiornamento ed il costante adeguamento del codice usato per la sintesi di popolazione, dicui un ingrediente critico sono le tabelle di conversione dal piano teorico al piano sperimentale. Vengonousate le librerie piu recenti di spettri stellari e verranno inseriti i nuovi risultati dei modelli di atmosfere diF. Castelli. Sara usato anche il nuovo metodo di studio delle popolazioni stellari basato su un algoritmogenetico per l’ottimizzazione dei loro parametri astrofisici.

a) Sono stati ridotti e analizzati i dati ottenuti con la camera a grande campo del telescopio ESO 2.2m,relativi a due campi nella LMC e SMC molto ricchi di ammassi, il primo situato al bordo Sud della supershellLMC4 ed il secondo nel centro della SMC. Sono stati derivate le eta di circa 80 tra ammassi e associazionistellari in entrambi i campi. Nella LMC la formazione degli ammassi ha avuto un picco tra 10-20 Myrche corrisponde alla eta della Supershell. Gli oggetti piu giovani di 10 Gyr sono collocati in vicinanza delenubi di C0 indicando una possibile influenza della interazione della supershell con il mezzo interstellare sulprocesso di formazione. Un gran numero di oggetti mostra segni di interazione (code mareali) indicandoche gli ammassi si formano in grandi gruppi. Questi risultati sono in accordo con il modello multi-scala diformazione stellare nel quale ci si aspetta di trovare una correlazione tra durata della formazione stellaree dimensioni della regione. Nella regione studiata della SMC la formazione degli ammassi ha avuto unpicco intorno a 0.4-0.5 Gyr. E stata studiata la storia della formazione stellare nella popolazione di campodella SMC. Otre a episodi di formazione stellare ad eta piu vecchie (8 Gyr circa), e stato trovato un picconella rate di formazione stellare ad una eta confrontabile con il periodo di enhancement trovato per gli


ammassi. Questo periodo di formazione stellare potrebbe essere legato alla interazione SMC-LMC con lanostra Galassia.

b) Come banco di prova dei modelli di evoluzione stellare e della formazione degli ammassi sono statistudiati 3 ammassi della LMC su osservazioni con VLT studiandone la distribuzione delle stelle nelle varieregioni del diagramma HR. Tenendo conto della presenza di binarie, dell’eventuale dispersione di eta e deglieffetti stocastici della funzione iniziale di massa, e stata determinata l’eta e la metallicita di NGC 2155, NGC2173 e SL 556. Si e valutato che parte dei problemi nel riprodurre la distribuzione delle stelle giganti (redgiants) puo essere causata dalla trattazione del mescolamento convettivo nelle stelle, la cui teoria presentaancora molte incertezze. Nel caso di NGC 2173 i diagrammi sintetici riproducono le osservazioni soltantose si prende in considerazione una formazione stellare prolungata (per circa 0.3 Gyr), mentre di solito siassume che le stelle dell’ammasso si formino contemporaneamente.

c) Il codice parallelo N-body Tree-SPH e stato implementato con un nuovo algoritmo statistico peril calcolo del tasso di formazione stellare e della evoluzione chimica, utile soprattutto nel caso in cui siconsideri un elevato numero di particelle. Il codice e stato applicato alla simulazione di galassie a discoisolate predicendone la struttura finale e la evoluzione chimica. Inoltre sono stati simulati ammassi digalassie dimostrando la capacita dell’algoritmo di studiare l’evoluzione chemo-dinamica delle galassie e delmezzo intergalattico.

d) E stata studiata l’evoluzione morfologica di galassie nane satelliti di una galassia massiccia come laVia Lattea discutendo la possibile evoluzione di una nana irregolare in una nana sferoidale a causa dellainterazione mareale.

e) Si sta mettendo a punto un modello cinematico in grado di simulare sia i diagrammi colore-magnitudineche le velocita radiali in modo autoconsistente.

3.3 Origine e successiva evoluzione delle popolazioni dello Sferoide Galattico

Ricercatori: R. Gratton, E. Carretta, R. Claudi, E. Held, P. Mazzei

Altri collaboratori: S. Desidera, S. Lucatello, A. Moretti, L. Rizzi

Tematica: Questo progetto e il contributo dell’UdR Osservatorio Astronomico di Padova al PRIN 20012001028897 L’Origine e successiva evoluzione delle popolazioni dello sferoide galattico.

Risultati:

Correlazioni tra composizione chimica e cinematica per stelle di campo metal-poorDati sulla formazione galattica si possono ricavare correlando la cinematica con la composizione chimica,

e studiando le distribuzioni di abbondanze per le stelle di campo. Per [Fe/H]> −2 il rapporto α/Fe puoessere usato come un cronometro; la dispersione attorno ai valori medi per questo rapporto puo invece dareinformazioni sulle dimensioni tipiche delle nubi che hanno avuto una evoluzione chimica isolata. Abbiamoanalizzato le stelle povere di metalli per cui sono disponibili dati cinematici accurati, trovando che neidintorni del Sole e possibile distinguere tre popolazioni: il disco sottile; una popolazione ruotante (anchese piu lentamente di quella del disco sottile), originata dal collasso dissipativo della componente principaledella nostra Galassia; ed una componente non ruotante o controruotante, attribuibile all’accrescimento disatelliti che hanno avuto un’evoluzione chimica indipendente (Fig. 5). Mentre la relazione tra disco sottilee componente dissipativa era gia stata chiarita in precedenza, il nostro studio ha mostrato che esiste unacontinuita nella componente dissipativa (la cui parte ruotante piu velocemente e comunemente identificatacon il disco spesso). Per questa componente esiste una correlazione tra α/Fe (e quindi eta) e rotazione,indicando che il collasso e stato sufficientemente lento da permettere un contributo significativo da partedelle SN Ia. Il piccolo scatter di abbondanza implica un mezzo omogeneo su scale molto grandi. Lacomponente di accretion mostra una dispersione di abbondanze maggiore, ed una tendenza a valori piubassi nel rapporto α/Fe, fatti che indicano che l’evoluzione chimica indipendente e avvenuta su masse piupiccole (105 − 106 M¯), e che il tempo di formazione e stato piu lungo.


Figura 5: Rapporti di abbondanza tra Ferro ed elementi α in funzione di differenti parametri cinematici: distanzaperigalattica Rmin, distanza apogalattica Rmax, eccentricita dell’orbita galattica e, velocita di rotazione attorno alcentro galattico Vrot. I diversi simboli identificano la suddivisione delle stelle nella Componente Dissipativa (quadratipieni), Componente di Accrescimento (quadrati vuoti) e stelle di thin disk (croci)

Determinazioni di eta e composizione chimica per ammassi globulariGli ammassi globulari sono molto importanti perche e possibile una loro datazione accurata. Determi-

nazione di eta assolute accurate a 1 Gyr usando il metodo del Main Sequence Fitting hanno permesso diporre le eta degli ammassi in un contesto cosmologico, e di confermare le indicazioni di differenze significativedi eta tra diversi gruppi di ammassi suggerite dall’analisi differenziale di Rosenberg et al. (1998). Per quantoriguarda il primo aspetto, gli ammassi piu antichi risultano avere un’eta di 13.4± 1.4 Gyr, che coincide conl’eta dell’universo stimata dai dati WMAP, e si sono formati entro 1.4 Gyr dal Big Bang, corrispondentead un redshift z > 3. Gran parte degli ammassi piu giovani, che hanno distribuzione e cinematica similial disco spesso (come 47 Tuc), dovrebbero essere da 2 a 3 Gyr piu giovani, mentre vi e qualche ammassopresumibilmente connesso alla sferoidale nana in Sgr che e considerevolmente piu giovane.

Galassie nane del gruppo localeE stato realizzato un database di fotometria ottica a grande campo di dSph satelliti della Via Lattea

(Fornax, Carina, Sculptor, Leo I, Sextans), ed e stato pubblicato un articolo sull’evoluzione chimica diCarina. Sono stati perfezionati il software di riduzione ed analisi di fotometria e astrometria a grande campodi popolazioni stellari risolte. Sono state ridotti e calibrati dati nel vicino IR (ESO/SOFI) di un campionedi dSph (Leo I, Leo II, Sculptor, Sextans, Carina, Fornax). Combinando con dati ottici, si e prodotto undatabase fotometrico BVIJHK per aree di 18 × 18 arcmin, base per studio dell’AGB in sistemi di diversametallicita, e della distribuzione di eta delle stelle evolute di eta intermedia. Sono state ottenute osservazionispettroscopiche a media risoluzione (VLT/FORS2) per stelle RGB di Phoenix e Tucana per determinare ladistribuzione di metallicita e la legge di arricchimento chimico, e ad alta risoluzione (VLT+UVES, FLAMES)di stelle di Phoenix, per ricavarne la massa.

Studio delle proprieta del bulge galattico


Le problematiche affrontate riguardano la formazione delle galassie in un quadro isolato, inclusa la genesidel bulge nei dischi (formazione antecedente all’assemblaggio del disco o per cattura via minor mergers;oppure formazione piu tarda per decadimento di una barra), e la crescita e sviluppo di una barra in un discodi sole stelle in un quadro cosmologico.

Abbiamo analizzato il collasso di sistemi isolati, inizialmente composti di gas e materia oscura, concondizioni iniziali consistenti con il modello cosmologico, accendendo la formazione stellare al verificarsi diun opportuno set di condizioni fisiche nel gas iniziale ed in quello successivamente arricchito di metalli.Abbiamo usato un codice SPH che unisce, in modo autoconsistente, il calcolo dell’evoluzione chimica peril gas e le stelle da esso risultanti, con un codice di sintesi evolutiva delle popolazioni stellari in grado dicalcolare la distribuzione spettrale di energia delle stelle dall’UV fino ad 1 mm comprendendo anche l’effettodi attenuazione dovuto alle polveri. Le simulazioni rivelano come il tasso di formazione stellare e le proprietadinamiche del sistema stellare risultante, dipendano dalle proprieta globali del sistema, ossia dalla massa dimateria oscura, dal suo stato dinamico e geometria, oltre che da quelle locali, legate al ruolo dei processidissipativi, e dipendenti quindi dal gas e dal rapporto tra materia barionica e quella oscura. Si ricavanocosı delle condizioni critiche per la formazione dei dischi che si manifestano solo in sistemi con massa totalenon superiore a 1012 M¯ ed con un rapporto tra materia barionica ed oscura intorno al valore cosmologico:0.005-0.15. In questi casi la configurazione iniziale piu favorevole per la comparsa di un bulge e quellaoblata. Non emergono particolari vincoli per la formazione di sistemi early-type che appaiono comunque piufavoriti. In dipendenza dalla massa del disco, troviamo che si sviluppa rapidamente una barra che si mantieneed accresce nel corso dell’evoluzione in seguito all’instabilita dell’alone stesso. L’instabilita gravitazionalenelle regioni piu interne alimenta l’instabilita di barra anche nel caso di rapporti di massa disco-alone 0.1(prossimo al valore cosmologico), evidenziando un comportamento inatteso in un quadro isolato. I dischimassicci piu freddi sviluppano una morfologia tipo bulge nelle regioni centrali per effetto della disposizioneradialmente inclinata delle orbite in quella regione della barra.

3.4 Formazione ed evoluzione degli ammassi globulari attraverso lo studio delle ab-bondanze di elementi da cattura protonica

Ricercatori: Eugenio Carretta

Altri collaboratori: Angela Bragaglia, Carla Cacciari, Emanuel Rossetti (INAF-OABo)

Tematica: gli elementi come O, Na, Al e Mg coinvolti in reazioni di cattura protonica durante il bruci-amento di H ad alta temperatura mostrano nelle stelle degli ammassi globulari una grande dispersione inabbondanza, molto piu grande di quella prevista dagli errori osservativi. Queste stesse anomalie di abbon-danza sono riscontrate in stelle al turn-off di ammassi globulari (NGC 6397 e NGC 6752; 47 Tuc) che nonhanno temperature centrali sufficientemente alte o inviluppi convettivi in grado di rimescolare in superficiequesti elementi una volta prodotti. Ne consegue che quanto si osserva e il risultato di elementi prodotti inuna precedente generazione stellare, nelle primissime fasi dell’evoluzione degli ammassi globulari, e successi-vamente incorporati nelle stelle osservate o nel gas che ha portato alla formazione delle stesse. Lo studio diquesti elementi fornisce importanti informazioni sui processi di formazione di questi aggregati, non ottenibilidirettamente per altre vie.

Risultati: Utilizzando dati della Science Verification dello spettrografo multifibre FLAMES al VLT-UT2(acquisiti per altro scopo) siamo riusciti a determinare l’abbondanza di Sodio in circa 80 stelle del Red GiantBranch di NGC 2808, un ammasso pochissimo studiato spettroscopicamente. I nostri risultati mostrano unagrande dispersione in Na da stella a stella, a tutte le luminosita lungo il braccio gigante (vedi Figura 7).Dato che i modelli per una dispersione dovuta a fenomeni di rimescolamento durante l’evoluzione di unastella di piccola massa prevedono che si abbia una soglia da un certo livello in magnitudine, i nostri risultatirafforzano l’ipotesi che le anomalie siano dovute a un inquinamento esterno, da ricercarsi probabilmentenella materia espulsa da una prima generazione di stelle di massa intermedia durante la fase di AGB.


Figura 6: Abbondanze di [Na/Fe] in funzione della temperatura effettiva lungo il Red Giant Branch di NGC 2808.Sono presenti grandi variazioni di abbondanza da stella a stella.

3.5 Distribuzione spaziale delle regioni Hii

Ricercatori: G. De Zotti

Altri collaboratori: R. Paladini (SISSA, Trieste), R. Davies (JBO, Manchester)

Tematica: Le regioni Hii sono tra i tracciatori piu affidabili della struttura a spirale della nostra galassia.La ricostruzione della loro distribuzione spaziale e importante anche per comprendere la distribuzione deglielettroni liberi. Pero, mentre le distanze dal centro della galassia possono essere stimate sulla base dellacurva di rotazione, quando siano disponibili dati sulle loro velocita, in generale si ottengono due soluzioni perle distanze dal sole, corrispondenti alle due intersezioni della linea di vista con la loro orbita galattocentrica.

Risultati: In collaborazione con R. Paladini (SISSA) e R. Davies (Jodrell Bank Observatory) e stata svilup-pata una nuova analisi della distribuzione spaziale delle regioni HII utilizzado una base dati molto piu riccadi quelle utilizzate in precedenza. Si sono ottenute le distanze galattocentriche per 550 sorgenti. Per 117 diqueste la distanza dal sole si e potuta ricavare senza ambiguita in quanto si trovano o all’esterno del circolosolare o la loro linea di vista e tangente alla loro orbita di rotazione intorno al centro galattico. Per altre177 sorgenti si e potuta risolvere l’ambiguita nella distanza utilizzando dati ausiliari. Analizzando questosotto-campione, si e evidenziata una correlazione altamente significativa tra luminosita e diametro lineareche ha consentito di discriminare tra le due soluzioni per la distanza dal sole. Ottenute le distanze si epotuto stimare lo spessore della distribuzione delle regioni Hii, che e risultato essere simile a quello dellestelle OB all’interno del circolo solare. A distanze maggiori dal centro della Galassia la distribuzione delleregioni Hii riflette quella del warp e il suo spessore cresce al crescere della distanza dal centro galattico. Si einoltre confermato, con un campione molto piu ampio, il gradiente positivo della temperatura degli elettronicon la distanza dal centro galattico.


Figura 7: A sinistra: correlazione tra luminosita a 2.7 e 5 GHz e diametro delle regioni Hii. A destra: distribuzionedelle regioni Hii confrontata col modello di Cordes & Lazio (2003).

3.6 Emissione molecolare in galassie con formazione stellare

Ricercatori: A. Bressan, G. L. Granato

Altri collaboratori: L. Silva (OATS), O. Vega (INAOE, Mex) M. Chavez (INAOE, Mex)

Tematica: L’osservazione dell’emissione molecolare permette di analizzare i parametri critici del processodi formazione stellare, tra questi la sua efficienza, ossia il rapporto tra il tasso della formazione stellare e laquantita di gas a disposizione. E stata recentemente evidenziata l’importanza della componente densa delgas molecolare, rilevata da righe di eccitazione elevata come quelle della molecola HCN o delle transizioni diCO tra livelli alti. Il gas denso e una frazione significativa del gas coinvolto nel processo di formazione stellaree, molto spesso, e quello che determina la profondita ottica delle nubi molecolari. L’analisi dell’emissionemolecolare, assieme a quella infrarossa e radio, permette di determinare in maniera univoca la massa di gas,l’efficienza di formazione stellare e l’eventuale contributo dell’AGN, nelle galassie luminose infrarosse.

Risultati: Nell’ultimo anno si sono approfondite queste tematiche dal punto di vista teorico con l’obiettivodi ottenere una predizione dell’emissione molecolare in funzione del tasso di formazione stellare, per legalassie ad alto redshift. Una particolare applicazione riguarda l’osservabilita delle galassie lontane perla detereminazione del loro redshift. Infatti, fino ad oggi l’emissione molecolare in sorgenti lontane e statarivelata nelle galassie di cui e gia noto il redshift. Con i nuovi strumenti millimetrici (e.g. ”redshift machine”nel Large Millimetric Telescope, INAOE Mexico) sara possibile determinare direttamente i redshift dellesorgenti lontane osservando contemporaneamente l’emissione di righe consecutive del CO (vedi figura, Vegaet al 2004).

3.7 Determinazione delle frequenze delle SNe a redshift intermedio

Ricercatori: S. Benetti, M. Turatto, G. Altavilla, G. Blanc

Altri collaboratori: E. Cappellaro (OAC), A. Pastorello (UniPD), F. Patat (ESO), M. Riello (ESO),M.T Botticella (OAC), S. Valenti (OAC), A. Clocchiatti (PUC)


Figura 8: Predizione dell’emissione del CO (sinistra) e tempo di osservzione (in minuti) necessario per la sua rilevazionecon il Large Millimetric Telescope (50m) (destra), per un modello di galassia ellittica in formazione.

Tematica: La misura della frequenza di Supernovae e di grande interesse. Infatti, la frequenza delle SNeche originano dal “core collapse” traccia il tasso di formazione stellare istantaneo poiche i loro progenitorisono stelle massicce dalla rapida evoluzione. Al contrario le SNe termonucleari (SNIa) i cui progenitorisono sistemi binari evoluti, danno informazioni sulla storia evolutiva della formazione stellare. Dopo averestensivamente investigato la frequenza di SNe nell’Universo Locale, il gruppo di Padova ha perfezionato unprogramma di ricerca finalizzato alla determinazione della frequenza di SNe a redshift intermedi (0.1 < z <0.6) ricercando SNe col WFI al telescopio MPI/ESO 2.2m di La Silla. L’obiettivo e quello di misurare lavariazione di frequenza dei vari tipi di SNe con l’eta dell’Universo. Nei prossimi anni lo studio verra estesoad alti redshift con l’utilizzo di OmegaCam e LBC.

Risultati: E in corso l’analisi e la caratterizzazione del campione di SNe scoperte durante l’intera search:in totale finora sono state scoperte 12 SNe “core collapse” (10 II, 1 IIn e 1 Ic) e 10 di tipo Ia. E statacalcolata una prima stima della frequenza di SNe (espressa in SNu, 1SNu=1SN(100yr)−1(1010LB¯)−1) conil metodo del tempo di controllo, prendendo in considerazione la correzione K, la dilatazione cosmologica deltempo ed assumendo un Universo con i seguenti parametri cosmologici: Ho=75 km s−1 Mpc−1, ΩM = 0.3,Ωλ = 0.7. Ad un redshift di ∼ 0.3 ed in base ad altre ragionevoli assunzioni si e stimata una frequenzadi 0.29+0.17

−0.15SNu per le tipo Ia e di 1.45+0.55−0.45SNu per le “core collapse”. Questi risultati sembrano indicare

una notevole evoluzione del tasso di produzione delle SNIa col redshift. Sebbene le incerterzze siano ancoragrandi, sembra tuttavia che anche le SNe di “core collapse”, mostrino un significativo incremento dellafrequenza col redshift (fino a tre volte il valore nell’Universo Locale!). Si sottolinea come questi valori sianole prime stime mai ottenute della frequenza delle SNe di “core collapse” a redshift z 6= 0. La frequenza delleSNIa e stata anche misurata usando le 16 SNe, aventi un redshift medio di 0.13, scoperte dalla search EROSnel corso del 1999-2000. Il risultato e di 0.17+0.11

−0.08SNu (Ho=75 km s−1 Mpc−1). Anche questo risultatoconferma che una certa evoluzione della frequenza delle SNIa e presente gia a piccoli redshift.

3.8 Aspettative teoriche per la frequenza di SNIa in sistemi stellari

Ricercatori: L. Greggio

Altri collaboratori: F. Matteucci, S. Recchi (Dip. Astronomia,Univ. Trieste)

Tematica: La frequenza delle SNIa nei vari tipi di galassie dipende dalla storia di formazione stellare delsistema in esame. Inoltre, le previsioni teoriche sono funzione del modello adottato per i progenitori, cheattualmente e ancora oggetto di discussione. In particolare, ci sono due grandi famiglie di possibili precursoridi SNIa: sistemi binari stretti composti da una nana bianca di Carbonio-Ossigeno e una compagna pocoevoluta (Singole Degeneri), e sistemi binari stretti composti da due nane bianche (Doppio Degeneri). Nel


caso delle Singole Degeneri, l’evento di SNIa avviene con un ritardo dalla formazione del sistema binarioprimordiale pari al tempo evolutivo della secondaria; nel caso delle Doppio Degeneri, a tale ritardo si ag-giunge il tempo necessario alla fusione finale delle due nane bianche per emissione di onde gravitazionali. Lafunzione di distribuzione dei tempi di ritardo e quindi molto diversa nelle due famiglie di modelli, e tale di-versita si riflette sull’andamento teorico della frequenza di esplosioni. Questo problema ha conseguenze sullamodellizzazione dell’ evoluzione chimica delle galassie, del mezzo intracluster, e sulle aspettative teorichecirca l’evoluzione della frequenza di SNIa in funzione del redshift.

In questo quadro, ci si e proposto (i) di analizzare la relazione tra la frequenza di SNIa osservatanelle galassie e la storia di formazione stellare, e (ii) di sviluppare una parametrizzazione accurata edefficace dell’andamento temporale della frequenza di SNIa, atta a essere inclusa in codici per l’evoluzionechimica delle galassie. Infatti, nella letteratura corrente, le previsioni teoriche sulla frequenza di SNIasono sostanzialmete i risultati di simulazioni numeriche eseguite con codici sofisticati (scenario codes). Talirisultati, relativi a prescrizioni standard sulla storia di formazione stellare e distribuzione dei parametri checaratterizzano i sistemi binari e la loro evoluzione, non sono adattabili alla varieta di situazioni affrontatenella modellistica dell’evoluzione delle galassie. Per contro, una formulazione analitica della frequenza deglieventi Ia in funzione dei parametri importanti puo essere inserita in qualsiasi calcolo piu complesso.

Risultati: Si e ottenuta una semplice formulazione per la frequenza di SNIa in funzione della storiadi formazione stellare, che evidenzia come la frequenza osservata all’epoca attuale nelle galassie spirali esostanzialmente legata alla probabilita globale di evento SNIa da parte di una popolazione stellare coeva;mentre la frequenza osservata in galassie ellittiche scala con il valore della funzione di distribuzione deiritardi, valutato intorno a ritardi pari all’eta della galassia. Questa formula puo essere implementata neicodici per l’evoluzione delle galassie, una volta specificata la funzione di distribuzione dei tempi di ritardo.Per questa, si sono ottenute formulazioni analitiche sia per le Singole Degeneri che per le Doppio Degeneri,che discendono da principi robusti dell’evoluzione stellare, e che descrivono la dipendenza della funzione didistribuzione dei ritardi dai parametri caratteristici dei sistemi binari in maniera molto chiara e flessibile.Il confronto dell’andamento temporale della frequenza di SNIa prevista da queste formule analitiche coni risultati delle simulazioni da scenario codes in letteratura mostra che gli andamenti sono estremamentecompatibili, a parita di scelta dei parametri. La formulazione analitica proposta presenta il vantaggio didescrivere l’effetto di variazioni nei parametri iniziali, quali masse e separazioni dei sistemi binari.

Questa formulazione, applicata al problema dei rapporti di abbondanze degli elementi α rispetto al Ferroosservata nelle galassie ellittiche, ha permesso di derivare limiti quantitativi sul loro tempo di formazionein dipendenza dal modello per i progenitori delle SNIa. Risulta, per esempio, che, se i progenitori di SNIasono sistemi Doppio Degeneri, una storia di formazione stellare protratta per alcuni Gyr rimane compatibilecon un rapporto di abbondanze [α/Fe] sovrasolare. Nel caso del modello di Singole Degeneri, la formazionestellare deve invece essere conclusa entro meno di 1 Gyr. I risultati di questo lavoro sono stati presentati alcongresso internazionale ’Stars and Structure Formation’ (Zurigo, Agosto 2003), e sono in fase di stesura.

Un’ ulteriore applicazioni di questa formulazione e allo studio, e consiste nell’interpretazione dei datisulla frequenza di SNIa al variare del redshift in funzione della forma della funzione di distribuzione deiritardi, e , infine, del modello per i precursori delle SNIa.

3.9 Struttura tridimensionale di nebulose in espansione

Ricercatori: F. Sabbadin, S. Benetti, M. Turatto

Altri collaboratori: E. Cappellaro, R. Ragazzoni

Tematica: Le spettacolari immagini ottenute dal telescopio spaziale Hubble hanno evidenziato la comp-lessita morfologica delle Nebulose Planetarie (inviluppi multipli, aloni, knots, FLIERs = fast low ionizationemitting regions, BRETs = bipolar rotating episodic jets ecc.).

Presupposto indispensabile all’approfondimento della fenomenologia e dei processi fisici connessi conle Nebulose Planetarie e la de-proiezione dell’immagine apparente, cioe la ricostruzione dettagliata della


Figura 9: Ricostruzione della struttura apparente multi-color di NGC 7009 per una rotazione attorno all’asse Nord-Sudcentrato sulla stella eccitatrice. La linea di vista e data da (θ,ψ), dove θ e l’angolo (di Eulero) zenitale, e ψ e l’angolo(di Eulero) azimutale. L’immagine (0,0) rappresenta la nebula vista dalla Terra.

struttura spaziale del gas ionizzato. Tale procedimento e oggi possibile grazie alle analisi tomografica e 3-Dsviluppate presso l’OAPd che si articola attraverso: a) lo studio tomografico di spettri ad alta risoluzioneche ricostruisce la distribuzione della materia, della ionizzazione, e delle condizioni fisiche e dinamiche entrola fetta di nebula coperta dalla fenditura dello spettrografo; b) un programma originale di 3-D rendering cheassembla le diverse fette tomografiche e fornisce la struttura tridimensionale dettagliata dell’intera NebulosaPlanetaria.

La nuova metodologia 3-D si applica a qualsiasi tipo di nebulosa in espansione; essa dischiude vasticampi di ricerca (cinematica, morfologia, struttura, condizioni fisiche, ionizzazione, composizione chimica,distanza, fase evolutiva) per le Nebulose Planetarie, i gusci di Novae, i Resti di Supernovae, le nebulaeespulse da stelle calde in Sequenza Principale, da stelle simbiotiche, da stelle Wolf-Rayet di Popolazione Iecc..

Risultati: Il procedimento 3-D e stato applicato alla complessa Nebulosa Planetaria NGC 7009 (Sat-urn Nebula), osservata a dodici angoli di posizione con il telescopio NTT dell’ESO. La Nebulosa Saturno(distanza'1.4 Kpc, eta'6000 anni, massa ionizzata '0.18 M¯) consiste di varie componenti interconnesse,caratterizzate da differenti condizioni fisiche, morfologia, grado di eccitazione e proprieta cinematiche. Ab-biamo identificato quattro sotto-sistemi a larga scala (il guscio interno, la shell principale, la shell esternae l’alone), e quattro sotto-sistemi a piccola scala: i caps (due gruppi simmetrici di condensazioni a bassaeccitazione localizzati entro la shell esterna), le ansae (regioni polari esterne a bassa eccitazione, probabil-mente sottoposte all’azione di un’onda d’urto), gli streams (regioni polari intermedie ad alta eccitazione,che connettono la shell principale con le ansae), e un anello equatoriale a media-bassa eccitazione entro lashell esterna.

Per tutti gli otto sotto-sistemi di NGC 7009, abbiamo confrontato la distribuzione radiale delle condizionifisiche (temperatura elettronica e densita elettronica) e dei flussi nebulari osservati nei vari ioni con i profiliteorici ricavati dal codice di fotoionizzazione CLOUDY: le caratteristiche spettrali generali di NGC 7009


sono perfettamente spiegabili in termini di fotoionizzazione da parte della stella centrale.La multiforme morfologia apparente di NGC 7009 per una rotazione attorno all’asse Nord-Sud e illustrata

in Fig. 1, in cui il blue (alta eccitazione) corrisponde alla riga dell’He II a 4686 A, il verde (media eccitazione)alla 5007 A di [O III], e il rosso (bassa eccitazione) alla 6584 A di [N II].

La struttura spaziale della Nebulosa Saturno e discussa entro uno scenario evolutivo dominato dallafotoionizzazione, e supportato dal vento stellare veloce. Esso inizia con la fase di superwind (prima isotropico,poi carente verso i poli), passa attraverso la fase di transizione neutra (durata circa 3000 anni), l’inizio dellaionizzazione (2000 anni fa), e la completa ionizzazione della shell principale (1000 anni fa), raggiungendola situazione attuale. Per quanto riguarda l’evoluzione futura, nel prossimo millennio la Nebulosa Saturnomanterra l’apparenza attuale, poiche il modesto calo di flusso ultravioletto stellare sara compensato dalladiluizione del gas dovuta all’espansione. Piu tardi la stella centrale presentera un brusco abbassamentodi luminosita (alla fine del bruciamento dell’idrogeno in shell), e nella nebula i processi di ricombinazioneprevarranno sulla ionizzazione. Le ansae e i caps saranno i primi sotto-sistemi a ricombinarsi (fra circa 1100anni), seguiti dalla shell esterna e dalle parti periferiche della shell principale (fra 1200 anni), mentre iltenuo alone esterno manterra a lungo un alto grado di eccitazione. Piu tardi ancora (fra circa 2000 anni),il declino stellare sempre piu lento, combinato con la diluizione del gas dovuta all’espansione, dara luogo auna graduale re-ionizzazione della nebula.

Onde estendere la metodologia 3-D ad altre classi di oggetti in espansione, abbiamo osservato la CrabNebula a dodici angoli di posizione con il telescopio di Cima Ekar + DOLORES, e ricavato la struttura tridi-mensionale in [O III] di questo resto di Supernova. Stamo, inoltre, raccogliendo il materiale spettroscopicorelativo a GK Per e DQ Her (gusci di Novae), HM Sge e V1016 Cyg (nebulose attorno a stelle simbiotiche),e M 1-67 (Wolf-Rayet shell).

I filmati della proiezione multi-color e della struttura spaziale in vari ioni e a vari cuts di tutte le nebulosefinora studiate sono disponibili alla pagina http://web.pd.astro.it/sabbadin.

