Relazione scientifica accompagnatoria al Bilancio Consuntivo 2001




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Relazione scientifica accompagnatoria al Bilancio Consuntivo 2001



INAF

Osservatorio Astronomico di Trieste


Indice:



I - Divisione Astrofisica…………………………………………………pag. 3
II - Tecnologie Astronomiche……………………………………………pag. 19
III - Formazione e Divulgazione……………………………….……..….pag. 27
IV - Lista delle Pubblicazioni…………………………………………....pag. 32


I - DIVISIONE ASTROFISICA


1. Sole e Sistema Solare


Radiofisica del plasma solare ed interplanetario


Presso la Stazione Osservativa di Basovizza opera l'unico sistema radioastronomico in Italia dedicato allo studio del Sole. Il Sistema Radio Solare di Trieste (TSRS, Trieste Solar Radio System) (N. 002358) è costituito da due radiopolarimetri multicanale, che captano le emissioni radio provenienti dalla corona solare, l'alta atmosfera del Sole, e ne caratterizzano il livello di attività. La rilevazione delle emissioni radio avviene con altissima risoluzione temporale (di norma 1 ms) ed accurate misure di polarizzazione circolare, nella banda metrica, con un'antenna parabolica da 10 metri di diametro, ed in quella decimetrica, con un'antenna parabolica da 3 metri. TSRS partecipa alle campagne osservative coordinate per lo studio dei brillamenti (Max Millennium), per il supporto a Terra alle missioni spaziali solari ed eliosferiche (SOHO, TRACE, WIND, ULYSSES, HESSI, Solar Orbiter) e per la Meteorologia dello Spazio (SpW, Space Weather), che si occupa dell'osservazione e previsione delle perturbazioni interplanetarie e terrestri collegate con l'attività solare. Il sistema di sorveglianza dell'attività coronale radio di Trieste (N. 002401) è infatti un nodo della rete osservativa italiana per lo SpW e parte integrante del sistema automatico di allerta dei brillamenti solari "Trieste-Graz", pubblicando in tempo quasi-reale su Internet (http://radiosun.ts.astro.it) i dati radio sinottici e gli indici radio alle singole frequenze, impiegati nei modelli di previsione (N. 002368).
Per consentire alla comunità scientifica un efficiente accesso ai dati radio via Internet, è stato inoltre sviluppato l'archivio dei dati radio solari (SOLRA, SOLar Radio Archive) (N. 002400), nodo della risorsa nazionale SOLARNET (SOLAR NETwork), che integra gli archivi solari italiani SOLAR (SOHO Long-term ARchive; INAF-OATo), ARTHEMIS (ARchive of THEMIS; INAF-OANa), che congloba anche i dati di PSPT (Precision Solar Photometric Telescope; INAF-OARm) e Catania (INAF-OACt). SOLRA sarà integrato nella federazione di archivi solari EGSO (European Grid of Solar Observations), un progetto europeo basato su un'architettura originale che consentirà, in modo trasparente per l'utente, l'analisi multi-banda e multi-strumento di dati solari geograficamente distribuiti.
Nell'ambito della modellistica degli eventi radio solari, impiegando i dati radiopolarimetrici di TSRS insieme a quelli complementari di altri osservatori, si sono studiate le "strutture fini", come "fibre" e "zebre", che si manifestano come rapide variazioni dell'emissione nei burst radio solari di tipo IV ed hanno origine quando il plasma coronale si ristruttura nella formazione di una eiezione di massa coronale (CME) o per una riconfigurazione del campo magnetico coronale, spiegandole come risultato di un processo di coalescenza di onde di plasma e "whistler" (N. 002351).
Per quanto attiene alla ricerca sui brillamenti solari, l'analisi statistica di un campione di 100.000 brillamenti osservati nella riga H-alfa, effettuata per ricavarne le proprietà dell'evoluzione temporale e la distribuzione spaziale anche rispetto al ciclo solare (N. 002367), ha evidenziato che: - la durata, il tempo di salita e quello di decadimento dell'emissione aumentano all'aumentare della classe di importanza; - la durata ed il tempo di decadimento (ma non il tempo di salita) variano in fase con il ciclo solare; - esiste una significativa asimmetria nella distribuzione Nord-Sud come anche in quella Est-Ovest ma in modo meno marcato.
Nel tentativo, infine, di identificare l'origine delle oscillazioni solari, come ad esempio i moti fluidi verso l'interno dovuti al rapido raffreddamento convettivo alla superficie, si sono studiate le proprietà della sorgente inferendole dall'analisi locale delle differenze di fase intensità-velocità (N. 002366). Le medesime caratteristiche spaziali e temporali di altri eventi osservati e la loro correlazione con i punti brillanti in H-alfa suggeriscono che jet di plasma verso il basso associati ad evaporazione cromosferica esplosiva possano essere un altro possibile candidato.
Comete
Le missioni spaziali alle comete Halley e Borrelly, nonche' le intensive campagne osservative sulle eccezionali comete Hyakutake e Hale-Bopp, hanno evidenziato come i modelli euristici sviluppati e applicati dalla comunita' scientifica che studia le comete siano del tutto inadeguati all'estrema complessita' dei fenomeni osservati. Dopo molti anni di analisi dei dati, si e' finalmente determinata la forma 3D del nucleo della Halley, e si spera che lo stesso possa essere ottenuto per la Borrelly visitata dalla DS1. Quindi, per la prima volta, si e' in grado di affrontare in modo rigoroso la formulazione di un modello di chioma cometaria, che deve avere come condizione al contorno iniziale la superficie del nucleo, che non e' assolutamente approssimabile ad una sfera. La fisica che determina il sistema e' ben nota fin dal XIX secolo, ma la risoluzione numerica in 3D e' estremamente complessa, al limite della capacita' numeriche attuali. Il programma e' stato affrontato sistematicamente finora solo da J.F. Crifo (CNRS), con l'indispensabile aiuto dei pochi matematici russi in grado di affrontare il problema. Siamo coinvolti in questo gigantesco programma per quanto concerne l'applicazione degli output di questi modelli ad altri modelli sviluppati a Trieste in grado di calcolare alcune osservabili che possono invalidare o meno il modello di partenza stesso e quindi vincolarne i parametri: simulazione di esperimenti di collezione di polveri in situ,simulazione di immagini ad altissima risoluzione di chioma e coda. Lo scopo e' basare la navigazione della sonda ESA Rosetta su un codice che calcoli la chioma della cometa target (Wirtanen) in base alla forma nota del nucleo del target stesso, precedentemente osservato dalla stessa sonda Rosetta. (002309, 002386)

