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INAF – OSSERVATORIO ASTRONOMICO DI PADOVA Relazione · PDF filesione degli spettri sintetici stellari in tabelle di correzioni bolometriche, pu`o essere facilmente applicato a diversi

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INAF OSSERVATORIO ASTRONOMICO DI PADOVA

Relazione sullattivita svolta nel 2001

1. Attivita scientifica

2. Attivita tecnologica

3. Divulgazione, Didattica ed Attivita Museale

4. Attivita Spaziali

5. Commissioni, comitati e progetti nazionali ed internazionali

6. Elenco pubblicazioni 2001

Questo documento e stato approvato dal Consiglio di Osservatorio nella seduta del ???.

2 1 ATTIVITA SCIENTIFICA

1 Attivita Scientifica

1.1 Sistemi Planetari

1.1.1 Sistema solare

Cremonese ha iniziato uno studio sulla simulazione di impatti iperveloci di meteoriti sulla superficielunare per analizzare il loro contributo allatmosfera di sodio in funzione della velocita di impatto.

1.1.2 Pianeti extrasolari

Un nuovo settore di attivita dellOsservatorio di Padova, sviluppatosi principalmente nellultimo biennio(in concomitanza con il completamento dello spettrografo SARG al TNG), riguarda il campo in grandesviluppo della ricerca dei pianeti extra-solari e della loro caratterizzazione. Una descrizione completadellattivita sui Pianeti extra-solari presso lOAPD e disponibile sulla pagina Web:www.pd.astro.it/firstlevel/secondlevel/thirdlevel/groupandproject.htm#Extrasolar

Lattivita del gruppo di Padova (R. Gratton, E. Carretta, R. Claudi, S. Desidera, S. Lucatello), sie concentrato principalmente su tre aree:

La ricerca dei pianeti extrasolari in stelle componenti di sistemi binari larghi

lo studio della relazione tra metallicita e orbite galattiche per le stelle con pianeti

la partecipazione ad un consorzio guidato dal MPIA di Heidelberg che sta preparando una propostaper un Planet Finder, in risposta al call for proposal per la seconda generazione degli strumentiper il VLT (con M. Turatto, A. Baruffolo, C. Pernechele)

Figure 1: Misure di velocita radiale differenziale per la stella a velocita radiale costante Ceti ottenute al SARGda Agosto 2000 a Dicembre 2001. La dispersione (r.m.s.) delle velocita dopo il Settembre 2000 (42 spettri) e 4.0m/s.

Ricerca dei pianeti extra-solari in stelle in sistemi binari larghi Il progetto a lungo termine sulla Ri-cerca dei pianeti extra-solari in stelle in sistemi binari larghi e in corso di esecuzione al TNGusando il SARG. Il programma viene condotto da un gruppo che include astronomi in tre os-servatori (Padova, Teramo e Catania), con ulteriori collaborazioni con il Dipartimento di FisicadellUniversita di Padova, e con M. Endl (attualmente allUniversita del Texas ad Austin).

I sistemi binari sono laboratori ideali per studiare gli effetti delle perturbazioni dinamiche sulla for-mazione dei pianeti e sullevoluzione delle loro orbite, come pure per studiare possibili alterazioni

1.1 Sistemi Planetari 3

Figure 2: Misure di velocita radiale differenziale per la stella con pianeta 51 Peg ottenute al SARG da Ago-sto 2000 a Novembre 2001, rifasate con la soluzione orbitale nota (Marcy et al. 1997, con laggiornamento suwww.exoplanets.org). La dispersione (r.m.s.) dei residui e 4.7 m/s

chimiche dovute alla presenza di pianeti. Con questi due scopi, abbiamo selezionato dallHippar-cos Multiple Stars Catalog un campione di sistemi binari con separazione maggiore di 2 arcsec(per evitare la contaminazione tra i due spettri), differenza di magnitudine minore di 1.0 (una pic-cola differenza di magnitudine e utile per confrontare la composizione chimica delle componenti,evitando gli effetti sistematici legati a differenze troppo grandi di temperatura e gravita), colorinellintervallo B V , parallassi maggiori di 10.0 mas (con errori minori di 5mas) e declinazione . Le tipiche separazioni proiettate sono nellintervallo 40-1000 AU.Secondo le simulazioni di Holman & Weigert (1999), in questi sistemi sono possibili orbite stabiliper pianeti fino a 20-30 AU dalla stella centrale.

Binarie spettroscopiche (7) e rotatori veloci (1) non noti in precedenza sono stati eliminati dalcampione usando gli spettri di prima/seconda epoca. Attualmente, abbiamo tipicamente 2 o 3spettri per ogni stella del campione. Tutti gli spettri sono stati ridotti.

Figure 3: Misure di velocita radiale differenziale per HD200466A, una delle stelle nel campione di binarie SARG,ottenute tra Agosto 2000 e Novembre 2001. La dispersione (r.m.s.) delle velocita e 7 m/s: notare che HD200466Ae fra le stelle piu deboli attorno a cui sono stati cercati pianeti sinora

Lanalisi per ottenere velocita radiali dai dati ottenuti con la cella allo iodio e una proceduramolto sofisticata, che include una modellizzazione accurata del profilo strumentale, necessaria perraggiungere una precisione nella misura della velocita radiale di alcuni m/s (Butler et al. 1996).