3.10 Supernovae di tipo Ia: i fari dell’Universo

Ricercatori: S. Benetti, M. Turatto, L. Zampieri, A. Baruffolo, N. Elias de la Rosa, G. Blanc, H. Navasar-dian, G. Altavilla

Altri collaboratori: E. Cappellaro, G. Fiorentino, M. Marconi, I. Musella (OAC), P. Mazzali (OATs), A.Pastorello, H. Harutyunyan, R. Barbon (UniPd), F. Patat, G. Pignata, M. Riello (ESO), W. Hillebrandt(MPI-Garching), European Supernova Collaboration (ESC)

Tematica: Le Supernovae di tipo Ia (SNIa) ricoprono un ruolo fondamentale in diverse aree dell’Astrofisica:dall’evoluzione chimica delle galassie alla cosmologia. L’osservazione di SNIa ad alto redshift (z∼ 1)ha fornito la prima, e finora la migliore, evidenza di una recente (alcuni miliardi di anni) accelerazionedell’espansione dell’Universo che sarebbe sostenuta da una nuova forma di energia detta “dark energy”(un risultato formidabile che sta scuotendo le fondamenta della Fisica). Tuttavia le SNIa diventano buoniindicatori di distanza solamante applicando delle relazioni empiriche tra la forma della curva di luce e laluminosita. Infatti nonostante i notevoli progressi compiuti negli ultimi anni, sia le proprieta fisiche delprogenitore sia i dettagli del meccanismo che genera l’esplosione restano sconosciuti. Solamente quandoquesti saranno svelati la confidenza sull’uso delle SNIa come fari cosmici sara totale e sara anche possi-bile quantificare potenziali trends evolutivi. La scoperta di materiale circumstellare attorno ad una SNIaaiuterebbe moltissimo a svelare la natura del progenitore. Primo ed indispensabile strumento di indaginee lo studio dettagliato a varie lunghezze d’onda di un certo numero di SNIa vicine, i cui dati possono poiessere confrontati con i risultati di simulazioni numeriche di idrodinamica-radiativa.

Con questo obiettivo il gruppo di Padova e entrato a far parte di una vasta collaborazione finanziatadall’Unione Europea assieme agli Istituti di Oxford, Cambridge, Londra, Parigi, Barcellona, Stoccolma e


Figura 10: Diagramma di Hubble costruito con galassie progenitrici con velocita di recessione > 3000kms−1. Lacalibrazione assoluta delle magnitudini delle SNe e stata fatta attraverso la relazione P–L delle Cefeidi corretta permetallicita. Si nota come la dispersione dei punti diminuisca al passare da una legge di estinzione standard (RB = 4.315,Figura in alto a sinistra) ad una con RB = 3.5 (in alto a destra). Lo scarto e ulteriormente ridotto se si consideranosolo le SNe aventi le migliori curve di luce (circoli neri, Figura in basso). In quest’ultimo caso si ottiene Ho= 71+7

−6

km s−1 Mpc−1.

Monaco (HPRN-CT-2002-00303). Inoltre il gruppo di Padova e inserito anche in una vasta collaborazioneinternazionale (che riunisce in pratica tutti gli esperti di SNIa mondiali) che ha come obiettivo lo studiodettagliato dello spettro UV delle SNIa con HST.

Risultati: Data l’imprevedibilita delle esplosioni di SNIa, le osservazioni delle loro prime fasi evolutive(importantissime ai fini del nostro studio) sono condotte principalmente con programmi di ToO (Targetof Opportunity). Il gruppo di Padova gestisce, all’interno delle collaborazioni menzionate, le osservazionicondotte con i telescopi di Asiago, TNG ed ESO (sia La Silla che Paranal). Nel corso del 2003 abbiamoattivato estese campagne osservative per quattro oggetti (SN 2003cg, 2003du, 2003gs e 2003kf). Le analisiin corso hanno rilevato, per esempio, che SN 2003du potrebbe mostrare segni di interazione con il mezzocircumstellare, il cui studio ci puo dare preziose informazioni sulla natura del progenitore. SN 2003cg einvece un oggetto estremanente arrossato ed e circondato da polveri aventi proprieta fisiche diverse da quellestandard. E stato inoltre completato lo studio di altri oggetti precedentemente intrapreso (SN 2002bo).Il programma di monitoring di SNe vicine condotto dal nostro gruppo ha inoltre permesso di integrare ilcampione di curve di luce di SNIa gia presenti in letteratura con dati nuovi e piu omogenei e di studiare piudettagliatamente le relazioni empiriche che legano la forma della curva di luce alle magnitudini al massimo.Si e inoltre studiato come diverse calibrazioni della relazione periodo-luminosita delle stelle variabili Cefeidial variare della metallicita si riflettano sulla calibrazione delle relazioni empiriche delle SNIa e, in definitiva,


sulla stima della costante di Hubble. Il valore di quest’ultima costante risulta compreso tra H0=68–74km s−1 Mpc−1, e l’inderteminazione dipende piu dalla incertezza sulla correzione per l’assorbimento subitodalla luce nell’attraversare la galassia ospite che dalla calibrazione della relazione P-L delle Cefeidi.

3.11 Nucleosintesi, stadi finali dell’evoluzione stellare ed evoluzione chimica delle galassie

Ricercatori: S. Benetti, M. Turatto, L. Zampieri, G. Altavilla, H. Harutyunyan, H. Navasardian

Altri collaboratori: E. Cappellaro (OAC), A. Pastorello (UniPd), M. Riello (ESO), P. Mazzali (OATs),I. Aretxaga (INAOE), S.J. Smartt (Cambridge)

Tematica: Le stelle di grande massa (M≥ 8M¯) al termine alla loro evoluzione esplodono a causadell’energia rilasciata dal collasso del nucleo. L’obiettivo della ricerca e studiare i vari tipi di esplosione dacollasso di core dal punto di vista osservativo e teorico. In particolare si vuole comprendere come i parametrifisici del progenitore influenzano le caratteristiche “morfologiche” delle SNe ossia la loro evoluzione fotomet-rica e spettroscopica. Altra tematica affrontata e lo studio delle SNe per le quali gli effetti dell’interazionedegli ejecta col mezzo circumstellare (CSM) dominano rispetto all’emissione di energia termica depositatadallo shock.

Risultati: Per entrambe le tematiche si sono condotte sistematicamente osservazioni fotometriche e spet-troscopiche sia in banda ottica che infrarossa principalmente con i telescopi di Asiago, TNG, ESO (La Sillae Paranal). La maggior parte degli sforzi del gruppo e stata indirizzata verso lo studio sistematico delleSNII plateau (SNIIP), CC–SNe con una notevole quantita di idrogeno. Il campione di 17 SNeIIP analizzatocopre un intervallo di parametri fisici molto ampio: dalla debole SN 1999br alla luminosa SN 1992am. Inparticolare, abbiamo studiato un gruppo molto omogeneo di oggetti caratterizzato da curve di luce sottolu-minose, un plateau esteso (tp > 100 days), una quantita di 56Ni eiettata molto piccola (10−2 − 10−3 M¯)e bassa velocita di espansione del materiale espulso (∼ 1000 kms−1, alla fine del plateau). Nel corso diqueste ricerche abbiamo sviluppato un codice semianalitico che, partendo dalla curva di luce bolometrica,dalla velocita di espansione del materiale espulso e dalla temperatura del continuo, permette di determinarela dimensione del progenitore, la massa del materiale radioattivo, quella dell’inviluppo espulso e l’energiadell’esplosione.

Dallo studio complessivo delle SNIIP abbiamo trovato che le velocita di espansione, le masse di 56Nieiettate, le luminosita del plateau, le energie dell’esplosione e i raggi iniziali sono fra loro correlati. Lemasse del materiale espulso non sembrano, invece, variare significativamente con gli altri parametri fisici.Abbiamo cosı trovato che progenitori con masse di sequenza principale simili (20 M¯ < MMS ≤ 35 M¯)possono produrre sia SNIIP molto brillanti che sottoluminose, con il rilascio di quantita di 56Ni molto diversetra loro (da ∼ 10−3M¯ per le sottoluminose a ∼ 10−1M¯ per quelle molto brillanti). Ne deriva che la massanon e l’unico parametro fisico che determina le proprieta dell’esplosione, ma entrano in gioco anche altrifattori che potrebbero essere il momento angolare del core e/o effetti di orientazione.

Abbiamo anche continuato lo studio delle SNe di tipo IIn, ossia di quegli oggetti che mostrano evidentisegni di interazione tra il materiale espulso ed il CSM. Lo studio della radiazione emessa consente di mapparela struttura e le proprieta fisiche del CSM permettendo cosı di studiare le ultimissime, violente fasi evolutivedel progenitore. In particolare, la SN 1995N e stata oggetto di una osservazione coordinata in banda ottico-infrarossa (VLT) e X (XMM-Newton; vedi anche sezione Alte Energie).

Infine il nostro gruppo sta coordinando le osservazioni della hypernova SN 2003jd, un oggetto simileanche se meno energetico delle SNe 1998bw e 2003dh, associate a due Gamma-ray Bursts.

3.12 Novae e Simbiotiche Iijima

Ricercatori: T. Iijima

Altri collaboratori: R. Viotti (CNR Frascati), vari ricercatori dell’Universita di Kyoto


Tematica: Lo studio fotometrico e spettroscopico delle stelle variabili e un settore di ricerca tradizionaledell’OAPd. Esso viene condotto con osservazioni sistematiche con i telescopi di Cima Ekar ed Asiago.L’obiettivo e la determinazione dello stato fisico dei vari oggetti durante e dopo l’evento esplosivo.

Risultati: E’ proseguito il monitoraggio a lungo termine di Novae e Stelle Simbiotiche con gli spettrografia bassa ed alta risoluzione disponibili ai due telescopi. Gli oggetti per cui sono in preparazione alcuni lavorispecifici sono Nova (V723) Cas 1995, AG Dra ed il burst del 2001 di WZ Sge.

3.13 Parametri stellari fondamentali dalle binarie ad eclisse

Ricercatori: U. Munari, A. Siviero, R. Sordo, P.M. Marrese

Altri collaboratori: P. Whitelock (SAAO), T. Tomov (Torun), B.F. Yudin, T. Zwitter (Ljubljana), E.F.Milone, (Calgary), R.E. Wilson (Florida), D. Terrell (Colorado), C. Soubiran (Bordeaux)

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Figura 11: Curva di luce e velocita radiali ottenute ad Asiago della binaria ad eclisse a doppio spettro visibileV432 Aur, scoperta da Hipparcos e mai studiata prima. L’orbita ed i parametri fisici calcolati sono riportati nellatabella a fianco. Le curve tracciate sopra ai dati rappresentano l’orbita calcolata. Questo e il primo oggetto studiatoall’interno dell’Asiago Eclipsing Binaries Program.

Tematica: Le binarie ad eclisse costituiscono tradizionamente il mezzo d’elezione per la determinazionesimultanea ed in unita assolute di parametri fondamentali quali masse, raggi, scala delle temperature,correzioni bolometriche, etc. Nonostante gli sforzi di oltre un secolo di osservazioni, non arrivono a 65 lebinarie per le quali i parametri sono stati determinati con errori inferiori al 2%. Queste sono anche le binarieche permettono una misura geometrica della distanza con errori dell’1%,


Risultati: Circa tre anni fa si e lanciato l’Asiago Eclipsing Binaries Program, il cui goal e di contribuire in5 anni tra 10 e 15 binarie ad eclisse studiate all’1-2%. La fotometria fotoelettrica multibanda e ottenuta contre telescopi privati (due robotizzati) mentre la spettroscopia e dell’Echelle di Cima Ekar. Le osservazionidelle 20 binarie in programma sono ormai complete al 50%, e l’analisi delle prime due ultimata (V570 Pere V432 Aur, entrambe scoperte da Hipparcos e mai studiate prima). In entrambi i casi l’errore formalemedio sui parametri fisici principali e migliore dell’1% e di ∼10 K sulla scala delle temperature. Il casodi V432 Aur, illustrato in figura, e complicato dal fatto che la componente sub-gigante pulsa caoticamentecon ampiezze ∆m=0.03 mag e ∆R.V.=1.5 km/sec, come evidenziato in Figura, e presenta una spot freddaa longitudine 310 e di 15 di diametro angolare responsabile dell’evidente effetto O’Connell a fase 0.75.Nonostante cio la modellizzazione converge ad un errore di soli 3 pc sulla distanza.

3.14 Atlanti spettrali per GAIA/RAVE e sistemi fotometrici

Ricercatori: U. Munari, R. Sordo, M. Fiorucci, P.M. Marrese, F. Boschi

Altri collaboratori: F. Castelli (Trieste), T. Zwitter (Ljubljana), Y. Pavlenko (Kiev)

Figura 12: A sinistra, campione di spettri di oggetti peculiari osservati con l’Echelle di Asiago in modalita GAIA. Adestra, mappa delle combinazioni temperatura-gravita-metallicita calcolate per [α/Fe]=0.0, +0.4 e velocita di micro-turbolenza di 1,2 e 4 km/sec. Ogni punto e calcolato per 11 (per Teff < 7000 K) o 14 velocita di rotazione (per Teff >7000 K). Ogni spettro copre l’intervallo 2500-10500 A ed e fornito per i poteri risolutori 20 000 (Echelle Asiago), 11 500(GAIA) e 8 500 (RAVE), oltre alla versione ad 1 A/pix per spettroscopia a bassa risolutione e calibrazione di sistemifotometrici. In tutto gli spettri sono quasi 250 000.

Tematica: La disponibilita di atlanti spettrali sintentici completi permette di affrontare una ampia seriedi tematiche, quali ad es. (a) la calibrazione degli indici di colore dei vari sistemi fotometrici in termini diquantita fisiche, (b) la classificazione e l’analisi atmosferica automatica con tecniche di minimum distancemethods al χ2 di grandi quantita di spettri omogenei come quelli prodotti dalle survey RAVE o SLOAN,(c) la disponibilita di templates ottimali a velocita radiale zero per misure di velocita con tecniche di cross-correlazione, (d) il supporto al disegno ottico e alla pipeline di riduzione della missione GAIA.

La disponibilita parimenti di analoghi atlanti osservati consente di validare le librerie di spettri sintetici,sia nelle caratteristiche broad-band che di dettaglio delle singole righe o bande molecolari. Per sistemi


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Figura 13: Esempio tratto dal secondo volume dell’Asiago Database on Photometric Systems della card individualededicata a ciascuno dei 219 sistemi fotometrici censiti, e contenente i parametri di banda e reddening. Il sistema presoad esempio e l’U ′JF introdotto da P.C. van der Kruit nel 1979 (e quantificato in Wevers et al. 1986).

complessi o peculiari, non riproducibili per via sintetica con i codici al momento disponibili, l’osservazionerappresenta ancora l’unica forma di documentazione possibile.

Oltre duecento sistemi fotometrici sono stati introdotti in astronomia ed utilizzati con vario successonell’ultravioletto, ottico ed infrarosso. Sorprendentemente, solo per una manciata di sistemi esistono cali-brazioni in unita fisiche, e anche queste spesso sono incomplete e scarsamente documentate. Rimangono cosıgrandi quantita di dati fotometrici inutilizzati per impossibilita di collegarli direttamente a quantita fisiche,e sistemi fotometrici potenzialmente molto ben performanti (almeno per specifiche tematiche) rimangonosconosciuti ed inutilizzati.

Risultati: E’ stata completata la fase di mappatura del sistema MK esteso al terzo parametro (metallicita) perle stelle dei tipi spettrali F, G, K ed M nell’intervallo di lunghezze d’onda di GAIA e RAVE. 96 standard MKsono state osservate con l’Echelle di Asiago in modalita GAIA. Sempre con l’Echelle di Asiago in modalitaGAIA e stato completato un atlante di 131 stelle peculiari (un esempio e dato in Figura) ed un atlante distelle al Carbonio e di tipo S.

Nel 2003 e arrivato a completamento il calcolo ad Asiago di due estesi atlanti stellari iniziato nel 2001.Nel primo atlante sono stati calcolati 183 588 spettri che coprono l’intervallo 7650-8750 A di interesse perGAIA e RAVE, esplorando le temperature tra 3500 e 50000 K, log g tra 0.0 e 5.0, metallicita [Z/Z¯ da −3a +0.5, [α/Fe] enhancement 0.0 e +0.4, velocita di microturbolenza tra 0 e 4 km/sec, risoluzioni di 20 000,11 500 e 8 500, velocita di rotazione tra 0 e 500 km/sec. La libreria e disponibile on-line al CDS e sul sitodell’ESA a (http://gaia.esa.int/spectralib/), ed espande le librerie preliminari calcolate in precedenza. Ilsecondo atlante estende il precedente all’intero intervallo 2500-10500 A aggiungendo anche la campionaturaad 1 A/pix appropriata alla calibrazione e studio dei sistemi fotometrici, oltre ad infittire la grid in terminidi [α/Fe] enhancement e velocita di microturbolenza per un totale di quasi 250 000 spettri.


Nel 2003 e stato sottomesso ad A&A l’Asiago Database on Spectroscopic Databases (ADSD) che censiscee documenta oltre 300 atlanti di spettri osservati pubblicati, e ne provvede un’interfaccia web per la ricercae la consultazione ragionata e comparata.

Prosegue l’opera di documentazione, analisi e calibrazione dei sistemi fotometrici censiti nell’AsiagoDatabase on Photometric Systems (http://ulisse.pd.astro.it/ADPS/), arrivati a 219 tra ultravioletto, otticoed infrarosso. E’ stato pubblicato il secondo volume che definisce i parametri di banda e reddening per ivari sistemi (un esempio e mostrato in Figura), mentre e in avanzato stato di lavorazione il terzo volumededicato alla calibrazione in unita fisiche (temperatura, metallicita, gravita, reddening, etc.) degli indici dicolore e Q-ratios di tutti i sistemi censiti.


4 GALASSIE E COSMOLOGIA

L’attivita scientifica in questo settore, in linea con il piano triennale dell’Istituto, vede coinvolto un grannumero di ricercatori dell’OAPd. La attivita di ricerca svolta ne risulta pertanto articolata in molti filonidi ricerca. Questi includono attivita in diversi importanti progetti internazionali, tra cui le missioni spazialiPlanck, GAIA, ed i progetti RAVE, WINGS ed EDISCS.

In questa sezione vengono descritte le varie tematiche ed i principali risultati ottenuti. Si parte da studimirati di galassie vicine, o addirittura della nostra Galassia, per passare a studi di popolazioni di galassiepiu lontane e di ammassi di galassie.

Dunque la scheda 4.1, descrive surveys pianificate con lo scopo di mappare i dettagli cinematici e chimicidella nostra galassia.

Seguono alcune schede (4.2, 4.3, 4.4, 4.5) in cui lo studio dettagliato delle popolazioni stellari dellegalassie del Gruppo Locale viene affrontato da diversi punti di vista allo scopo di investigare le modalitadi formazione ed evoluzione delle galassie. Questi studi si avvalgono spesso del metodo degli ammassi HRsintetici, la cui analisi critica e il soggetto della scheda 4.6.

Nella scheda 4.7 una galassia dalle caratteristiche peculiari viene interpretata come un merging di duesistemi stellari. La questione del ruolo del merging di galassie, in funzione delle epoche cosmologiche,e vivacemente dibattuta, sia da un punto di vista teorico che osservativo. Anche la scheda 4.8 riportauno studio di galassie peculiari. Un altro lavoro che si occupa del ruolo delle interazioni tra galassie neldeterminarne le caratteristiche, sempre nell’universo locale ma specificatamente in ambiente a bassa densita,e descritto nella scheda 4.9.

Segue poi uno studio statistico dell’ISM nelle galassie normali (scheda 4.10), che ha portato alla compi-lazione di un catalogo consultabile anche on-line (CDS).

Il mezzo interstellare causa forte emissione IR negli oggetti star-forming, e ne altera significativamentei colori ottici. Questi temi sono trattati nelle schede 4.11 e 4.12. La seconda si occupa dell’importantepopolazione degli Extremely Red Object (EROs), una sottoclasse dei quali sono molto interessanti per unaltro aspetto. Infatti, circa un terzo di queste galassie sono molto vecchie ed in evoluzione passiva giaa redshift significativi, circostanza che suggerisce sostanziali revisioni nei modelli per la formazione deglisferoidi (questione affrontata nella scheda 4.23).

Con le tre schede successive (4.12-4.15) entriamo nello studio di ammassi di galassie. La prima evidenziagli effetti dell’accrescimento recente di sottostrutture nel ricco ammasso della Coma, mentre le altre duedescrivono importanti surveys di ammassi vicini (WINGS) e lontani (EDISC).

Nelle schede 4.16 e 4.17 vengono analizzate proprieta di variabilita (con un nuovo metodo) e di polar-izzazione di diversi tipi di radiosorgenti, in connessione con la missione PLANCK, che fornira nuovi fortivincoli ai parametri cosmologici. Una possibilita indipendente per stimare alcuni parametri cosmologici ediscussa nella scheda 4.18, utilizzando i quasar come indicatori di distanza. La scheda 4.18 descrive unlavoro in cui si analizzanole connessioni tra le proprita osservative ed i parametri fisici fondamentali deinuclei galattici attivi.

Un argomento molto studiato nella letteratura degli ultimissimi anni e quello dei legami reciproci tra laformazione delle galassie da una parte, in particolare elittiche e bulges di spirali, e l’attivita dei quasar ad altoredshit dall’altra. A testimonianza di cio, le quattro schede 4.20, 4.21, 4.22 e 4.23 presentano lavori connessia questa tematica. In particolare, nella 4.21 viene studiato il possibile effetto di onde d’urto generate daattivita nucleare sul contenuto termico del mezzo intergalattico. Nella scheda 4.22 sono evidenziate dal puntodi vista osservativo le proprieta delle galassie ospitanti attivita nucleare ad alto redshift. Dette proprieta,non previste dai modelli di formazione delle galassie standard, risultano invece in accordo con il modello diformazione congiunta di quasar ed ellittiche descritto nella scheda 4.23.

Un ingrediente fondamentale per molti studi di formazione ed evoluzione delle galassie sono modellispettro-fotometrici che ne diano una visione il piu possibile pancromatica. Lo stato dell’arte in questocampo e descritto nella scheda 4.25, ed una applicazione specifica nella scheda 4.26.


4.1 La local cosmology delle survey GAIA e RAVE

Ricercatori: U. Munari, A. Vallenari, E. Nasi, P.M. Marrese (assegnista), R. Sordo (assegnista), A. Siviero(assegnista), M. Fiorucci (contrattista)

Altri collaboratori: C. Chiosi (UniPD), T. Zwitter (Ljubljana), D. Katz (Parigi-Meudon), M. Cropper(Mullard), M.G. Lattanzi e A. Spagna (INAF-OATo), G.P. Bertelli (CNR-PD), G. Bono (INAF-MtPorzio),C. Cacciari (INAF-OABO)

Tematica: GAIA, la missione flagship dell’ESA schedulata per il lancio tra 6 anni (Aprile 2010), miraall’astrometria di micro-arcsec su tutta la volta celeste accompagnata da fotometria in 16 bande (5 larghee 11 strette) e spettroscopia a 11 500 di potere risolutore tra 8480 e 8740 A. GAIA coprira tutto il cielocon una scansione molto simile a quella di Hipparcos, riosservando astrometricamente, fotometricamente espettroscopicamente la stessa stella circa 100 volte nell’arco dei 5 anni della missione. Lo scopo di GAIA efornire una esatta immagine in 3D e nello spazio delle fasi della nostra Galassia, ottenendo distanze, velocita’spaziali e caratteristiche chimico-evolutive per tutte le stelle fino alla magnitudine di completezza V = 20su tutto il cielo. Una Local Cosmology di estrema precisione e primo step fondamentale per la comprensionedei meccanismi base di formazione delle strutture caratterizzanti le galassie esterne.

Figura 14: A sinistra la copertina dei Proceedings della Conferenza GAIA Spectroscopy, Science and Technologysvoltasi a Gressoney nel settembre 2002. A destra le prestazioni attese da GAIA nella misura delle velocita’ radialideterminate combinando estese simulazioni sul train ottico ed osservazioni con i telescopi di Asiago (Munari, Zwitter,Katz, Cropper 2003, ASP Conf. Ser. 298, pag. 275).

La survey spettroscopica RAVE in corso con lo spettrografo a 150 fibre 6dF dell’UKSchmidt all’Anglo-Australian Observatory intende coprire tutto il cielo da li’ accessibile (possibile estensione a nord con loSchmidt di Calar Alto) osservando a 8 500 di potere risolutore lo stesso intervallo spettrale di GAIA. Lasurvey RAVE e iniziata l’11 Aprile 2003, e nei primi 6 mesi ha raccolto gli spettri di 21543 stelle Tycho-II.


Lo scopo della survey RAVE e di ottenere precise velocita radiali e metallicita delle stelle in particolare delThick-Disk e dell’Halo, per studiarne le sottostrutture spazio-cinematiche e la storia formativa.

Risultati: Per quanto riguarda GAIA, oltre all’ottimizzazione del sistema fotometrico che si concluderanell’estate del 2004, l’attivita si e in particolare accentrata sullo sviluppo della spettroscopia. Sono staticompletati vari atlanti spettrali (osservativi e sintetici) per permettere il training della fisica coinvolta (mod-elli delle atmosfere) e della pipeline di trattamento automatico dei dati, sono stati definite le performancesnelle velocita radiali sia per stelle singole che binarie, sono state studiate in dettaglio e comparativamentele possibili tecniche di analisi automatizzata in campi ad alto overlap tese a derivare la metallicita e [α/Fe].

Figura 15: A sinistra carrellata di spettri ottenuti con lo spettrografo Echelle+CCD di Cima Ekar in modalita GAIA(da Munari 2003, ASP Conf. Ser. 298, 51) illustranti la progressione sul diagramma HR. I pallini indicano righe dellN I, i tratti righe del Fe I e le croci righe del Ti I, tutte altamente diagnostiche assieme a quelle del Ca II. A destraaccuratezza delle magnitudini in alcune bande fotometriche per misure sul singolo transito sul piano focale di GAIA(da Munari 2003, ASP. Conf. Ser. 314, in press). Precisioni simili si hanno a circa 5 magnitudini piu’ deboli (sul latobrillante dominato dal rumore fotonico) integrando su tutti i 5 anni della missione.

Per quanto riguarda RAVE, e stata completato il porting dei primi 6 mesi di dati agli standard IRAFe scritte le procedure automatiche di trattamento dei dati. E’ in corso la science validation dei dati e delleprocedure osservative dei primi 6 mesi di prova della survey, che indica in 2 km/sec e 0.23 dex la medianadelle precisioni nelle velocita radiali e metallicita delle 21543 stelle Tycho-II osservate durante la ScienceValidation Phase.


4.2 Le popolazioni stellari del Gruppo Locale come strumento per comprendere for-mazione ed evoluzione delle galassie

Ricercatori: E. V. Held (resp. locale), G. Bertelli, L. M. Buson, E. Carretta, R. Claudi, R. Gratton, E.Nasi, A. Vallenari, S. Desidera (bors.), S. Lucatello (bors.)

Altri collaboratori: I. Saviane (ESO)Finanziamenti: COFIN2002 (P.I. M. Tosi)

Tematica e obiettivi: Questa ricerca si inquadra nel progetto nazionale cofinanziato COFIN2002 cheaffronta il problema della formazione ed evoluzione delle galassie partendo dallo studio del piccolo ammassodi galassie (Gruppo Locale) del quale la nostra Galassia si trova a far parte. L’obiettivo dell’Unita di Ricercadi Padova e combinare l’acquisizione di dati sperimentali ai maggiori telescopi con lo sviluppo di strumentiteorici e interpretativi. Tra gli obiettivi principali del progetto e lo studio della storia di formazione stellarenelle galassie del Gruppo Locale mediante l’interpretazione di osservazioni ottico-infrarosse nonche di datiultravioletti nell’archivio HST. Il metodo di sintesi di popolazioni, a sua volta basato su tracce evolutivee isocrone teoriche, fornisce il principale strumento di indagine. Nel corso del progetto vengono sviluppatinuovi modelli teorici con diverse combinazioni di contenuto di elio e diversi rapporti tra elementi α e elementidel gruppo del ferro. Gli ammassi stellari nelle galassie vicine (LMC, M33), in quanto popolazioni semplici,sono utilizzati come banco di prova dei modelli interpretativi. L’indagine sperimentale non si limita allafotometria ma utilizza la spettroscopia di stelle nelle galassie vicine (specialmente sferoidali nane) per ricavarela distribuzione di metallicita delle popolazioni stellari, e quindi informazioni sulla storia di arricchimentochimico delle galassie.

Risultati: Nel corso nel 2003 si e avviato lo studio della formazione stellare nelle galassie nane del GruppoLocale. Questo studio di avvale di un ampio “database” di fotometria ottica a grande campo ottenuto nelcontesto di precedenti progetti, e fornira un’indicazione quantitativa di come la formazione stellare procedaall’interno delle galassie di piccola massa. In un primo studio si e analizzato il diagramma HR della galassiasferoidale nana Carina ponendo dei vincoli alla sua evoluzione chimica. E stato avviato lo studio dellecomponenti stellari di eta intermedia nelle galassie nane del GL mediante “imaging” nel vicino infrarosso.Per quanto attiene la fotometria nelle bande ultraviolette, va segnalata la partecipazione alla definizionedegli scopi scientifici di due missioni spaziali per lo studio dell’UV proposte all’ASI e all’ESA.Un sottoprogetto ha studiato le stelle variabili come tracciatori dell’evoluzione delle galassie vicine. Lascoperta di stelle di ramo orizzontale (RR Lyrae) nella galassia nana irregolare NGC 6822 ha permesso didatare la nascita di questa galassia ad almeno 9 miliardi di anni fa. Uno studio delle stelle variabili nellaGrande Nube di Magellano (LMC) ha permesso di misurarne la metallicita e di rideterminare la distanzadella galassia. Si e inoltre iniziato uno studio spettroscopico di stelle variabili RR Lyrae nella galassiasferoidale nana Sculptor per determinare la metallicita delle variabili (e per inferenza della popolazionestellare vecchia) usando una variante del metodo di Preston.Sul piano teorico-interpretativo, sono stati utilizzati i diagrammi HR di tre ammassi globulari giovaninella LMC sia per ricavarne eta e metallicita che per porre dei vincoli a vari parametri fisici della teo-ria dell’evoluzione stellare. Il confronto dei dati sperimentali con i modelli di isocrone di Padova e diYonsei-Yale ha permesso una discussione delle differenze tra i set di modelli evolutivi. E stato calcolatoun nuovo set di tracce evolutive a bassissima metallicita (Z=0.0001) necessario per lo studio di popolazionimolto povere di metalli, ed e iniziato il calcolo di griglie evolutive con diverso tasso di arricchimento di eliorispetto al contenuto metallico per simulare popolazioni stellari con diversa legge di arricchimento ∆Y/∆Z.Alcuni di questi risultati sono ulteriormente illustrati in schede tematiche.


4.3 Stelle variabili come traccianti della formazione stellare nelle galassie vicine

Ricercatori: E. V. Held, M. Gullieuszik (assegnista)

Altri collaboratori: L. Rizzi (Univ. Hawaii), I. Saviane (ESO), Y. Momany (Univ. PD), G. Clementini(OAB), L. Baldacci (Univ. Bo), H. Smith (Mich. State Univ.), M. Catelan (PUC), B. Pritzl (NOAO)

Tematica: La presenza di stelle variabili di classi note (RR Lyrae, Cefeidi, Cefeidi Anomale) e unimportante elemento di informazione per ricostruire la storia di formazione stellare nelle galassie vicine. Inparticolare, lo studio delle stelle variabili permette una datazione relativamente precisa delle prime epochedi formazione stellare nella vita di una galassia. Per questo e stato avviato un programma a lungo termineper la ricerca e lo studio delle stelle variabili nelle galassie del Gruppo Locale, in stretta collaborazione conG. Clementini e coll. (OAB).