2. Stelle, Supernovae e Gamma ray bursts


Determinazione dei parametri atmosferici stellari

Nell'ambito dello studio di indici spettrali e distribuzioni di flusso di stelle e sistemi stellari sono state effettuate, in collaborazione con INAOE e DAUT, osservazioni a media e bassa risoluzione di stelle di varia metallicita` presso l'Osservatorio Guillermo Haro (Cananea, Messico). E' stato pubblicato (N.002297) uno studio comparato degli indici di Lick osservati e calcolati da modelli sintetici. Le osservazioni sono state combinate con dati dell'archivio INES disponibili al Centro Nazionale Italiano presso la sede INAF dell'Osservatorio Astronomico di Trieste al fine di determinare i parametri atmosferici (temperatura effetiva, gravita` superficiale e composizione chimica) e le deviazioni dall'equilibrio radiativo negli strati esterni di stelle fredde (N.002295).



Stelle di alone

Il telescopio di 8.2 m VLT-Kueyen, equipaggiato con lo spettrografo ad alta risoluzione UVES, ha consentito notevoli progressi nello studio della composizione chimica delle stelle.

Un altro risultato notevole ottenuto con UVES e' stata la determinazione di abbondanze accurate per stelle di Turn-Off degli ammassi globulari NGC 6397 e NGC 6752. Il risultato sorprendente e' che la metallicita' delle stelle di TO e' identica a quella delle stelle subgiganti, contrariarmente alle predizioni dei modelli di evoluzione stellare che prevedono che la metallicita' delle stelle di TO appaia piu' bassa a causa della sedimentazione degli elementi indotta dalla diffusione. L'ammasso NGC 6397 ([Fe/H]=-2.03) e' chimicamente molto omogeneo non mostrando alcuna variazione di composizione chimica da stella a stella. Al contrario l'ammasso NGC 6752 ([Fe/H]=-1.42) mostra una chiara anticorrelazione tra O e Na, per la prima volta osservata in stelle di TO. Tale anticorrelazione e' segno di un processamento nucleare della materia, che pero' non puo' aver avuto luogo nella stella stessa (tramite rimescolamento profondo) e quindi richiede un meccanismo non interno (002279). La grande efficienza di UVES nell'UV ha permesso di misurare le righe UV di OH in tre stelle di bassissima metallicita' ([Fe/H]~-3). Queste sono tra i pochi indicatori di abbondanza di O disponibili in queste stelle. Le abbondanze determinate implicano che il rapporto [O/Fe] aumenta al decrescere della metallicita', senza presentare alcun plateau. Per la stella BD +23 3130 ([Fe/H]=-2.66) si e' potuta misurare la debolissima riga proibita dell'ossigeno neutro a 6300 A (larghezza equivalente 1.5 mA). Questa misura permette di ricavare [O/Fe]=+0.71, in linea con i risultati dalle righe UV dell'OH (002275, 002276, 002277). Anche il Telescopio Nazionale Galileo ha permesso di ottenere dei risultati significativi. In una fase di test della "speckle camera" si e' dimostrato che e' possibile risolvere stelle binarie con una separazione di appena 0.14" . L'uso sistematico di questo strumento puo' permettere di identificare Binarie non risolte e di ricostruire le orbite visuali di binarie note (002274, 002278).
Atmosfere stellari
La potenza di calcolo offerta attualmente dagli elaboratori elettronici ha permesso in tempi recenti di superare molte delle semplificazioni imposte ai modelli ''classici'' di atmosfere stellari: geometria 1D, e di prendere in considerazione nuovi fenomeni fisici, suggeriti dalle osservazioni ad alta risoluzione spettrale, spaziale e temporale oggi disponibili.

Sono stati cosi possibili notevoli progressi, che sono stati pero` soprattutto di carattere quantitativo. Rimangono tuttavia aperti alcuni importanti problemi, di natura sia numerica che fisica.

In mancanza di una loro definitiva soluzione, possono sorgere dei dubbi sulla correttezza dei modelli calcolati, e di conseguenza potrebbero essere messi in questione i risultati che derivano dal loro impiego nell'interpretazione delle osservazioni spettroscopiche.

Due esempi concreti di quanto stiamo affermando sono offerti da due difficolta' che abbiamo incontrato nella nostra ricerca di nuovi algoritmi numerici per la soluzione del problema delle atmosfere stellari.

La prima, di carattere numerico, riguarda il calcolo del bilancio energetico in condizioni di equilibrio radiativo. Le enormi differenze (fino a dieci ordini di grandezza) nei valori del coefficiente di assorbimento corrispondenti alle transizioni legato-legato (righe) e legato-libero (continui), rendono impossibile nella pratica il calcolo dell'energia sottratta e restituita al campo di radiazione, con l'accuratezza richiesta per ricavare il valore della temperatura dall'equazione dell'equilibrio radiativo.

Pensiamo di aver aggirato la difficolta' grazie ad un nuovo metodo di soluzione numerica dell'equazione dell'equilibrio radiativo. (''A precise new method to correcting the temperature in stellar atmospheres''; O. Cardona, L. Crivellari, E. Simonneau, 2002, Atti della conferenza "The Link Between Stars and Cosmology", 26 - 30 marzo 2001, Puerto Vallarta, Messico.)

