INAF – OSSERVATORIO ASTRONOMICO DI PADOVA Relazione …archive.oapd.inaf.it/oapd/2/2_3/docs/annual_report/rel2001.pdf · sione degli spettri sintetici stellari in tabelle di correzioni

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INAF – OSSERVATORIO ASTRONOMICO DI PADOVA

Relazione sull’attivita 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 all’atmosfera di sodio in funzione della velocita’ di impatto.

1.1.2 Pianeti extra–solari

Un nuovo settore di attivita dell’Osservatorio di Padova, sviluppatosi principalmente nell’ultimo 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 completadell’attivita sui Pianeti extra-solari presso l’OAPD e disponibile sulla pagina Web:www.pd.astro.it/firstlevel/secondlevel/thirdlevel/groupandproject.htm#Extrasolar

L’attivita 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 Fisicadell’Universita di Padova, e con M. Endl (attualmente all’Universita del Texas ad Austin).

I sistemi binari sono laboratori ideali per studiare gli effetti delle perturbazioni dinamiche sulla for-mazione dei pianeti e sull’evoluzione 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 l’aggiornamento 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 dall’Hippar-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), colorinell’intervallo �� B � V � � ��, parallassi maggiori di 10.0 mas (con errori minori di 5mas) e declinazione � � ��. Le tipiche separazioni proiettate sono nell’intervallo 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

L’analisi 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).


A questo scopo, stiamo usando il codice AUSTRAL sviluppato all’ESO (Endl et al. 2000; perquesto programma abbiamo curato la preparazione dell’User 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 un’analisi 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 un’accuartezzasimile 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 l’ottimizzazione dei parametri usati dal codice e usando una nuova procedura per la corre-zione baricentrica, sulla quale stiamo lavorando. L’analisi 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.

D’altro canto, stiamo ottenendo i primi risultati dall’analisi 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 un’analisi 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 l’identificazionedi 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 dall’ingestione 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 l’inviluppo 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 l’effetto 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 l’estinzione 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 dell’evoluzione 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 referato la funzione di luminosita‘ e proprieta salienti di otto ammassi aperti giovani e giovanissimiaustrali.

Vallenari e Carraro (Univ. di Padova) hanno continuato lo studio degli ammassi aperti galatticinell’infrarosso. E stato studiato un ammasso di eta intermedia, NGC 2141 combinando dati IR e datiottici e derivando arrossamento, eta e distanza.

1.2.3 La struttura Galattica

Bulge Galattico Mediante il programma ZVAR, Bertelli e Vallenari hanno calcolato piu’ popolazionicampione; queste popolazioni campione mediante il programma GST (galactic software telescope)vengono distribuite lungo il cono di vista nella direzione del centro galattico (la finestra di Baade).Per fare questo e’ necessario prefissare la legge di distribuzione della densita delle stelle e la leggedi arrossammento lungo la linea di vista. Questa analisi, basata sul confronto tra i diagrammisintetici cosi’ ottenuti e quello osservato, ci ha permesso di evidenziare che l’eta’ di inizio delprocesso di formazione stellare nel bulge (� �� miliardi di anni) e’ anteriore all’eta’ del disco edinoltre il processo ha avuto una durata piu’ breve (3 miliardi di anni). L’intervallo di metallicita’piu’ appropriato risulta essere tra 0.008 e 0.05 ed inoltre la slope della IMF risulta essere minoredel valore x=2.35 (Salpeter) e compresa tra 1.35 e 0.35.

Vallenari con Ortolani ha studiato la popolazione stellare nella direzione dell’ammasso NGC6553, ponendo vincoli sulla eta, metallicita, distribuzione spaziale della popolazione di bulge edisco.


Vallenari e Schmidobreick hanno terminato la riduzione di 10 campi stellari nella direzione delcentro Galattico, ottenuti con la camera WFI del telescopio ESO 2.2m avente un campo di circa0.5� 0.5 gradi. Particolare cura e stata posta nel derivare e testare procedure di riduzione dati incollaborazione con Held e Rizzi. L’analisi dei dati e in corso. Lo scopo del lavoro e studiare lastruttura del bulge centrale. E stato derivato l’arrossamento lungo la linea di vista in parecchiedirezioni.

Disco Galattico Bertelli, Vallenari, Schmidtobreick hanno studiato 4 diagrammi colore-magnitudinedel disco galattico. L’analisi delle funzioni di luminosita ha permesso di porre dei vincoli sull’al-tezza di scala del disco sottile e del disco spesso e di valutare il contributo relativo delle corrispon-denti popolazioni. Infine e stata ricostruita la storia della formazione stellare nel disco galatticoutilizzando i dati di Hipparcos. La formazione stellare e risultata essere crescente (in senso lato)dall’inizio fino all’eta’ presente e compatibile col valore di Salpeter della pendenza della IMF.Inoltre si sono messe in evidenza inadeguatezze e limiti dei modelli evolutivi probabilmente legateal trattamento delle zone convettive.