Risultati: Il principale risultato nel 2003 e stata la scoperta di una significativa popolazione di stellevariabili RR Lyrae nella galassia nana irregolare NGC 6822. La Fig. 16 mostra come le variabili scopertesi distribuiscano nel diagramma HR della galassia, ottenuto in 3 notti di osservazione al telescopio VLT.L’importanza della scoperta di variabili RR Lyrae sta nel fatto che la loro presenza indica che NGC 6822ha iniziato a formare stelle, sia pure ad un ritmo inizialmente molto modesto, in un’epoca confrontabile conquella della formazione degli ammassi globulari nella nostra Galassia. A loro volta, le stelle variabili pulsantidi altre classi tracciano la storia di formazione stellare a diverse epoche. Lo studio prosegue con un vastoprogetto che interessa altre galassie del Gruppo Locale (Leo I, Fornax) e coinvolge un’ampia collaborazioneinternazionale.

Figura 16: Diagramma colore-magnitudine calibrato di un campo della galassia irregolare nana NGC 6822. I simbolicolorati mostrano la posizione delle stelle variabili pulsanti scoperte dal gruppo di Padova-Bologna. I pallini bluindicano stelle variabili RR Lyrae, mentre i simboli magenta rappresentano una classe di variabili “Cefeidi” di cortoperiodo e bassa luminosita, sulla cui origine prosegue il nostro studio. Le linee sovrapposte al grafico indicano laposizione della striscia di instabilita pulsazionale osservata nell’ammasso globulare M 3 e quella calcolata teoricamenteda Bono et al. (1997).


4.4 La storia di formazione stellare nelle galassie nane

Ricercatori: E. V. Held, G. Bertelli, M. Gullieuszik (assegnista)

Altri collaboratori: L. Rizzi (Univ. Hawaii), I. Saviane (ESO), Y. Momany (Univ. Pd)

Tematica: Le galassie nane vicine (nel Gruppo Locale o nelle sue immediate vicinanze) permettono distudiare in maniera diretta, sulla base dei diagrammi colore-magnitudine ottenuti con telescopi da terrao con HST, la loro complessa storia di formazione stellare. I moderni metodi di ricerca basati sull’uso didiagrammi colore-magnitudine sintetici e spettroscopia delle stelle e del mezzo interstellare permettono diricostruire con buona approssimazione l’andamento della loro “storia di formazione stellare” a varie eta (o,nel linguaggio cosmologico, “redshift”). Il gruppo di ricerca di Padova ha in corso un progetto a lungotermine con l’obiettivo di studiare l’evoluzione delle popolazioni stellari (e l’arricchimento chimico) nellegalassie del Gruppo Locale e nell’Universo vicino per mezzo di osservazioni a grande campo e HST (nellebande ottiche e del vicino infrarosso) e spettroscopia delle stelle e del mezzo interstellare.

Risultati: Il progetto ha prodotto un database di fotometria ottica a grande campo di tutte le galassiesferoidali nane satelliti della Via Lattea (Fornax, Carina, Sculptor, Leo I, Sextans). Un primo studio dellagalassia nana sferoidale Carina, che utilizza osservazioni a grande campo e modelli di sintesi di popolazioni,e riuscito a spiegare in termini quantitativi le caratteristiche apparentemente contradditorie del diagrammaHR di questa galassia, caratterizzata da episodi multipli di formazione stellare distribuiti su vari miliardi dianni.

E stata avviata l’analisi delle fotometria JHK di un campione di galassie nane sferoidali satelliti dellanostra Galassia (Leo I, Leo II, Sculptor, Sextans, Carina, Fornax), ottenendo cataloghi fotometrici per areesignificative (18×18 arcmin) delle galassie e con caratteristiche uniche in termini di “baseline” in lunghezzad’onda (cataloghi BV IJHK). La fotometria a grande area nel vicino infrarosso e fondamentale per lostudio delle popolazioni stellari evolute sul ramo gigante (RGB) e ramo gigante asintotico (AGB). Le stelledi AGB, in particolare, tracciano la presenza di popolazioni stellari di eta intermedia (2–8 miliardi di anni)nelle galassie nane. E stata completata una prima analisi delle galassia nana Fornax, di cui Fig. 17 mostraun particolare.

Figura 17: Diagramma HR infrarosso delle popolazioni stellari evolute (RGB e AGB) nella galassia sferoidale nanaFornax. Si noti la sequenza estesa di stelle AGB di eta intermedia, qui confrontate con dati in letteratura: stelle alcarbonio (simboli verdi), giganti M (simboli rossi) e stelle variabili a lungo periodo (simboli blu).


4.5 I sistemi di ammassi globulari come test della formazione ed evoluzione dellegalassie

Ricercatori: E. V. Held, A. Moretti (assegnista)

Altri collaboratori: L. Rizzi (Univ. Hawaii), L. Federici, C. Cacciari (O.A. Bologna), V. Testa (O.A.Roma)

Tematica: Lo studio degli ammassi globulari nell’Universo vicino fornisce importanti informazioni utilia comprendere la formazione ed evoluzione delle galassie. L’origine degli ammassi stellari e il collegamentocon la formazione delle galassie a cui appartengono mostra un quadro molto complesso. Come per la nostraGalassia, gli studi di ammassi globulari extragalattici condotti con il telescopio spaziale HST e i granditelescopi da terra hanno mostrato la presenza di diverse popolazioni di ammassi distinte per contenutometallico e orbite nel potenziale galattico. Si tratta ora di capire se queste sotto-popolazioni corrispondanoa diverse epoche di formazione, il che inevitabilmente conduce a confrontare diversi modelli per la formazionedelle galassie e la loro successiva evoluzione. Questo obiettivo e perseguito dal gruppo di Padova-Bolognacon un vasto progetto che studia galassie di vari tipi morfologici in diversi ambienti usando le modernetecniche di fotometria a grande campo e spettroscopia multioggetto.

Risultati: Nel corso del 2003 e proseguito lo studio degli ammassi stellari in alcune galassie. Sono stateottenute nuove osservazioni spettroscopiche di ammassi nell’alone della galassia M 104 (“il Sombrero”), unagalassia spirale con un bulge dominante, usando il nuovo spettrografo multioggetto VIMOS al VLT. LaFig. 18 mostra un esempio di spettro di un ammasso globulare in M 104 ottenuto con questo strumento.Gli ammassi globulari sono stati identificati e selezionati per mezzo di fotometria multibanda a grandecampo. Nel corso di due run osservativi con lo spettrografo multifibre WYFFOS del telescopio WHT sonostati inoltre ottenuti spettri integrati di oltre 80 ammassi globulari nella galassia spirale M 33, che sarannoanalizzati nel prossimo futuro per ricavarne la distribuzione di eta e metallicita.

Figura 18: Un esempio di spettro di un ammasso globulare nella galassia Sombrero ottenuto in circa 6 ore di posa conil nuovo spettrografo multioggetto VIMOS al Very Large Telescope.


4.6 La storia di formazione stellare in galassie dai conteggi di stelle nel DiagrammaHR

Ricercatori: L. Greggio

Tematica: Il metodo correntemente adottato per ricavare la storia di formazione stellare dai diagrammiHR (HRD) delle stelle risolte consiste nel costruire diagrammi sintetici e paragonarli alla distribuzione dellestelle sui diagrammi osservati. Le simulazioni sono costruite a partire da estrazioni random di massa ed etadelle singole stelle, in conformita ad una legge per la storia di formazione stellare scelta. L’interpolazionesu un set di tracce evolutive, l’applicazione di trasformazioni colore-temperatura, e l’applicazione deglierrori fotometrici e dell’incompletezza caratteristici delle immagini osservative porta alla costruzione dellesimulazioni da confrontare con i dati. Tale confronto generalmente consiste nel paragone quantitativo delladistribuzione in luminosita e colore delle stelle sul diagramma HR, e il best fit porge la soluzione del problemain termini di funzione di massa iniziale (IMF) e tasso di formazione stellare (SFR) in funzione del tempo.Tuttavia, e difficile individuare una procedura per valutare la qualita del fit, almeno per due ragioni: (i)i diversi ingredienti usati nelle simulazioni (tracce evolutive, trasformazioni dal piano bolometrico al pianoosservativo, errori fotometrici) soffrono ciascuno della propria incertezza; (ii) le capacita diagnostiche dellevarie regioni del diagramma HR in termini di storia di formazione stellare sono molto diverse: per esempio, lafunzione di luminosita lungo la sequenza principale e sensibile all’IMF, mentre, nella parte evoluta isocronedi eta molto diversa convergono a popolare la stessa regione. Quindi, i vincoli posti dalla distribuzione dellestelle sul HRD sulla la storia di formazione stellare sono tutt’altro che diretti, e il best fit e essenzialmenteun risultato numerico al quale non e chiaro quale confidenza attribuire.

Allo scopo di chiarire le potenzialita e le limitazioni del metodo dei diagrammi HR sintetici, e stataanalizzata la relazione fondamentale tra i conteggi di stelle nelle diverse regioni del HRD e la storia diformazione stellare, sulla base della teoria dell’evoluzione stellare.

Figura 19: Produzione specifica di stelle di post-sequenza principale di popolazioni stellari in funzione dell’eta. Ilpannello di destra mostra il numero di stelle prodotte da una popolazione stellare semplice di 1000 M¯ (in stelle piumassicce di 0.6 M¯) nelle fasi di ramo subgigante (cyan), primo ramo gigante (rosso), bruciamento dell’elio al centro(arancione), e secondo ramo gigante (magenta). Il numero totale delle stelle di post sequenza e mostrato in blu e innero. I risultati sono relativi a due scelte per la metallicita e per la pendenza dell’IMF. Il pannello di sinistra mostrala produzione specifica di popolazioni stellari composite in eta (ma a metallicita costante e pari a 1/5 solare), inuna regione del HRD scelta per campionare il tip dell’RGB, come specificato nella figura. La famiglia di popolazionistellari considerata ha un limite inferiore all’eta di 10 Myr; una distribuzione in eta mostrata nell’inserto e codificatadal colore; e un limite superiore all’eta variabile (τmax). Le curve blu si riferiscono a popolazioni giovani, quelle rossea popolazioni vecchie. Il caso di SFR costante e mostrato dalla linea arancione. La linea nera tratteggiata mostra laproduzione di una popolazione stellare semplice di 1000 M¯ (in stelle piu massicce di 0.6 M¯) in questa regione deldiagramma HR in funzione dell’eta della popolazione.


Risultati: Per popolazioni stellari semplici (insiemi di stelle coeve e con la stessa metallicita) si e di-mostrato che il numero di stelle in fase di post-sequenza e direttamente proporzionale alla massa in stelletotale della popolazione, secondo un coefficiente δnSSP

j che e il prodotto del flusso evolutivo specifico (nu-mero di stelle che lasciano la sequenza principale per unita di tempo in una popolazione stellare di massatotale unitaria) per il tempo di vita della massa al Turn-Off nella fase di post-sequenza considerata. En-trambi questi fattori sono predizioni molto robuste della teoria dell’evoluzione stellare. La Fig. 4.6 mostra,nel pannello di sinistra, la dipendenza dall’eta della popolazione stellare del coefficiente δnSSP

j . Il calcoloe fatto per una popolazione di 1000 M¯, per due valori della metallicita e della pendenza della funzione dimassa iniziale, come indicato. E particolarmente interessante il fatto che, per popolazioni piu vecchie di 1Gyr, la produzione specifica di stelle di post-sequenza dipende poco dall’eta, e che la dipendenza direttadall’IMF e dalla metallicita e piuttosto contenuta.

Questo risultato ha un’immediata implicazione per la quantificazione dell’incertezza sulla storia di for-mazione stellare in popolazioni con stelle in un intervallo di eta e di metallicita. La produzione specifica distelle in questo caso e la media dei fattori δnSSP

j sulla distribuzione in massa della metallicita e/o dell’eta.Nel pannello di destra, la figura mostra la produzione specifica media in una particolare regione del dia-gramma HR (si veda la didascalia) per popolazioni stellari con distribuzioni di eta parametrizzate secondouna legge esponenziale, con diversi tempi caratteristici come indicato dai colori. Si vede come per unagran varieta di storie di formazione stellare, la produzione specifica in questa regione sia poco sensibile alladistribuzione di eta della popolazione stellare composita, nel caso in cui siano presenti stelle piu vecchie dicirca 2 Gyr. Ne risulta che dai conteggi di stelle osservate in questa regione del diagramma HR, si derivauna stima diretta della massa stellare totale nel campo osservato in stelle molto robusta, quasi indipendente-mente dai limiti di eta. Con ragionamenti analoghi, si sono indivuate altre regioni sul diagramma HR, quali ibordi blu dei loops e la parte brillante di AGB, la cui diagnostica puo essere quantificata in maniera diretta.Nello stesso tempo, procedendo con questa metodologia, si sono individuate regioni sul HRD che fornisconola diagnostica migliore per la storia di formazione stellare in diversi regimi di eta (giovane, intermedia evecchia). Questi risultati sono stati presentati al congresso internazionale Stellar Populations (Garching,Ottobre 2003).

Questa ricerca propone un metodo veloce per dare una stima grossolana della storia di formazionestellare in popolazioni composite senza dover ricorrere alle simulazioni. Un’applicazione alle galassie di cuisono disponibili immagini di archivio e in corso.


4.7 La Galassia Peculiare IC1182: un Merging in atto?

Ricercatori: D. Bettoni, G. Fasano

Altri collaboratori: M. Moles, J. Varela (Instituto de Astrofisica de Andalucia), P. Kjærgaard(CopenhagenUniversity Observatory)

Tematica: IC 1182 e una galassia S0p che appartiene all’ammasso di Ercole. E una galassia che presentanumerose peculiarita: la sua morfologia S0 e disturbata da una lunga struttura (circa 88” di lunghezza) chesi estende dal nucleo in direzione Est. IC 1182 e una sorgente X con potenza tipica di una galassia di tipoSeyfert 2. La galassia ha indici di colore tipici di una galassia early-type, eccetto U-B che e significativamentepiu blu. Queste caratteristiche suggeriscono la presenza di un nucleo attivo. Utilizzando immagini ottenutecon seeing ∼0.6” e spettri a media risoluzione abbiamo cercato di comprendere le origini di questa morfologiapeculiare.

Risultati: Lo studio di IC 1182 galassia e stato fatto utilizzando sia immagini a banda larga che abanda stretta che hanno portato alla scoperta di una seconda struttura filamentosa che si estende perpen-dicolarmente al ben noto Jet ottico di questa galassia (fig. 20). La regione centrale di IC 1182 e inoltrecaratterizzata dalla presenza di una banda di polvere che attraversa il nucleo e da numerosi noduli luminosi.Gli spettri a media e bassa risoluzione che abbiamo analizzato mostrano che il flusso Hα corrisponde ad unaluminosita di 3.5×1041 erg s−1, circa 3 volte maggiore della galassie starburs Arp 220. Nel corpo principaledella galassie la distribuzione del gas ionizzato puo essere interpretata come un disco inclinato di circa 12kpc di diametro. I dati indicano dunque che IC 1182 e una galassia starburs di alta luminosita, mentre lesue proprieta globali indicano come cio sia dovuto alla fusione di due sistemi stellari, con due code marealiche emergono dal corpo principale della galassie. Le metallicita del gas ionizzato suggeriscono che il processocoinvolga una galassia spirale late type, che sarebbe la principale fonte del gas all’interno della galassia.

a)

IC 1182 (model subtracted) −7 −6 −5 −4 −3 −2 −1 0 1 2 3 4 5 6 7 8 9

Distance to the centre (")

−250

−200

−150

−100

−50

0

50

100

150

200

250

300

Mea

sure

d ve

loci

ty (

km/s

)

HαHβ

Figura 20: a sinistra Immagine B di IC 1182 a cui e stato sottrato il continuo stellare si vedono distintamente i nodulidel jet principale e il jet secondario; a destra Curva di rotazione misurata a PA=128, dalla riga di Hα. I dati sipossono interpretare con la presenza di due sistemi in rotazione. L’ampiezza della rotazione e di ∼ 230kms−1. Questocorrisponde ad una massa M∼ 2× 1010M¯.


4.8 Studio di Galassie Peculiari nell’Ultravioletto

Ricercatori: L.M. Buson, A. Bressan

Altri collaboratori: F. Bertola (Dip. Astr. Pd), D. Burstein (USA), M. Cappellari (Leiden Obs).

Tematica: La gigante ellittica morfologicamente disturbata NGC 5018 risulta essere priva nell’ultraviolettodel tipico “UV-upturn” (risalita del flusso UV al di sotto di λ 2000 A) che le osservazioni IUE hanno mostratocaratterizzare le popolazioni stellari evolute di elevata metallicita. Al contrario sia la sua distribuzione dienergia UV, sia il valore osservato dell’indice spettroscopico Mg2 nella regione ottica indicano una sorpren-dente somiglianza con la popolazione della ellittica nana M32, enormemente piu debole in luminosita e dimetallicita all’incirca solare.

Risultati: Il confronto degli spettri UV ottenuti attraverso l’estesa apertura ovale (10′′×20′′) di IUEe un analoghi spettri ottenuto attraverso aperture di diametro inferiore ad 1 arcsec con il Faint ObjectSpectrograph (FOS) a bordo di HST, sia di NGC 5018 che di M32, indicano che le popolazioni stellariche dominano la luce nel mid-UV nelle due galassie continuano ad essere indistinguibili a qualunque scalaspaziale. Questo, a sua volta sembra indicare che NGC 5018 e una sorta di raro ”fossile vivente” tra leellittiche giganti.

Figura 21: Mappa di colore (HST/WFPC2 F555W−F814W) della regione centrale di NGC 5018 che ne mette inevidenza l’intricata struttura di polveri. Nel campo qui visualizzato di ∼22”×27” sono sovrapposte la grande aperturadel satellite IUE e la minuscola apertura circolare (0.86′′ in diametro) adottata per le osservazioni HST/FOS.


4.9 Interazione ed evoluzione delle galassie in ambienti a bassa densita

Ricercatori: Roberto Rampazzo, A. Bressan, E.V. Held;

Altri collaboratori: P. Amram, F. Annibali, J. Boulesteix, D. Domingue, M. Longhetti, J. Mazzarella, H.Plana, J.W. Sulentic, G. Trinchieri, C. Xu e W. Zeilinger

Tematica: Osservazioni e simulazioni convergono nell’evidenziare come l’evoluzione delle galassie sialegata a fenomeni di interazione, da semplici accrescimenti di materia a vere e proprie fusioni tra galassie,avvenuti durante la loro storia evolutiva. Dai segni morfologici e cinematici e dalla complessa fenomenologialegata all’interazione tra galassie (e.g. formazione stellare indotta, innesco di attivita nucleare, etc.) sitenta di ricostruire il quadro complessivo dell’evoluzione di una galassia e di inferire una possibile influenzadell’ambiente.

Risultati:[1] Cinematica 2D del gas ionizzato in galassie early-type con shell e galassie interagenti utilizzando strumentiFabry-Perot di nuova generazione.

E’ stato condotto uno studio dell’evoluzione dinamica e spettro-fotometrica del sistema gas stelle incinque galassie con shell, che le simulazioni accreditano ad eventi recenti di interazione debole e/o fenomenidi accresciemento/merging (Rampazzo et al. 2003 MNRAS 343, 819). Nonostante il numero degli oggettiinvestigati sia piccolo, emerge l’indicazione di una correlazione tra eta dell’ultimo burst di formazione stellaree stato dinamico del gas: oggetti con orbite del gas stabili mostrano burst piu vecchi. L’accoppiamento trala presenza di code di gas o di altre strutture dinamicamente instabili e burst recenti di formazione stellareindicano inoltre un’origine esterna del gas.

E’ in corso uno studio della cinematica 2D del gas ionizzato in 7 coppie di galassie con diverso gradodi interazione: da sistemi interagenti tipo M 51 ad oggetti in corso di fusione. Il lavoro si prefigge da unaparte di fornire indicazioni quatitative per una modellistica accurata (con trattamento SPH del gas) degliincontri tra galassie dall’altra un confronto diretto con quest’ultima quando esistano dei modelli evolutividinamico-fotometrici come nel caso di due coppie tipo M 51 in esame, i.e. Arp 70 e Arp 74.

[2] Proprieta fotometriche e spetroscopiche di strutture a piccola scala di galassie (SSSGs). Analisi fotomet-rica FIR (ISOCAM, ISOPHOT) e ottica di galassie binarie tipo E+S.

E’ iniziata una serie di lavori dedicata all’analisi fotometrica multibanda di SSSGs (Tanvuia et al. 2003,AJ 126, 1245, Tanvuia et al. 2003, ApSS 284, 459 ) che si propone lo studio delle strutture di galassienel campo con particolare attenzione ai gruppi poveri e dispersi. Si pensa siano infatti all’interno di questigruppi, che rappresentano gli aggregati tipici del campo, avvenga la formazione di strutture compatte digalassie come i gruppi di Hickson che evolvendo possono formare le galassie ellittiche isolate nel campo. Inquesto lavoro sono stati studiati 11 SSSGs selezionati nello spazio 3D ed appaiono come aree di sovradensitarispetto alla distribuzione media circostante di galassie. Utilizzando la relazione di Kormendy nel piano (µe

- re) viene evindenziato come la popolazione di galassie early-type in queste piccole strutture sia compostada ”galassie ordinarie” e manchi la popolazione di ellittiche brillanti.

Sono state osservate in ottico in Hα e nel Far Infrared con ISOCAM e ISOPHOT 17 galassie binariedel tipo E+S (Domingue et al. 2003, AJ 125, 555) appartenenti al catalogo di coppie isolate di Karachentsev(1972). Molte delle galassie early-type mostrano una debole emissione. In un campione cosı ristrettotroviamo 5 galassie con nuclei dI tipo Seyfert, tre delle quali possono essere descritte come compagni early-type all’estremita di un braccio di spirale. Il nucleo Seyfert e spesso accompagnato da una regione diintensa formazione stellare (starburst). Si pensa che sia fenomeni di starburst sia di attivita nucleare sianoconseguenza dell’interazione che rifornisce di gas ”fresco” il nucleo di questi oggetti.

[3] Studio della componente X diffusa e dell’ambiente di binarie fisiche del tipo E+S/S+E. Analisi del gascaldo (X-ray) in galassie isolate con shell.

Il progetto si propone di vagliare l’ipotesi che vede queste coppie come una tappa intermedia nel processodi coalescenza di un gruppo. La componente X-diffusa associata alla E, rivelata in alcune coppie con dati


ROSAT-HRI (Trinchieri & Rampazzo 2001, A&A 374, 454), puo essere un indicatore dello stato evolutivodella coppia e del suo ambiente. La mappatura profonda 3D di possibili compagni dwarf associati alla coppiae cruciale per inferire non solo lo stato evolutivo della coppia ma i driver dell’evoluzione delle galassie nelcampo. Il progetto ha al momento acquisito i dati XMM (Cycle 2) di due coppie di galassie RR 143 edRR 242 (vedi Figura) e sta finendo l’acquisizione di un set 5 immagini a grande campo profonde al 2.2mESO WFI.

Nel corso dell’anno e stato approvato un proposal XMM (Cycle 3) per lo studio della emissione X ingalassie con shell (proposers G. Trinchieri, R. Rampazzo). Il progetto si popone di verificare se le galassieellittiche isolate con stuttura a shell possono essere il residuo della fusione di coppie di galassie. Le proprietaX verranno confrontate con le stesse derivate da ellittiche membri di binarie fisiche o piccoli gruppi. Leosservazioni XMM sono ancora in corso.

[4] Storia della formazione stellare in galassie early-type con gas ionizzatoAllo scopo di costruire un data base spettroscopico per lo studio di galassie early-type ad alto redshift

e in corso un progetto che si avvale di dati relativi a 50 galassie brillanti osservate in modo omogeneoad ESO compionando la famiglia delle E-S0. L’analisi degli spettri e la modellizzazione viene condotta adiverse distanze galattocentriche (re/8, re/4, re/2) allo scopo di caratterizzare globalmente le popolazionistellari ed eventuali gradienti legati alla formazione ed evoluzione delle galassie. Sono stati ricavati gli indicispettrofotometrici nel sistema Lick-IDS ed un set di indici H + K(CaII), Hδ/Fe, ∆4000 sensibili all’etadella popolazione stellare. Le fasi successive del progetto, tuttora in corso, prevedono la modellizzazionedel continuo, la calibrazione di nuovi modelli, lo studio e la modellizzazione dei meccanismi di emissione infunzione della distanza-galattocentrica.

13:20:0013:21:0013:22:00 21:30 20:30

-43:40:00

-43:30:00

-43:50:00

35:00

45:00

Figura 22: Immagine ottica della coppia di galassie RR 242 con sovrapposte le isofote X ottenute con il satellite XMM.

4.10 Un nuovo catalogo del contenuto di gas interstellare (ISM) in galassie normali

Ricercatori: D. Bettoni


Altri collaboratori: G. Galletta (Univ. Pd), S. Garcia-Burillo (OAN, Madrid)

Tematica: Da alcuni anni abbiamo iniziato uno studio sistematico del mezzo interstellare e delle stelledi categorie diverse di galassie, con l’intenzione di definire meglio le loro proprieta globali e comprendere iprocessi che le determinano. Questo studio avviene sia tramite la statistica, analizzando dati di letteratura,sia con osservazioni di singoli sistemi a varie lunghezze d’onda. In una prima fase sono state studiate leproprieta del gas interstellare esistente in 1916 galassie di tutti i tipi morfologici, considerate una buonarappresentazione della ”normalita”, secondo una definizione che considera normali tutte le galassie senzamorfologie distorte (come interazioni, ponti o code di materia) e senza peculiarita cinematiche (quali polarrings, controrotazioni o altre componenti dinamicamente disaccoppiate). Le proprieta di queste galassiesono state inserite in un catalogo che condidera le masse di polvere, gas atomico e molecolare e infine laluminosita X. Questo catalogo aumenta grandemente la statistica sulle proprieta delle galassie normali diogni tipo morfologico e serve da riferimento per le proprieta di altri tipi di sistemi extragalattici.

Risultati: Sono state definite le proprieta globali del contenuto di gas nelle galassie normali per la polvere’tiepida’ a 40 K, il gas atomico, il gas molecolare e l’emissione globale di raggi X. Il catalogo di riferimento,pubblicato su Astronomy and Astrophysics, e consultabile anche tramite il Centre Donne Stellaire di Stras-burgo (CDS). Per analizzare la variazione del contenuto di gas in funzione del tipo morfologico per gli oggettidel catalogo abbiamo utilizzato due diversi fattori di normalizzazione: La luminosita blu (LB) e il quadratodel diametro lineare (D2

25). Il nostro catalogo quindi incrementa significativamente la statistica dei prece-denti cataloghi di riferimento. Si e evidenziato che la presenza di attivita nucleare o di tracce di antichecollisioni (shells stellari esterne) non altera le proprieta globali del gas, eccetto naturalmente l’emissione X(Fig. 23).

Figura 23: A sinistra il confronto tra il valore medio di Log M/L per HI in funzione del tipo morfologico estratto dalnostro catalogo confrontato con i lavori di Bregman et al. 1992 e Casoli et al. 1998. Nel pannello superiore i datisono normalizzati a D2

25 mentre in quello inferiore a LB . La maggiore completezza dei nostri dati spiega e risolve ledifferenze presenti nei precedenti studi. A destra la luminosita X normalizzata alla luminosita B in funzione del tipomorfologico. Si vede come la maggior parte delle galassie che sono AGN hanno valori che sono al di sopra di quellimedi per le galassie normali


4.11 Evoluzione cosmologica delle sorgenti ISO-IRAS in NEPR

Ricercatori: P. Mazzei, D. Bettoni, A. Della Valle, G. De Zotti

Altri collaboratori: A. Franceschini (Dip.Astr. Pd), H. Aussel (IfA, Hawaii, USA)

Tematica: Studio delle proprieta evolutive del campione di galassie, completo a 60µm, piu profondotutt’ora disponibile, sito nella regione del Polo Nord Eclittico (NEPR) e base di numerosi studi cosmologici.Composto da 98 galassie con flusso S(60µm)> 50 mJy (Hacking and Houck, 1987, ApJS 63, 311), copreun’ area di 6.25 gradi quadrati. Completo per S(60µm )> 80 mJy (Mazzei et al. 2001). Per confronto lesurveys ISOPHOT piu profonde, FIRBACK at 175 µm (Dole et al. 2001, AJ 120, 583) and ELAIS at 90µm(Rowan-Robinson et al. 1999, MNRAS 253, 485), sono entrambe complete oltre 100 mJy, e sono inferiori intermini di copertura della distribuzione di energia spettrale (SED). Oltre ai flussi a 60µm sono disponibilii flussi (IRAS) a 100µm (in alcuni casi anche a 25 e 12µm) e di solito osservazioni radio (VLA, Hackinget al. 1989, ApJ 339, 12). Il nostro gruppo dispone di osservazioni nel mid-IR (ISOCAM, nell’ intervallospettrale 12-18 µm) di 94 di queste sorgenti (Aussel et al. 2000, A&AS 141, 257).

Risultati: La nostra campagna di osservazione spettroscopica delle controparti ottiche delle sorgenti ISO,probabili controparti di quelle IRAS, e stata completata ed i dati interamente ridotti. Per una significativafrazione del campione abbiamo effettuato l’imaging in B, R e Ks (TNG, Subaru ed Asiago), che intendiamocompletare nel prossimo anno. Potremo cosı disporre di informazioni morfologiche e delle proprieta spettro-fotometriche complessive di un campione di galassie unico, che ci permettera di investigare le proprietaevolutive delle galassie polverose fino ad un redshift di circa 0.3, ove e noto che il tasso di formazione globaleevolve molto rapidamente. Grazie alle nostre osservazioni ISOCAM il campione rappresenta inoltre unlegame diretto tra le surveys IRAS e quelle ISO. La funzione di luminosita a 15 µm, insieme alla distribuzionein redshift ormai completata, ed alla funzione di luminosita a 60µm (Fig. 4.11), ci permetteranno di vincolarei modelli evolutivi in un intervallo di flussi non coperto da altre surveys.

Figura 24: Distribuzione in redshift delle galassie in NEPR (sinistra): in verde i nostri dati in rosso quelli di Asbhy etal. 1996 (ApJ 456, 428); la FL a 60µm (Mazzei et al. 2003) (a destra).


4.12 La natura degli EROs e l’evoluzione delle Galassie

Ricercatori INAF–OAPD: G. Fasano

Altri collaboratori: M. Franceschini, E. Pignatelli, P. Cassata, A. Cimatti(PI), E. Daddi, et al.

Tematica: Gli EROs (Extremely Red Objects) sono importanti indicatori dell’evoluzione delle galassie.Per un verso essi danno informazioni sull’epoca di formazione, lo schema evolutivo ed il clustering dellegalassie early-type a z≥1. Per l’altro permettono di individuare le galassie star-forming oscurate dallapolvere. L’indagine spettroscopica degli EROs risulta di solito difficile anche con telescopi della classe(8–10)m, a causa della loro debolezza apparente. Tuttavia l’eccezionale risoluzione angolare e profonditadelle immagini ACS-HST(Chandra Deep Field South; CDFS) permette di abbinare al dato spettroscopicol’informazione morfologica. Questo consente di fare ipotesi molto piu robuste sulla natura degli EROs e, diconseguenza, sui modelli evolutivi delle galassie.

Spettri e immagini ACS-HST degliEROs dei diversi tipi

Colore (R−K) in funzione di z per gli EROs con morfologia early-type.Le linee continue indicano i colori previsti per diversi z di formazione,con τ=0.3 Gyr.