Altri lavori hanno interessato le stelle lambda Boo (002274, 002289, 002291), stelle peculiari (002290), stelle con abbondanze sovrasolari (002297) e librerie di spettri sintetici (002292, 002236)
Alta risoluzione spaziale per un telescopio di 8 m.
E` stata sviluppata una nuova tecnica per aumentare la risoluzione spaziale di osservazioni da terra con un telescopio della classe degli 8 metri basata sulla selezione in tempo reale di sottopupille (N.002264). Il sistema prevede l'utilizzo di un otturatore veloce a multiaperture che si combina con un tradizionale modulo di ottica adattiva e che seleziona le parti migliori del fronte d'onda incidente. Guadagni fino ad un fattore 4 in risoluzione angolare e acutezza di immagine sono ottenibili a seconda delle condizioni di turbolenza atmosferica e di soglia di selezione.


La Survey EIS-Pre Flames
Gli scopi primari della ESO Imaging Survey (EIS) sono quelli di produrre un insieme di campi stellari selezionati che rispondano alle esigenze scientifiche e alle specifiche richieste della strumentazione VLT e inoltre di rilasciare pubblicamente i dati prima della fase di "commissioning" e di funzionamento nel primo anno di vita di questi strumenti. Il progetto EIS ha sviluppato, fra le altre, la Survey Pre-FLAMES (PF), una survey in 3 bande fotometriche (B, V e I) su un numero selezionato di campi stellari, in modo da fornire un campione adeguato di liste di "target" per FLAMES (Fibre Large Array Multi-Element Spectrograph). FLAMES, che verrà installato al fuoco Nasmyth A del telescopio Kueyen del VLT, consiste in un posizionatore di fibre, che copre un campo di vista di 25 arcmin, uno spettrografo alimentato a fibre dedicato (GIRAFFE) ed una connessione a fibre allo spettrografo UVES collocato nel fuoco Nasmyth B (per ulteriori dettagli si veda il contributo del Gruppo Tecnologia). Una caratteristica molto importante di FLAMES è che permetterà l'osservazione simultanea con GIRAFFE ed UVES. Nel modo Medusa, GIRAFFE sarà alimentato da 130 fibre con diametro di 1.2 arcsec. Le dimensioni relativamente piccole delle fibre assieme alla mancanza di un "pre-imaging" in FLAMES, rendono cruciale la preparazione delle liste di "target" con astrometria accurata (almeno migliore di 0.2 arcsec) in modo da minimizzare le perdite di luce per disallineamento. Per esempio, con condizioni di seeing tipiche per il Paranal (~0.7 arcsec), circa il 50% del flusso di un oggetto può essere perso per lo spostamento di ~0.5 arcsec di una fibra. In aggiunta, per avere il maggior vantaggio dall'uso di GIRAFFE, FLAMES richiede un catalogo di sorgenti in varie bande con una buona fotometria (con errori ~0.03 mag a V=20) per poter operare una adeguata selezione degli oggetti per le osservazioni spettroscopiche nonchè per la successiva analisi.

Prevedendo il bisogno della costruzione di un insieme di dati appositamente definito per FLAMES il "Working Group" per le survey pubbliche dell'ESO ha raccomandato al progetto EIS di di portare a termine una survey fotometrica su un numero selezionato di densi campi stellari, la cosiddetta survey Pre-FLAMES (PF). La survey è attualmente in fase di completamento ed è condotta con l'uso del Wide Field Imager (WFI) al telescopio MPG/ESO 2.2-m, con un campo di vista di 34x33 arcmin, comparabile a quello di FLAMES (25 arcmin in diametro). Come nel caso di altre survey pubbliche portate a termine dal progetto EIS, il goal ultimo è stato non solo quello di ottenere le immagini ai telescopi ma anche quello di sviluppare e testare procedure in grado di produrre prodotti di livello scientifico adeguato nella forma di immagini pienamente calibrate e di cataloghi

stellari multicolori, dai quali possono essere estratti campioni di oggetti per le osservazioni con FLAMES. La survey è stata disegnata per coprire un consistente numero di campi per il commissioning e il primo anno di vita di FLAMES. I campi selezionati hanno tipicamente una densità di superficie >1000 oggetti per gradi quadrato ai limiti di magnitudine di FLAMES. Questi campi forniranno un numero adeguato di"target" per le 130 fibre disponibili nella modalità Medusa. Considerando che in una notte tipica il modo MEDUSA può produrre circa 1000 spettri stellari su 5/10 campi stellari diversi, questo implica che circa 500 campi stellari differenti possano essere osservati con FLAMES. Per rispondere a questo importante bisogno sono stati selezionati per le osservazioni un totale di circa 160 campi in ammassi aperti, globulari, "bulge" e disco della Galassia e in galassie del Gruppo Locale. Il primo rilascio dei dati è avvenuto nel luglio 2001 e ha compreso 4 ammassi aperti e 2 campi nella Piccola Nube di Magellano (002374).


Campo SMC

Nebulae Planetarie
Gli spettri optici ad alta risoluzione di due nebulae planetarie (PN) del Galactic Bulge, M 1-42 e M 2-36 sono stati analizzati impiegando righe collisionalmente eccitate (CEL) e di ricombinazione (ORL). In tutti i casi, i valori corrispondenti sono risultati significativamente maggiori rispetto ai valori corrispondenti dedotti dalle righe eccitate collisionalmente (CEL). In M 2-36, le discrepanze sono circa di un fattore 5 per tutti e quattro gli elementi studiati. In M 1-42, le discrepanze raggiungono un fattore di circa 20, il più grande mai osservato in una PN. Le fluttuazioni di temperatura assieme alle scarsa condensazione dell’idrogeno freddo non possono spiegare gli aumenti in tutti gli elementi, se la nostra conoscenza della nucleosintesi nelle stelle progenitrici è corretta. Alcune discrepanze meno evidenti sono attualmente evidenti in alcune regioni HII.

La misura in infrarosso, eseguita con ISO, di righe di emissione di struttura fine di un grande campione di Pne ha permesso di determinare la massa del material neutro e molecolare circostante. La massa media è < 0.1 massi solari, benché i valori individuali possano essereanche un ordine di grandezza più grandi. Le temperature in queste regioni sono generalmente intorno ai 200-500K (002325, 002326).