4 1 ATTIVITA SCIENTIFICA

A questo scopo, stiamo usando il codice AUSTRAL sviluppato allESO (Endl et al. 2000; perquesto programma abbiamo curato la preparazione dellUser Interface), che e stato gia provatonella ricerca dei pianeti ESO-CES, e che ha portato alla scoperta di pianeti attorno alle stelle Hor (Kurster et al. 2000) ed Eri (Hatzes et al. 2000). Da unanalisi preliminare dei dati acquisitiper la stella a velocita costante Ceti, abbiamo ottenuto su medio-termine (16 mesi) una accura-tezza nella misura delle velocita radiali di 4 m/s (Figure 1). Abbiamo ottenuto unaccuartezzasimile anche per 51 Peg, una stella nota per avere un pianeta (Figure 2). Questi risultati indicanoche SARG permette di ottenere una precisione nella misura delle velocita radiali comparabile aimigliori strumenti nel mondo. Siamo fiduciosi che ulteriori miglioramenti siano ancora possibili,dopo lottimizzazione dei parametri usati dal codice e usando una nuova procedura per la corre-zione baricentrica, sulla quale stiamo lavorando. Lanalisi delle velocita radiali delle stelle delnostro campione e in corso: un esempio di uno dei primi risultati e dato in Figura 3. Il numerodi misure di velocita radiale per ogni stella e ancora troppo piccolo per identificare stelle convariazioni di velocita radiale dovute a pianeti.

Figure 4: Andamento della differenza nel contenuto di Ferro tra le componenti di 6 binarie visuali in funzionedella differenza di temperatura effettiva.

Daltro canto, stiamo ottenendo i primi risultati dallanalisi della composizione chimica dellestelle, eseguita sugli spettri di qualita altissima usati come templates nella misura di velocita ra-diale (cioe gli spettri ottenuti senza le righe della cella). Per mezzo di unanalisi strettamentedifferenziale abbiamo ottenuto una precisione nella stima della differenza di abbondanza tra ledue componenti di circa 0.01 dex (2.5%). Questo notevole risultato ha permesso lidentificazionedi una binaria (HD219542) con una differenza di abbondanza tra le componenti altamentesignificativa ( dex (Figura 4). Inoltre, ci sono indizi che le differenze di composizionesiano limitate agli elementi rocciosi, mentre il contenuto di elementi volatili e simile nelle duecomponenti. Una differenza simile nella composizione chimica delle due componenti puo esserespiegata dallingestione di masse terrestri di materiale roccioso (sia sotto forma di pianetirocciosi, che come parte interna del disco proto-planetario) da parte della componente A. Le duecomponenti di HD219542 mostrano anche una forte differenza nel contenuto di Li, con la primaria(piu ricca di metalli) che e anche piu ricca di Li. Questo e opposto a quanto trovato nel caso di16 Cyg, dove la componente piu povera di metalli 16 Cyg A (senza pianeti) ha un contenuto di Lialmeno 4.5 volte maggiore di 16 Cyg B (King et al. 1997).

1.2 Astrofisica stellare 5

Relazione tra metallicita e orbita galattica per le stelle con pianeti In collaborazione con il CISAS eil Dipartimento di Fisica di Padova, il gruppo sta studiando la relazione tra metallicita e orbitegallattiche per le stelle con pianeti. Primi risultati di grande interesse (in corso di pubblicazione:Barbieri & Gratton, 2002, A&A) rivelano che ad ogni distanza pericentrica, le stelle con pianetirappresentano linviluppo superiore della distribuzione con la metallicita: in particolare, si notache tra le stelle povere di metalli, le stelle con pianeti sono molto piu frequenti tra le pochestelle con piccola distanza perigalattica, che fra le molto piu numerose stelle con grande distanzaperigalattica. Questo e un forte supporto a scenari in cui la presenza di pianeti e la causa,piuttosto che leffetto della elevata metallicita, un argomento fortemente dibattuto al momentoattuale.

1.2 Astrofisica stellare

1.2.1 Evoluzione stellare

E stato preparato da Girardi, Bertelli, Bressan, Chiosi e collaboratori un nuovo set di isocrone dagli ul-timi modelli stellari di Padova per diversi sistemi fotometrici: Johnson- Cousins-Glass, WFPC2 (HST),NICMOS (HST), Washington ed ESO Imaging Survey systems. Il formalismo generale, per la conver-sione degli spettri sintetici stellari in tabelle di correzioni bolometriche, puo essere facilmente applicatoa diversi sistemi fotometrici, con la possibilita di includere lestinzione in modo consistente. La libreriaaggiornata di spettri stellari sintetici e soprattutto basata sui modelli no-overshoot ATLAS9 di Castelliet al. (1997), estesi ad alta temperatura con black-body spectra e per le giganti M con gli spettri empiricidi Fluks (1994). Viene fatto anche il confronto con isocrone di Salasnich et al. (2000) calcolate per me-tallicita solar-scaled e alpha-enhanced. Tutte le tracce e le isocrone includono la fase di TP-AGB (Marigoha sviluppato un codice piu sofisticato per il calcolo dellevoluzione sintetica della fase di TP-AGB daestendere ad un intervallo piu largo di metallicita).

1.2.2 Studio di ammassi aperti

In collaborazione con R.Sagar (Bangalore) e K. de Boer (Bonn), Munari ha derivato e studiato in un arti-colo refera