Campione e dati osservativi: Il campione di EROs usato perl’analisi e completo e consiste di 47 oggetti con R − Ks >5 eKs <20 presenti nell’area di 32.2 arcmin2 del CDFS coperta dallasurvey K20 (Cimatti et al. 2002). Usando lo spettrografo multi–oggetto FORS2-VLT, sono stati ottenuti spettri molto profondi(∼8h di posa) a media risoluzione per 29 di questi oggetti, per iquali hanno fornito il redshift e la distribuzione di energia spet-trale (SED). Per altri 18 oggetti sono stati ottenuti dei redshiftfotometrici usando fotometrie FORS1-VLT (BV RIz) e ISAAC-VLT (JHKs). Le morfologie sono state stimate sulle immaginiACS–HST, nelle quattro bande disponibili BV iz, sia visualmenteche in modo quantitativo fittando i profili di luminosita con lalegge di Sersic µ ∝ r1/n. Inoltre, per gli stessi oggetti sono stateottenute osservazioni radio profonde con il VLA alle frequenze di1.4 e 4.8 GHz.

Risultati e prospettive: Dalla combinazione dei dati spettroscop-ici, fotometrici e morfologici, entro i margini di incertezza, gliEROs si suddividono piu o meno equamente in tre tipologie: (1)galassie early-type (E/S0); (2) Spirali o simili; (3) Irregolari omergers (figura a sinistra). L’unico ERO radio-detected probabil-mente ospita una AGN oscurato. I colori, i redshifts e le masse delsotto-campione di EROs–E/S0 implicano un ampio intervallo nelredshift di formazione di questi oggetti, con un valore minimo dizF ∼2 (figura in basso). Con questo zF c’e tempo sufficiente performare sferoidi massicci e gia vecchi a z ∼1.Il prossimo passo sara quello di estendere l’analisi morfologica atutti gli EROs presenti nei campi ACS che verranno presto rilas-ciati nell’ambito del progetto GOODS. Le proposte di follow-upspettroscopici gia presentate per questi campi consentiranno, an-che in questo caso, l’analisi combinata della morfologia e dellaSED, in funzione del redshift.


4.13 La relazione tra le proprieta galattiche e la sottostruttura degli ammassi di galassie

Ricercatori: Bianca M. Poggianti

Altri collaboratori: T.J. Bridges, M. Yagi, Y. Komiyama, D. Carter, B. Mobasher, S. Okamura, N.Kashikawa

Tematica: Si tratta di una survey fotometrica e spettroscopica di galassie nell’ammasso della Coma,l’ammasso di galassie ricco piu vicino a noi. La peculiarita di questa survey a l’ampio range di magnitudinigalattiche studiate (7 mag), che permette per la prima volta di spingersi fino a studiare galassie nane inammasso fino a MB ∼ −14 e investigare cosı gli andamenti di tutte le proprieta galattiche in funzione dellaloro massa o luminosita.

Risultati: I risultati principali di questa survey sono contenuti in una serie di lavori che hanno presentatoi campioni fotometrici e spettroscopici, studiato le eta e metallicita delle popolazioni stellari in funzione dellamagnitudine e tipo di Hubble e in funzione dell’ambiente, e hanno investigato la dinamica delle popolazionidi galassie nane e giganti. Due nuovi risultati sono usciti nel 2003: un’analisi della funzione di luminosita(Mobasher et al.) e uno studio delle galassie post-starburst presenti in Coma (Poggianti et al.). Si e trovatoche esiste una forte correlazione tra la posizione delle galassie post-starburst e la sottostruttura nell’emissionea raggi X del gas caldo dell’ammasso. Questo permette per la prima volta di identificare il meccanismo cheha provocato il brusco cambiamento nell’andamento dell’attivita stellare in queste galassie: l’impatto conil mezzo intracluster, legato all’accrescimento recente di queste sottostrutture (=gruppi) nell’ammasso diComa.

Figura 25: Posizione delle galassie post-starburst rispetto alla sottostruttura X e alla mappa di temperatura X.Galassie post-starburst “giovani” sono mostrate come simboli verdi, mentre i cerchi rosa rappresentano post-starburstsosservati in una fase piu’ avanzata dell’evoluzione. I punti neri piccoli sono tutte le altre galassie nane di Coma nelnostro campione. I residui in X-ray (Neumann et al., 2003) sono mostrati come contorni e chiaramente identificano duesottostrutture (Western and Eastern substructures), oltre al picco Sud-Ovest di NGC4839 e all’eccesso di emissioneverso le due galassie centrali (NGC4874 and NGC4889). La mappa di hardness ratio e’ mostrata a colori. Le regionirosse corrispondono a temperature al di sotto degli 8 keV, giallo a kT > 8 keV e bianco a kT > 10 keV. Il rettangolo(1 Mpc per 1.5 Mpc) mostra i limiti di uno dei due campi coperti dalla survey.


4.14 Le surveys WINGS: stato attuale e primi risultati

Ricercatori: G. Fasano, B. Poggianti, D. Bettoni

Altri collaboratori: M. D’Onofrio, E. Pignatelli, C. Marmo, J. Varela, M. Moles, P. Kjærgaard, W. Couch,A. Dressler

Tematica: Le surveys WINGS (vedi relazione 2002) si propongono di studiare, nell’ottico/NIR, la strut-tura degli ammassi di galassie vicini e la loro cinematica, nonche di caratterizzare con grande robustezzastatistica le proprieta fotometriche (ottico/NIR), morfologiche e spettroscopiche delle galassie d’ammassonell’Universo locale, in funzione delle proprieta dell’ammasso, della distanza dal centro e della densita locale.Il progetto originale (WINGS) era quello di una survey fotometrica (B,V) a grande campo di un campionecompleto di 78 ammassi nell’intervallo di redshift 0.04-0.07, con flusso (0.1-2.4 keV) FX ≥5×10−12erg cm−2s−1.Le osservazioni sono state completate sfruttando le camere CCD a grande campo INT-WFI ed ESO2.2-MPG.Allo scopo di aggiungere preziose informazioni fisiche alla survey WINGS, si sta ora procedendo a realizzaredue diversi follow-up: (i) WINGS-SPE, una survey spettroscopica a media risoluzione delle galassie piubrillanti del campione WINGS, realizzata con gli spettrografi multi-fibra a grande campo WHT-WYFFOSed AAT-2dF; (ii) WINGS-NIR, una survey di fotometria a grande campo nel vicino infrarosso (J,K) dellegalassie del campione WINGS-SPE, realizzata con la nuova camera UKIRT-WFCAM.

Stato attuale e sviluppo: La survey WINGS ha prodotto la fotometria integrata per un totale di ∼3×105

galassie, fino ad una magnitudine V∼23.5, con limite di completezza a V∼22. Inoltre, la survey fornisce, inmodo automatico, la fotometria superficiale (GASPHOT) e la morfologia (MORPHOT) per un sottocam-pione di ∼4×104 galassie piu grandi e brillanti, fino ad una magnitudine V∼22, con limite di completezza aV∼20.5 (vedi figure sottostanti per MORPHOT).

Mappa morfologica dell’ammasso Abell 151. I colorirosso, arancio, azzurro e blu si riferiscono a galassiedi tipo morfologico via via piu avanzato. Le classifi-cazioni morfologiche sono ottenute automaticamenteusando il software MORPHOT.

La survey WINGS-SPE sta producendo, in unsottocampione di ∼50 ammassi WINGS, il red-shift ed i principali indicatori di popolazionestellare per un totale di ∼1.5×104 galassie,fino ad una magnitudine V∼20. La surveyWINGS-NIR produrra la fotometria NIR(J,K)integrata di ∼2×105 galassie (completezza aK∼19.5) e la fotometria superficiale di ∼3×104

galassie (completezza a K∼18) nel campione diammassi WINGS-SPE.

Confronto tra la classificazione morfologica vi-suale e quella automatica (MORPHOT) perun campione di 1000 galassie. Le dimensionidei punti sono proporzionali al logaritmo delnumero di galassie nel bin.


Primi risultati: Usando un sotto-campione di 32 ammassi del campione WINGS sono state iniziate al-cune analisi riguardanti la struttura degli ammassi nell’ottico, in particolare i loro profili di luminosita, lecorrispondenti relazioni di scala e le sottostrutture (vedi figure sottostanti).

Profilo di magnitudine integrata V entro aperturecircolari per Abell 85. La linea continua rappresentaun fit con profilo di Sersic.

Confronto tra le galassie early-type egli ammassi di galassie sul Piano Fon-damentale (sopra) e sul piano Log(σ)–Log(M/L). La linea rossa punteggiatarappresenta il best-fit ottenuto con i soliammassi.

Confronto tra la relazione di Kormendy (<µe >–Re) delle galassie early-type e quellaanaloga ottenuta per gli ammassi. Si noti laquasi perfetta coincidenza delle rette di best-fit nei due casi.

2000 4000 6000

2000

4000

6000

a151.V

Analisi delle sotto-strutture di Abell 151 ottenuta conl’algoritmo DEDICA (Pisani 1996). Si confrontinoqueste iso-dense con la mappa a pagina precedente.


4.15 EDISCS: the ESO Distant Cluster Survey

Ricercatori: Bianca M. Poggianti, Claire Halliday (Assegnista Post-Doc).

Altri collaboratori: Simon White (PI), A. Aragon-Salamanca, R. Bender, P. Best, M. Bremer, S. Charlot, D. Clowe,J. Dalcanton, M. Dantel, G. De Lucia, V. Desai, B. Fort, P. Jablonka, G. Kauffmann, Y. Mellier, B. Milvang-Jensen, R.Pello, S. Poirier, H. Rottgering, G. Rudnick, R. Saglia, P. Schneider, L. Simard, D. Zaritsky Finanziamenti: Progetto

Giovani CNR 2001; Fondo per gli Investimenti della Ricerca di Base 2004-2007

Tematica: Un obiettivo chiave dell’astrofisica moderna e capire come le galassie si formano ed evolvono e qualifattori, intrinseci e ambientali, influenzano questa evoluzione. Gli ammassi di galassie sono ambienti ideali per investi-gare queste problematiche. Negli ultimi venti anni sono stati fatti progressi enormi nella comprensione dell’evoluzionegalattica in ammassi da z=0.5 ad oggi, ma solo negli ultimi anni e diventato possibile spingersi a redshift e epocheancora piu distanti, con l’utilizzo di telescopi da 8 metri e la nuova Advanced Camera sull’HST. L’obiettivo di questaricerca e di studiare le caratteristiche (attivita di formazione stellare, tipi morfologici, masse e luminosita) delle galassiein ammassi ad alto redshift (10 ammassi a z=0.8 e altri 10 a z=0.5). EDisCS (ESO Distant Cluster Survey) e statoapprovato come Large Project dall’ESO con 39 notti di fotometria e spettroscopia con lo spettrofotometro FORS2 alVery Large Telescope e 20 notti con l’imager SOFI al New Technology Telescope. Il progetto ha inoltre ottenuto 80orbite con l’Advanced Camera for Surveys sull’Hubble Space Telescope nel Ciclo 11.

Risultati: Nel 2003 e stata completata la compagna di osservazioni spettroscopiche, ad esclusione delle ultime trenotti di VLT che si svolgeranno a marzo 2004. L’analisi scientifica ha prodotto una serie di risultati: la compilazionedi cataloghi spettroscopici pubblici e la loro analisi per determinare le dispersioni di velocita e le caratteristichedi sottostruttura dei primi cinque ammassi (Halliday et al., Fig. 27); un’analisi dettagliata della relazione colore-magnitudine a z=0.8, che ha rivelato un forte deficit di galassie rosse e deboli sulla sequenza colore-magnitudine (DeLucia et al., vedi Fig.27); un’analisi del contenuto morfologico degli ammassi a z ∼ 0.7− 0.8 sulla base delle immaginiHST (Vandana et al., vedi Fig.26); funzioni di luminosita, stime di formazione stellare, misure delle masse dei clustersa partire dal weak lensing, studio delle masse galattiche e altri lavori sono in fase di preparazione.

Figura 26: Immagine ACS/HST della regione centrale di un ammasso EDisCS a z=0.7.


Figura 27: (Sinistra) Istogramma dei redshifts ottenuti nel campo dell’ammasso cl1054-11, da Halliday et al. (2004).Il pannello in alto mostra in dettaglio la regione centrata sul redshift dell’ammasso. (Destra) Diagramma colore-magnitudine delle galassie dell’ammasso cl1054-11, da De Lucia et al. (2004). Simboli neri sono galassie dell’ammassocon spettri privi di righe in emissione. Le croci sono galassie dell’ammasso con righe di emissione. La relazione chemeglio fitta la sequenza di galassie rosse e tracciata con una linea intera. I simboli colorati rappresentano due famigliedi modelli spettrofotometrici.


4.16 Analisi multi-frequenza della variabilita radio dei blazar

Ricercatori: G. De Zotti e C. Bongardo

Altri collaboratori: A. Ciaramella, H.D. Aller, M.F. Aller, A. Lahteenmaki, G. Longo, L. Milano, R. Tagliaferri, H.Terasranta, M. Tornikoski, S. Urpo

Tematica: I blazar sono nuclei galattici attivi che mostrano estrema variabilita a tutte le lunghezze d’onda, po-larizzazione, intensa emissione γ, temperature di brillanza che eccedono il limite Compton. Studi della loro varibilitapossono dare informazioni chiave sulla struttura, la fisica e la dinamica della regione irradiante, a scale non raggiun-gibili neppure con l’interferometria. Tra le piu estese campagne di monitoraggio a frequenze radio ricordiamo quelladell’Universita del Michigan (UMRAO; piu di 200 sorgenti monitorate a 4.8, 8 e 14.5 GHz sin dalla fine degli anni ’60)e quella del gruppo di Metsahovi (157 radio sorgenti monitorate per piu di vent’anni a 22, 37 e 87 GHz).

Risultati: Abbiamo analizzato le curve di luce prodotte dai gruppi UMRAO e di Metsahovi applicando un nuovometodo per la ricerca di periodicita e calcolando l’indice di varibilita e la funzione di struttura per ciascun oggetto. Per3 sorgenti (ma non per OJ287, per cui e stata trovata periodicita nell’ottico) abbiamo trovato indicazioni molto signi-ficative di periodicita. Abbiamo individuato una differenza statisticamente significativa nella distribuzione dell’indicevaribilita tra BL Lac e quasar a spettro radio piatto: i BL Lac sono piu variabili. Inoltre abbiamo evidenziato comel’indice di varibilita aumenti con l’aumentare della radio frequenza considerata.

2.44 2.442 2.444 2.446 2.448 2.45 2.452

x 106

−4

−3

−2

−1

0

1

2

3

4

5

Am

plitu

de

JDs

source plotsinusoid plot

Figura 28: A sinistra: effetto della variabilita sui conteggi di FSRQ (linea continua) e BL Lac (linea tratteggiata). Perciascuna popolazione le linee piu in alto si riferiscono a 37 GHz, quelle piu in basso a 100 GHz. A destra: esempio dipossibile periodicita a 14.5 GHz per BL Lac (2200+420).


4.17 Proprieta di polarizzazione delle radio sorgenti ad alta frequenza


Altri collaboratori: R. Ricci, C. Gruppioni, I. Prandoni, R. Sault

Tematica: Misure di polarizzazione delle radio-sorgenti ad alta frequenza, dove sia l’auto-assorbimento di sin-crotrone che la rotazione Faraday sono trascurabili, forniscono informazioni uniche sulla struttura del campo magneticonella regione emittente. Tali misure sono essenziali anche per stimare la contaminazione delle mappe di polarizzazionedel fondo cosmico di microonde dovuta alle radio-sorgenti.

Risultati: si sono effettuate misure polarimetriche a 18.5 GHz con l’Australia Telescope Compact Array (ATCA)di 250 delle 258 sorgenti extragalattiche con δ < 0 del campione completo al flusso limite di 1 Jy a 5 GHz (Kuhr eal. 1981). Le distribuzioni del grado di polarizzazione per le sorgenti a spettro ripido e per quelle a spettro piattosono mostrate in figura. I risultati indicano che le fluttuazioni di polarizzazione dovute alle sorgenti extragalattiche sicollocano verso la parte bassa dell’intervallo stimato da Mesa e al. (2002).

Figura 29: Distribuzioni del grado di polarizzazione a 18.5 GHz per le sorgenti a spettro piatto (a sinistra) e a spettroripido (a destra) del campione di Kuhr e al. (1981). Il valore mediano del grado di polarizzazione e del 2.7% per lesorgenti a spettro piatto e del 4.8% per quelle a spettro ripido.


4.18 I quasar come indicatori di distanza

Ricercatori: P. Marziani, M. Calvani

Altri collaboratori: J. W. Sulentic (U. of Alabama) R. Zamanov (John Moores Univ.), D. Dultzin (IA-UNAM), R.Bachev (U. of Alabama), M. Della Valle (Arcetri)

Tematica: L’utilizzo dei quasars come indicatori di distanza e stato frustrato in passato dalla grande dispersionenella luminosita di questi oggetti, e dall’ assenza di indicatori spettroscopici che siano fortemente dipendenti dallaluminosita. Tuttavia, lo studio delle correlazioni tra proprieta spettrali ottiche, IR, UV ed X dei quasar ha conseguitonotevoli progressi identificando, attraverso un’analisi dei parametri spettroscopici con il metodo delle componentiprincipali, due insiemi di correlazioni particolarmente robusti: le cosidette correlazioni legate all’ Autovettore 1, e quellelegate all’ effetto Baldwin (anticorrelazione tra larghezza equivalente delle righe di alta ionizzazione e luminosita delcontinuo). Lo scopo del progetto e di sfruttare queste relazioni per ottenere un valore della densita di energia associataalla materia oscura ΩM e alla costante cosmologica ΩΛ (o del parametro di decelerazione q0 qualora appropriato).

Risultati: Questo studio e attualmente nelle sue fasi preliminari. Stiamo seguendo tre linee principali di ricerca:la prima e di costruire una mappa tridimensionale di parametri osservazionali da misure molto accurate; la seconda dicollegare questo spazio osservativo ad uno spazio fisico dei parametri fondamentali di sistemi in accrescimento comegli AGN, quali la massa del buco nero, il rapporto di Eddington, ed un angolo di orientazione. Inoltre, attraversol’impiego di spettri VLT/ISAAC di S/N elevato (>20), stiamo verificando che alcuni parametri legati alle righe dibassa ionizzazione (serie di Balmer dell’idrogeno e righe del Fe+) siano effettivamente indipendenti dalla luminosiaper quasar a redshift intermedio 1 < z < 2. Abbiamo effettuato dei test preliminari per verificare la dispersione deiquasar nel diagramma di Hubble on la luminosita calcolata sulla base del metodo dell’Autovettore 1 (diagramma 3Dosservativo → diagramma 3D fisico). Per il momento non abbiamo ottenuto risultati significativi, ma contiamo dimigliorare la “mappatura” dei due spazi nel corso del 2004, anche attraverso un’ accurata calibrazione delle relazioniimpiegate utilizzando la luminosita dei quasar di redshift basso.

Figura 30: A sinistra: Analisi di spettri VLT/ISAAC di quasar di redshift intermedio. Il rapporto S/N simile aidati ottici permette un’accurata decomposizione e misura dei parametri del cosidettoi “Autovettore 1.” A destra:Diagramma ottico dell’Autovettore 1, cioe FWHM della componente larga di Hβ vs. rapporto di larghezza equivalentedel blend del FeII centrato a 4570 A ed Hβ (componente larga). I quasar di redshift intermedio si distribuiscono nellastessa regione dei quasar di redshift basso, suggerendo una sostanziale indipendenza dalla luminosita.


4.19 Parametri Osservativi & Struttura dei Nuclei Galattici Attivi

Ricercatori: P. Marziani, M. Calvani

Altri collaboratori: J.W. Sulentic (U. of Alabama) R. Zamanov (John Moores Univ), D. Dultzin (IA-UNAM), R.Bachev (U. of Alabama)

Tematica: Numerosi aspetti fondamentali legati alla natura dei quasar sono problemi aperti. Tra di essi vi sono lavarieta delle proprieta spettrali ottiche ed UV e la struttura della regione di emissione delle righe larghe, la Broad LineRegion. Abbiamo cercato di analizzare l’influenza dei parametri fisici caratteristici di ogni sistema con accrescimento dimateria su un oggetto compatto (nel caso dei quasar, la massa del buco nero supermassiccio, il rapporto di Eddington,lo spin, e l’angolo formato tra la visuale e l’ asse del disco di accrescimento) sulle proprieta delle righe di emissione edel continuo e sulla struttura della BLR. Cio anche al fine di poter spiegare la relazione tra nuclei attivi radio-forti(core e lobe-dominated) e radio quieti, che risulta essere particolarmente enigmatica.

Risultati: L’obiettivo finale e poter risalire ai parametri fisici direttamente dallo spettro ottico ed UV osservato,ed e ancora da raggiungere. Nel corso del 2003 abbiamo pero conseguito alcuni risultati interessanti. Tra di essi vi estata la ulteriore conferma che la struttura della regione di emissione delle righe larghe sembra essere dipendente daun valore critico del rapporto di Eddington. Abbiamo pubblicato un atlante di oltre 200 AGN di basso redshift conrisoluzione sufficiente per poter studiare il profilo della componente larga di Hβ. Utilizzando questo atlante, abbiamodefinito accuratemente un range tipico di parametri osservativi per gli AGN radio forti, ed abbiamo potuto imporre deivincoli tipici sulla massa del buco nero e sul rapporto di Eddington per questa classe di oggetti. Abbiamo analizzatogli spettri dell’archivio di Hubble Space Telescope per studiare le proprieta delle righe di alta ionizzazione. Da questostudio e emersa un’ ulteriore, importante dipendenza dal rapporto di Eddington delle proprieta spettrali UV. Sembrache anche dalle proprieta dei profili delle righe di alta ionizzazione si debba ricorrere a due popolazioni di AGN condifferente struttura delle regioni di emissione.

Figura 31: A sinistra: i parametri ottici dell’Autovettore 1 in funzione del rapporto flusso radio/ flusso ottico. Oggettiradio forti e radio quieti si distribuiscono su intervalli differenti dei due parametri. A destra: cambiamento del profilodella componente larga di Hβ in funzione del rapporto di Eddington (∝ L/M) e della massa M del buco nero; i profilidifferiscono ad alto e basso L/M.


4.20 Declino della densita dei quasar luminosi tra z = 2 e z = 4


Altri collaboratori: M. Vigotti, R. Carballo, C.R. Benn, R. Fanti, J.I. Gonzalez Serrano, K.-H. Mack, J. Holt

Tematica: E ben noto che la densita spaziale dei quasar brillanti aumenta di un fattore ≈ 100 tra z = 0 e z = 2,per raggiungere un massimo a z ' 2.5 e decrescere a z maggiori. I dati della Sloan Digital Sky Survey (SDSS),che hanno consentito di spingere l’esplorazione del fenomeno “quasar” fino z > 6, hanno pero evidenziato indizi diun diverso comportamento evolutivo alle diverse luminosita, nel senso che la decrescita della densita al crescere delredshift e meno rapida per gli oggetti piu luminosi. Anche se l’emissione radio e presente solo per una piccola frazionedei quasar, la selezione in questa banda ha notevoli vantaggi perche riduce fortemente la contaminazione dei campionida parte delle stelle e non e influenzata da oscuramento e arrossamento da polveri. Inoltre e interessante verificare seil rapporto tra quasar radio-attivi e radio-quieti varia con z anche per ottenere informazioni sull’origine dell’attivitaradio.

Risultati: E stato definito un nuovo campione completo di 13 quasar radio con redshift nell’intervallo 3.8 < z < 4.5e di alta luminosita ottica e radio (MAB(1450A)< −26.9 e log P1.4GHz(WHz−1) > 25.7), ottenuto correlando la surveyradio FIRST col catalogo ottico APM. Si e trovato che la densita di questi quasar e minore di un fattore 1.9± 0.7 diquella trovata a z = 2 per gli stessi intervalli di luminosita radio e ottica e che la frazione di quasar radio attivi none variata tra z = 2 e z = 4. Come indicato dai dati SDSS, la decrescita della densita di quasar di alta luminosita traz = 2 e z = 4 e decisamente minore di quella osservata per campioni comprendenti oggetti meno luminosi, che risultaessere di circa un fattore 10.

-25 -26 -27 -28 -29 -30-10

-9

-8

-7

-6

Z = 2.15 LF (2dF)

Z = 4.3 LF (SDSS)

Z = 4.2 LF

Figura 32: Stima della funzione di luminosita cumulativa dei quasar di alta luminosia a z ∼ 4.2, derivata dal nostrocampione selezionato nel radio (circoletti pieni; le barre di errore tipiche sono mostrate per 2 punti) confrontata coni risultati SDSS per z = 4.3 (regione tratteggiata che corrisponde all’intervallo di ±1σ). La linea continua mostrala funzione di luminosita cumulativa ottenuta integrando la funzione di luminosita nell’intervallo 2.0 < z < 2.3 dallasurvey 2dF (Boyle et al. 2000); la curva tratteggiata corrisponde al loro modello di best fit.


4.21 Effetto Sunyaev-Zeldovich indotto da attivita nucleare in galassie


Altri collaboratori: A. Cavaliere, A. Lapi

Tematica: L’effetto Sunyaev-Zeldovich (SZ) termico e un potente indicatore del contenuto di energia termica delmezzo interstellare e intergalattico caldo. Finora i segnali SZ sono stati misurati in numerosi ammassi di galassie e sonogeneralmente consistenti con quanto previsto nel caso di plasma caldo in equilibrio idrostatico con la buca di potenzialegravitazionale. I gruppi di galassie, tuttavia, sono meno luminosi in raggi X ed hanno temperature del plasma piualte (e quindi densita piu basse) di quanto ci si aspetti dalle semplici leggi di scala che si applicano nello scenario delclustering gerarchico. La spiegazione di questi dati e ancora oggetto di dibattito. Le ipotesi avanzate comprendono unforte raffreddamento del plasma oppure l’iniezione di considerevoli quantita di energia non-gravitazionale, per effettodi esplosioni di supernove o di attivita da parte dei nuclei attivi presenti nelle galassie. L’effetto SZ puo fornire untest per discriminare tra le varie alternative.

Risultati: E stato esplorato l’effetto dell’energia iniettata nel gas circostante da onde d’urto generate da nucleigalattici attivi. Le onde d’urto cambiano la distribuzione di densita e temperatura del gas e possono arrivare adespellerlo, cosicche, quando vengono recuperate le condizioni di equilibrio, il gas si trova a temperatura maggiorementre la sua densita e luminosita X sono minori, come osservato. Nella fase transiente corrispondente al passaggiodell’onda d’urto l’effetto SZ e amplificato di un fattore significativo, come illustrato dalla figura. L’osservazione diquesta fase transiente puo quindi dare informazioni dirette dell’effetto dei nuclei attivi sulla storia termica dei barioninelle galassie e nei gruppi di galassie.

0.2 0.5 1 100.001

0.01

0.1

1

z = 0

z = 1.5

Data from: Zhang & Wu (2000) Reese et al. (2002)

z = 2.5

yg ∝ T

v

3/2

- ∆Tµw (m

K)

kTv (keV)

0.01 0.10.01

0.1

1

galaxy fraction

- ∆Tµw (m

K)

Figura 33: Segnali SZ in funzione della temperatura del viriale di galassie, gruppi e ammassi. La linea punteggiatacorrisponde all’equilibrio con la buca di potenziale a z = 0. La regione ombreggiata corrisponde ai segnali SZ attesitenendo conto del riscaldamento del gas da parte delle supernove. Le linee spesse corrispondono al caso di riscaldamentoda nuclei attivi con MBH = 109 M¯ per due valori del rapporto tra energia che va in riscaldamento del gas ed energiaemessa dai nuclei attivi: f = 3× 10−2 (linea continua) o f = 10−1 (linea tratteggiata). Rettangolo: segnale SZ da ungruppo a z = 1.5, nel caso MBH = 109 M¯ e f = 5 × 10−2. Ovali: effetto SZ per una galassia massiccia a z = 2.5,nel caso che l’energia iniettata dal nucleo attivo sia pari all’energia di legame (ovale aperto) o a 3 volte l’energia dilegame (ovale pieno); il riquadro piccolo da una stima della statistica di questi segnali.


4.22 Proprieta ed evoluzione delle galassie ospiti di nuclei attivi

Ricercatori: R. Falomo

Altri collaboratori: A. Treves (Insubria,CO), J. Kotilainen (Turku,FIN), R. Scarpa (ESO)

Tematica: La notevole evoluzione cosmica dei quasars, e la scoperta di buchi neri di grande massa nei nuclei digalassie vicine non attive, portano a sviluppare un unico scenario per la formazione ed evoluzione delle galassie edell’attivita che si manifesta nei loro nuclei. In questo contesto e di fondamentale importanza conoscere le proprietaglobali (morfologia, potometria e struttura) che caratterizzano le galassie attive. Il confronto di queste proprieta conquelle delle galassie che non manifestano attivita nucleare in varie epoche cosmiche (differenti redshift) permette quindidi determinare vincoli diretti ai modelli di evoluzione congiunta di galassie e nuclei attivi.

Risultati: Nella prima parte di questo programma (oggetti con z < 2) abbiamo ottenuto immagini per 17 quasarcon diverse caratteristiche di luminosita ottica e radio. La qualita dei dati e la omogeneita del campione consente divalutare per la prima volta in modo affidabile l’andamento delle proprieta globali di quasar radio loud e radio quiettra z=1 e z=2. L’analisi di questi dati mostra che entrambi i tipi di quasar si trovano in galassie di grande massa(luminosita ∼ 2– 5 L∗) che seguono una evoluzione passiva (vedi Figure). Le galassie dei quasar radio loud sonosistematicamente piu luminose di quelle dei radio quiet e la differenza non dipende dall’epoca cosmica. Non vi sonoevidenze di una sensibile diminuzione di massa delle galassie (almeno fino z ∼ 2), come sarebbe previsto dai modellistandard di formazione gerarchica delle strutture galattiche, ed in accordo con i risultati recenti sulle proprieta delleellittiche ad alto redshift.

Per la seconda parte del programma (oggetti con 2< z < 3) abbiamo ottenuto le prime osservazioni con VLT eottica adattiva. L’analisi di questi dati e ora in corso.

Figura 34: Sinistra: Magnitudine assoluta (banda K) delle galassie ospiti di quasar osservati con VLT in funzionedel redshift. RLQs (cerchi pieni) RQQs (cerchi vuoti). Le linee rappresentano l’evoluzione aspettata per una galassiaellittica con luminosita pari a M∗, M∗-1 and M∗-2. pe confronto sono riportati anche i dati di 4 RLQ (filled squares)and 5 RQQ (open squares) a z∼ 1.9 dallo studio fatto con HST da Kukula et al 2001 e da Ridway et al per 3 RQQ(triangoli). ( H=50 Ωm = 0.3 ΩΛ = 0. ) Destra: L’evoluzione della luminosita delle galassie di quasars da z=0 a z=2derivata da vari studi di quasars confrontata con quella prevista per galassie ellittiche (linee). Sia gli oggetti radio(RLQs; simboli pieni) sia i radio quieti (RQQ; simboli vuoti) sembrano seguire l’andamento di evoluzione passiva perellittiche di grande massa (e luminosita). Ogni punto rappresenta il vaore medio (in redshift e luminosita) per variintervalli di redshft.