1.2.4 Variabili Cataclismatiche, Novae e Simbiotiche

Munari ha continuato le sue tradizionali attivita di ricerca su binarie interagenti. Osservazioni ottenutecon HST durante i Cycles 8 e 9 hanno portato alla pubblicazione di due articoli referati sulla focalizza-zione gravitazionale della perdita di massa di Mira in sistemi binari. Altri cinque articoli referati sonostati dedicati allo studio delle stelle simbiotiche: agli outbursts della nova simbiotica AS 338, alla sco-perta di jet bipolari in StH� 190, allo scambio di massa in YY Her, alla calibrazione di estese sequenzefotometriche UBVRI attorno a 60 simbiotiche per assistere ricerche d’archivio, alla ricostruzione dellastoria fotometrica di sette simbiotiche a partire da un migliaio di lastre dell’archivio dei telescopi Schmidtdi Asiago.

In due lavori distinti Munari ha inoltre partecipato all’analisi dei meccanismi di outburst del Be/X-ray transient 4U 0115+63 e alla recovery e studio dell’enigmatico oggetto XY Psc.

Da osservazioni decennali della stella simbiotica MWC 560, Iijima ha scoperto che le variazionidella velocita radiale delle righe di assorbimento dell’H I si possono spiegare con un modello di jet edisco di accrescimento attorno una nana bianca.

Iijima ha seguito intensamente l’evoluzione spettroscopica dell’esplosione dell’oggetto ”nova-like”WZ Sge, che ha avuto un outburst nel luglio 2001, con i telescopi di Asiago e gli spettrografi B&Ced Echelle. Si stanno riducendo i dati ed e in atto una collaborazione con gli astronomi giapponesidell’Universita di Kyoto.

Iijima continua il monitoring delle variazioni degli spettri delle stelle simbiotiche, novae ed altrioggetti relativi.

1.2.5 Binarie X

L’accrescimento di gas da parte di buchi neri e stelle di neutroni e uno dei piu energetici meccanismidi emissione di radiazione dell’intero Universo. Nei sistemi binari galattici che emettono radiazione Xesso si origina dal traferimento di materia dalla stella compagna attraverso il vento stellare o per Roche-lobe overflow con la formazione di un disco di accrescimento. Si ritiene che i diversi stati spettrali dellebinarie X contenenti buchi neri siano prodotti da variazioni di temperatura, densita e geometria di flussidi accrescimento ‘ibridi’, costituiti da un disco ‘standard’ e da una fase calda (corona). La radiazioneX prodotta dal disco viene comptonizzata passando attraverso la corona calda e otticamente spessa. Indeterminate condizioni le regioni interne del disco, dominate dalla pressione di radiazione, possonodiventare termicamente instabili causando l’espulsione di gas e lo svuotamento del disco. Nell’ambitodi una ricerca rivolta allo studio di questi fenomeni, Zampieri ha analizzato i meccanismi proposti perspiegare la variabilita. In particolare, Zampieri, Szuszkiewicz e Turolla (UniPD) hanno studiato indettaglio l’evoluzione spettrale della radiazione emessa durante il ciclo limite di instabilita innescato


dalla pressione di radiazione a grandi luminosita. Usando un metodo analogo a quello gia impiegatoper i dischi ‘standard’, si e calcolato lo spettro emesso localmente da ogni singolo anello del disco e sie ricavato successivamente lo spettro totale (inclusi gli effetti relativistici), per un certo numero di statilungo la sequenza evolutiva. Si e evidenziato come la variazione dei colori X passando dalla fase dimassima evacuazione a quella di massimo riempimento riproduca quella osservata durante alcune fasievolutive della sorgente GRS 1915+105.

Recenti osservazioni di GRS 1915+105 di Nobili, Belloni, Turolla (UniPD) e Zampieri hanno mo-strato per la prima volta l’esistenza di una stretta correlazione tra l’evoluzione degli spettri emessi e leproprieta di variabilita temporale. Utilizzando un approccio semplificato al calcolo del trasporto radia-tivo e della componizzazione nella corona, abbiamo calcolato gli spettri e i ritardi temporali dei fotoniprodotti dal disco in diverse bande di energia. Assumendo che la corona si contragga mano a mano cheil bordo del disco si sposta verso l’interno, il modello e in grado di riprodurre l’evoluzione degli spettriX e dei ritardi temporali tra fotoni in diversi intervalli di energia. L’osservazione di una simile corre-lazione tra le proprieta spettrali ed i ritardi temporali tra fotoni nelle bande ottico–UV e X nei NucleiGalattici Attivi consentirebbe di ricavare importanti informazioni sulla struttura e l’evoluzione del flussodi accrescimento nelle regioni nucleari di queste sorgenti, inaccessibili all’osservazione diretta.