Supernovae
Le SNe Ia sono state usate per la misura di parametri cosmologici a redshift ~ 1, e hanno inaspettatamente dimostrato che l'universo accelera. Benche' non siano candele standard, si pensa che la loro luminosita' possa essere derivata in base alla correlazione osservata tra la luminosita' stessa e la forma della curva di luce. Queste relazioni potrebbero essere causate dalla sintesi di diverse quantita' di 56Ni e dal conseguente effetto sulle opacita'. Tuttavia, continua a mancare una completa comprensione della fisica delle SN Ia. Ad esempio, non e' ancora chiaro se tutte le Ia sono prodotte da esplosioni di nane bianche con nuclei CO di massa pari a quella di Chandrasekhar, e se il meccanismo di esplosione e' lo stesso in tutte le Ia. Quindi attualmente si ignora se le SNe Ia abbiano le medesime proprieta' localmente e ad alto redshift.

SN1996X e' una supernova di tipo Ia che sembra seguire fedelmente la nota relazione tra luminosita' assoluta e tasso di declino, come dimostrato da un dettagliato studio fotometrico e spettroscopico. D'altra parte, uno studio della SN di tipo Ia SN1998bu mostra

che la curva di luce e' considerevolmente modificata dalla presenza di un eco di luce dovuto alla vicina polvere interstellare.

Per eseguire una verifica dell'uso delle SNe Ia come candele standard si potrebbero confrontare le distanze determinate in questo modo con distanze ottenute con altri metodi.

Un grande campione di galassie spirali, ospiti di SN Ia e/o di variabili Cefeidi, sono state osservate presso l'ATNF per misurare le larghezze equivalenti dell'idrogeno neutro.

Saranno misurate distanze col metodo di Tully-Fisher e confrontate con le distanze ricavate

dalle SNe Ia e dalle Cefeidi.

Le SNe di tipo Ic e le ipernovae sono esplosioni altamente asimmetriche provocate dal collasso di nuclei di CO di stelle massicce privati dei loro inviluppi di H e He. L'energia emessa dalle ipernove puo' variare entro un ordine di grandezza ed essere maggiore che nelle SNe normali. Il piu' potente di questi oggetti, SN 1998bw, e' forse connesso ad un GRB. Nell'esplosione sono state rivelate possibili indicazioni di asimmetria, che rafforzano il legame tra le ipernove e i GRB, o almeno una sottoclasse di questi ultimi. Le condizioni fisiche che danno luogo a queste energetiche esplosioni sono ancora sconosciute, benche' sia stata ipotizzata la formazione di buchi neri.

Sono stati analizzati tutti i dati ottenuti a ESO, LaSilla, relativi alle SN1998bw e al GRB980425. Anziché trovarsi di fronte ad una versione ad alta energia di una SN di Type Ic negli spettri IR sono state identificate delle righe di elio, il che vuol dire che nella stella progenitrice vi era probabilmente uno strato esterno di elio. Le prime misurazioni della polarizzazione lineare potrebbero indicare una certa asimmetria nello strato in espansione.

Un’analisi degli spettri e delle curve di luce della Type IIP SN1999em rivela che la progenitrice doveva essere una supergigante F8-G2 di 10 masse solari al momento dell’esplosione. Nelle prime fasi, nello strato in espansione è stato osservato un insieme di materiale radioattivo e vi è inoltre evidenza, dai profili delle righe di emissione che vi fosse pure un’asimmetria. La formazione di polveri si è verificata circa 500 giorni dopo l’esplosione (002311, 002312, 002316, 002317, 002318, 002319, 002320, 002321).


Gamma Ray Bursts
I GRB sono lampi di radiazione gamma soffice di durata compresa tra decine di millisecondi e decine di secondi, con intensita' al picco maggiore di qualunque altra sorgente astrofisica gamma. L'emissione in raggi gamma e i breve tempi scala di variabilita' implicano condizioni altamente relativistiche, e le enormi quantita' di energia emesse indicano che la geometria della regione emittente e' anisotropa ed e' probabilmente un getto. L'irripidimento delle curve di luce degli afterglow ottici viene associato, nell'ambito del modello a fireball, alla variazione di collimazione del getto, e questo comportamento e' stato osservato per la prima volta anche nell'X nel GRB990510 (N.002379; vedi anche la Fig.). Le controparti di GRB a energie inferiori ai raggi gamma possono essere molto brillanti negli istanti immediatamente successivi al GRB (secondi o minuti), ma si affievoliscono molto rapidamente. Inoltre, nelle epoche iniziali la pendenza spettrale varia velocemente, poiche' il picco spettrale di energia si sposta rapidamente verso le basse frequenze. E' quindi importante iniziare a monitorare la curva di luce ottica con grande tempestivita'. La prossima generazione di satelliti gamma (INTEGRAL, SWIFT) fornira' le localizzazioni in tempo reale e questo rendera' possibile osservare in ottico le controparti dei GRB a partire da qualche decina di secondi dopo l'evento, pur di disporre di telescopi abbastanza piccoli e flessibili da permettere un ripuntamento veloce. A questo proposito, l'OAT sta partecipando, assieme ad altri gruppi nazionali e internazionali, alla costruzione di un telescopio robotico da 60cm (REM). Il telescopio avra' 2 strumenti: una camera infrarossa e uno spettrografo ottico (REM Optical Slitless Spectrograph). L'installazione di REM presso ESO (La Silla, Cile) e' prevista per la fine del 2002 (002371, 002373, 002377, 002378, 002379, 002383, 002384, 002387).

3. La Galassia e le galassie
Evoluzione chimica della Galassia
Sono stati studiati in dettaglio gli andamenti dei rapporti di abbondanze [X/Fe] in funzione [Fe/H] nei dintorni solari. In particolare, sono stati calcolati i gradienti di abbondanza degli elementi pesanti lungo il disco galattico e la distribuzione di gas, stelle e formazione stellare. Il modello proposto e' stato chiamato ``modello a doppio-infall'' in quanto prevede la formazione della Galassia attraverso due principali eventi di caduta di gas extragalattico; nel primo evento si forma l'alone e parte del disco spesso mentre nel secondo si forma essenzialmente il disco sottile. Tale disco sottile ha un tempo scala di formazione che varia da 7 miliardi di anni nei dintorni solari a mezzo miliardo di anninelle parti piu' interne e fino a 13 miliardi nelle zone esterne.