4.23 Modello di formazione congiunta di elittiche e quasar

Ricercatori: G.L. Granato, G. De Zotti, A. Bressan

Altri collaboratori: L. Danese, L. Silva

Tematica: Le modalita di formazione ed evoluzione della componente sferoidale (bulges ed ellittiche) delle galassierisulta problematica per gli scenari di formazione delle galassie in ambito cosmologico, ovvero a partire da uno spettrodi fluttuazioni primordiali e simulando un volume rappresentativo di universo. Diverse proprieta (quali chimica,statistica sorgenti sub-millimetriche e survey profonde in banda K, correlazione colore-magnitudine) non risultavanoriproducibili dai modelli precedenti. I modelli sono comunque molto approssimati, in quanto processi assai rilevantiche coinvolgono la componente barionica, come la formazione stellare ed il conseguente feed-back, sono determinateda scale ben al di sotto della risoluzione delle simulazioni. Quindi, questi processi sono introdotti utilizzando rozzeprescrizioni analitiche. Fra le altre cose viene dato per scontato che gli sferoidi siano il risultato di merging di dischi,e quindi si assemblino lentamente durante una parte sostanziale del tempo di vita dell’universo, ovvero diversi Gyr.Viceversa le proprieta sopra ricordate sembrano piu consistenti con uno scenario di tipo monolitico, in cui gli sferoidisarebbero il risultato di un rapido collasso e conseguente episodio di intensissima formazione stellare, della duratadell’ordine di 1 Gyr o meno. Inoltre, fatto assai importante, nei modelli precedenti non veniva trattato il feed-backreciproco tra la formazione stellare e l’attivita dei quasar ad alto redshift, fortemente suggerito da diverse osservazioni.Tuttavia, sino ad oggi un quadro del genere non era mai stato sviluppato nel dettaglio in un modello di formazionedelle galassie in ambito cosmologico.

Risultati: Abbiamo sviluppato un nuovo modello di tipo semi-analitico per l’evoluzione della componente barionicanegli aloni massivi che virializzano ad alto redshift. Il modello incorpora una trattazione fisica delle mutue interazionitra l’attivita di formazione stellare e la crescita per accrescimento di Black Hole supermassivi (SMBH). Il modelloriproduce diversi aspetti dell’evoluzione degli sferoidi e dei quasar, quali la statistica delle sorgenti submillimetriche,la funzione di luminosita degli sferoidi, le loro proprieta chimiche, la correlazione tra la dispersione di velocita e lamassa del SMBH.

Figura 35: Confronto tra le predizione del nostro modello e la relazione tra dispersione di velocita e massa del SMBH(sinistra), i conteggi delle galassie SCUBA (centro) e la funzione di luminosita delle galassie ellittiche.


4.24 Connessioni tra materia luminosa ed oscura

Ricercatori: P. Mazzei

Altri collaboratori: A. Curir (OATO), G. Murante (OATO) Tematica: La prima parte del progetto prevede l’analisi

delle proprieta evolutive, chemo-dinamico-fotometriche, di modelli di galassie derivanti dal collasso isolato di sistemicomposti di gas e materia oscura, con condizioni iniziali consistenti con il modello cosmologico. La formazione stellare siaccende al verificarsi di un opportuno set di condizioni fisiche, nel gas iniziale ed in quello successivamente arricchito dimetalli. Si utilizza per questo un codice SPH (Smooth Particle Hydrodynamic) che include, in modo autoconsistente, ilcalcolo dell’evoluzione chimica del gas e quello, chemo-fotometrico, della distribuzione spettrale di energia (SED) dellestelle, dall’UV fino ad 1 mm comprendendo quindi anche l’effetto delle polveri (Curir e Mazzei, 1999 New Astr, 4, 1;Mazzei e Curir, 2003). La seconda parte del progetto prevede l’estensione di queste simulazioni in quadro interamentecosmologico. Il primo stadio riguarda lo studio della stabilita di dischi stellari di diversa massa e parametro di Toomre,entro un alone cosmologico di materia oscura non dissipativa.

Risultati: Mazzei e Curir (2003) e Mazzei (2003) evidenziano importanti connessioni tra materia oscura e luminosache gettano luce su alcuni aspetti finora molto critici in simulazioni gerarchiche. Simulazioni effettuate anche al variaredella risoluzione (numero di particelle iniziali), rivelano come il tasso di formazione stellare e le proprieta dinamichedel sistema stellare risultante, dipendano dalle proprieta globali del sistema, ossia dalla massa di materia oscura, dalsuo stato dinamico e geometria, oltre che da quelle locali, legate al ruolo dei processi dissipativi e dipendenti quindi dalgas e dal rapporto tra la materia barionica e quella oscura . Si ricavano cosı delle condizioni critiche per la formazionedei dischi che richiedono sistemi con massa totale non superiore a 1012 m¯ ed un rapporto tra materia barionica edoscura intorno al valore cosmologico (0.15− 0.05) (Fig. 4.24). Non emergono particolari vincoli per la formazione disistemi early-type che appaiono comunque piu favoriti all’ aumentare di detto rapporto mentre galassie nane risultanopiu probabili ai limiti inferiori dello stesso intervallo.

Figura 36: Morfologie x-y, y-z ed x-z, in banda K di un modello con Mtot = 2.e11 m¯ (a sinistra) e Mtot = 2.e12 m¯(a destra) con rapporto tra materia oscura e barionica 0.1.

I risultati della seconda parte del progetto mostrano che, indipendentemente dalle proprieta del disco, si sviluppacomunque una barra che si mantiene ed accresce nel corso dell’evoluzione fino a redshift 0. Per quanto l’alone siastato scelto tra i meno soggetti a merger, l’instabilita gravitazionale nelle regioni piu interne alimenta l’instabilitadi barra anche nel caso di dischi stellari con rapporto di massa disco-alone 0.1, prossimo al valore cosmologico: uncomportamento del tutto inatteso in un quadro isolato (Curir e Mazzei 1999). Dischi massicci piu freddi (in termini delparametro di Toomre, Q) se visti in proiezione ”edge-on” rispetto alla barra, manifestano una morfologia ”tipo bulge”nelle regioni centrali che non appare in quelli piu caldi (4.24). Si dimostra cosı l’importanza di un quadro interamentecosmologico per una corretta comprensione dell’ instabilita di barra e della formazione di un bulge di questo tipo.

Figura 37: Morfologie face-on, side-on and edge-on di un disco stellare con Q=0.5 (sinistra) e 1.5 (destra) immerso az=2 in un alone cosmologico con massa pari a 3 volte quella del disco, entrambi evolventi in un universo ΛCDM.


4.25 Modelli chemo-spettro-fotometrici di galassie

Ricercatori: A. Bressan, G.L. Granato

Altri collaboratori: L. Danese (SISSA), L. Silva (OATS), P. Panuzzo (SISSA)

Tematica: Il gruppo di sintesi di popolazione si occupa dei modelli spettro-fotometrici di galassie per lo studiodella storia globale della formazione stellare nell’Universo. I modelli di evoluzione spettro-fotometrica permettono dicollegare le proprieta osservate delle galassie (magnitudini, colori, spettri) ai loro costituenti interni quali il numero,l’eta e la metallicita delle stelle e il contenuto di gas e polvere ancora presente. La determinazione accurata di questeproprieta si basa sui differenti fenomeni fisici associati alle diverse componenti che costituiscono la galassia. La presenzadi stelle giovanissime e riconoscibile da tipiche righe di emissione prodotte dal gas circostante ionizzato. L’effetto dellapolvere e quello di assorbire parte della luce ultravioletta emessa dalla componente giovane e di riemetterla nel medio(5µm-25µm) e lontano (25µm-250µm) infrarosso. Le stelle di eta intermedia si riconoscono per la dominanza dellerighe spettrali di assorbimento dell’idrogeno. La componente stellare vecchia domina la luce nel vicino infrarosso(1µm-2µm) e da origine a caratteristiche ben individuabili nello spettro di una galassia, quali le righe di assorbimentodi alcuni metalli.

Un modello spettro-fotometrico viene ottenuto a partire dalla ”storia” della formazione stellare, ossia dal numerodi stelle di varia massa, eta e metallicita. Questo viene fornito da un codice di evoluzione chimica che simula i variprocessi di formazione stellare all’interno di una galassia. L’emissione delle varie componenti viene poi assemblataentro un modello ”geometrico” di distribuzione di stelle, gas e polvere (GRASIL, Silva et al. 1998).

Risultati: Obiettivo primario del gruppo che si occupa di sintesi di popolazione e di fornire modelli spettro-fotometrici adeguati allo sviluppo corrente delle tecnologie osservative da terra e dallo spazio. Cio si traduce unavisione il piu possibile pancromatica delle galassie, che possa meglio caratterizzare l’insieme dei fenomeni fisici presentie passati occorsi durante la loro evoluzione.

Il risultato sono modelli spettro-fotometrici che predicono la distribuzione spettrale di energia luminosa dal lontanoultravioletto, fino alla banda radio (Panuzzo et al. 2003). Questi modelli vengono utilizzati per analizzare osservazioniin bande differenti o predire osservazioni su bande ancora inesplorate.

Figura 38: Modello spettro-fotometrico di una galassia a disco all’eta di 10 miliardi di anni, dal lontano ultraviolettoalle lunghezze d’onda radio. E evidenziato il contributo all’emissione delle diverse componenti: quello stellare nonestinto, le righe di emissione, l’assorbimento (a corte lunghezze d’onda) e successiva riemissione ( nell’infrarosso) dellapolvere in nubi molecolari e l’emissione della polvere diffusa (i ”cirri”).


4.26 Formazione stellare negli starbursts oscurati

Ricercatori: A. Bressan, G.L. Granato

Altri collaboratori: S. Berta, M. Clemens, A. Franceschini, J. Fritz, O. Prouton (UNIPD), L. Silva (OATS), D.Rigopoulou (MPI, D), D. Mayya & J.R. Valdes (INAOE, Mex)

Tematica: La comprensione della storia della materia barionica nell’Universo e complicata dalla difficolta di con-vertire la luminosita osservata nelle galassie in tasso di formazione stellare, ai diversi redshifts. A cio contribuisconodifferenti effetti, tra i quali i piu importanti sono l’attenuazione di parte o tutta la luce delle stelle giovani da partedel materiale assorbente all’interno della galassia in esame, il contributo alla luminosita dovuto all’accrescimento dimateria sul buco nero centrale (AGN) e l’impossibilita di ottenere delle accurate stime della distanza (redshift) per glioggetti oscurati.

Utilizzando la tecnica della sintesi di popolazione abbiamo analizzato le distribuzioni di energia spettrali (SED)di galassie infrarosse ultraluminose (vedi Figura). Anche se in alcuni casi e richiesta la presenza dell’AGN (Berta etal 2003) tutte le SED risultano consistenti con una intensa formazione stellare tutt’ora in corso (Prouton et al. 2003).Analoghe conclusioni valgono per alcune sorgenti infrarosse (e.g. IRAS20100-4156 con L=5×1012L¯) quasi totalmenteoscurate anche nel vicino infrarosso, nella riga Paschen-α (J.R. Valdes et al. 2003). I risultati indicano anche che imodelli applicati possono essere utilizzati per una migliore determinazione dei redshifts delle sorgenti oscurate distanti.In galassie infrarosse di luminosita intermedia (simili a M82) l’effetto della polvere e minore ed il tasso di formazionestellare e ben vincolato dalle osservazioni ottiche. La luminosita di questi starbursts e in realta dominata dallo sferoidevecchio (Mayya et al. 2004).

Figura 39: Sinistra: mappa radio (22.46GHz) della sorgente infrarossa ultraluminosa e compatta IRAS08572+3915,ottenuta con il VLA. Destra: fit della distribuzione spettrale di energia (linea continua superiore). Nelle bande J,H, K e evidente il contributo dell’AGN (linea punteggiata) che puo essere quantificato solo combinando le esistentiosservazioni nel medio e lontano infrarosso, con le osservazioni radio. La nuova osservazione a 22.46 GHz permette diconcludere che circa il 60% della luminosita della galassia e dovuta ad un intenso e giovanissimo (' 8 milioni di anni)episodio di formazione stellare (linea tratteggiata) ed il resto ad un AGN oscurato (Prouton et al. 2003). La lineacontinua inferiore mostra il contributo del disco quiescente.


5 ASTROFISICA DELLE ALTE ENERGIE

Nel corso degli ultimi 10–15 anni, l’avvento di satelliti con strumentazione sempre piu sofisticata (a partire da ROSATe ASCA, per arrivare a Chandra e XMM-Newton) ha consentito di raggiungere un considerevole miglioramento dellarisoluzione temporale, spaziale e spettrale delle osservazioni in banda X. Le notevoli potenzialita offerte dai modernistrumenti hanno condotto ad importantissime scoperte, quali l’afterglow X e ottico dei Gamma-ray Bursts (BeppoSAX),le oscillazioni quasi-periodiche del flusso X in sistemi binari Galattici (Rossi-XTE), le righe di fluorescenza Kα del Fenei Nuclei Galattici Attivi (ASCA), la distribuzione spaziale dei prodotti della nucleosintesi in Supernova Remnants(Chandra). Tali scoperte hanno contribuito a produrre un breakthrough nella comprensione di alcune fondamentaliproblematiche astrofisiche, quali la natura dei Gamma-ray Bursts, i processi di accrescimento in sistemi binari Galatticie nei Nuclei Galattici Attivi, lo studio della geometria dello spazio-tempo attorno ad oggetti collassati ed i processistellari esplosivi.

Le ricerche nel settore Alte Energie dell’OAPd sono incentrate sullo studio di alcuni di questi temi e sono dinatura osservativa, interpretativa e teorica. L’interesse maggiore e rivolto alla comprensione dei processi di altaenergia originati sia dall’accrescimento sia da eventi esplosivi attorno ad oggetti collassati, segnatamente in sistemibinari Galattici (ed in galassie vicine), Nuclei Galattici Attivi e supernovae interagenti con il mezzo circumstellare. Inparticolare, l’attivita e attualmente suddivisa in quattro progetti finalizzati aventi ad oggetto:

• lo studio delle proprieta fisiche e dei meccanismi di formazione di sistemi stellari contenenti stelle di neutroni ebuchi neri nella nostra Galassia e in galassie vicine;

• l’analisi dell’emissione X in supernovae interagenti con il mezzo interstellare, le proprieta dei progenitori e lastoria della perdita di massa durante le ultime fasi evolutive delle stelle massive;

• lo studio dei fenomeni energetici in nane bianche in accrescimento;

• il calcolo dei profili delle righe di emissione da dischi di accrescimento attorno a buchi neri supermassivi.

Nonostante le limitate risorse umane impiegate, l’attivita in questo settore ha una sua consistenza ed identita bendefinite come testimoniato anche dai finanziamenti (COFIN-2002-027145; CNR/ASI n. I/R/073/02) e dal tempo diosservazione (∼ 100 ksec con XMM-Newton in AO2 e AO3) ottenuti nell’ultimo biennio. Alcune di queste attivitasono complementari a quelle svolte in altri settori e si integrano proficuamente con esse.

Nella schede seguenti sono schematicamente riporate le tematiche ed alcuni dei principali risultati ottenuti nelcorso del 2003 dai gruppi di ricerca che lavorano in questo settore all’OAPd

5.1 Stelle di Neutroni e Buchi Neri: Proprieta Fisiche e Meccanismi di Formazione

Ricercatori: L. Zampieri, R. Falomo, P. Mucciarelli

Altri collaboratori: T. Belloni (INAF-OAB), V. Bianchin (Univ. Padova), M. Chieregato (Univ. Insubria), L.Foschini (IASF/CNR Bologna), P. Kaaret (CfA, Cambridge, MA, USA), R. Di Stefano (CfA, Cambridge, MA, USA),L. Nobili (Univ. Padova), A. Treves (Univ. Insubria), R. Turolla (Univ. Padova)

Tematica: Il progetto e incentrato sullo studio delle proprieta fisiche e dei meccanismi di formazione di sistemistellari contenenti stelle di neutroni e buchi neri nella nostra Galassia o in galassie vicine. In questi sistemi l’emissioneavviene principalmente nella banda X e ha origine dall’accrescimento di gas sull’oggetto compatto. I risultati di questostudio hanno profonde implicazioni sulla determinazione dei parametri fisici (massa, raggio, equazione di stato) dellestelle di neutroni, la comprensione dei meccanismi di accrescimento dei buchi neri, la verifica della geometria dellospazio-tempo in campi gravitazionali intensi, l’identificazione di buchi neri di massa intermedia.

Lo scopo principale di questo progetto e la comprensione delle proprieta fisiche e dei meccanismi di formazionedi stelle di neutroni e buchi neri attraverso l’analisi delle proprieta spettrali e della variabilita di isolated neutronstars, black hole candidates Galattici e ultraluminous X-ray sources (ULXs) in galassie vicine. Il programma e basatosullo sviluppo della modellistica teorica in parallelo con il confronto con le osservazioni in banda X di alcune sorgentiparticolarmente rappresentative e con lo studio nel visibile di potenziali controparti che cadono all’interno del cerchiod’errore X.

Risultati: Nel corso del 2003 l’attivita di ricerca ha continuato ad incentrarsi sull’analisi delle ULXs e dei relativiprocessi di emissione. Lo studio della ULX NGC 1313 X-2, nella omonima galassia, si e arricchito dei dati XMM-Newton EPIC-pn e Chandra ACIS-S. Lo spettro XMM ha confermato la natura binaria di NGC 1313 X-2, mostrando


che l’intensa emissione X e generata per accrescimento su di un buco nero di massa intermedia (M ≥ 100M¯),e ha evidenziato la presenza di righe di emissione X di elementi prodotti nella nucleosintesi esplosiva (Figura 1).L’eccezionale risoluzione spaziale dell’immagine Chandra (0.7′′) ha consentito inoltre di identificare un oggetto diR ' 21.6, dall’apparenza puntiforme quale probabile controparte ottica (Figura 2).

Il progetto si e ulteriormente ampliato con l’analisi spettrale dettagliata dei dati XMM-Newton di NGC 1313 X-1,molto vicina al nucleo ottico della galassia ospite, che mostra caratteristiche simili a NGC 1313 X-2. Anche nellospettro di NGC 1313 X-1 sono state osservate righe di emissione di prodotti della nucleosintesi (Figura 1). Questacircostanza ed il fatto che queste sorgenti sono immerse in nebulose ottiche ad emissione fanno ritenere che esse sianofisicamente legate a regioni di intensa formazione stellare costituite da stelle giovani e massicce.

Figura 40: Spettri in banda X [0.2–10.0 keV] di NGC 1313 X-1 (a sinistra) ed NGC 1313 X-2 (a destra) nella omonimagalassia, ad una distanza di circa 3.7 Mpc (Mucciarelli et al. 2004, ApJ, sottomesso). Lo spettro X e stato ottenutodall’analisi di dati d’archivio XMM-Newton, dopo aver filtrato i periodi di intensa attivita solare. Il modello utilizzatoper il fit spettrale e in entrambi i casi costituito da: (a) una legge di potenza e un modello standard di disco diaccrescimento corretti per assorbimento interstellare; (b) alcune componenti gaussiane per le features in emissione piusignificative. Tali features sono state identificate con righe di emissione di Ossigeno (0.6 keV), Silicio (1.8 keV), Zolfo(2.4 keV) e Calcio (4.1 keV). Nello spettro di NGC 1313 X-1 e presente anche una feature non identificata a 4.7 keV.L’introduzione delle componenti gaussiane migliora il fit in modo statisticamente significativo (livello di confidenza 3.4e ∼ 2σ, rispettivamente per NGC 1313 X-1 and X-2). Le larghezze equivalenti delle righe sono ∼< 100–200 eV. Questotipo di features viene osservato tipicamente nello spettro X di supernovae interagenti con il mezzo circumstellare esupernova remnants.

5.2 Emissione X in supernovae interagenti: storia della perdita di massa dei progenitori

Ricercatori: L. Zampieri, M. Turatto, S. Benetti, A. Pastorello, P. Mucciarelli

Altri collaboratori: E. Cappellaro (OAC)

Tematica: Nel corso della loro vita le stelle subiscono perdite di massa in diverse fasi evolutive. Se esplodonocome supernove, il materiale circumstellare arricchito dal vento stellare viene scaldato e ionizzato dallo shock creatodall’interazione delle ejecta con il mezzo stesso. Se il gas e sufficientemente denso, tra la posizione dello shock e delreverse shock si puo originare una significativa emissione radio e di alta energia (Lradio ∼ 1038 erg s−1; LX ∼ 1040 ergs−1), oltreche ottica. Supernovae che mostrano questo tipo di fenomenologia sono classificate osservativamente cometipo IIn perche mostrano righe di emissione molto strette dell’idrogeno negli spettri ottici.


Figura 41: Immagine in banda R della ULX NGC 1313 X-2 (Zampieri et al. 2004, ApJ, in stampa). L’immagine estata ottenuta con il telescopio di 3.6m dell’ESO (filtro R#642). Sono riportati i cerchi d’errore X di ROSAT, XMM-Newton e Chandra, (6′′, 4′′ ed 1.4′′, rispettivamente). La precisione dell’astrometria dei dati Chandra ha permessodi escludere la sorgente A, visibile al bordo del cerchio d’errore di XMM, quale controparte e di identificarne unanuova, di magnitudine R ' 21.6 (oggetto C). Se dovesse trattarsi di una singola stella, la compagna del buco nero, sitratterebbe di un oggetto di ∼ 10M¯.

Fenomeni di interazione delle ejecta di una supernova con il mezzo circumstellare sono relativamente frequentiin progenitori massivi (M > 20 M¯). Ma solamente 14 supernovae mostrano emissione X associata all’interazione.Il modello standard che descrive tale emissione e quello di Chevalier & Fransson (1994, ApJ, 420, 268). Gli spettriX sono caratterizzati da un tipico continuo di bremsstrahlung con sovrapposte righe di emissione di prodotti dellanucleosintesi esplosiva. Osservazioni con il satellite ASCA di SN 1986J e SN 1993J hanno rivelato una intensa rigadi emissione del ferro (riga Kα a 6.7 keV). Diverse righe emesse dagli elementi di massa intermedia prodotti nellanucleosintesi esplosiva (Si, S, Ar, Fe) sono state piu di recente osservate con Chandra nello spettro X di SN 1998S(Pooley et al. 2002, ApJ, 572, 932) e con XMM-Newton in quello di SN 1978K (Schlegel et al. 2004, ApJ, in press).

Dallo studio di tale emissione, in particolare delle proprieta spettrali e dell’evoluzione della curva di luce in bandaX, e possibile risalire alla storia della perdita di massa nelle fasi evolutive avanzate della stella progenitrice e alladistribuzione e composizione del materiale eiettato e del mezzo circumstellare. Le abbondanze dei diversi elementi,determinate attraverso fits con modelli di emissione per gas shock-ionized, permettono di risalire alla massa delprogenitore attraverso il confronto con i valori teorici ricavati da modelli di nucleosintesi esplosiva.

Risultati: Abbiamo osservato la supernova interagente SN 1995N con XMM-Newton il 27 luglio 2003 (ObservationId 0149620201). E la prima volta che questa supernova fortemente interagente viene osservata con un satellite di ultimagenerazione. Sono state richieste ed ottenute osservazioni (quasi) simultanee (ottiche e infrarosse) con il telescopioVLT dell’ESO. L’analisi dei dati X e ottici e attualmente in corso. I risultati preliminari rivelano che anche in questasupernova sono presenti righe di emissione X prodotte da elementi sintetizzati nell’esplosione. Attualmente stiamoidentificando le righe spettrali e analizzando le abbondanza relative ricavate dall’analisi delle larghezze equivalenti perdeterminare l’intervallo probabile di massa del progenitore della supernova.


Figura 42: Immagine di SN 1995N ottenuta con la camera EPIC pn del satellite XMM-Netwon (Observation Id0149620201, 27 Luglio 2003, 60 ks). La supernova e al centro dell’immagine. L’emissione X e ancora significativa(count rate media ∼ 0.03 conteggi s−1).

5.3 Fenomeni energetici in nane bianche in accrescimento

Ricercatori: U. Munari, A. Siviero

Altri collaboratori: P.A. Whitelock (SAAO), R.L.M. Corradi (ING La Palma), M. Livio (STScI), A.A. Henden(USNO), B.F. Yudin (Mosca), M. Cropper (MSSL Londra), T. Zwitter (Lubiana)

Tematica: L’emissione d’alta energia dalle stelle simbiotiche e causata dal frequente ripetersi di condizioni dibruciamento stabile dell’idrogeno accresciuto sulla nana bianca. La presenza di moltissimo materiale circumstellareassociato alla perdita di massa della compagna gigante/supergiante rossa porta ad un fortissimo autoassorbimentoin loco dei raggi X. In alcuni sistemi questi in parte riescono comunque ad emergere e queste stelle simbiotiche siincontrano numerose nei catalogi di super-soft X-ray sources.

Il progetto e incentrato sulla ricerca e lo studio con immagini HST e spettroscopia ad alta risoluzione da Terra dijets bipolari in binarie simbiotiche, sorgenti X super-soft e novae secolari. Connesso ad esso e anche lo studio di ventiin collisione in nebulose planetarie bipolari e in binarie simbiotiche, e la struttura prodotta dalla foto-ionizzazione.Attraverso la modellizzazione delle eclissi, viene studiata l’evoluzione in raggio e temperatura delle nane bianche chesperimentano un outburst termonucleare non degenere.

Tra gli obiettivi del progetto vi sono: una survey spettroscopica di tutte le simbiotiche (ESO ed Asiago) dei sistemicon jets; lo studio ad alta risoluzione spaziale e spettroscopica dei jets scoperti e l’analisi delle proprieta dei jets;

Risultati: Sono state ottenute immagini HST di prima e seconda epoca (per determinare le parallassi d’espansione)dell’outflow bipolare dalla nova simbiotica He2-104 (Figura 4) e di He2-147. L’ouflow e sagomato dalla collisione con ilvento pre-esistente della compagna Mira. I getti polari di alta velocita sono radioemittenti non termici. Con l’Echelledi Asiago, FEROS all’ESO e ELODIE ad OHP e’ in corso la survey spettroscopica per la ricerca di jets in simbiotiche,similmente a quanto gia scoperto da Asiago in alcuni oggetti e nella sorgente X super-soft RX J0019.8+2156 (Figura4).


Figura 43: Sinistra: Immagine HST di prima epoca (banda [NII] a 6584 A) dell’outflow bipolare dalla nova simbioticaHe2-104 (Corradi et al. 2001, ApJ, 553, 211). Destra: Come esempio dei jets bipolari scoperti da Asiago, sonopresentati quelli della sorgente X super-soft RX J0019.8+2156 (Tomov et al. 1998, A&A, 333, L67).

5.4 Righe di emissione da dischi di accrescimento attorno a buchi neri

Ricercatori: M. Calvani

Altri collaboratori: A. Cadez, M. Brajnik, A. Gomboc, C. Fanton

Tematica: La riga di fluorescenza Kalpha del ferro, scoperta di recente negli spettri X di galassie attive e uno degliindizi piu stringenti circa la presenza di buchi neri supermassivi nel loro nucleo.

Si ritiene che tale riga, larga e asimmetrica, sia originata da gas che si trova nelle regioni piu interne del disco diaccrescimento, in prossimita del buco nero. L’intensita ed il profilo della riga risentono degli effetti special e generalrelativistici dovuti alle elevate velocita di rotazione ed all’intenso campo gravitazionale. Essa si presta quindi come unpotentissimo strumento diagnostico per studiare le proprieta del disco di accrescimento e dello spazio-tempo attornoa buchi neri.

Tra gli obiettivi del progetto vi sono: effettuare modellistica accurata delle righe di emissione da dischi di accresci-mento attorno a buchi neri; ottenere immagini del disco; determinare la geometria del disco di accrescimento (inclusal’inclinazione) ed i parametri fisici del buco nero.

Le equazioni delle geodetiche dei fotoni nel campo gravitazionale del buco nero sono risolte in forma chiusa intermini delle funzioni ellittiche di Jacobi (funzioni single valued di un parametro lungo l’orbita) ed implementate inun veloce ed efficiente codice numerico, che richiede pochi minuti su un normale personal computer per produrrel’immagine del disco ed il profilo teorico di riga.

Si trova che lo spazio dei parametri per l’emissivita delle righe prodotte da dischi (geometricamente) sottili e moltopiccolo. Per un disco warped, il rapporto tra la componente blue-shifted e red-shifted della riga e la variabilita deipicchi trovano una spiegazione naturale in termini di un precessing warp.

Risultati: Le soluzioni analitiche originali da noi ottenute sono uno strumento molto efficiente nell’applicare tecnichedi ray-tracing nello spazio tempo curvo di buchi neri non ruotanti. Usando questo strumento, abbiamo calcolato ungran numero di immagini e di profili di riga per dischi di accrescimento warped. Questo stesso strumento e anchemolto utile per calcolare il kernel dell’equazione integrale che lega l’emissivita del disco al profilo di riga, nel caso didischi di accrescimento flat. Abbiamo effettuato un’analisi approfondita di profili di riga da dischi warped e abbiamoconfrontato i risultati con quanto ci si sapetta per dischi flat. Si trova che: 1) lo spazio delle funzioni appartenenti adischi flat e molto ristretto; 2) come conseguenza, si propone un metodo per distinguere profili di riga appartenenti adischi flat e quelli non appartenenti. Questo metodo di analisi dei profili di riga Kalpha diventera molto utile quandosaranno disponibili dati X con miglior rapporto S/N.

Abbiamo anche ottenuto risultati per dischi di accrescimento warped attorno a buchi neri ruotanti; essi portanoalla stessa conclusione: profili appartenenti a dischi flat formano un sottospazio molto ristretto nello spazio dellefunzioni che descrivono tutti i possibili dischi di accrescimento.


Figura 44: I profili delle righe vengono calcolati integrando l’emissivita sull’angolo solido sotteso dalla regione emittentedel disco. E mostrato un esempio di immagine del disco ed il corrispondente profilo di riga.

Figura 45: Immagini di un disco di accrescimento warped (illuminato da due sorgenti puntiformi poste a z=+/- 10Mbh) attorno ad un buco nero di massa Mbh. L’angolo di inclinazione e 30 gradi, mentre l’angolo azimutale varia da0 (in alto a sinistra) a 330 gradi (in basso a destra). I corrispondenti profili di riga sono riportati a fianco di ciascunaimmagine in funzione del redshift gravitazionale.


6 TECNOLOGIE ASTRONOMICHE

L’attivita tecnologica svolta nel 2003 presso l’OAPd presenta alcuni aspetti positivi riguardanti il coinvolgimento invarie missioni e progetti di carattere internazionale ma vanno segnalati anche alcuni aspetti negativi, legati preva-lentemente alle incertezze sui finanziamenti ai progetti, che potrebbero avere ripercussioni sul futuro tecnologicodell’astronomia Padovana.

Per quanto riguarda la ricerca e lo sviluppo il settore delle (enabling technologies) e certamente vitale potendocontare sull’accesso allo (working group) OPTICON nel caso delle (smart optics), ancora per quest’anno sul supportodei vecchi fondi ASI AR per quanto riguarda gli sviluppi sui rivelatori di tipo avanzato ed inoltre sui fondi CE perquanto riguarda le GRID. Inoltre, la definitiva disponibilita dei nuovi laboratori presso l’OAPd avvenuta a fine 2003,crea le premesse per maggiori impegni futuri.

Desta, in ogni caso, allarme la chiusura dei finanziamenti ASI per sviluppi tecnologici collegati con lo spazio, comediretta conseguenza di cio e facilmente prevedibile un aumento delle difficolta future per mantenere con continuitaattivita di ricerca e di sviluppo sulle relative tecnologie.

E pero il settore dello sviluppo di strumentazione osservativa, che storicamente ha una forte tradizione in Padova,a destare le maggiori preoccupazioni. Sono pochi i progetti consistenti ed in molti casi si tratta di studi preliminarinon ancora del tutto approvati.

Fortemente preoccupante, da questo punto di vista, e anche la scarsissima volonta dimostrata recentemente dall’ASI di impegnarsi sulla partecipazione Italiana al progetto MIRI per JWST. Una posizione che di fatto vanifica illavoro di due anni fatto all’interno del consorzio europeo di MIRI, e che fa evaporare un consistente gruppo nazionaleconsolidatosi attorno a questa tematica. Questo di fatto, come gia per HST, rischia di porre la comunita astronomicaItaliana fuori dal maggiore progetto di astronomia osservativa dallo spazio nel prossimo decennio.