1.2.6 Stelle di neutroni isolate

Anche oggetti compatti isolati possono accrescere materia. L’accrescimento puo avere origine dal mezzointerstellare o circumstellare. All’inizio degli anni settanta ci si rese conto che stelle di neutroni isolatein accrescimento dal mezzo interstellare avrebbero potuto originare una debole, ma non trascurabile,luminosita nella banda X soffice. Lo studio di queste sorgenti si e sviluppato soprattutto negli anni’90. Esso consente di analizzare l’emissione della stella di neutroni senza contaminazione dal disco diaccrescimento e di ottenere preziose informazioni sulla distribuzione di queste sorgenti nella Galassia.Recentemente, la ricerca in questo campo si e incentrata sul tentativo di identificare nuove sorgenti.L’analisi dei dati di archivio di ROSAT ha permesso a Zampieri e collaboratori di scoprire una sorgente,RBS 1774, con caratteristiche spettrali molto simili a quelle dei candidati stelle di neutroni isolate gianoti. Osservazioni ottiche di follow-up non hanno messo in evidenza alcuna controparte ottica entro ilcerchio di errore X fino alla 23a magnitudine. Il rapporto flusso X/flusso ottico che ne consegue (� ��)qualifica RBS 1774 come il settimo candidato stella di neutroni isolata scoperto sino ad ora.

1.2.7 Supernovae

La misura della frequenza di Supernovae e di interesse per molte tematiche di astrofisica e cosmolo-gia. Come naturale estensione dei risultati ottenuti negli scorsi anni dal gruppo di Padova per galassiedell’Universo Locale, Altavilla, Benetti, Cappellaro, Pastorello, Turatto, Riello e Zampieri in colla-borazione con Clocchiatti (PUC Chile) hanno perfezionato un programma di ricerca rivolto alla scopertadi SNe a redshift intermedi (�� z � ��). L’obiettivo e quello di avere una statistica sufficienteper misurare la variazione della frequenza dei vari tipi di SNe con l’eta dell’Universo. In particolare lafrequenza di SN che originano dal ”core-collapse” di stelle massicce (tipo II e Ib/c) dovrebbe aumentarecol red-shift come conseguenza del medesimo andamento della Formazione Stellare. Nel corso di que-st’anno si e ulteriormente implementato il software per la ricerca introducendo anche il package ISIS perla deconvoluzione delle immagini. La search ha prodotto 11 SNe nel range di redshift 0.16-0.61 di cui 5sono risultate essere di tipo II e 6 di tipo Ia. In Figura 5 sono riportate due esempi di SNe scoperte dalgruppo padovano, mentre in Tabella 1 sono riportati i dati principali delle due SNe.

Nell’Universo Locale si e investigato la possibile dipendenza della frequenza delle SNe dall’ambientedalle galassie ospiti (isolate, in sistemi multipli ed in cluster). Si e trovato che la frequenza e piu alta insistemi binari probabilmente a causa di un aumento del tasso di formazione stellare (in collaborazionecon Navasardyan e Petrosian, Buyrakan) e Boulesteix (Marsiglia)).

Per le Supernovae dell’Universo Locale (z � ��) si e inoltre proseguito presso gli osservatori di


Figure 5: Due delle SNe scoperte nel corso del 2001 dalla Search a ”z” intermedi di Padova. Da sinistra: immaginein esame, immagine campione e immagine sottratta. La sottrazione avviene dopo un allineamento sia geometricoche fotometrico.

SN � � Mag(V) type z

2001gf 22 04 21.27 -18 21 56.8 20.7 Ia 0.102001gj 05 38 07.90 -23 42 34.4 22.4 II 0.27

Table 1: Dati relativi alle SNe mostrate in Fig. 5. La magnitudine e’ relativa alla data di scoperta e gli spettri sonostati ottenuti con MELIPAL di ESO-Paranal.

Asiago, di La Silla (Cile, ESO) e di La Palma (Spagna, TNG) il programma di classificazione rapida eimmediato monitoraggio. Le osservazioni delle prime fasi dopo l’esplosione contengono informazioniessenziali per lo studio della fisica dei singoli oggetti. Nel corso dell’anno si sono classificate 11 nuoveSNe (in aggiunta a quelle scoperte con la search): 6 si sono rivelate di tipo Ia, 4 di tipo II e 1 di tipo Ib.Per una accurata classificazione si e fatto largo uso del prezioso archivio di spettri di SNe di Padova. Icirca 2000 spettri in esso contenuti sono stati riordinati e trasportati ad un formato omogeneo. Mentreuna parte del materiale dell’archivio e gia stato pubblicato nel corso di studi su specifici oggettiin corsodi preparazione anche la pubblicazione integrale di tutto l’archivio sia in forma cartacea che in formapubblica in WEB.