Il lungo tempo-scala di formazione del disco per rapporto a quello dell'alone implica che il disco sia stato formato dal materiale extra-galattico e non dal gas residuo della formazione stellare nell'alone (002330, 002331, 002335).


Evoluzione chimica delle galassie
Abbiamo disponibile un database che contiene spettri "longslit" di galassie tipo "early", frutto del progetto ENEAR (da Costa et al. 2000) ottenuti con l'obiettivo di mappare il campo di velocita' ed ottenere la distribuzione di massa del Universo locale (cz < 6000 km/s), limitata in magnitudine (14.5 mag). Per questi spettri sono stati ottenuti la dispersione di velocita' e anche gli indici di metallicita'.

A questi dati sono stati aggiunti circa 90 bulges di spirali con morfologie fra Sa e Sb (circa 90 bulges). Per le galassie "early" abbiamo trovato che la relazione Mg2-sigma e` la stessa per le ellittiche ed S0s, mentre si osserva una differenza tra l'Mg2-sigma nelle galassie early di campo e di "clusters". Inoltre abbiamo trovato una dipendenza ancora piu` forte della relazione Mg2-sigma con la velocita' di rotazione delle galassie. I nostri risultati suggeriscono che una volta minimizzati gli effetti della rotazione (faccendo un confronto soltanto con "slow-rotators"), la relazione Mg2-sigma non dipendera' piu' dall'ambiente. Per quanto riguarda i bulges, abbiamo trovato che essi si distribuiscono nel Mg2-sigma diagramma sempre piu' in basso riespetto alle galassie "early" .


Galassie Starburst
Nelle galassie starburst il tasso di formazione stellare è molto più alto della media galattica attuale. Negli oggetti locali, gli episodi di intensa formazione stellare durano circa 100 milioni di anni. In epoche precedenti, corrispondenti a z>1, la fase starburst era una fase normale dell'evoluzione galattica, data la maggiore frequenza delle interazioni e la maggiore quantità di gas disponibile.

Un’importante manifestazione dell'attività starburst è l'emissione X. Data l'elevata formazione stellare, i fenomeni energetici legati agli stadi finali evolutivi - binarie X, resti di supernova, venti galattici, e scattering Compton della radiazione nel lontano IR da parte degli elettroni accelerati dalle supernove - fanno sì che le galassie starburst siano sorgenti X più brillanti delle galassie normali di massa (luminosa) comparabile. Un'indagine sulle proprietà spettrali X dei fenomeni che si verificano durante un episodio di formazione stellare, unito a un modello evolutivo di popolazione stellare, porta a predire uno spettro complesso. Un confronto con dati osservativi fa concludere che (N.455-01):

i) le binarie X massicce dominano l'emissione nella finestra 2-15 keV; tale emissione potrebbe essere l'origine della componente spettrale 'dura', presente negli spettri osservati nella banda 0.5-10 keV, di interpretazione tuttora dubbia;

ii) il vento galattico si manifesta a energie <1 keV come plasma termico diffuso;

iii) l'emissione non termica, sia da scattering Compton della radiazione IR a opera di elettroni energetici accelerati dalle esplosioni di supernova che da un possibile nucleo attivo centrale, probabilmente domina a energie >30 keV;

iv) i resti di supernove contribuiscono relativamente poco al continuo, ma il loro contributo alla riga in emissione del Fe-K a 6.7 keV può essere importante.


Nuclei Galattici attivi: blazars
Alcune galassie, cosiddette attive, presentano un nucleo piu' brillante delle galassie normali, perche' al loro centro esiste un buco nero supermassiccio (106-109 masse solari) che innesca, a causa del suo intenso campo gravitazionale, meccanismi fisici che producono enormi quantita' di energia a tutte le lunghezze d'onda. Tra le galassie attive, quelle di tipo "blazar" sono le piu' luminose, perche' oltre ad avere un nucleo attivo, possiedono anche un getto relativistico orientato secondo un piccolo angolo rispetto alla linea di vista dell'osservatore. A causa dell'aberrazione relativistica, i tempi scala misurati di variabilita' sono piu' brevi di quelli intrinseci, e la luminosita' e l'ampiezza di variabilita' osservate sono piu' alte di quelle intrinseche.

I blazar rappresentano quindi ottimi candidati per lo studio dei processi che causano l'attivita' nucleare. Lo spettro continuo in multifrequenza dei blazar e' dominato dalla diazione non termica prodotta nel getto. E' stato proposto che nei blazar, il raffreddamento di particelle relativistiche attraverso il meccanismo di scattering Compton inverso sia piu' efficiente se la sorgente di fotoni "seme" dello scattering non e' getto, bensi' vicina, ma esterna, ad esempio il disco di accrescimento o la broad line region. Il blazar 3C279, forte sorgente di raggi gamma rivelati da EGRET ed emessi per Compton inverso, mostra infatti evidenza di una componente termica attribuibile ad un disco di accrescimento. In PKS 0537-441, anch'esso rivelato da EGRET con notevole e variabile intensita' gamma, l'emissione X e gamma e' compatibile con il processo di Compton inverso su fotoni esterni, e tale predizione e' confortata dall'osservazione di righe larghe di emissione presenti nello spettro ultravioletto acquisito col satellite Hubble Space Telescope (vedi figura 1). Questo risultato suggerisce anche che le componenti di emissione termiche o di riga nei blazar possono essere rilevanti nella produzione dello spettro su larga banda e possono essere rivelate con osservazioni di buon rapporto segnale/rumore in ultravioletto




Galassie ad alto redshift : "Damped Lyman Alfa"
Nel 2001 è proseguito lo studio delle abbondanze chimiche e delle proprieta' fisiche dei sistemi in assorbimento nei QSO del tipo "damped Lyman alfa" (DLA) con le seguenti finalità:

  1. comprendere la natura e le proprieta' evolutive delle galassie associate,

  2. testare condizioni fisiche ed abbondanze chimiche dell'universo in un ampio intervallo di redshift (z < 6).