6.1 Nuovi Laboratori OAPd

Nel corso dell’estate 2003 sono stati resi agibili i nuovi ambienti destinati ad ospitare i laboratori. Si tratta di untotale di circa 150 metri quadri utili suddivisi in quattro zone distinte. Sono gia state rese operative due sezioni,rispettivamente dedicate all’ottica (con dotazione di camera bianca) ed allo sviluppo di tecnologie e strumentazioneopto-elettroniche (con due ambienti separati per ottica ed elettronica. Un terzo ambiente e stato dedicato alla piccolameccanica di servizio ma deve ancora essere allestito.

Si tratta di un evento lungamente atteso, per la prima volta, dopo una lunga serie di sistemazioni precarie l’OAPdha la disponibilita di laboratori organizzati ed adeguati anche se non ancora completamente allestiti.

6.2 Telescopi a Terra: Telescopio Nazionale Galileo (TNG)

Ricercatori: F. Bortoletto, C. Bonoli, D. Fantinel, E. Giro

Altri collaboratori: CGG La Palma, R. Tomelleri (Studio Tecnico Tomelleri, Verona), THK (Milano)

Tematica: L’ OAPd e stato nel corso degli anni 90 responsabile della costruzione e della messa in funzione deltelescopio TNG in La Palma (isole Canarie). Dal termine della direzione operativa del telescopio (F. Bortoletto, 2000)Padova seguita ad essere un punto di riferimento tecnico-organizzativo per le modifiche e manutenzioni importanti,fornendo al Centro Galileo Galilei (CGG) di La Palma non solo supporto in termini tecnici ma anche in termini dipersonale operativo.

Risultati: Gia nel corso del 2002 era stata notata una anormale usura, anche con distacco di frammenti di acciaio,delle piste di scorrimento del cuscinetto a ricircolazione di sfere per la rotazione della cupola del TNG. Durante laprimavera-estate del 2003 e stata portata a termine la sostituzione dell’intero cuscinetto con la collaborazione delfornitore dello stesso (THK) e della Ditta Tomelleri. L’intervento ha comportato la sostituzione di tutte le rotaie discorrimento (18 segmenti sviluppati su un diametro di 9.2 metri), la sostituzione di 100 carrelli a ricircolo di sferenonche’ il rifacimento e montaggio di nuovi sistemi elastici di appoggio dei carrelli in modo da evitare il deterioramentoprecoce del sistema come prima avvenuto. Nel corso dei lavori e stato anche finalmente possibile fare una stima realisticadel peso totale della cupola, che, come si sospettava, e risultato consistentemente superiore a quanto prima stimato(da circa 300 a 400 Tons).

Alla fine dell’ estate 2003 il sistema di rilevamento di pressione idrostatica all’interno dei pattini di rotazioneazimutale del telescopio e stato montato e verificato. Questo sistema consente di rilevare con continuitala pressione


Figura 46: Sinistra: Vista parziale del laboratorio dedicato all’optoelettronica. Destra: Vista della camera biancainstallata nel laboratorio di ottica.

idrostatica ti tutti i pattini simultaneamente, cosa impossibile da farsi prima, inoltre consente di verificare in temporeale qualunque eventualitadi contatto fisico fra le superfici di scorrimento.

6.3 Telescopi a Terra: OmegaCAM, l’imager a grande campo per il VLT Survey Tele-scope

Ricercatori: A. Baruffolo, L. Greggio, A. Bortolussi, P. Bagnara, C. Magagna

Altri collaboratori: K. Kuijken (PI, Univ. Leiden, NL), R. Bender (Co–I, Oss. Monaco, D), E. Cappellaro (Co–I,OA Napoli), O. Iwert (ODT, ESO, Monaco), B. Mushielok (Oss. Monaco, D), E. Valentijn (Univ. Groningen, NL), E.Cascone (OAC)

Tematica: L’OAPd fa parte di un Consorzio di Istituti tedeschi, olandesi e italiani che, in collaborazione con ESO,sta costruendo una camera a grande campo, denominata OmegaCAM, per il VLT Survey Telescope (un telescopio di2.6m che sara installato all’Osservatorio del Paranal).

OmegaCAM coprira il campo di vista di VST con un mosaico di 32 sensori CCD ciascuno di dimensione 2k×4kpixels. Il numero totale di pixel nella camera scientifica sara quindi superiore ai 256 milioni.

Lo scopo principale di VST-OmegaCAM e quello di effettuare survey per supportare i programmi scientifici delVLT. I prodotti di tali survey saranno grandi cataloghi di sorgenti astronomiche omogenei e multicolore che sarannousati per la selezione di oggetti da osservare spettroscopicamente con il VLT. Inoltre, dato il grande campo di vista,VST-OmegaCAM dara l’opportunita di effettuare ricerche di oggetti rari o dalle proprieta estreme.

La partecipazione dell’OAPd consiste nella progettazione e lo sviluppo del software di controllo dello strumento,nonche della gestione dell’archivio della documentazione e del sito web del progetto.


Figura 47: Sinistra: vista di un segmento di rotaia deteriorato. Destra: monitoraggio dell’andamento delle pressionidi tasca per 24 pattini del cuscinetto idrostatico di azimut nel corso di una intera rivoluzione del telescopio. Sonovisibili le disuniformita di pressione in corrispondenza delle disuniformita di planarita di ralla.

Ulteriori informazioni sul progetto OmegaCAM si possono trovare al seguente indirizzo:http://web.pd.astro.it/omegacam/OMEGACAM.html.

Risultati: Nel corso del 2003 e stata completata la costruzione della meccanica, dell’elettronica e del software di“basso livello” (dedicato al controllo dell’hardware), mentre e ancora in corso lo sviluppo del software di autoguida e im-age analysis, nonche il sistema dei detectors. Nel mese di luglio e cominciata la fase di integrazione dell’optomeccanicacon l’elettronica (vd. figura), che e proseguita fino a settembre. Da ottobre e cominciata una fase di test e di messaa punto dello strumento, che prosegue tutt’ora. I risultati dei test sono stati utilizzati per apportare migliorie nelsoftware e per la messa a punto della meccanica e dell’elettronica. La fase di test e prevista concludersi nel primotrimestre del 2004, con una accettazione preliminare della camera da parte di ESO.

6.4 Telescopi a Terra: Il Progetto Planet Finder CHEOPS

Ricercatori: M. Turatto, R. Gratton, A. Baruffolo, R. Claudi, S. Desidera, J. Antichi

Altri collaboratori: M. Feldt (Heidelberg), H.M. Schmidt (Zurigo), C. Pernechele (OACa), G. Piotto (Padova), S.Ortolani (Padova), J. Alcala(Napoli), E. Cascone (OAC), A. Berton (Heidelberg)


ENCLOSURE

INSTRUMENT

ELECTRONICS

CABINET

FILTER

REPLACEMENT

SLIT SIDE "A"

Integration Lab

Figura 48: OmegaCAM nel laboratorio di integrazione dell’Osservatorio di Monaco. In secondo piano si possono vederel’armadio con l’elettronica di controllo e (sulla sinistra) la workstation dove viene eseguito il software di controllo.

Tematica: L’OAPd coordina il contributo italiano allo studio di Fase A di uno strumento per la rivelazione direttadi pianeti extrasolari nell’ambito della costruzione degli strumenti di II generazione per VLT. Oltre alla partecipazionescientifica (R. Gratton e Instrument Scientist del progetto), il contributo italiano al progetto e quello di costruirelo Spettrografo di Campo Integrale (IFS) attraverso il quale il profilo stellare di un campione di stelle vicine verradecomposto in migliaia di elementi dei quali verra fatta la spettrografia a bassa dispersione nel vicino infrarosso perevidenziarne la presenza di pianeti. Lo strumento e costituito inoltre da un sistema sofisticato di Ottica Adattiva,di responsabilita del MPIA di Heidelberg, che capeggia il consorzio, e da un imager polarimetrico di reponsabilitadell’ETH di Zurigo.

La Fase A e formalmente iniziata il 1/05/2003 e terminera a novembre 2004.

Risultati: Nel corso del 2003 e iniziata l’attivita dei vari workpackages di responsabilita italiana, ossia il NIRIFS (INS02), il Disegno della Strategia della Survey (SCI03) e le Tecniche di Osservazione e Rivelazione (SCI02). Perquanto riguarda il primo si e messo a punto nella Casa del Monizioniere un laboratorio dedicato, costituito da una zonadi lavoro e da una Camera Bianca della classe 10000, al cui interno sono ora in corso due esperimenti per determinarela qualita ottica di vari array di microlenti e la luce diffusa. E’ stato inoltre progettato il prima di Amici che fungerada dispersore nello spettrografo. Si e lavorato molto sul disegno ottico dell’intero IFS e si e gia vicini alle specifichesull’intero campo dello strumento. Nel corso del 2003 si sono anche iniziate le attivita relative al disegno del SW edell’elettronica. E’ stato fatto anche uno studio meccanico preliminare dello strumento.

Per quanto riguarda il WP SCI02, si sono analizzate le statistiche di seeing del Paranal, si e studiata la distribuzione


Figura 49: Simulazione dell’immagine di output dell’IFS di CHEOPS. Una regione di cielo di 3.5x3.5 arcsec2 attornoad una stella brillante e separata in 256x256 elementi dei quali viene effettuata la spettroscopia a bassa dispersionedel range 0.95-1.7 micron.

dei possibili targets in cielo, si e approfondita la questione della rotazione del campo e si sono definiti i casi cosiddetti”benchmark” sui quali verra poi fatta dall’ESO la valutazione delle performances dello strumento. Per quanto inveceriguarda SCI03 si sono analizzati gli obiettivi scientifici, la politica di distribuzione dei dati, l’ottimizzazione del tempoosservativo a disposizione, la strategia ottimale delle survey ee altri possibili argomenti scientifici che possono esserestudiati con CHEOPS.

6.5 Telescopi a Terra: LBC per LBT

Ricercatori: M. Turatto, A. Baruffolo, E. Diolaiti, G. Altavilla, M. Riello

Altri collaboratori: R. Ragazzoni (OAFi), E. Giallongo (Roma), A. Fontana (Roma), F. Pasian (Trieste), M. Nonino(Trieste), R. Smareglia (Trieste), G. Piotto (Padova), S. Ortolani (Padova), J. Farinato (Firenze)

Tematica: L’OAPd e uno dei membri del consorzio per la realizzazione di una camera a grande campo per il doppioprimo fuoco del Large Binocular Telescope (LBT) in costruzione a Mt. Graham (Arizona). Lo strumento consiste didue unita (blu e rossa), una per ciascuno dei due specchi da 8.4m di LBT. Gli specchi primari sono estremamenterapidi (F#=1.14) e richiedono un sofisticato disegno per raggiungere la qualita ottica richiesta su di un campo moltoesteso (23.5x23.5 arcmin2). Pertanto ogni unita e stata ottimizzata dal punto di vista del disegno ottico e dei materialiutilizzati a lunghezze d’onda diverse (rispettivamente per le bande UB e VRIz). I rivelatori sono costituiti da unmosaico di 4 CCD 2kx4k per ciascun canale.

Risultati: Nel corso del 2003 e terminata la lavorazione delle lenti del canale blu, sono continuati i test del criostato edel controller del detector a Roma ed e iniziata l’integrazione dell’intero strumento a Firenze. A Padova si e continuatolo sviluppo del Software di Image Analysis, per la determinazione delle aberrazioni con un sensore di fronte d’onda ditipo a curvatura, e si e perfezionato il disegno del canale rosso. Inoltre e continuata la discussione e lo sviluppo deiprogetti scientifici che utilizzeranno questo strumento.


6.6 Osservatori spaziali: Medium Infrared Instrument (MIRI) per il John Webb SpaceTelescope

Ricercatori: F. Bortoletto, C. Bonoli

Altri collaboratori: P. Conconi (OAMI), F. Zerbi (OAMI), C. Pernechele (OACa), D. Magrin (dottorando UNIPD),A. Frigo, L. Traverso

Tematica: Il telescopio spaziale HST e indubbiamente stato uno dei progetti spaziali per l’astrofisica piu riusciti.NASA e ESA collaborano fin dal 1996 per la costruzione del suo successore (NGST, poi ribattezzato JWST). JWSTsara soprattutto caratterizzato dalla sua estensione di sensibilita nel vicino e medio infrarosso, quindi adatto perstudiare in particolar modo il contenuto dell’Universo all’indietro nel tempo in quella zona ancora sconosciuta che sicolloca fra le recenti osservazioni di fondo cosmico e le osservazioni con i grandi telescopi a terra degli oggetti piulontani. Anche l’osservazione di potenziali pianeti o sistemi protoplanetari beneficiera di JWST.

Il corredo di strumentazione del telescopio comprende tre strumenti principali, fra cui MIRI (Medium InfraRedInstrument) a cui ha attivamente partecipato nel corso della fase A e pre-B l’Italia.

Al momento attuale la situazione della partecipazione italiana a MIRI e ancora sotto l’esame dell’agenzia spazialeitaliana.

Risultati: Nel corso del 2003 la componente italiana di MIRI ha portato a termine i WP tecnici ed organizzativirelativi alla fase pre-B della missione. Sono state svolte rispettivamente le seguenti attivita :

test elettro-meccanici a bassa temperatura (20 gradi Kelvin) dei primi prototipi di sfera integratrice; raffinamentodel modello termico e radiometrico basato sul codice Simulink per il calibratore di bordo; simulazioni basate sulcodice FilmStar per il sistema a lamine interferenziali generatore di fringe di interferenza; costituzione del gruppo di”management” e di quello scientifico per la componente Italiana di MIRI.

Figura 50: Vista del prototipo di sfera integratrice per la calibrazione di MIRI nel range spettrale del medio IRmontata nella campana criogenica a 20 K ed illuminante l’array InSb da 256x256 pixels.

6.7 Osservatori Spaziali: Low Resolution Cameras per la missione ESA BepiColombo


Altri collaboratori: V. Achilli, F. Angrilli, P. Baggio, C. Barbieri, J. Baumgardner, N. Bistacchi, F. Capaccioni, A.Caporali, M.T. Capria, I. Casanova, G. Dal Piaz, S. De Bei, G. Forlani, S. Fornasier, W. Ip, M. Lazzarin, I. Longhi,


Figura 51: Sensore L3CCD montato nel criostato.

L. Marinangeli, F. Marzari, M. Massironi, P. Masson, M. Mendillo, R. Ragazzoni, Y. Raitala, G. Salemi, M. Sgavetti,A. Sprague, M. Tordi, S. Verani, L. Wilson, J.K. Wilson

Tematica: La missione BepiColombo e il cornerstone n.5 dell’ESA e ha come obiettivi l’esplorazione di Mercurio ericavare con maggior precisione alcuni parametri fondamentali di relativita generale. Tra gli strumenti fondamentalic’e una Low Resolution Camera con l’obiettivo principale di ottenere immagini a medio-bassa risoluzione dell’interasuperficie di Mercurio. Il nostro contributo a livello ESA ha fatto includere come obiettivo scientifico la stereoscopiadell’intera superficie del pianeta. Inoltre il payload considera una camera che osserva il limb per studiare l’esosfera,sempre su nostra proposta. La definizione del payload definitivo e dei relativi PI e iniziata a Novembre 2003, proseguiracon un AO a Marzo 2004 e terminera a Novembre 2004.

Risultati: Alla fine del 2003 si e costituito un consorzio italiano, con il supporto dell’ASI, per la presentazionedi uno strumento integrato comprendente due camere a bassa risoluzione, una camera ad alta risoluzione ed unospettrometro Vis/NIR. Questo strumento rappresenta un’innovativa suite di strumenti integrati e co-allineati su unicobanco ottico consentendo una maggiore sinergia e comunanza degli obiettivi scientifici.

6.8 Sviluppi Tecnologici: Detector Controller VisIRc e nuovi rivelatori

Ricercatori: F. Bortoletto, M. D’Alessandro, D. Fantinel

Altri collaboratori: M. Belluso, R. Cosentino, A. Frigo, L. Traverso

Tematica: Recentemente e stata sviluppata una nuova tecnologia riguardante i sensori CCD (Charge CoupledDevice) che ne amplia le possibilita operative (L3CCD). Questa nuova tecnica, ancora in fase di miglioramento tec-nologico, consiste nell’affiancare al registro di uscita di un CCD convenzionale un ”registro di guadagno”, capace dimoltiplicare in sucessione (mediante ionizzazione da impatto) gli elettroni generati dai fotoni incidenti. Questa tecnicapermette in linea di principio di discriminare i singoli elettroni e quindi di poter lavorare in regime di conteggio difotoni. Svariate osservazioni basate su segnale debole ed a rapida variazione temporale, come la spettroscopia adalta risoluzione, l’interferometria o , nel caso di sistemi ausiliari all’osservazione, come sensori di fronte d’onda ofast-trackers, potrebbero beneficiare nell’utilizzare detti sensori.

Anche per quanto riguarda i sensori infrarossi gli ultimi anni hanno visto un notevole sviluppo per quel che riguardagli FPA infrarossi (Focal Plane Array), sia per quanto riguarda le dimensioni (oggi siamo a matrici fino a 4K x 4Kelementi sensibili), sia per quanto riguarda i parametri caratterizzanti il sensore QE, rumore di lettura).

In considerazione di queste nuove prospettive ed anche in vista di possibili miglioramenti dei sistemi gia in opera,Padova, con la collaborazione dell’Osservatorio di Catania e con il finanziamento di ASI segue lo sviluppo di unaelettronica di controllo adeguata.


Risultati: Nel corso del 2003 l’OAPd ha acquisito dalla EV2Technologies(GB) due sensori del tipo L3CCD. Pre-cisamente un grado ingegneristico ed uno di grado scientifico di tipo it thinned (elevata Efficienza Quantica, anche80-90 %). si e quindi proceduto alla realizzazione di tutte le parti necessarie al montaggio del sensore in ambientecriogenico: meccanica di supporto per chip, circuiti stampati e cablaggi.

In particolare e stato scritto il nuovo software necessario per le operazioni in modo conteggio ed accumulazione, estato inoltre realizzato e collaudato un nuovo tipo di preamplificatore integrato a basso rumore e consumo ed e statorealizzato il driver ad alta tensione necessario per la moltiplicazione di carica nei sensori di tipo L3CCD.

Le prime prove di funzionamento dei sensori L3 a temperature criogeniche (173K–213K) sono state fatte utilizzandole elettroniche di generazione II attualmente in uso presso il Telescopio Galileo in modo da verificarne la compatibilita.

Le elettroniche di terza generazione sono gia state testate con sensori CCD di tipo standard e recentemente atemperatura di 20 K con un multiplexer infrarosso da 256x256 elementi acquistato dalla Raytheon(USA).

6.9 Sviluppi Tecnologici: Dimostratore di Ottica Adattiva Multiconiugata: MAD

Ricercatori: A. Baruffolo, P. Bagnara, R. Falomo

Altri collaboratori: E. Marchetti, N. Hubin (ESO, Monaco, D), R. Ragazzoni, J. Farinato, E. V. Viard, C.Arcidiacono (OA Arcetri), E. Diolaiti (Dip. Astronomia Pd) A. Amorim, (FCUL))

Tematica: L’Osservatorio Europeo del Sud (ESO), in collaborazione con altri istituti di ricerca europei, sta costru-endo un “dimostratore tecnologico” (Multi–conjugate Adaptive–optics Demonstrator: MAD) il cui scopo e quellodi dimostrare tramite osservazioni in cielo la fattibilita della tecnica di MCAO e di valutare gli aspetti critici nellacostruzione di un tale strumento sia per gli strumenti di seconda generazione del Very Large Telescope (VLT) che peril futuro telescopio da 100m OWL (OverWhelmingly Large Telescope).

MAD verra usato per investigare due diversi approcci di MCAO: uno c.d. “star oriented” che utilizza tre sensoridi fronte d’onda (WFS) di tipo Shack-Hartmann (SH) e il “layer oriented” MCAO che utilizza un sensore di fronted’onda “orientato agli strati” [turbolenti dell’atmosfera], detto LOWFS, basato su otto sensori a piramide.

OAPd partecipa al progetto fornendo la progettazione e l’implementazione del software di controllo dello strumentoe per la definizione dei target scientifici che possono essere osservati con MAD.

Ulteriori informazioni sul progetto MAD si possono trovare al seguente indirizzo:http://www.eso.org/ emarchet/MAD.

Risultati: Il 2003 e stato dedicato alla costruzione e all’approvigionamento delle parti elettroniche, meccaniche eottiche, nonche allo sviluppo del software. A Padova e stato sviluppato sia il software di “basso livello”, dedicato alcontrollo dell’hardware, che quello dedicato alla calibrazione dello strumento e alla esecuzione delle osservazioni.

Attualmente lo strumento e in fase di integrazione. Presso ESO e in corso l’integrazione del sensore “start oriented”sul banco d’ottica dello strumento mentre presso l’Osservatorio di Arcetri e stato integrato e testato il sensore “layeroriented”.

6.10 Sviluppi Tecnologici: Software

Ricercatori: D. Fantinel, E. Giro

Altri collaboratori: A. Carbone (SkyTech, La Spezia)

Tematica: L’OAPd e da tempo operativo nel settore dello sviluppo di software applicativo per la gestione in temporeale di attuatori per strumentazione astronomica e per il controllo di rivelatori di piano focale. Vale la pena ricordarequi alcune importanti realizzazioni applicate al telescopio Nazionale Galileo:

le interfacce utente su codice IDL; software di tracking e puntamento basato su kernel real-time; software digestione delle camere CCD basato su linguaggio Occam.

Risultati: Nel corso del 2003 E. Giro ha sviluppato sotto linguaggio IDL e C++ la nuova interfaccia di gestioneper le camere VISIR in ambiente WINDOWS. Il sistema di controllo gestisce un link dati ad alta velocita (circa 1Gbaud) e si appoggia al software standard SAOimage.

Sempre nel corso del 2003 e stato ottenuto un’accordo con WindRivers, fornitrice del kernel real-time VxWorks,per l’utilizzo gratuito di VxWorks allo scopo di implementarne la gestione del nuovo detector controller VISIRC. D.Fantinel e responsabile della implementazione della interfaccia PMC di VISIRC in ambito VxWorks.


Figura 52: La scheda sequencer del detector controller VISIRC in formato PMC montata su di una scheda CPUindustriale di tipo CPCI.

6.11 Sviluppi Tecnologici: Opticon SmartOptics JRA5

Ricercatori: F. Bortoletto , C. Bonoli, E. Giro

Altri collaboratori: P. Conconi (OAMI)

Tematica: L’OAPd e coinvolto dallo scorso anno nelle attivita della Joint Research Activity numero 5 di OPTICONed e in attesa dei fondi EC assegnati. Lo sviluppo atteso dal gruppo JRA5 (ROE Edimburgo, Universita di Durham,Universita di Brema, AAT, ESO, Osservatorio di Lione) riguarda principalmente lo sviluppo di tecnologie per ildisegno, costruzione e metrologia di dispositivi di tipo Image Slicer.

Risultati: Nella seconda meta del 2003 sono stati delineati i work packages ed e stata fatta una prima scheduladelle attivita future. Ulteriori informazioni sul progetto sono disponibili in:

http://www.astro-opticon.org/ ehttps://ssl.roe.ac.uk/twiki/bin/view/Smartfp/WebHome .

6.12 Strumentazione per telescopi a terra: SOS. Una proposta di Spettrografo/Imagernel vicino IR per NTT

Ricercatori: C. Bonoli, F. Bortoletto, M. D’Alessandro, E. Giro

Tematica: L’OAPd e da tempo coinvolto nella progettazione di strumentazione per telescopi da terra, in particolareper quelli della classe 4m, grazie alla grossa esperienza maturata con il commissioning e la messa in opera del TNG.In risposta al bando ESO per strumentazione NTT di terza generazione, e stata presentata una proposta per unimager/spettrografo nel vicino IR, chiamato SOS, da montare al fuoco Nasmyth B in sostituzione di SOFI.

Le caratteristiche principali di SOS sono: imaging su un ampio campo di vista (≈ 8x8 arcmin); spettroscopia NIRa R ≈ 3000 con la maggior efficienza possibile; la possibilita di ottenere l’intera regione spettrale NIR in una singolaesposizione a bassa e media dispersione e in modo integrale; spettroscopia in campo integrale, con la piu alta efficienzapossibile; imaging in banda stretta, per mezzo di un filtro tunabile sull’intera banda NIR in modo continuo.

Risultati: La proposta e stata vagliata dallo Scientific and Technical Advisory Committee di ESO. Come conclu-sione, ESO ha fatto sapere di non aver accettato nessuno dei progetti pervenuti e di avere rinunciato al progetto diupgrade della strumentazione NTT.


6.13 Grid per l’Astrofisica

Ricercatori: A. Baruffolo, L. Benacchio, L. Paoletti, A. Petrella, S. Pastore, A. Volpato

Altri collaboratori: F. Pasian, M. Pucillo, G. Taffoni, R. Smareglia, C. Vuerli (INAF OA Trieste), J. Alcala, E.Cascone, R. Silvotti (INAF OA Napoli), U. Becciani (INAF Catania), A. Fontana (INAF Roma), R. Tagliaferri (Univ.Salerno)

Tematica: Le tecnologie di Grid rivestono oggi una importanza fondamentale in ambito astronomico per affrontareil problema dell’accesso, la riduzione e l’analisi dei dati osservativi. I nuovi sviluppi di queste tecnologie, difatti,promettono ora di fornire l’infrastruttura necessaria alla costruzione di organizzazioni virtuali tra gli enti di ricercaastronomici (i c.d. osservatori virtuali, ad es. AVO), finalizzate al completo sfruttamento scientifico dei dati osservativi,e che permettono di affrontare il problema della loro mole e complessita.

Contrariamente a quanto avvenuto in altri paesi che hanno gia da tempo iniziato lo sviluppo di una strutturanazionale di Grid per l’astrofisca (ad es. AstroGrid in Inghilterra), fino a poco tempo fa in Italia non esisteva unainiziativa analoga.

Per colmare questo divario tecnologico, l’INAF, con gruppi di ricerca di Padova, Trieste e Napoli, partecipa adun progetto FIRB 2001 coordinato dal CNR, con la partecipazione di numerose Universita ed Enti di Ricerca italiani,nonche l’ASI, che si colloca nel contesto scientifico e tecnologico delle nuove piattaforme di ICT e sistemi distribuitisu larga scala, con l’obiettivo generale di definire, realizzare e sperimentare sistemi e strumenti software innovativi atutti i livelli, nonche di dimostrarne le capacit mediante alcune applicazioni specifiche.

All’interno di questo progetto, i gruppi di ricerca dell’INAF hanno proposto la realizzazione di dimostratori tec-nologici di applicazioni di accesso a basi di dati e archivi astronomico, di controllo remoto di telescopi robotizzati e diaccesso a pipeline di riduzione immagini a grande campo.

Come ulteriore sviluppo di questa nuova linea di ricerca, gruppi di ricerca dell’INAF delle sedi di Padova, Trieste,Roma, Napoli, Catania, insieme all’Universita di Salerno, hanno proposto un nuovo progetto finalizzato alla costi-tuzione di un primo nucleo della Grid per l’Astrofisica Italiana. Il progetto e stato finanziato nell’ambito del COFIN2003.

Risultati: Nel 2003, primo anno del progetto, l’attivita del gruppo di Padova si e concentrata su tematiche comunia tutti i gruppi di ricerca del settore Astrofisica. E stato quindi effettuato uno studio approfondito della piattaformasoftware Grid da utilizzarsi per lo sviluppo delle attivita, cio ha condotto alla formulazione di vincoli hardware esoftware minimali per la realizzazione di un sito Grid di training e test.

Sono stati raccolti i requisiti preliminari comuni alle applicazioni di Padova, Trieste, Napoli, con particolareattenzione alle caratteristiche richieste al middleware. Sono state analizzate le problematiche di sicurezza per l’accessoai nodi di Grid ed e stata allestita la relativa infrastruttura. E stata inoltre avviata una stretta collaborazione con icomponenti dei WP3-5 di INFN/Pd al fine di comprendere le caratteristiche del software di Grid da essi fornito, inmodo da poter supportare e coordinare la fase di allestimento dei nodi grid di Trieste e Napoli.

Per quanto concerne infine lo sviluppo di un dimostratore tecnologico, e stata riesaminata l’architettura del sistemadi consultazione del catalogo GSCII al fine di delineare la strategia per un suo trasferimento su grid, ed e stato iniziatoil porting su grid di alcuni componenti del sistema.


7 DIDATTICA E DIVULGAZIONE DELL’ASTRONOMIA

Ricercatori: L. BenacchioPersonale tecnico: L. Tomasella, C. BoccatoBorsisti, personale a contratto: M. Brolis, L. Nobili, F. Boschi

Nel 2003 e continuata, intensa, la attivita nel campo della divulgazione, didattica ed informazione sia nella sededi Padova, con le iniziative del progetto Prendi le Stelle nella Rete! che in quella di Asiago. Continua anche laoramai consolidata collaborazione con il Master in Divulgazione e Giornalismo scientifico dell’Universita di Padova (2perfezionandi del master hanno effettuato un periodo di studio di due mesi collaborando gratuitamente, per la loro tesi,con le nostre iniziative). Nel corso del 2003 siano state chieste, ed assegnate, 1 tesi di laurea in Astronomia riguardantila Divulgazione ed una in Fisica riguardante la didattica. Circa una decina le tesi di Specializzazione della SSIS diVenezia (la scuola di specializzazione ed abilitazione all’insegnamento interuniversitaria) riguardanti l’Astronomia econ referente interno all’Osservatorio.

Sempre nel campo della didattica va menzionato l’interesse del Comune di Padova per la attivita nelle scuoleeffettuata da nostri laureati nell’ambito del progetto ViviPadova del Comune stesso.

Questa situazione di interesse del pubblico per le nostre iniziative, testimoniata anche dall’attivita di visite nellasede di Asiago, porta ad una considerazione importante, gia fatta ma sempre piu pressante: nonostante la grossa moledi lavoro svolta e le collaborazioni esterne, non si riesce a soddisfare le richieste che provengono dal pubblico e dalmondo della scuola, sia a Padova che ad Asiago.

Nel seguito dividiamo, per comodit di esposizione, in 4 paragrafi la descrizione dell’attivita, ritenendo ovvio che frale diverse attivita c’e un continuo e importante scambio e sinergia in termini di esperienza e conoscenze. In particolaresi e iniziata un opera di scambio con la sede di Asiago, dove viene svolto con soddisfazione l’impegnativo compito dellevisite all’Osservatorio.

Non viene citata, ma e ben presente ed assidua sia da parte degli addetti che di altri ricercatori, la collaborazionecon varie testate locali e nazionali della stampa e con l’editoria.

7.1 Divulgazione

L’iniziativa piu importante dell’anno e senz’altro costituita dal progetto Alla Scoperta del Cielo (www.scopriticielo.it),finanziato su fondi del MIUR per la divulgazione. Si tratta di un approccio innovativo alla divulgazione in ambientedidattico, ovvero per le scuole. Partito nell’Ottobre 2002, terminato in aprile 2003, e stato riproposto e completatonel 2003-2004, con oltre 1000 scuole, complessivamente, partecipanti in tutto il territorio nazionale.