Un grande sforzo osservativo e di analisi dei dati e stato fatto per studiare in grande dettaglio oggettidi particolare interesse in collaborazione con molti gruppi stranieri facendo uso di dati di La Silla, Paranale La Palma.

Si sono studiate SNe in cui vi e evidenza di interazione del gas espulso a grande velocita nell’esplo-sione con il lento mezzo circumstellare. Sono in corso di pubblicazione i risultati per SN 1995G (incollaborazione con Filippenko, U. di California) e SN 1999el (col gruppo di OA Teramo).

Un considerevole sforzo e stato dedicato allo studio osservativo e teorico delle supernovae di tipoII sotto-energetiche, in particolare SN 1997D considerata il ”prototipo” dell’intera classe. Si ritiene chele proprieta di queste supernovae siano dovute ad una esplosione eccezionalmente debole. Lo studiodettagliato della fotometria e spettroscopia a fasi avanzate di SN 1997D ha consentito, da un lato, di con-fermare la caratteristiche peculiari di questa supernova, quali la bassa velocita di espansione delle ejecta(� �� km/s) e la scarsa abbondanza di isotopi radioattivi (� ��M� di ��Ni), e dall’altro di porredegli importanti limiti sulla natura del progenitore e dell’oggetto compatto formato a seguito dell’esplo-sione. Lo scenario secondo il quale SN 1997D ha avuto origine da una esplosione poco energetica di un


progenitore di grande massa (M � ��M�) con la conseguente formazione di un buco nero e consistentecon tutte le osservazioni disponibili. Recenti ricerche d’archivio combinate a nuove osservazioni hannoconsentito di identificare un certo numero di supernovae con proprieta simili a quelle di SN 1997D. Lostudio di questa classe di eventi e di estremo interesse per la comprensione della fisica dell’eplosione edei processi di nucleosintesi esplosiva.

Studi recenti hanno messo in luce l’interessante possibilita di osservare la luminosita prodotta peraccrescimento sul buco nero formatosi a seguito del collasso del core durante l’esplosione di supernovadi stelle di grande massa. Come dimostrato da dettagliati calcoli numerici di idrodinamica radiativa,l’emissione ha origine dalla ricaduta (fallback) di materiale stellare ed ha un andamento caratteristicoin funzione del tempo. L’osservazione di tale emissione potrebbe fornire una prova della formazione dibuchi neri in supernovae, di cui manca tuttora evidenza diretta. In questo quadro, recentemente si sonorivisti i meccanismi di formazione di oggetti compatti in supernovae e le condizioni che consentono lostabilirsi di un copioso fallback. SN 1997D potrebbe rappresentare il primo caso chiaramente identificatodi supernova che ha formato un buco nero.

Un considerevole sforzo e attualmente diretto alla modelizzazione numerica e semi-analitica dellacurva di luce e degli spettri delle supernovae di tipo II nel tentativo di stabilire una relazione tra leproprieta spettro-fotometriche della supernova, quelle del progenitore ed il meccanismo dell’esplosione.

Si sta analizzando un campione di supernovae di tipo Ib, in collaborazione con Branch (OklahomaUniversity) e con lo scopo di chiarire i possibili scenari evolutivi di questa classe di oggetti. Gli spettri diSNe 1999dn e 2000H sono gia’ stati pubblicati e modellati con spettri sintetici, mentre si stanno ancoraanalizzando i dati di SNe 1990I e 1991D.

Si e continuato lo studio delle SNe associate ai Gamma Ray Burst, analizzando il materiale di SN1999E, un oggetto molto simile a SN 1997cy associata al GRB970514, assieme al gruppo messicanodell’INAOE.

Si e anche continuato lo studio delle esplosioni termonucleari che danno luogo alle SNe di tipo Ia,che per la loro omogeneita fotometrica sono di grande interesse negli studi per la determinazione dellageometria dell’Universo. In particolare si e concorso alla formazione di una nuova collaborazione, l’ESC(European Supernova Cooperation), che ha come fine lo studio di SNIa vicine per una piu profonda com-prensione del meccanismo esplosivo. L’ESC include varie enti europei (MPA, ESO, Oxford, Cambridge,Parigi, Stoccolma, Barcellona e Padova) ed ha ottenuto il finanziamento nell’ambito dei progetti RTNdella Comunita Europea (RTN2-2001-00037).

Nel corso di osservazioni sistematiche si e scoperto il secondo caso di eco di luce attorno alla SN1998bu e messo in evidenza le affinita fisiche con quello di SN 1991T.

1.2.8 Nebulose Planetarie

Benetti, Cappellaro, Ragazzoni, Sabbadin e Turatto hanno approfondito il procedimento (tomografia+ 3-D rendering) che, partendo da spettri ad alta dispersione, permette di ricostruire la struttura tridi-mensionale del gas ionizzato in nebulose planetarie, resti di novae e supernovae, gusci attorno a stelleWolf-Rayet, Oe, simbiotiche ecc..