Lo studio comprende sia l'analisi dettagliata di alcuni sistemi per i quali abbiamo ottenuto spettri UVES/VLT di altissima qualita', e sia un'analisi comparativa delle proprieta' dei sistemi DLA, basata anche su dati di letteratura e su modelli originali di polvere e di ionizzazione.

Tra i sistemi studiati in dettaglio citiamo quelli a z=3.39 nel QSO 0000-2621, a z=3.025 nel QSO 0347-3819 e a z=4.466 nel quasar BR J0307-4945, che rappresenta il DLA a più alto redshift studiato finora. Per tutti questi sistemi e' stata fatta un'analisi fine delle abbondanze chimiche che ha permesso di ottenere misure di alcuni elementi chimici estremamente difficili da effettuare in sistemi DLA, quali N, e S e di ottenere le prime misure accurate di importanti elementi quali l’O, il P e l’ Ar.

Nel corso del 2001 sono inoltre stati effettuati i seguenti studi delle proprieta' generali dei sistemi damped:

(1) Effetti di ionizzazione; da un punto di vista osservativo questo studio si e' basato sul rapporto tra Al III e speci di piu' bassa ionizzazione; questi dati empirici hanno permesso di porre vincoli significativi a diversi modelli di ionizzazione dei sistemi damped; le correzioni di ionizzazione risultano essere trascurabili per la maggior parte degli elementi chimici abitualmente misurati; questo studio suggerisce che una componente significativa del campo di radiazione nei sistemi damped possa essere di origine stellare.

(2) Polvere e deplezione; al fine di studiare gli effetti di deplezione delle abbondanze chimiche dovuti alla polvere, e' stata ricavata un'espressione analitica che riproduce tutti i tipi di deplezione osservati nel mezzo interstellare della Galassia; tale espressione tiene in conto possibili variazioni nella composizione chimica della polvere al variare delle condizioni del mezzo interstellare parametrizzate in maniera opportuna; la relazione e' stata testata con osservazioni interstellari delle Nubi di Magellano e verra' utilizzata come strumento per correggere dagli effetti della polvere le abbondanze chimiche dei sistemi damped.

Infine e' stata determinata empiricamente la forza di oscillatore della transizione SII 94.7 nm, utile per la misura di abbondanze di zolfo ad alto z.



4. Galassie e struttura a grande scala
Gruppi
Abbiamo completato la creazione e l' analisi del catalogo di UZC-SSRS2 Group Catalog (USGC). Il risultato di un lavoro decennale e' il catalogo omogeneo e completo piu' grande ad oggi disponibile. Questo catalogo offre l' opportunita' di determinare le proprieta' medie dei gruppi poveri di galassie, un ambiente molto comune per le galassie. I gruppi costituiscono anche un utile vincolo per i modelli numerici di formazione ed evoluzione delle galassie. L'analisi del catalogo gia' svolta ha fornito un risultato nuovo ed interessante: il rapporto tra il numero di gruppi e quello di galassie e' una proprieta' molto stabile della struttura a grande scala rivelata dai redshift survey CfA e SSRS2. La conseguenza probabilmente piu' importante di questo risultato e' che potremmo essere in grado di normalizzare lo spettro delle fluttuazioni di densita' in un volume molto piu' piccolo di quello richiesto usando ammassi di galassie ricchi (002293).
Il prossimo passo nello studio dell' USGC sara' la determinazione della funzione di massa, in particolare della coda a basse masse dove la teoria e' ancora lontana dal fornire predizioni affidabili. A questo scopo abbiamo sviluppato una nuova procedura che permette un trattamento migliore della funzione di selezione dei sistemi in cataloghi limitati in magnitudine.
Ammassi
Abbiamo completato l'analisi della distribuzione di galassie d'ammasso di diverso tipo morfologico nello spazio delle fasi. La base dati utilizzata e` quella dell'ESO Nearby Abell Cluster Survey (ENACS). Abbiamo identificato quattro classi di galassie: (1) ellitiche molto brillanti, (2) ellittiche piu` deboli ed S0, (3) spirali precoci, (4) spirali tardive e galassie con righe in emissione. Abbiamo mostrato che le spirali precoci sono i probabili precursori delle S0, mentre le spirali tardive vengono distrutte dalle forze di marea dell'ammasso quando ne attraversano le regioni piu` dense.

L' identificazione e lo studio di sistemi di galassie si estende anche a distanze molto piu' grandi. Grazie alla collaborazione ESO Imaging Survey siamo stati in grado di selezionare e confermare un campione di galassie che si estende da redshift z~0.3 a z ~ 1.3. Questo grande intervallo di distanze ci permettera' di accrescere le nostre conoscenze dell' evoluzione degli ammassi. In particolare i nostri ammassi sono stati selezionati nell' ottico e quindi costituiscono un utile campione di confronto per i campioni di ammassi selezionati nella banda X dello spettro elettromagnetico. In effetti esiste un crescente numero di indizi che a parita' di ricchezza ottica, esisterebbero ammassi di luminosita' X molto differente. Da nostre recenti osservazioni XMM siamo stati in grado di confermare la realta' fisica del nostro ammasso piu' distante (nella Figura allegata si vedono i contorni dell'emissione X sovrapposta a un'immagine in banda R di un ammasso a z=1.3 -- le galassie cerchiate hanno il redshift confermato spettroscopicamente da osservazioni VLT).