Figura 53: Il sito Web della mostra di Trento, primavera 2003

E’ importante notare questo numero dato che iniziative molto piu blasonate e ricche in termini di denaro, comead esempio i progetti di Esa, Eso, Cern, raggiungono al massimo una ventina di scuole partecipanti. In Alla Scoperta


del Cielo si trattano, attraverso quattro tappe, i principali temi dell’Astrofisica: il Sistema Solare e le Stelle, trattatilo scorso anno ed ora raffinati, e la nostra Galassia, le galassie e l’Universo, sviluppai quest’anno. Oltre 15.000 alunnidalla prima elementare alla terza media vengono raggiunte via posta elettronica e pagine Web dedicate. Agli insegnantie dedicato uno spazio privilegiato di intervento e scambio di idee nel sito Polare.it. Alla scoperta del Cielo e statoanche segnalato dalla DGX di UE. La caratteristica piu apprezzata della iniziativa, dal punto di vista culturale, estato il modo completamente innovativo di affrontare la materia e la immediata trasferibilita nelle classi dei contenutie delle esperienze proposte.

E continuata poi la collaborazione con Pappapero la trasmissione per ragazzi di Radio24 - Il Sole 24ore che, nellatrasmissione della domenica, dedica ogni due settimane uno spazio all’astronomia

Il gruppo ha poi collaborato alla redazione scientifica della Mostra su Marte, tenutasi presso il Museo di ScienzeNaturali di Trento nella primavera del 2003, che ha registrato ben 70.000 visitatori.

7.2 Informazione

La parte di informazione sull’Astronomia, ha visto continuare le tre iniziative principali, molto costose in termini dilavoro, che hanno un buon successo di pubblico: Urania, settimanale in streaming mode di Astronomia e Spazio, ununicum in Italia, Astronews, le novita selezionate giornalmente dalla Rete, e le newsletter bisettimanali. Particolar-mente importante il fatto che molti giornalisti professionisti considerano oramai le nostre iniziative una fonte affidabile.In particolare e stato ristrutturato e rivisto il sito di Astronews, rendendolo non solo piu piacevole, ma anche piu riccodi notizie e fonti anche per i professionisti.

Urania, attivo dal 2000, e proseguito nel 2004 con la realizzazione di piu di 200 articoli corrispondenti a 50 edizionisettimanali del notiziario stesso, raggiungendo circa 10.000 utenti. Le notizie di Urania vengono trasmesse anche viaNewsletter. Nel 2004 sono state realizzate 104 edizioni di Cielo!, la newsletter di Prendi le Stelle nella Rete!

Figura 54: Il nuovo logo della iniziativa Astronews

Urania viene finanziato in parte su fondi Miur per la divulgazione. E’ stato infine arricchito e ridisegnato il sitoprincipale di Prendi le Stelle nella Rete in lingua inglese

7.3 Didattica

Polare.it, la sezione che si occupa di didattica dell’Astronomia in collaborazione con l’Aula Planetario del Comunedi Bologna, ha visto crescere gli insegnanti corrispondenti, oramai a quota 600, implementato, in occasione dell’annodedicato all’Handicap, una sezione di esperienze vissute nelle scuole su ”Astronomia ed Handicap” e pubblicato, sia inRete che su carta, vario materiale riguardante l’handicap, la bioastronomia e vario materiale proveniente dalle attivitaaccademiche (tesi, tesine di master).

Abbiamo inoltre partecipato alla Settimana dell’Astronomia, promossa dal MIUR, coordinando varie esperienze esviluppando addirittura un sito Web ad hoc: I motivi di una rivoluzione, sulla astrofisica attuale.

Caterina Boccato ha poi portato all’annuale raduno di Physics on stage, tenutosi nel 2003 in Olanda, il manualedi bioastronomia per ragazzi realizzato nel 2002 e lo spettacolo messo in scena a Bologna sullo stesso argomento, ariconoscimento della bonta dell’iniziativa.

Con INDIRE-BDP, l’Istituto del Miur che si occupa di formazione insegnanti, da Maggio, si e collaborato ad unforum telematico per insegnanti che ha visto la partecipazione di migliaia di insegnanti in tutta Italia. L’esperienza,decisamente pesantissima dal punto di vista lavorativo, e stata comunque molto interessante ed apprezzata dall’INDIREstesso, anche per l’Astronomia, che pure non e una materia curricolare nelle scuole italiane.


Figura 55: Il sito inglese di Prendi le Stelle nella Rete!

7.4 Attivita di diffusione della cultura astronomica nella sede di Asiago

Nel 2003 sono continuate le iniziative di divulgazione e di supporto alla didattica presso la sede di Asiago, salamultimediale, dove sono state organizzate:

• dai quattro ai cinque incontri settimanali con gli studenti nel periodo scolastico (lezione su un argomentoconcordato con gli insegnanti ed osservazione del Sole o del cielo notturno);

• cinque appuntamenti settimanali, diurni e serali, per il pubblico nel periodo estivo (incontro informativo su untema di punta dell’astrofisica moderna ed osservazione del cielo);

• due incontri in concomitanza alla settimana della cultura scientifica proposta dal MIUR e visita guidata altelescopio Copernico di Cima Ekar (maggio 2003);

• alcune serate tematiche in occasione dell’opposizione di Marte (agosto 2003);

• due incontri per il pubblico dedicati alla scoperta dei pianeti extrasolari nell’ambito dell’iniziativa, patrocinatadal Comune di Asiago, Stelle di Natale (dicembre 2003).

Nell’estate 2003 si e sperimentata l’apertura al grande pubblico del telescopio Copernico di Cima Ekar, proponendouna visita guidata alla settimana in due turni di 25 persone. L’iniziativa ha riscosso molto successo e verra ripropostanel 2004.

Tutte queste attivita educative hanno portato nella sala multimediale oltre 150 scolaresche (circa 300 classi), perun totale di 7500 studenti; 3500 persone nel periodo estivo, 200 negli incontri natalizi e nella settimana della culturascientifica; complessivamente sono state registrate circa 11.000 presenze.

Per la manifestazione Stelle di Natale , oltre agli incontri di astronomia nella sala multimediale, e stata organizzatauna conferenza pubblica tenuta dal prof. Piero Benvenuti, Commissario dell’INAF, con il patrocinio del Comune diAsiago.

Insieme ad altre realta museali e laboratori didattici presenti nei vari comuni altopianesi e sotto il patrocinio dellaRegione Veneto, l’OAPd ha partecipato alla realizzazione del depliant ”Una Montagna di Cultura”: natura e scienza,storia e archeologia, cultura e tradizioni e all’Expo Scuola di Padova, per una presentazione unitaria delle proposteculturali dell’Altopiano di Asiago.


Figura 56: Il sito Web sviluppato per la settimana dell’astronomia 2003


8 STORIA DELL’ASTRONOMIA E ATTIVITA MUSEALE

Figura 57: La Specola nel 1773 con lo schema del parafulmine. Quello della Specola, e il primo parafulmine installatoin tutto il territorio veneto.

Ricercatori: L. Pigatto, V. Zanini

Altri collaboratori: M. Salmaso, A. Ferrighi

Trascrizione del carteggio Lorenzoni–TacchiniSi e completata la trascrizione del carteggio Lorenzoni-Tacchini (290 lettere originali di Tacchini a Lorenzoni,

177 minute di Lorenzoni a Tacchini). Sono state acquisite presso l’UCEA (Ufficio centrale di Ecologia Agraria diRoma) e presso l’Osservatorio astronomico di Roma, sede di Monte Porzio, le copie delle lettere originali rimaste diLorenzoni e ivi conservate, sia per una integrazione del fondo conservato nell’Archivio di Padova, sia per confrontocon le minute. Ora si sta facendo una revisione delle trascrizioni, insieme con un’analisi storico-critica dei contenutidel carteggio. I carteggi degli scienziati stanno acquisendo sempre piu importanza nell’ambito della ricostruzione dellevicende scientifiche che stanno alla base dello sviluppo delle moderne dscipline scientifiche. Questo di Lorenzoni-Tacchini gettera luce sulle numerose vicende dell’astronomia italiana della seconda meta dell’Ottocento finora non benconosciute o mal interpretate.

Il Castel Vecchio di Padova e la sua trasformazione in Specola astronomicaDopo l’acquisizione e l’organizzazione in modo informatico del materiale archivistico reperibile presso gli Archivi

di Stato di Padova, Venezia e Milano, Biblioteca del Museo Civico di Padova, Biblioteca del Museo Correr di Venezia,


Archivio storico dell’Universita di Padova, Archivio Storico dell’Osservatorio Astronomico di Padova, si sta procedendoad un’analisi critica di tutto il materiale per la stesura di uno studio storico-critico dell’edificio di cui fa parte l’OAPd.

Attivita musealiIl catalogo informatico degli strumenti storico-scientifici del Museo dell’OAPd e stato inserito nel sistema infor-

matico dell’Universita di Padova nell’ambito del progetto Musa a cui il Museo della Specola partecipa. Lo scopo delprogetto Musa e quello di fornire al pubblico, per varie fasce di competenza ed interesse (pubblico generico, ama-tori e studiosi) un accesso differenziato a tutte le informazioni sul patrimonio storico-scientifico posseduto dai Museidell’Universita di Padova e dal Museo La Specola. Questo tipo di catalogazione informatica, che risponde a criterinazionali ed internazionale comunemente accettati dal mondo degli studiosi, pur non potendo prescindere da infor-mazioni patrimoniali e inventariali, ha lo scopo principale di diffondere attraverso Internet, con vari livelli di accessola conoscenza del patrimonio scientifico museale di Padova, ed in questo senso costituisce un progetto pilota a livelloitaliano.

Nell’ottobre 2003 e stato realizzato un corso di 4 settimane per addestrare studenti del corso di laurea in Astronomiaa svolgere visite guidate al Museo.


9 LE STRUTTURE OSSERVATIVE DI ASIAGO

L’OAPd coordina e gestisce le strutture osservative poste sull’altipiano di Asiago dove sono installati il telescopioSchmidt (67/92) e il telescopio Copernico di 182cm. Le informazioni dettagliate ed aggiornate su queste strut-ture, gli stumenti e sul loro funzionamento vengono riportate sulla pagina web dedicata all’Osservatorio di Asiagohttp://www.pd.astro.it/asiago/.

Il telescopio Copernico e dotato di due strumenti che consentono di ottenere immagini e spettroscopia a bassa,media ed alta risoluzione. IL tempo di osservazione viene assegnato su base semestrale sulla base del merito scientificodelle domande pervenute e sono aperte a tutta la comunita scientifica (nazionale ed internazionale). I costi di gestionericadono tuttavia interamente sul finanziamneto dell’OAP.

I recenti cambiamenti avvenuti nel contesto nazionale ed internazionale stanno rendendo urgente un ripensamentosulle prospettive e sull’uso delle risorse osservative di medie dimensioni. Questo problema verra affrontato nei primimesi del prossimo anno da una apposita commissione che si fara carico di formulare delle proposte per un piano amedio e lungo termine.

Figura 58: La cupola del telescopio di 1.82m a Cima Ekar (1350m) ad Asiago

9.1 Il Telescopio 182cm di Cima Ekar

Personale coinvolto: E. Giro (resp.), D. Bettoni, L. Chiomento, L. Contri, M. D’Alessandro, R. Falomo, D. Fantinel,A. Frigo, G. Gianesini, L. Lessio, G. Martorana, M. Rebeschini, I. Rigoni, L. Rigoni, I. Stefani, D. Strazzabosco, L.Traverso, H. Navarsardyan


9.1.1 Utilizzo del telescopio

Nel 2003 si e confermato l’aumento delle richieste di tempo di osservazione (vedi Figura).

Figura 59: Numero di notti richieste ed assegnate negli ultimi 6 semestri al telescopio di 182cm di Cima Ekar

La distribuzione del tempo di osservazione, gestito dalla commissione schedula, e stato ripartito tra i due strumentidi piano focale: delle 187 notti (51% del totale) utilizzabili per condizioni meteo il 76% det tempo e stato usato AFOSC,ed il 17% con Echelle.

Visti i buoni risultati ottenuti nel 2002 si e cercato di aumentare il numero dei programmi gestiti in service modedall’astronomo residente (attualmente H. Navasardyan), che hanno interessato il 15% del tempo di osservazione.L’ultimo semestre osservativo ha registrato il massimo di proposals pervenuti negli ultimi sei AoT con una richiestadi tempo pari a 1.7 le notti disponibili. Sempre nell’ambito del controllo di qualita dei risultati sono state stilate lestatistiche di articoli referati e relative citazioni nel periodo 1996-2003 (figura 61) che mostrano un chiaro trend dicrescita sia di quantita che di qualita. Infine e stata stilata la statistica relativa alle condizioni meteo. Le statistichecomplete dei dati meteo sono consultabili alla pagina web http://www.pd.astro.it/Asiago/2000/2200/2230.html.

9.1.2 Sviluppo e manutenzione della strumentazione

Gli interventi sulla strumentazione eseguiti negli anni precedenti hanno consentito di raggiungere un ottimo livello diaffidabilita della strumentazione di piano focale.

Nel 2003 pertanto l’attivita si e concentrata su interventi di miglioramento dei sistemi: telescopio, cupola e gestionedella acquisizione. In particolare sono stati eseguiti i seguenti interventi:– Sostituzione parziale del sistema di puntamento del telescopio. In particolare e stato preparato un nuovo rackVME che oltre a gestire le collaudate operazioni di acquisizione (lettura CCD, movimenti del banco ottico del sistemadi guida, autoguida del telescopio, controllo di AFOSC) ora controlla tramite una scheda PC/VME il sistema di


Figura 60: Pubblicazioni con referee ottenute con dati di Asiago/Ekar l’anno 2003

encoder/light bus del telescopio. Tale sistema permette quindi di fornire in tempo reale le coordinate del telescopioal sistema di acquisizione. E poi stata realizzata una nuova interfaccia di puntamento che permette di visualizzarele coordinate del telescopio che ha consentito di implementare un modello di puntamento del telescopio portandol’acuratezza (vedi Fig ??) a circa 20 arcsec (rms) .– Sono stati svolti interventi di manutenzione straodinaria non piu procastinabili alla cupola e all’impianto del gruppoelettrogeno.– A luglio 2003 e stato sostituito il detector montato su AFOSC dati i problemi di lettura che si sono manifestati nelmese precedente. Con l’astronomo residente e stato caratterizzato tale CCD sia al banco che al telescopio. AttualmenteAFOSC e privo di spare per quanto riguarda i rivelatori.– Ad Agosto si e dovuto effettuare un intervento di manutenzione straordinaria del controller del rotator adapter.– E stato scritto il codice della nuova UIF per l’upgrade del sistema di acquisizione dell’ECHELLE . Con il montaggiodel nuovo chip previsto nel 2004 AFOSC ed ECHELLE utilizzeranno analoghe elettroniche di acquisizione con chiarivantaggi nella ridondanza di hardware in dotazione.– Quest’anno si e effettuata l’alluminatura degli specchi del 182 cm. L’allineamento ottico dei due specchi e statoottenuto tramite il sensore di Shack-Hartmann ed il posizionamento e stabilita del primario sono stati controllatitramite sensori LVDT installati allo scopo nella cella di tale specchio.


Figura 61: Citazioni delle pubblicazioni ottenute con dati di Asiago/Ekar per l’anno 2003.

9.2 Il telescopio Schmidt 92/67

Personale coinvolto nel progetto:R. Claudi (Resp.), E. Bozzato, G. Gianesini, L. Lessio, G. Martorana, M. Rebeschini, D. Strazzabosco.Personale di Altri Osservatori:Pietro Bruno, I.N.A.F. Osservatorio Astronomico di Catania.

Nell’ottobre del 2002 si e parzialmente conclusa la prima fase dei lavori necessari alla completa automatizzazionedel Telescopio Schmidt (92/62) localizzato a cima Ekar. A causa degli improvvisi tagli ai finanziamenti, l’attivita del2003 si e ridotta alla progettazione ed ad una minima produzione del software necessario alle fasi successive. Altreimportanti attivita che permetterebbero di chiudere la prima fase, sono state rinviate, per forza di causa maggiore,a data da destinarsi. Le linee guida scientifiche del progetto sono: la scoperta e l’osservazione di asteroidi ed oggetticon orbite prossime a quella terrestre (NEOs,NEAs, etc.) e la ricerca di pianeti extrasolari con la tecnica fotometricadei transiti.I lavori svolti sono stati:– manutenzione ordinaria per poter mantenere operativa la struttura– Debug della interfaccia utente di puntamento del telescopio anche da catalogo. L’interfaccia permette anche di agiresul tracking differenziale di entrambe gli assi del telescopio e di azionare la cupola(OAPd, OACT).– implementazione dell’autoguida con software integrato nella interfaccia utente (OAPd, OACT). Si e’ continuato illavoro inizato nel 2002.– Costruzione e gestione dell’Archivio delle immagini CCD dello Schmidt. A riguardo e da poco uscito il primo paperreferato ottenuto utilizzando completamente dati provenienti da tale archivio.– Progettazione del software per la presentazione su web dei dati metereologici registrati dalla centralina meteo delloSchmidt. Per questa attivita ci si e avvalsi di una porzione del tempo del personale C.E.D.(M. Castiello, L.Paoletti,S. Pastore, A. Petrella)– In collaborazione con il personale del CED ((M. Castiello, L.Paoletti, S. Pastore, A. Petrella) e stato fatto unostudio per una eventuale dislocazione alternativa della sala controllo del telescopio in altre sedi: ad esempio la sala dicontrollo del 182 a cima Ekar e nella sala multimediale dell’Osservatorio di Padova, sede di Asiago.


Figura 62: Cupola del telescopio Schmidt (92/67) a Cima Ekar.


10 COLLABORAZIONI SCIENTIFICHE

La maggior parte delle attivita di ricerca svolte presso l’OAPd vengono effettuate in collaborazione con altri ricercatoridi istituti Italiani e stranieri. Vengono qui di seguito elencati gli istituti con i quali esistono consolidate collaborazioni.

10.1 Collaborazioni nazionali

Dipartimento di Astronomia, Universita di PadovaDipartimento di Fisica, Universita di PadovaDipartimento di Geologia, Universita di PadovaDipartimento di Ingegneria Meccanica, Universita di PadovaDipartimento di Ingegneria dell’Informazione, Universita di PadovaDipartimento Architettura Urbanistica Rilevamento (DAUR), Universita di Padova.Dipartimento di Fisica, Universita di TorinoDipartimento di Astronomia, Universita di BolognaIstituto di Astrofisica Spaziale, CNR, BolognaIstituto di Radioastronomia, CNR, BolognaDipartimento di Astronomia, Universita di RomaUniversita dell’Insubria, ComoDipartimento di Fisica, Universita di MilanoSISSA, TriesteIASFC–CNR, RomaIstituto di Fisica dello Spazio Interplanetario, CNR, RomaIRSPS, PescaraDipartimento di Scienze della Terra, ParmaDipartimento di Ingegneria Civile, Universia di ParmaOsservatorio Astronomico, BolognaOsservatorio Astronomico, TorinoOsservatorio Astronomico, ArcetriOsservatorio Astronomico, CapodimonteOsservatorio Astronomico, TriesteOsservatorio Astronomico, BreraOsservatorio Astronomico, RomaOsservatorio Astronomico, ColluraniaOsservatorio Astronomico, CataniaOsservatorio Astronomico, Palermo

COLLABORAZIONI INTERNAZIONALI

EuropaDepartment of Theoretical Physics and Geophysics, University of Kosice, SlovakiaAstronomical Institute of the Slovak Academy of Sciences, Tatranska Lomnica, SlovakiaUniversita di Innsbruck, AustriaDepartment of Physics, University of Ljubljana, SloveniaIMAFF, Madrid, SpagnaIAA, Granada, SpagnaObservatorio Astronomico Nacional-OAN, Madrid, SpagnaCentro Galileo Galilei, Canarie, SpagnaInstituto de Astrofisica de Canarias, SpagnaFaculdade de Ciencias de Universidade de Lisboa, PortogalloIAP, Parigi, FranciaObservatoire de Meudon, FranciaUniversita di Marsiglia, FranciaObservatoire Astronomique de Marseille, FranciaInstitut fur Astronomie, Universitat Wien, AustriaSterrewacht Leiden, Olanda


Kaptein Astronomical Institute, OlandaCopenhagen Astronomical Observatory, DanimarcaUniversitat Aarhus, DanimarcaMPIA, Heidelberg, GermaniaMax Planck Institute, Monaco, GermaniaDLR, Berlino, GermaniaUniveritats Sternwarte, Monaco, GermaniaUniveritats Sternwarte, Gottingen, GermaniaSternwarte Bonn, GermaniaHamburger Sternwarte, Hamburg, GermaniaESO, Monaco, GermaniaAstrophysikalisches Institut, Potsdam, GermaniaTechnical University, Zurigo, SvizzeraImperial College, Londra, InghilterraMullard Space Science Laboratory, Londra, InghilterraInstitute of Astronomy, Cambridge, InghilterraUniversity of Sussex, InghilterraDurham University, InghilterraAstronomy Technology Center, Edimburgo, InghilterraTurku Observatory, FinlandiaAccademy of Sciences, Sofia, BulgariaNicolaus Copernicus University, Torun, PoloniaSternbergh Astronomical Institute, Mosca, RussiaCrimean Astrophysical Observatory, Ucraina

Nord AmericaDepartment of Physics and Astronomy, Tuscaloosa, University of Alabama, USASpace Telescope Science Institute, Baltimore, USACarnegie Observatories, USAUCLA, University of Michigan, USAUniversity of Austin, Texas, USAMcDonald Observatory, Texas, USABoston University, USAJPL, Pasadena, California, USALPL, Tucson, USAStScI, Baltimore, USAUS Naval Observatory, Flagstaff, Arizona, USAArizona State University, Tempe, Arizona, USASouthwest Research Institute, Boulder, Colorado, USARAO, University of Calgary, CanadaDominion Astrophysical Observatory, Canada

Sud AmericaESO, Santiago, CileINAOE, Puebla, MessicoUNAM, MessicoSan Pedro Martir, MessicoUniversidade Estadual de Santa Cruz Ilheus Bahia, BrasileObservatorio Nacional-MCT, Rio de Janeiro, Brasile

AustraliaUniversity of New South Wales, SydneyAnglo-Australian Observatory, Coonabarabran, Australia

AsiaGumna Observatory, Nakayama, GiapponeNAO Osawa, GiapponeBeijin Astronomical Observatory, Cina


AfricaSouth African Astronomical Observatory, Cape Town, Sud Africa


11 PUBBLICAZIONI

Vengono qui di seguito elencate le pubblicazioni fatte nel 2003 come PI o Co-I dal personale in servizio presso l’OAP.Le pubblicazioni sono divise in varie categorie (con lavori con referee, comunicazioni a congressi, circolari, etc).

Nel corso del 2003 sono stati pubblicati 78 articoli su riviste con referee (piu 14 attualmente in stampa), 129 (+28 su invito) contributi a congressi, 17 circolari e 12 pubblicazioni di carattere tecnologico.

11.1 Pubblicazioni su riviste con referee

1. Annibali, F., Greggio, L., Tosi, M., Aloisi, A., Leitherer, C., The star formation history of NGC 1705: a post-starburst on the verge of activity, (2003) Astronomical Journal, 126, 2752

2. Baron,E., Nugent,P.E., Branch,D., Hauschildt,P.H., Turatto,M., Cappellaro,E., Determination of PrimordialMetallicity and Mixing in the Type IIP Supernova 1993W, (2003) ApJ, 586, 1199

3. Barbieri, C., Fornasier, S., Verani, S., Bertini, I., Lazzarin, M., Rampazzi, F., Cremonese, G., Ragazzoni, R.,Marzari, F., Angrilli, F., Bianchini, G. A., Debei, S., Dececco, M., Guizzo, G., Parzianello, G., Ramous, P.,Saggin, B., Zaccariotto, M., Da Deppo, V., Naletto, G., Nicolosi, G., Pelizzo, M. , The Wide Angle Camera ofthe ROSETTA Mission , (2003) Memorie della Societa Astronomica Italiana, 74, 434

4. Benetti, S., Cappellaro, E., Ragazzoni, R., Sabbadin, F., Turatto, M., 2003, The planetary nebula NGC 6818: aPlanetary Nebula threatened by recombination, (2003) A&A, 400, 161

5. Bertelli, G., Nasi, E., Girardi, L., Chiosi, C., Zoccali, M., Gallart, C. , Testing Intermediate-Age Stellar EvolutionModels with VLT Photometry of Large Magellanic Cloud Clusters. III. Padova Results , (2003) AstronomicalJournal, 125, 770

6. Berta, S., Fritz, J., Franceschini, A., Bressan, A., Pernechele, C. , Spatially-resolved spectrophotometric analysisand modelling of the Superantennae , (2003) Astronomy and Astrophysics, 403, 119

7. Bettoni, D., Falomo, R., Fasano, G., Govoni, F., The properties of low redshift radiogalaxies: the fundamentalplane and central black hole mass, (2003) New Astronomy Review, 47, 179

8. Bettoni, D., Galletta, G., Garcia-Burillo, S., A new catalogue of ISM content of normal galaxies, (2003) Astron-omy and Astrophysics, 405, 5

9. Bettoni, D., Falomo, R., Fasano, G., Govoni, F., The black hole mass of low redshift radiogalaxies, (2003)Astronomy and Astrophysics, 399, 869

10. Boeche, C., Barbon, R., Henden, A., Munari, U., Agnolin, P. , NGC 6738: Not a real open cluster , (2003)Astronomy and Astrophysics, 406, 893

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14. Carretta, E., Bragaglia, A., Cacciari, C., Rossetti, E., Proton capture elements in the globular cluster NGC 2808.I. First detection of large variations in sodium abundances along the Red Giant Branch, (2003) A&A, 410, 143

15. Carangelo, N., Falomo, R., Kotilainen, J., Treves, A., Ulrich, M.-H. , optical spectroscopy of BL Lac objects:New redshifts and mis-identified sources , (2003) Astronomy and Astrophysics, 412, 651


16. Cimatti, A., Daddi, E., Cassata, P., Pignatelli, E., Fasano, G., Vernet, J., Fomalont, E., Kellermann, K.,Zamorani, G., Mignoli, M., Pozzetti, L., Renzini, A., di Serego Alighieri, S., Franceschini, A., Giallongo,E.,Fontana, A., The manifold spectra and morphologies of EROs, (2003) Astronomy and Astrophysics, 412,L1

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19. Covino, S., D. Malesani, F. Tavecchio, L.A. Antonelli, A. Arkharov, A. Di Paola, D. Fugazza, G. Ghisellini,V. Larionov, D. Lazzati, F. Mannucci, N. Masetti, R. Barrena, Benetti, S., A.J. Castro-Tirado, S. Di SeregoAlighieri, F. Fiore, F. Frontera, A. Fruchter, F. Ghinassi, M. Gladders, P. B. Hall, G.L, Optical and NIRObservations of the Afterglow of GRB 020813, (2003) A&A, 404, L5

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21. Della Valle, M., Malesani, D., Benetti, S., Testa, V., Hamuy, M., Antonelli, L.A., Chincarini, G., Cocozza, G.,Covino, S., D’Avanzo, P., Fugazza, D., Ghisellini, G., Gilmozzi, R., Lazzati, D., Mason, E., Mazzali, P., StellaL., Discovery of Supernova Signature in the Spectrum of the late-Time Rebrightening of the Optical Afterglowof GRB 021211, (2003) A&A, 406, L33

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62. Rizzi, L., Held, E. V., Bertelli, G., Saviane, I. , Clues to the Evolution of the Carina Dwarf Spheroidal Galaxyfrom the Color Distribution of its Red Giant Stars , (2003) Astrophysical Journal, 589, L85

63. Rizzi, L., Held, E. V., Bertelli, G., Saviane, I. , Clues to the Evolution of the Carina Dwarf Spheroidal Galaxyfrom the Color Distribution of its Red Giant Stars , (2003) Astrophysical Journal, 589, L85

64. Sabbi, E., Gratton, R., Ferraro, F.R., Bragaglia, A., Possenti, A., D’Amico, N., Camilo, F., The complex structureof the Halpha line of COM J1740-5340 in NGC 6397, (2003) ApJL, 589, L41

65. Sabbi, E., Gratton, R., Bragaglia, A., Ferraro, F.R., Possenti, A., Camilo, F., D’Amico, N. , The chemicalcomposition of COM J1740-5340 in NGC 6397, (2003) A&A, 412, 829

66. Smartt, S.J., Maund, J.R., Gilmore, F.G., Tout, C.A., Kilkenny, D., Benetti, S., , Mass limits for the progenitorstar of supernova 2001du and other type II-P supernovae, (2003) MNRAS, 343, 735

67. Tanvuia L., Zeilinger W., Focardi P., Kelm B., Rampazzo R., Environmental effects on galaxy properties, (2003)ApSS, 284, 459

68. Tanvuia L., Kelm B., Focardi P., Rampazzo R., Zeilinger W., Small Scale System of Galaxies. I. Photometricand spectroscopic properties of members, (2003) AJ, 126, 1245

69. Tatarnikova, A. A., Marrese, P. M., Munari, U., Tomov, T., Whitelock, P. A., Yudin, B. F. , Lithium in thesymbiotic Mira V407 Cyg , (2003) Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 344, 1233

70. Tatarnikova, A.A., Marrese, P.M., Munari, U., Tomov, T., Yudin, B.F. , Spectral Observations of the Mirasymbiotic variable V407 Cyg in 1993-2002, (2003) Astronomy Reports 47, 889


71. Terrell, D., Munari, U., Zwitter, T., Nelson, R. H. , Observational Studies of Early-Type Overcontact Binaries:TU Muscae , (2003) Astronomical Journal, 126, 2988

72. Treves, A., Carangelo, N., Falomo, R., Kotilainen, J. , Mass of BL Lacs from the Velocity Dispersion of the HostGalaxy , (2003) ASP Conf. Ser. 290: Active Galactic Nuclei: From Central Engine to Host Galaxy, 621

73. Tucci, M., Martınez-Gonzalez, E., Toffolatti, L., Gonzalez-Nuevo, J., De Zotti, G., Predictions on the polarizationof extragalactic radio sources at microwave frequencies, (2003) New Astronomy Review, 47, 1135

74. Valentini, G., E. Di Carlo, F. Massi, M. Dolci, A.A. Arkharov, V.M. Larionov, A. Pastorello, A. Di Paola, S.Benetti, E. Cappellaro, M. Turatto, F. Pedichini, F. D’Alessio, A. Caratti o Garatti, G. Li Causi, R. Speziali,I.J. Danziger, A. Tornambe, Optical and near-infrared photometry of the Type Ia Supernova 2000E in NGC6951, (2003) ApJ, 595, 779

75. Vigotti, M., Carballo, R., Benn, C. R., De Zotti, G., Fanti, R., Gonzalez Serrano, J. I., Mack, K.-H., Holt, J.,Decline of the Space Density of Quasars between z = 2 and z = 4, (2003) Astrophysical Journal, 591, 43

76. Zampieri, L., Turolla, R., Foschini, L., Treves, A. , Radiative Acceleration and Transient, Radiation-inducedElectric Fields , (2003) Astrophysical Journal, 592, 368

77. Zampieri, L., Pastorello, A., Turatto, M., Cappellaro, E., Benetti, S., Altavilla, G., Mazzali, P., Hamuy, M. ,Peculiar, low-luminosity Type II supernovae: low-energy explosions in massive progenitors? , (2003) MonthlyNotices of the Royal Astronomical Society, 338, 711

78. Zoccali, M., Renzini, A., Ortolani, S., Greggio, L., Saviane, I., Cassisi, S., Rejkuba, M., Barbuy, B., Rich, R.M.,Bica, E., Age and metallicity distribution of the Galactic Bulge from optical and near-IR stellar photometry,(2003) Astronomy and Astrophysics, 399, 931

11.2 Pubblicazioni su riviste con referee (in stampa)

1. Boschi, F., Munari, U. 2003 , M31-RV photometric history and the alledged multi-outburst pattern, (2004)Astronomy and Astrophysics, in stampa

2. Carretta, E., Gratton, R.G., Bragaglia, A., Bonifacio, P., Pasquini, L., Abundance analysis in Turn-Off andEarly Subgiants in the Globular Cluster 47 Tuc (NGC104), (2004) A&A, in stampa

3. Cremonese, G., Capria, M.T., Achilli, V., Angrilli, F., Baggio, P., Barbieri, C., Baumgardner, J., Bistacchi, N.,Capaccioni, F., Caporali, A., Casanova, I., De Bei, S., Forlani, G., Fornasier, S., Hunten, D., Ip, W.H., Lazzarin,M., Longhi, I., Marinangeli, L., Marzari, F., Massironi, M., Masson, P., M, MEMORIS: a wide angle camera forthe BepiColombo mission, (2004) Advances Space Research, in stampa

4. Falomo, R, Kotilainen, J.K Pagani, C., Scarpa, R. and Treves, A. , The cosmic evolution of quasar hosts, (2004)ApJ, in stampa (astro-ph/0312234)

5. Gratton, R., Sneden, C., Carretta, E. , Abundance Variations Within Globular Clusters, (2004) Annual Reviewof Astronomy & Astrophysics, 42, in stampa

6. Katz D., ...Vallenari, A., ...Bertelli G., et al, , Spectroscopic survey of the Galaxy with Gaia. I. , (2004) A&A,in stampa

7. Moles, M.,Bettoni, D., Fasano, G., Kjaergaard, P., Varela, J., The peculiar galaxy IC 1182: an ongoing merger?,(2004) Astronomy and Astrophysics, in stampa

8. Nogami, D., Iijima, T., Dramatic Spectral Evolution of WZ Sge during the 2001 Superoutburst, (2004) PASJ (instampa)

9. Prouton, O. R., Bressan, A., Clemens, M., Franceschini, A., Granato, G.L., Silva, L.,, High Frequency Radiometryof Infrared Luminous Starbursts,, (2004) Astronomy and Astrophysics, in stampa

10. Rejkuba, M., Greggio, L., Zoccali, M., Simulating the recent star formation history in the halo of NGC 5128,(2004) Astronomy and Astrophysics, in stampa


11. Sabbadin, F., Turatto, M., Cappellaro, E., Benetti, S., Ragazzoni, R., The 3-D ionization structure and evolutionof NGC 7009 (Saturn Nebula), (2004) A&A, in stampa

12. Siviero A., Munari, U., Sordo, R., Dallaporta, S., Zwitter, T., Marrese, P.M., Milone, E.F., Asiago eclipsingbinaries program. I. V432 Aur, (2004) Astronomy and Astrophysics, in stampa (astro-ph/0309691)

13. Valdes, J.R., Berta, S., Bressan, A., Franceschini, A., Rigopoulou, D., Rodighiero, G., NIR Spectroscopy ofULIRG IRAS20100-4156: hidden star formation in the nuclear region., (2004) Astronomy and Astrophysics, instampa

14. Zampieri, L., Mucciarelli, P., Falomo, R., Kaaret, P., Di Stefano, R., Turolla, R., Chieregato, M., Treves, A.,The Ultraluminous X-Ray Source NGC 1313 X-2 (MS 0317.7-6647) and Its Environment, (2004) AstrophysicalJournal, in stampa (astro-ph/0310739)

11.3 Libri e Monografie

1. Da Costa, G.S., D’Antona, F., Gratton, R.G., Summaries of Papers Presented at Joint Discussion Session4: Astrophysical Impact of Abundances in Globular Cluster Stars, (2004) Highlights in Astronomy, vol. 13,International Astronomical Union, O. Engvald ed.,

2. Turatto, M., Supernovae and Gamma-Ray Bursters, Chapter 3: Classification of Supernovae, (2003) LectureNotes in Physics, ed. K.W. Weiler,Springer-Verlag Berlin Heidelberg, p.21 (2003).