Spettri Echelle (Ekar) + imaging (TNG) della nebulosa planetaria NGC 1501 mostrano che si tratta diun ellissoide oblato otticamente sottile, ad alta eccitazione, piu denso nella zona equatoriale, deformatoda varie protuberanze, immerso in un guscio omogeneo e ionizzato da una stella di tipo spettrale WC4,calda e luminosa, che presenta pulsazioni non radiali semiperiodiche.

Spettri EMMI (ESO NTT) + imaging (HST) della nebulosa planetaria compatta NGC 6565 (Fig. 1.2.8)indicano che si tratta di un ellissoide triassiale otticamente spesso, emesso circa 2500 anni fa e proiettatoquasi pole-on. Il gas lungo l’asse maggiore e stato accelerato da un qualche agente (vento stellare veloce?ionizzazione? campo magnetico?) formando due deboli e asimmetriche cupole emisferiche. Un largobozzolo di gas neutro avvolge completamente la nebula ionizzata. NGC 6565 e in fase di ricombinazionea causa del crollo di luminosita’ della stella eccitatrice, che sta raggiungendo la zona delle nane bianche.Il declino stellare e partito circa 1000 anni fa, ma la nebula e rimasta otticamente sottile per altri 600 anni


prima che la ricombinazione iniziasse. In un prossimo futuro il fronte della ionizzazione ricomincera aestendersi, poiche il fattore di diluizione dovuto all’espansione prevarra sul calo di luminosita stellare,sempre piu lento. NGC 6565 si trova a una distanza di 2.0 Kpc e puo’ essere suddivisa in tre zone radiali:la parte ”totalmente ionizzata” si estende fino a 0.029-0.035 pc all’equatore (0.050 pc ai poli), la zonadi ”transizione” fino a 0.048-0.054 pc (0.080 pc), e il debole ”alone”, visibile fino a 0.110 pc. La massaionizzata (�0.03 M�) e solo una frazione della massa totale (� 0.15 M�), che e stata eiettata da unsuperwind di 4(�2)�10�� M� yr�� durato per 4(�2)�10� anni.

Lo studio e in corso per altri oggetti.Altre ricerche condotte da Cappellaro Sabbadin, Benetti e Turatto riguardano l’identificazione

e lo studio spettroscopico di nuovi oggetti galattici diffusi (nebulose planetarie, regioni HII compatte,Herbig- Haro ecc.).

Immagini stereoscopiche (ad occhi incrociati) della Nebulosa Planetaria NGC 6565 ad alta, media e bassa ionizzazione

1.2.9 Popolazioni Stellari - Spettroscopia ad alta risoluzione

Il gruppo di spettroscopia ad alta dispersione (Gratton, Carretta, Claudi, Desidera, Lucatello) e im-pegnato in diversi programmi che fanno capo alla problematica generale della formazione ed evoluzionedelle galassie. Il gruppo ha ormai una lunga e consolidata esperienza nell’analisi di abbondanza: questostrumento viene usato per studiare i meccanismi di evoluzione chimica della Galassia, e come strumentoausiliario nella determinazione della scala delle distanze.

Composizione chimica delle stelle nane in ammassi globulari Fondamentali problemi astrofisici con-nessi con la composizione chimica delle nane degli ammassi globulari sono sono stati affrontatinell’ESO Large Programme 165-L0263 (PI Raffaele Gratton, OAPD) cui sono state assegnate 24notti con UVES al Kueyen (=VLT2) nel biennio 2000-01. Per il momento e stata completata l’ana-lisi di stelle al turn-off e alla base del ramo delle subgiganti di due ammassi globulari (NGC6397ed NGC6752). Per queste e stata compiuta un’analisi strettamente identica a quella effettuata per25 stelle di campo con buona parallasse e metallicita e fase evolutiva simile a quella delle stellenegli ammassi. La temperatura e stata ricavata dal profilo delle righe dell’idrogeno: questo ha


permesso di determinare temperature e abbondanze indipendentemente dai colori. Il confronto trai colori delle stelle di ammasso e quelle di campo permette poi di ricavare l’arrossamento interstel-lare per gli ammassi nella stessa scala definita dalle stelle di campo, indipentemente da assunzionisulla altezza di scala dello strato assorbente.