Un interesse particolare riveste l'analisi dell'ammasso 1E0657-56 (redshift z=0.296). Quest'ammasso e` caratterizzato dall'avere una temperatura del gas estremamente elevata e un alone radio, solitamente associato ad eventi molto energetici di collisione con altri sistemi di galassie. Sulla base dei nostri nuovi dati spettroscopici (raccolti all'NTT dell'ESO), abbiamo individuato un sottosistema di galassie associato ad uno dei due picchi principali dell'emissione X. La nostra analisi ha mostrato che il sottosistema si e` scontrato con l'ammasso 1E0657-56 circa 150 milioni di anni fa, lasciando quasi inalterata la distribuzione di galassie, ma con forti conseguenze per la distribuzione del gas caldo intra-ammasso. Abbiamo discusso le implicazioni di questa collisione per le proprieta` di formazione stellare delle galassie d'ammasso.
Ammassi in X
Gli ammassi di galassie sono regioni di alta densita' di galassie, gas diffuso e materia oscura, in cui le componenti sono legate gravitazionalmente tra loro. La formazione di tali strutture avviene in maniera gerarchica, cioe' a partire da singole galassie o sottogruppi che col passare del tempo vengono inglobati nella buca di potenziale totale. Le proprieta' degli ammassi di galassie a varie epoche percio', riflettono complessi processi evolutivi che a loro volta dipendono dalla cosmologia, dalla storia di formazione stellare delle singole galassie che compongono l'ammasso, e in generale da tutti i processi energetici su scala galattica (002283).

Un canale osservativo particolarmente favorevole per lo studio di ammassi di galassie e' la banda X. Grazie ai moderni satelliti per astronomia X attualmente in funzione (Chandra e XMM), e' possibile spingere lo studio degli ammassi e delle loro proprieta' a redshift piu' grandi di 1, corrispondenti a circa 10 miliardi di anni fa.

Gli ammassi di galassie costituiscono la grande maggioranza delle sorgenti X estese, grazie all'emissione di bremsstrahlung del gas diffuso contenuto nella buca di potenziale, con temperature di 1-10 keV (corrispondenti a 10-100 milioni di gradi Kelvin), e chiamato mezzo intracluster. Questo gas e' in gran parte costituito dai barioni primordiali che non hanno mai formato stelle, ma anche da barioni ``processati'', come e' dimostrato dalla presenza di metalli. Infatti, il mezzo intracluster si accumula sia attraverso l'accrescimento gravitazionale, che ingloba il gas nella buca di potenziale dell'ammasso e lo riscalda, sia da processi stellari come venti galattici o esplosioni di supernova.

Con i satelliti Chandra e XMM, ammassi a z~1, con temperature tra 5 e 10 keV, possono essere osservati con esposizioni profonde (circa centomila secondi) in regioni di cielo lontane dal piano galattico. L'analisi dello spettro X permette la misura della temperatura con un errore del 30% circa. Lo studio della distribuzione spaziale del gas su scale di circa 1 Mpc permette inoltre di mettere in luce morfologie distorte o sottostrutture all'interno dell'ammasso, che sono indice di processi di aggregazione subiti recentemente. Gli ammassi finora osservati ad alto z con Chandra e XMM sono solo una dozzina (alcuni di essi sono discussi in (002286, 002284), ma le informazioni ricavate permettono gia' di caratterizzare le proprieta' del mezzo intracluster ad un'epoca mai esplorata fino ad ora. In Figura 1 mostriamo i contorni dell'immagine del satellite Chandra nella banda soft (0.5-2 keV) sopra l'immagine ottica di uno degli ammassi piu' distanti (z=1.26) finora selezionati in raggi X (RX J0849+4452, [2]). In Figura 2 mostriamo un altro ammasso osservato con Chandra (RDCS 1350+6007), ma ad un redshift piu' basso (z=0.804). In questo caso la morfologia allungata indica che l'ammasso ha subito recentemente un processo di aggregazione con un altro ammasso o con un gruppo di galassie (002284).

Queste osservazioni hanno permesso per la prima volta di studiare le proprieta' X degli ammassi di galassie a z~1, e di confrontarle con quelle degli ammassi locali. In particolare, abbiamo constatato che la relazione tra temperatura e luminosita' non evolve significativamente rispetto a quella locale. Questo semplice risultato, inatteso sulla base dei piu' comuni scenari di formazione di strutture, ha profonde implicazioni per la storia evolutiva degli ammassi e del mezzo intracluster.

I risultati descritti infatti implicano la presenza di un contributo energetico da parte di Supernovae e/o Nuclei Galattici Attivi nel mezzo intracluster. Questa iniezione di energia nel gas diffuso aumenta la sua pressione e modifica la sua distribuzione in presenza del potenziale gravitazionale dell'ammasso. Di conseguenza, sia la temperatura che la luminosita' X del gas (che e' proporzionale al quadrato della densita' del gas, e dunque sensibile anche a piccole variazioni di questa) vengono alterate in base all'entita' del contributo energetico. Il confronto tra modelli teorici (002287, 002282) e la relazione osservata tra luminosita' X e temperatura, permette di stabilire un legame tra le proprieta' dei barioni sulla scala degli ammassi e i processi fisici che avvengono all'interno delle singole galassie su scale molto piu' piccole. Questo legame tra i barioni diffusi e processi stellari o di accrescimento su buchi neri, e' un aspetto fondamentale che attualmente e' assente negli scenari di formazione di strutture, e che puo' essere esplorato in dettaglio grazie alle osservazioni X di ammassi di galassie come quelle che abbiamo presentato.