11.4 Rapporti invitati a congressi

1. Bertelli, G., Vallenari, A., Pasetto, S., Chiosi, C. , Kinematics of the Galactic populations in the GAIA era ,(2003) ASP Conf. Ser. 298: GAIA Spectroscopy: Science and Technology, 153

2. Bernacca, P.L. and other 68 authors, including B.M. Poggianti, Ultraviolet astronomy from the space station: acase study, (2003) Recent Res. Devel. Astronomy & Astrophys., 1 (2003), p.75

3. Buson, L.M., Ultraviolet Astronomy (updated version), (2003) Encyclopedia of Astronomy and Astrophysiscs,IoP Pub. and Macmillan Pub.

4. Cappellaro,E., Barbon,R., Turatto, M., Supernova Statistics, (2004) Supernovae: 10 Years of 1993J, eds. J.M.Marcaide & K.W. Weiler Springer-Verlag, Berlin, in stampa

5. Danese, L., Granato, G. L., Silva, L., Magliocchetti, M., De Zotti, G., Spheroidal Galaxies/QSOs Connection,(2003) Proc. ESO workshop on “The Mass of Galaxies at Low and High Redshift”, Venice 24–26 October 2001,R. Bender and A. Renzini eds., Springer-Verlag, p. 99

6. De Zotti, G., Perrotta, F., Granato, G.L., Silva, L., Ricci, R., Baccigalupi, C., Danese, L., Toffolatti, L.,Millimeter-band Surveys of Extragalactic Sources, (2003) Proc. int. conf on “SRT: the impact of large antennason Radioastronomy and Space Science”, eds. N. D’Amico, F. Fusi Pecci, I. Porceddu, and G. Tofani, SIF conf.proc. Vol. 81, p. 57

7. De Zotti, G., Burigana, C., Cavaliere, A., Danese, L., Granato, G.L., Lapi, A., Platania, P., Silva, L., TheSunyaev-Zeldovich effect as a probe of the galaxy formation process, (2004) Proc. Int. Symp. ”Plasmas in theLaboratory and in the Universe: new insights and new challenges”, Como, Sept. 2003, in stampa

8. De Zotti, G., Burigana, C., Baccigalupi, C., Ricci, R., Impact of foregrounds on Cosmic Microwave Backgroundmaps, (2004) Proc. int. conf. ”Thinking, Observing and Mining the Universe”, Sorrento, Sept. 2003, in stampa

9. De Zotti, G., Granato, G.L., Silva, L., Danese, L., Observational tests of the galaxy formation process, (2004)Proc. int. conf. “Baryons in Cosmic Structures, Roma, October 20-21, 2003, in stampa

10. Falomo, R. , The Host Galaxy - AGN Connection at Low and High Redshift (Invited Talk) , (2003) ASP Conf.Ser. 299: High Energy Blazar Astronomy, 279


11. Granato, G. L., Silva, L., De Zotti, G., Danese, L., Joint Formation of QSOs and Spheroids, (2003) RevistaMexicana de Astronomia y Astrofisica Conf. Ser., 17, 130

12. Gratton, R.G.. , Abundance Anomalies in Globular Clusters, (2003) New Horizons in Globular Cluster Astron-omy, G. Piotto, G. Meylan, S.G. Djorgovski & M. Riello eds, ASP Conf. Ser. 296, 321

13. Gratton, R.G., Claudi, R., Desidera, S., Marzari, F., Barbieri, M. , Extra-solar planet studies: the Italian con-tribution, , (2003) Nuovi Orizzonti dell’Astronomia Italiana, S. Zaggia & L. Girardi eds., MSAIt Suppl., 3,24

14. Gratton, R.G., Carretta, E., Caludi, R.U., Desidera, S., Lucatello, S., Barbieri, M., Bonanno, G., Cosentino, R.,Scuderi, S., Endl, M., Marzari, F. , The SARG Exoplanets Search, (2004) Stars in Galaxies, M. Bellazzini, A.Buzzoni & S. Cassisi eds., Mem. Soc. Astron. It., 75, 97

15. Gratton, R.G., Abundances in scarcely evolved stars in Globular Clusters, (2004) IAU GA25, JD04: AstrophysicalImpact of Abundances in Globular Cluster Stars, F. D’Antona & G. Da Costa eds MSAIt, in stampa

16. Gratton, R.G., Bonifacio, P., Bragaglia, A., Carretta, E., Castellani, V., Centurion, M., Chieffi, A., Claudi, R.,Clementini, G., D’Antona, F., Desidera, S., Francois, P., Grundahl, F., Lucatello, S., Molaro, P., Pasquini, L.,Sneden, C., Spite, F., Straniero O., Zoccali, M.. , Abundances in globular cluster dwarfs, (2003) Messenger, 112,31

17. Lapi, A., Cavaliere, A., De Zotti, G., The Intracluster Plasma: probing its amount and thermal state in X-raysand microwaves, (2004) Proc. Int. Symp. ”Plasmas in the Laboratory and in the Universe: new insights andnew challenges”, Como, Sept. 2003, in stampa

18. Mazzei, P., Dark and luminous matter connections. Towards understanding galaxy evolution, (2003) RecentResearch Developments in Astronomy & Astrophysics, 1, 457

19. Munari, U. , GAIA Spectroscopy: Science and Technology , (2003) ASP Conf. Ser. 298: GAIA Spectroscopy:Science and Technology

20. Munari, U. , On science goals of GAIA spectroscopy , (2003) ASP Conf. Ser. 298: GAIA Spectroscopy: Scienceand Technology, 51

21. Munari, U., Symbiotic stars in the phase space: from Hipparcos to GAIA , (2003) ASP Conf. Ser. 303: SymbioticStars Probing Stellar Evolution, 518

22. Munari, U., Zwitter, T., Katz, D., Cropper, M. , The accuracy of GAIA radial velocities , (2003) ASP Conf.Ser. 298: GAIA Spectroscopy: Science and Technology, 275

23. Poggianti, B.M., Environment Shaping Galaxies: Spectroscopy of Cluster Galaxies, (2003) ASP Conf. Series vol.301, eds. Stuart Bowyer and Chorng-Yuan Hwang, p.245

24. Poggianti, B.M., Stellar Populations, Butcher-Oemler Effect, Star Formation in Clusters, (2003) in ”Highlightsof Astronomy”, vol.13, IAU 2003 (in The Cosmic Cauldron, 25th meeting of the IAU, Joint Discussion 10, 18July 2003, Sydney, Australia)

25. Poggianti, B.M., The relation between galactic properties and cluster structure, (2003) in Maps of the Cos-mos, ASP Conf. Series, eds. Matthew Colless and Lister Staveley-Smith (International Astronomical Union.Symposium no. 216, held 14-17 July, 2003 in Sydney, Australia)

26. Rizzi, L., Held, E. V., Momany, Y., Saviane, I., Bertelli, G., Moretti, A. , The Padova Survey of Local Groupgalaxies , (2003) Memorie della Societa Astronomica Italiana, 74, 510

27. Turatto, M., Local Supernovae, (2004) Nuovi Orizzonti dell’Astrofisica Italiana, XLVII Congresso Nazionale,SAIt, eds. L. Girardi, S. Zaggia, SAIt, in stampa

28. Turatto, M., Supernova Spectra, (2004) Supernovae: 10 Years of 1993J, eds. J.M. Marcaide & K.W. WeilerSpringer-Verlag, Berlin, in stampa


11.5 Contributi a congressi

1. Altavilla, G.; Riello, M.; Botticella, M.T.; Valenti, S.; Cappellaro, E., StRESS: Southern Intermediate RedshiftESO SN Search, Global SNe Rate Estimate, (2003) To appear in the proceedings of the IAU Colloquium 192”Supernovae, 10 years of SN1993J”, Valencia 2003, Springer Verlag

2. Altavilla, G., Riello, M., Cappellaro, E., Benetti, S., Pastorello, A., Patat, F., Prevedello, M., Turatto, M.,Zampieri, L. , An Intermediate Redshift Supernova Search at ESO: Preliminary Results , (2003) From Twilightto Highlight: The Physics of Supernovae, 395

3. Baldacci, L., Matonti, F., Rizzi, L., Clementini, G., Held, E. V., Momany, Y., Di Fabrizio, L., Saviane, I. ,Variable stars as tracers of stellar populations in Local Group galaxies: Leo I and NGC 6822 , (2004) in Starsin Galaxies, Eds. M. Bellazzini, A. Buzzoni, S. Cassisi, Memorie della Societa Astronomica Italiana, 75, 126

4. Baldacci, L., Rizzi, L., Clementini, G., Held, E. V., Momany, Y., di Fabrizio, L., Saviane, I. , The Distance toNGC 6822 from its RR Lyrae’s , (2003) ASP Conf. Ser. 296: New Horizons in Globular Cluster Astronomy, G.Piotto et al. Eds., 355

5. Baldacci, L., Clementini, G., Held, E. V., Rizzi, L. , NGC 6822: detection of variable stars with ISIS2.1 , (2003)in XLVI Annual Meeting of the Italian Astronomical Society, Memorie della Societa Astronomica Italiana, 74,860

6. Barbieri, C., Bertini, I., Magrin, S., Salvadori, L., Calvani, M., Claudi, R., Pignata, G., Hahn, G., Mottola, S.,Hoffmann, M, ADAS: Asiago-DLR Asteroid Survey, (2003) MmSAIt, 74, 432

7. Barbieri, C., Cremonese, G., Mendillo, M., Baumgardner, J., Wilson, J., Sprague, A., Cosentino, R., Verani,S., High resolution spectroscopy of the Na exosphere of Mercury with the 3.5M TNG, (2003) Proceedings of theEuropean Geophysics Society

8. Barbieri, M., Piotto, G., Claudi, R., Crescenzio, G., Desidera, S., Baruffolo, A., Bedin, R., Bertelli, G., Gratton,R., Marzari, F., Montalto, M., Ortolani, S. , Search for an optimal Eddington planet finding field, (2003) SecondEddington Workshop: Stellar Structure and Habitable Planet Finding, F. Favata & S. Aigrain eds, ESA SP-485

9. Bertelli, G., Nasi, E., Girardi, L., Chiosi, C., Zoccali, M., Gallart, C. , Age and Metallicity of Three LMCGlobular Clusters , (2003) ASP Conf. Ser. 296: New Horizons in Globular Cluster Astronomy, 569

10. Bettoni, D., Falomo, R., Fasano, G., Govoni, F., Salvo, M., Scarpa, R., The Fundamental Plane of RadioGalaxies, (2003) The Mass of Galaxies at Low and High Redshift, 154

11. Bettoni, D., Fasano, G., Moles, M., Varela, J., Kjaergaard, P., The peculiar galaxy IC 1182: an ongoing merger?,(2003) Memorie della Societa Astronomica Italiana, 74, 438

12. Bettoni, D., Fasano, G., Marmo, C., Pignatelli, E., Poggianti, B., Moles, M., Kiaergaard, P., Varela, J., Couch,W., Dressler, A., The Wings Survey: the First Results, (2003) IAU Symposium, 216,

13. Bettoni, D. Falomo R., Fasano G, Govoni F. , The properties of low redshift radiogalaxies: the fundamental planeand central black hole mass., (2003) NewAR 47, 179

14. Bono,G., Trevese,D., Turatto, M., Synergies in Variability Studies of Stars, Supernovae, and Active GalacticNuclei, (2004) SAIt 73, in stampa

15. Bonoli, C., Conconi, P., Giro, E., Zitelli, V., A tunable filter for the TNG, (2003) Proceedings of the SPIE, 4841,494

16. Bonifacio, P., Pasquini, L., Spite, F., Bragaglia, A., Carretta, E., Castellani, V., Centurion, M., Chieffi, A.,Clementini, G., D’Antona, F., Desidera, S., Francois, P., Gratton, R. , Grundahl, F., James, G., Lucatello, S.,Sneden, C., Straniero, O., Lithium in NGC6397: Evidence for a Primordial Origin, (2003) New Horizons inGlobular Cluster Astronomy, G. Piotto, G. Meylan, S.G. Djorgovski & M. Riello eds, ASP Conf. Ser. 296, 293

17. Bortoletto, F., Bonoli, C., Giro E., Pernechele C., Franceschini A., Conconi, P., Mazzoleni R., Molinari, E., Zerbi,F., The Italian participation to the NGST medium IR, (2003) Memorie della Societa Astronomica Italiana, v.74,p.239


18. Boschi, F., Munari, U., Sordo, R., Marrese, P.M., Criteria for the spectral classification of cool stars in thenear-IR GAIA wavelength region, (2003) ASP Conf. Ser. 303: Symbiotic Stars Probing Stellar Evolution, 535

19. Bragaglia, A., Tosi, M., Di Fabrizio, L., Andreuzzi, G., Carretta, E., Gratton, R.G., Held, E.V. , Old OpenClusters, (2004) MSAIt Suppl., 75, 28

20. Bragaglia, A., Tosi, M., Marconi, G., Di Fabrizio, L., Andreuzzi, G., Carretta, E., Gratton, R. G., Held, E. V., Old Open Clusters , (2004) in Stars in Galaxies, Eds. M. Bellazzini, A. Buzzoni, S. Cassisi, Memorie dellaSocieta Astronomica Italiana, 75, 28

21. Cadez, A., Calvani, M., Fanton, C. , X-ray iron line profiles from warped accretion discs, (2003) MmSAIt, 74,446

22. Capria, M.T., Cremonese, G., De Sanctis, M.C., Buzzoni, A., High resolution catalogue of emission lines in thespectra of comet C/2002 C1 Ikeya-Zhang, (2003) Proceedings of the European Geophysics Society

23. Cappellaro, E., Baruffolo, A., Cascone, E., Greggio, L., Kuijken, K., Bender, R.,Muschielok, B., Iwert, O.,Mitsch, W., OmegaCAM at the VLT Survey Telescope, (2003) Memorie della SAIt, 74, 967

24. Carretta, E., The Na-O anticorrelation in subgiants of metal-poor globular clusters: NGC 6397, M55 and M30,(2003) Mem.SAIt., 3, 90

25. Carangelo, N., Falomo, R., Kotilainen, J., Treves, A., Ulrich, M.-H. , Spectroscopy of BL Lac Objects: NewRedshifts and Mis-identified Sources , (2003) ASP Conf. Ser. 299: High Energy Blazar Astronomy, 299

26. Claudi, R.U., Barbieri, M., Bonanno, G., Carretta, E., Cosentino, R., Desidera, S., Endl, M., Gratton, R.,Lucatello, S., Marzari, F., Scuderi, S., The Sarg Exo-planets Search, (2003) Second Eddington Workshop: StellarStructure and Habitable Planet Finding, F. Favata & S. Aigrain eds, ESA SP-485,

27. Claudi, R.U., Costa, J., Feldt, M., Gratton, R., Amorim, A., Henning, Th, Hippler, S., Neuh”auser, R.,Pernechele, C., Turatto, M., Schmid, H.M., Waters, R., Zinnecker, H., CHEOPS: a 2nd generation VLT in-strument for exo planet search, (2003) Second Eddington Workshop: Stellar Structure and Habitable PlanetFinding, F. Favata & S. Aigrain eds, ESA SP-485

28. Claudi, R.U., Desidera, Gratton, R., Bruno, P., The Asiago Exo Planets Transits Search, (2003) Second Ed-dington Workshop: Stellar Structure and Habitable Planet Finding, F. Favata & S. Aigrain eds, ESA SP-485

29. Cremonese, G., Orsini, S., Capria, M.T., Milillo, A., Mura, A., Carbognani, A., Mangano, V., Neutral sodiumatoms extraction by micrometeoroid impacts on the surface of Mercury, (2003) Proceedings of the EuropeanGeophysics Society

30. Curir, A. Mazzei, P., Chemo-photometric models of ring galaxies, (2004) ESO Workshop on” MultiwavelenghtMapping of Galaxy Formation and Evolution” in stampa

31. D‘Antona, F., Caloi, V., Montalban, J., Ventura, P., Gratton, R.G. , Is the Helium Variation due to self-pollutionresponsible for the appearence of Blue Tails in the Horizontal Branch?, (2003) New Horizons in Globular ClusterAstronomy, G. Piotto, G. Meylan, S.G. Djorgovski & M. Riello eds, ASP Conf. Ser. 296, 293

32. Della Valle, M., Panagia,N., Cappellaro,E., Padovani,P., Turatto, M., The rate and the origin of Type Ia Snein Radio Galaxies, (2004) Supernovae: 10 Years of 1993J, eds. J.M. Marcaide & K.W. Weiler Springer-Verlag,Berlin, in stampa

33. Della Valle, M., D. Malesani, S. Benetti, V. Testa, M. Hamuy, L.A. Antonelli, G. Chincarini, G. Cocozza, S.Covino, P. D’Avanzo, D. Fugazza, G. Ghisellini, R. Gilmozzi, D. Lazzati, E. Mason, P. Mazzali, L.Stella, SN2002lt and GRB 021211: a SN/GRB Connection at z = 1, (2004) Proceedings of the 2003 GRB Conference(Santa Fe, NM, 2003 Sep 8-12), in stampa

34. Desidera, S., Munari, U. , Absorption cells in wavelength calibration of GAIA spectra , (2003) ASP Conf. Ser.298: GAIA Spectroscopy: Science and Technology, 85


35. Dultzin-Hacyan, D., Krongold, Y., Marziani, P. , Galaxy Evolution and the AGN Connection , (2003) RevistaMexicana de Astronomia y Astrofisica Conference Series, 17, 79

36. Dultzin-Hacyan, D., Krongold, Y., Marziani, P. , The Circumgalactic Environment of LINERs , (2003) ASPConf. Ser. 290: Active Galactic Nuclei: From Central Engine to Host Galaxy, 497

37. Dultzin-Hacyan, D., Krongold, Y., Marziani, P. , The Environment of AGN and AN Evolutionary Scheme ,(2003) Revista Mexicana de Astronomia y Astrofisica Conference Series, 18, 147

38. Falomo, R , Evolution of quasar hosts., (2004) in Baryons in cosmic structures, Proc. Roma meeting Oct 2003,ApSS, in stampa

39. Falomo, R, Kotilainen, J.K Pagani, C., Scarpa, R. and Treves, A., The cosmic evolution of quasar hosts., (2003)in Multiwavelength Mapping of galaxy formation and evolution, Venice 2003 workshop.

40. Falomo, R., Kotilainen, J., Treves, A. , The Black Hole Mass of BL Lacs from the Stellar Velocity Dispersionof the Host Galaxy , (2003) The Mass of Galaxies at Low and High Redshift, 109

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5. Della Valle, M., Benetti, S., Malesani, D., Mason, E., Antonelli, L.A., Cocozza, G., Covino, S., Fugazza, D.,Ghisellini, G., Israel, G.L., Stella, L., Testa, V., GRB 021211: VLT spectrum, (2003) GCN Circular 1809

6. Della Valle, M., D. Malesani, S. Benetti, V. Testa, L. Stella, SUPERNOVA 2002lt AND GRB 021211, (2003)IAU Circular 8197

7. Donato, L., Lepardo, A., Santini, V., Tomov, T., Munari, U., Zwitter, T. , V781 Tau: Improved Evidence foran Orbital Period Change , (2003) IAU Informational Bulletin on Variable Stars, 5391

8. Elias-Rosa, N., Benetti, S., C. Marmo, A. Pastorello, G. Altavilla, H. Navasardyan, M. Riello, M. Turatto, L.Zampieri, E. Cappellaro, SUPERNOVA 2003hg IN NGC 7771, (2003) IAU Circular 8187

9. Elias-Rosa, N., Pignata, G., Benetti, S., Blanc, G., Della Valle, A., Pastorello, A., Altavilla, G., Navasardyan,H., Turatto, M., Zampieri, L., Cappellaro, E., Patat, F. , Supernova 2004G in NGC 5668 , (2004) InternationalAstronomical Union Circular, 8273, 2

10. Masetti, N., Palazzi, E., Pian, E., Giro, E., Ortolani, S., Covino, S., Antonelli, L.A., GRB030115:r-band obser-vations at Asiago, (2003) GNC, 1811, 1

11. Munari, U., Henden, A., Boschi, F. , Accurate astrometric position for M31-RV , (2003) IAU InformationalBulletin on Variable Stars, 5410

12. Munari, U., Castellani, F., Tombelli, M., Antolini, P., Forti, G. , Minor Planet Observations [098 Asiago Ob-servatory, Cima Ekar] , (2003) MPEC 4942, 7

13. Munari, U., Castellani, F., Tombelli, M., Antolini, P., Forti, G. , Minor Planet Observations [098 Asiago Ob-servatory, Cima Ekar] , (2003) MPEC 4861, 6

14. Rudnick, G., White, S., Aragon-Salamanca, A., Bender, R., Best, P., Bremer, M., Charlot, S., Clowe, D.,Dalcanton, J., Dantel, M., and 16 coauthors including Halliday, C., and Poggianti B.M. , Studying high redshiftgalaxy clusters with the ESO Distant Cluster Survey, (2003) Messenger, 112, 19

15. Siviero, S., Marrese, P. M., Munari, U. , Nova Scuti 2003 , (2003) IAUC 8199

16. Testa, V., Fugazza, D., Della Valle, M., Malesani, D., Mason, E., Pian, E., Antonelli, L.A., Benetti, S., Cocozza,G., Covino, S., Ghisellini, G., Israel, G.L., Masetti, N., Palazzi, E., Stella, L., GRB 021211: R-band observationsat late-time, (2003) GCN Circular 1821

17. Valenti, S., Cappellaro, E., Danese, S., Di Pede, G., Navasardyan, H., Pastorello, A., Benetti, S., Turatto, M.,SUPERNOVA 2003L, (2003) IAU Circular 8057


11.7 Pubblicazioni su progetti tecnologici e strumentali

1. Bernacca, P.L., Antonello, E., Preite Martinez, A., ... Buson, L.M. et al., Ultraviolet Astronomy from the SpaceStation: A Case Study, (2003) Recent Research Developments in Astronomy and Astrophysics, 1, 75

2. Bianco, A., Molinari, E., Conconi, P., Crimi., G., Giro, E., Percnechele, C., Zerbi, F. M., VPHG in the cold,(2003) Spie Proc, 4842, 22

3. Bonoli, C. (PI) et al., SOS - A NIR imager/spectrograph for NTT , (2003) Proposal in response to the ESO callfor a 3rd generation instrument for the NTT

4. Bonoli, C., Giro, E., Conconi, P., Zitelli, V., Tunable filter for the TNG, (2003) Spie Proc, 4841, 493

5. Bortoletto, F., Bonoli, C., Magrin, D., Pernechele, C., Medium Infrared Instrument (MIRI) per il John WebbSpace Telescope (JWST gia‘ MIRI), (2003) Progetto di Cosmologia e Fisica Fondamentale, 103

6. Bortoletto, F., Bonoli, C., Magrin, D., MIRI camera and Spectrograph Calibration Control Electronics, (2003)presented at the MIRI phase pre-B review, ESA, Estec

7. Bortoletto, F., Bonoli, C., Giro, E., Pernechele, C., Franceschini, A., Conconi, P., Mazzoleni, R., Molinari, E.,Zerbi, F., The Italian participation to the NGST medium IR instrumentation, (2003) Mem. Sait, 74, 159

8. Bortoletto, F., D’Alessandro, M., Fantinel, D., Giro, E., Corcione, L., Bonanno, G., Bruno, P., Cosentino, R.,Carbone, A., Evola, G., A new generation of detector controllers, (2003) mem. Sait, 74, 159

9. Giro, E.,Bonoli, C., Leone, F., Molinari, E., Pernechele, C., Zacchei, A., Polarization Properties at the Nasmythfocus of the alt-azimuth TNG telescope, (2003) Spie Proc, 4843, 456

10. Molinari, E, Bertarelli C., Bianco, A., Bortoletto, F., Conconi, P., Crimi. G., Gallazzi, M. C., Giro, E., Lucotti,A., Pernechele, C., Zerbi, F.M., Zerbi, G., Rewritable photochromic focal plane masks, (2003) Spie Proc, 4842,335

11. Pernechele, C., Giro, E., Fantinel, D., Device for optical linera polarization measurements with a single exposure,(2003) Spie Proc, 4843, 156

12. Vallenari A., Bertelli, G., , Simulating the sky for GAIA: discussing the Galactic absorption model, (2003) GAIARVS Internal Report RVSWG AV 04

11.8 Altre pubblicazioni

1. Fioravanti, R., Pigatto, L., Zanini, V., Transits of Venus observed in Italy in 1761 and 1882 (keynote), (2003)IAU Sydney 2003 - Commission 41 - Working Group 4 - Transit of Venus

2. Pigatto, L., Salmaso, M., Zanini, V., Lorenzoni-Tacchini correspondence at the Padova Observatory Archive.The ”true” history of the Italian astronomy of the 2nd half of the 19th century., (2003) IAU Sydney 2003 -Commission 41 - Working Group 1 - Astronomical Archives

3. Pigatto, L., Tomasella, L., Zanini, V., Telescopes at the Astronomical Observatory of Padova - Italy. From thelast Refractor to the first Reflector., (2003) IAU Sydney 2003 - Commission 41 - Working Group 3 - HistoricalInstruments

11.9 Pubblicazioni su riviste divulgative

1. Calvani, M., Marziani, P., Alla luce dei quasar, (2003) Le Stelle, No. 9, 34

2. Gratton, R., Desidera, S.. , Pianeti extrasolari - Il punto sulla situazione. La prima scoperta italiana, (2003)Coelum, 59, 38

3. Pigatto, L., La Specola, il Castel Vecchio e dintorni, (2003) in Padova e il suo territorio, 105, 15-19


12 PERSONALE IN SERVIZIO

L’organico dell’OAPd nel 2003 e costituito da 81 unita di cui 6 AO, 14 AA e 12 AR, 14 unita per i servizi amministrativi,2 per la biblioteca 7 per l’elaborazione dati, 21 per i servizi tecnico-scientifici e 5 per i servizi ausiliari.

12.1 Personale di ricerca

Astronomi ordinari (AO)

Benacchio Leopoldo (Str.)Bortoletto FabioCalvani Massimo (Direttore)De Zotti GianfrancoFalomo Renato (Str.)Gratton Raffaele (Str.)

Astronomi associati (AA)

Andreani PaolaBonoli CarlottaBressan AlessandroBuson LucioD’Alessandro MaurizioFasano GiovanniGranato GianLuigiGreggio LauraIijima TakashiMunari UlisseNasi EmmaSabbadin FrancoTuratto MassimoVallenari Antonella

Astronomi ricercatori (AR)

Baruffolo AndreaBenetti StefanoBettoni DanielaClaudi RiccardoCremonese GabrieleFantinel DanielaHeld EnricoMarziani PaoloMazzei PaolaPigatto LuisaPoggianti Bianca MariaZampieri Luca


12.2 Personale amministrativo – tecnico – ausiliario

AREA AMMINISTRATIVA

Bianchini Carla AnnaBovo BiancaBusato AndreaCarraro SabrinaCecchinato AntonellaFaro DanielaGala EmanueleLocatelli MariangelaMantoan GiorgioMesin SilviaPescarolo AntonioRonzani CristinaSalvagno WalterTagliaro Elisabetta

AREA BIBLIOTECHE

Miceli RosaliaToniolo Claudia

AREA ELABORAZIONE DATI

Boccato CaterinaCandeo Giovanni EmanueleCastiello MosePaoletti LorenzoPastore SerenaPetrella AmedeoRigoni Alberico

AREA TECNICA, TECNICO-SCIENTIFICA

Bozzato EvaristoChiomento VenerioContri LinoDalle Ave SergioDi Cicco NicolaFarisato GiancarloFrigo AldoGianesini GiacomoGiro EnricoLessio LuigiMartorana GiorgioRebeschini MauroRigoni ItaloRigoni LucioSatta AntonelloSegafredo AlfredoStefani IvanStrazzabosco DiegoTomasella LinaTraverso LucianoZanini Valeria

AREA SERVIZI GENERALI

Alemanno MonicaCasotto PatriziaPadovano Giovanni


Pesavento MarioRizzo Andrea

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