I principali risultati finora raggiunti sono:

� I valori di [Fe/H] trovati sono �� per NGC6397 e �� perNGC6752

� In entrambi gli ammassi i valori dell’abbondanza di Fe trovati per le stelle al TO sono inperfetto accordo (entro pochi percento) con quella trovata per le stelle alla base del ramodelle subgiganti. Questo risultato indica che deve essere presente un meccanismo checancella l’effetto di sedimentazione aspettato dovuto alla diffusione microscopica

� L’anticorrelazione Na-O e chiaramente presente anche fra le stelle al TO di NGC6752(Figura 6). Simili anticorrelazioni sono presenti per Mg-Al e C-N. Quersto elimina la possibi-lita che l’anticorrelazione sia dovuta a meccanismi di rimescolamento profondo, e suggeriscela presenza di un meccanismo di auto-inquinamento degli ammassi globulari

Figure 6: Andamento delle abbondanze di Na e O per stelle di NGC6752. Quadrati pieni sono le stelle di TO,quadrati vuoti sono le subgiganti, e le righe rappresentano limiti superiori (per l’O)

Composizione chimica di ammassi nel bulge In collaborazione con Judith Cohen e Bradford Behr (Cal-Tech) si e analizzato spettri ad alta risoluzione ottenuti al Keck (con HIRES) di 4 stelle del braccio


orizzontale rosso nell’ammasso globulare di bulge NGC 6528. Le stelle di braccio orizzontalerosso sono notevolmente piu calde delle stelle vicine al tip del braccio delle giganti, e quindi moltopiu adatte per analisi di abbondanza in ammassi cosi ricchi di metalli. Si e trovato un [Fe/H] mediodi �� dex, leggermente piu alto dell’abbondanza media per il bulge della Galassia trovato daMcWilliam & Rich (1994). La sovrabbondanza degli elementi �� e di un fattore 2 circa, similea quella trovata negli altri ammassi globulari, e suggerisce che questo ammasso nel bulge possaavere un’eta simile a quella degli ammassi globulari nell’alone.

Programma 0Z Le stelle piu povere di metalli nella nostra Galassia forniscono evidenze cruciali sulleprime epoche di formazione della Galassia, sulla sua evoluzione chimica, sull’ambiente in cui ivari elementi sono stati prodotti, sulla produzione di elementi nel Big Bang, sull’eta della Galassia,sulla relazione che intercorre tra stelle di campo e stelle in ammassi globulari etc.

Nel corso della nostra attivita per questo progetto abbiamo iniziato un programma (programma 0Z)di largo respiro in collaborazione con diversi istituti internazionali, mirato a trovare e analizzarecirca 500 stelle estremamente povere di metalli. Una descrizione del programma 0Z e contenutonella pagina Web www.hs.uni-hamburg.de/DE/Ins/Per/christlieb/0Z/OZ.html

Come primo passo abbiamo ultimato, in collaborazione con J. Cohen (Caltech), un progetto pi-lota in cui sono stati raccolti dati spettroscopici di alta qualita (risoluzione e S/N) con il telesco-pio Keck+HIRES per un campione di 8 stelle selezionate come estremamente povere di metalli([Fe/H]� ��) dalla Hamburg/ESO Survey, oltre a 3 stelle di confronto dalla HK Survey e 3 cali-bratori brillanti metal � poor.

I risultati appena ottenuti mostrano che per quanto riguarda gli elementi �, l’Al, gli elementi delpicco del Fe (Sc, Cr, Mn) e quelli da cattura neutronica Sr e Ba, gli andamenti in [Elemento/Fe]sono simili a quelli identificati in precedenti studi, essenzialmente un netto cambio di pendenzacon la metallicita a [Fe/H]� ��. Tuttavia, il nostro campione, insieme a dati di alta qualitaosservativa dalla letteratura, mostra che per la maggior parte di questi elementi, il rapporto [El/Fe]mostra uno scatter sorprendentemente piccolo (tranne che per Sr e Ba). Le implicazioni di questorisultato per l’evoluzione chimica primordiale della Galassia sono discusse in due articoli sotto-messi ad AJ, in fase di revisione, al momento.