5. Cosmologia Osservativa

Misura dell’età dell’Universo con l’Uranio
Lo spettrografo UVES al VLT-Kueyen ha consentito la prima misura dell'abbondanza di uranio in una stella di bassa metallicita'. La riga di U II a 3859.57 e' stata misurata nella stella gigante BPS CS 31082-001, di metallicita' [Fe/H]= -2.9. Allo stesso tempo sono state misurate numerose righe di Th II. Tanto Th che U vengono prodotti nel medesimo processo fisico (processo r: cattura rapida di neutroni).I due elementi sono radioattivi, ma con vita media diversa, quindi il rapporto U/Th varia nel tempo in maniera nota. Ne consegue che, noto il rapporto di produzione iniziale Uo/Tho, questo rapporto misura il tempo trascorso. L'uso di questo cronometro ha permesso di determinare l'eta' della stella che e' di 14.0 ± 2.4 Gyr e costituisce un limite inferiore all'eta' dell'Universo.
Temperatura della radiazione fossile
Attraverso lo studio delle righe di transizione fine del CII è stato possibile misurare la temperatura della radiazione di fondo in una nube di gas neutro al redshift di 3.0 verso il QSO 0347 –3819. Lo studio dei vari processi di popolazione del livello di struttura fine ha permesso di stabilire che la radiazione di fondo è il principale meccanismo di popolazione del livello eccitato di struttura fine del CII. La temperatura derivata è di 12.1 (+1.7-3.2) K che sono in perfetto accordo con la temperatura di 10.968 (+- 0.004) K prevista dal modello standard di espansione dell’Universo al redshift di 3.0. Si sottolinea che questa è la seconda misura della radiazione fossile in epoche remote, escludendo i limiti superiori che generalmente venivano determinati con questa tecnica, e rimane la determinazione a più elevato redshift finora determinata. (002280)
Deuterio primordiale e densità barionica
Nei primi minuti di vita dell'Universo sono stati sintezzati tutto il D, gran parte dell'4He e parte dell'3He e 7Li. La Nucleosintesi del Big Bang (BBN) fa delle predizioni relativamente precise sulle abbondanze degli elementi leggeri in funzione di un unico parametro, il rapporto barioni su fotoni, che e' legato alla densita' universale dei barioni. Il rapporto di qualsiasi coppia di elementi primordiali dovrebbe essere sempre consistente con lo stesso valore del parametro e quindi le misure di abbondanze primordiali dovrebbero mettere alla prova la teoria. Le abbondanze di tutti gli elementi leggeri sono state misurate in un numero di ambienti astrofisici e terrestri e sono generalmente in accordo con le predizioni della BBN. Il principale sviluppo negli ultimi anni e' rappresentato dalla crescente accuratezza delle misure. Fino non molto tempo fa sembrava potesse esserci un intervallo di un fattore 10 nel valore del D/H primordiale e una differenza significativa anche nell'abbondanza di 4He.

L'abbondanza di D ci offre la misura piu' sensibile della densita' barionica. Il D e' un nucleo fragile e non si conoscono processi in grado di produrre quantita' significative di questo elemento. Gli assorbitori nei quasars restano tra i piu' favorevoli siti atti a misurare il D/H primordiale in quanto si ritiene che abbiano distrutto pochissimo D. Recentemente il D e' stato rivelato per la prima volta in sistemi DLA (N. 002353) offrendo cosi' un nuovo modo per determinare un accurato valore D/H primordiale. Le differenti misure della densita' barionica ottenute dal CMB, dai cluster di galassie e dalla foresta di Lyman dovrebbero essere identiche a quella ricavata dalla SBBN. I dati pubblicati favoriscono valori troppo grandi di Omega barionico rispetto a quelli predetti dalla SBBN, ma recenti revisioni di tali misure sembrano indicare un buon accordo tra SBBN e fluttuazioni del CMB.


Fondo X Cosmico
Tutti i processi cosmici come il Big Bang, la formazione e l'evoluzione delle galassie come pure della strutture a grande scala hanno lasciato tracce aratterizzanti nello spettro elettromagnetico dell'universo. Lo spettro della densita' dell'energia cosmica totale risultante ci da dunque una record fossile di tutti i processi radiativi nell'universo, integrato sui tempi cosmici. Il primo fondo di origine extragalattico scoperto fu la radiazione di fondo X cosmico (CXB) (0.5-10 keV).

I primi dati di qualita' da UHURU, ARIEL V e HEAO-1 rivelarono un alto grado di isotropia di questo fondo che suggeri' immediatamente una origine extragalattica. Tuttavia la mancanza di un'alta risoluzione spaziale non permise conclusioni definitive sulla natura delle sorgenti di questo fondo, cioe' se gas diffuso o sorgenti non risolte.

Osservazioni profonde con il satellite ROSAT hanno risolto fino al 70-80% del fondo X soffice (0.5-2 keV) in sorgenti discrete. Prima della missione Chandra solo il 30-50% del fondo X duro (2-10 keV) e' stato risolto in sorgenti discrete, principalmente a causa della non sufficente risoluzione angolare.

Le osservazioni multibanda del Chandra Deep Field South ci hanno permesso di raggiungere flussi limite di ~ 5.5 X 10^{-17} erg cm^{-2} s^{-1} nella banda soft 0.5--2 keV e ~ 4.5 X 10^{-16} erg cm^{-2} s^{-1} nella banda 2--10 keV coprendo un campo di 0.1089 gradi quadrati. Le relazione LogN--LogS mostrano che il fondo X e' risolto in sorgenti puntuali al livello del 83-99% nella banda 1--2 keV ed le misure ASCA nella banda 2--10 keV sono risolte al livello del 75--100% con l'incertezza dovuta al valore non risolto. Risultati simili sono stati ottenuti nel campo profondo al Nord.

Nelle survey precedenti nei raggi x, banda hard, solo il 30% del fondo X era risolto fino a flussi di 10^{-13} erg cm^{-2} s^{-1} (2--10 keV). Quindi la maggior parte delle sorgenti studiate nella banda hard nel Chandra Deep Field South costituiscono una popolazione non esplorata in precedenza.

L'estesa campagna di osservazioni spettroscopiche da noi condotta con FORS al VLT su questo campo, ha rivelato che la maggior parte di queste sorgenti sono AGN di tipo II, con una distribuzione in redshift con un picco attorno a 0.8. Questi risultati mostrano le difficolta' dei modelli correnti per la popolazione di AGN, e la sua evoluzione, dato che questi prevedono la maggior parte della popolazione di AGN di tipo II a redshift piu' elevato. In particolare prevedono un contributo sostanziale al fondo X da parte di QSOs di tipo II ad alto redshift, fortemente assorbiti, con una luminosita' non assorbita in X in eccesso a 10^{44} erg s^{-1}.

Questo campo e' stato osservato per ~ 500 Ks da XMM-Newton e sara' presto osservato con l'Advance Camera dell'HST. Inoltre il Chandra Deep Field South sara' osservato da SIRFT nell'ambito del progetto GOODS.

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