RR Lyrae nella LMC La luminosita’ (media) delle variabili RR Lyrae e’ uno degli indicatori fonda-mentali di distanza. Come e’ noto, esistono due scale di distanza per le stelle di popolazioneII (cui appartengono le RR Lyrae): una scala lunga (basata principalmente sul metodo del Fitdella Sequenza Principale degli ammassi globulari), e una scala corta (basata principalmente sullaparallasse statistica delle RR Lyrae delle stelel di campo). Una possibile spiegazione di questadifferenza e’ che via sia una differenza sistematica tra RR Lyrae di campo e di ammasso. Tutta-via, il rapporto massa/luminosita’ per i due gruppi sembra lo stesso (come discusso in un nostroarticolo: MNRAS, 316, 721, 2000). Inoltre, i modelli evolutivi di stelle di HB tendono a favorirela scala lunga; tuttavia le incertezze presenti in questi modelli sono molte. D’altronde, i modellipulsazionali permettono di collegare fra loro varie proprieta’ delle RR Lyrae (masse, metallicita’e luminosita’); questi valori possono essere confrontati con i modelli evolutivi. Un ruolo fon-damentale e’ giocato dai doppi pulsatori (RRd), per cui e’ in principio possibile una stima dellamassa dalle sole proprieta’ pulsazionali. Di particolare interesse e’ stabilire la relazione massa-metallicita’, che permetterebbe di stabilire se vi e’ una differenza di luminosita’ tra RR Lyrae dicampo e di ammasso, e la perdita di massa nella fase di gigante. Nella nostra galassia sono notesolo poche RRd, tutte in un ristretto intervallo di metallicita’. La survey di MACHO nella LMCha permesso di identificare molte nuove RRd. Noi (AJ, 122, 207) abbiamo stimato la metallicita’per 6 di queste usando il metodo del �S, trovando valori �� [Fe/H]� ��, che estendononotevolmente l’intervallo noto in precedenza. Per queste stelle abbiamo stimato la massa, e tro-vato che la relazione massa-metallicita’ e’ la stessa per RRd di ammasso e di campo. Quindi i duegruppi di stelle hanno la stessa luminosita’. I valori della massa per le RRd piu’ ricche di metalli

1.3 Astrofisica extragalattica 13

sono sorprendentemente alti: questo puo’ indicare dei limiti negli attuali modelli pulsazionali (nonlineari).

I dati fotometrici (BVR) preliminari alla analisi spettroscopica sono stati usati per una discussioneapporfondita della magnitudine media delle RR Lyrae della LMC; le maggiori incertezze proven-gono da una accurata determinazione delle equazioni di colore e dei punti zero fotometrici, e dallestime di arrossamento. Abbiamo determinato in modo accurato e autoconsistente (con le stimeusate per gli ammassi globulari) questi valori per due regioni nella barra della LMC. La magnitu-dine media e’ � V � �� , e l’arrossamento e’ E(B-V) �� (consistente conquella ricavata dalle Cefeidi vicine alle zone osservate). Utilizzando questi dati e la magnitudineassoluta media delle RR Lyrare data dalla parallassi statistica, si ottiene un valore per la distanzadella LMC (scala corta) di 18.30+/-0.12; usando il valore dato dal fir della Sequenza Principale siottiene 18.47+/-0.12. I due valori sono ora consistenti entro gli errori statistici.Ilp programma e svolto in collaborazione con Clementini e Bragaglia (Oss. Bologna), e Di Fabri-zio (CGG-TNG).

Abbondanze in ammassi aperti Nell’ambito del programma di determinazione di abbondanze chimi-che di ammassi aperti (in collaborazione con Bragaglia e Tosi, OA Bologna, nell’ambito del pro-gramma Osservabili Stellari di Interesse Cosmologico (COFIN MURST 2000)), sono stati raccoltispettri ad alta risoluzione (7 notti nell’aprile 2000 e aprile 2001 con il telescopio 1.52m ESO + FE-ROS; 3 notti ottobre 2001 con il TNG + SARG) di una decina di ammassi aperti. Si e‘ terminatal’analisi di NGC6819, osservato con SARG in ”commissioning time”. Le riduzioni degli spettrisono terminate, e l’analisi fine di abbondanza e‘ in corso.

1.3 Astrofisica extragalattica

1.3.1 Galassie: popolazioni stellari

E. Held, con Rizzi, Momany (UniPD), Saviane (ESO), e Bertelli hanno proseguito la survey a grandecampo del Gruppo Locale con l’uso del Wide Field Imager ESO, per uno studio completo del conte-nuto stellare nelle galassie nane nei dintorni della Galassia (“Padova Local Group Survey”). I risultatiottenuti per la galassia dSph Sextans hanno permesso una misura attendibile della metallicita della ga-lassia e uno studio spazialmente risolto delle sue popolazioni stellari, indagando in particolare la naturadelle stelle “blue stragglers” presenti in numero consistente in Sextans. Uno studio basato su una serietemporale di immagini a grande campo della galassia nana sferoidale Leo I ha condotto Held, Rizzi,Momany e Saviane, in coll. con il gruppo di Bologna coordinato da G. Clementini, alla scoperta di unasignificativa popolazione di variabili RR Lyrae, per le quali sono state ottenute le prime curve di luce estudiate le proprieta statistiche. La presenza di variabili RR Lyrae, tipiche di una popolazione vecchia,conferma l’esistenza di una ben definita epoca di formazione comune alle galassie del Gruppo Locale eagli ammassi globulari.

I modelli di sintesi di popolazione giocano un ruolo essenziale nell’interpretazione delle osserva-zioni. Rizzi, Held, Nasi e Vallenari, in collaborazione con G. Bertelli, hanno prodotto un’analisi teoricadella storia di formazione stellare nella Grande Nube di Magellano sulla base di diagrammi HR sintetici,nell’ambito di un esperimento internazionale rivolto al confronto delle diverse metodologie di interpre-tazione dei diagrammi HR.

Held, con Momany, Saviane e Rizzi, ha completato uno studio fotometrico di SagDIG, una galassianana irregolare ai confini del Gruppo Locale. I principali risultati sono rappresentati da una revisionedella metallicita stellare della galassia, che la pone in accordo con la relazione tra luminosita e metallicitaper le galassie nane irregolari, e da un confronto della distribuzione spaziale di popolazioni stellari didiverse eta con la distribuzione del mezzo interstellare. Si e inoltre rivelata la presenza di un esteso alonedi stelle giganti rosse, presumibilmente vecchie, del quale si e misurata l’estensione. Parallelamente lostesso gruppo ha completato (in coll. con F. Bresolin, U. Hawaii) uno studio delle abbondanze di O, N,


e Ne nel mezzo interstellare di SagDIG, nel quale si e confermato che la galassia e tra le piu metal-poordel Gruppo Locale.

Inoltre, in collaborazione con Rizzi, Saviane, Zaggia, Mateo e Rich, E. Held ha avviato un pro-gramma VLT per la misura del rapporto massa-luminosita nelle galassie sferoidali del Gruppo Locale, eper lo studio delle relazioni tra presenza di massa oscura, contenuto di gas e storia di formazione stellare.

Vallenari e Schmidtobreick, in collaborazione con D. Bomans (Bochum University), hanno studiatola galassia LSB UGC5889 sulla base di dati HST, derivando la rate di formazione stellare, che risultacontinua con burst di modesta entita.

Bertelli e Nasi, in collaborazione con Gallart (IAC), stanno studiando in dettaglio 3 ammassi dellaLMC con una tecnica semiautomatica basata sul confronto dei dati osservativi (ottenuti con VLT) condiagrammi sintetici che utilizzano l’ultima generazione di modelli evolutivi (Girardi et al 2000). Loscopo e quello di portare nuova luce sul problema dell’overshoot dal core convettivo.

A. Bressan in collaborazione con M. Longhetti (OAMi), F. Padoan (OAMi), R. Rampazzo (OAMi)e W. Zeilinger (Vienna) sta analizzando le popolazioni stellari in un campione di circa 70 galassie earlytype con righe di emissione. L’analisi, effettuata su spettri a fenditura lunga, permette di studiare igradienti di popolazioni stellari e le proprieta del gas a diverse posizioni radiali, fino al raggio efficace.

Held, Moretti e Rizzi, in coll. con Federici, Testa, e Cacciari (OABo), hanno proseguito un pro-gramma spettroscopico NTT/VLT per studiare la popolazione di ammassi globulari in galassie di vari tipimorfologici. Combinando osservazioni sia multifibre che multislit, e stato condotto un studio prelimi-nare di NGC5128 (Cen A), la piu vicina galassia ellittica, che ha portato alla scoperta di alcuni ammassiglobulari giovani nell’alone.

1.3.2 Galassie: struttura e cinematica

Le proprieta globali delle galassie ellittiche sono ben descritte dal Piano Fondamentale, tuttavia non eancora chiaro se galassie attive e non attive seguono lo stesso piano. Per chiarire questo D. Bettoni, R.Falomo, G. Fasano, in collaborazione con F. Govoni (IRA, Bologna), M. Salvo (RSAA - The AustralianNational University, Mt. Stromlo Observatory) e R. Scarpa (ESO) hanno studiato il Piano Fondamentaleper un campione di 73 Radio Galassie con z fino a 0.2. Il campione e stato costruito utilizzando in partedati fotometrici e spettroscopici ottenuti con i telescopi ESO ed in parte combinando ed omogeneizzandoosservazioni disponibili su database pubblici. Il campione usato e a tutt’oggi il piu ampio mai raccolto perquesto tipo di galassie. Si e trovato che il Piano Fondamentale definito da questi oggetti e indistinguibileda galassie non attive e rappresenta l’estensione alla popolazione piu brillante delle galassie ellittiche.Questo risultato indica che le proprieta globali (strutturali e fotometriche) di queste galassie non sonosignificativamente influenzate dai processi che inducono attivita nucleare. Cio e consistente anche conl’idea che tutte le galassie ellittiche (massicce) possono ospitare attivita nel nucleo durante una o piu fasidella loro storia evolutiva.

Osservazioni di gas molecolare in galassie con controrotazione sono state condotte da D. Bettoni.Negli ultimi anni e diventata evidente l’importanza dello studio della distribuzione e della cinematica delgas molecolare eventualmente presente in galassie che hanno acquisito gas. Per studiare le caratteristichedi questo gas freddo e stato ottenuto tempo al telescopio millimetrico ESO-SEST per osservare un ampiocampione di galassie che presentano controrotazione. Le osservazioni di D. Bettoni (in collaborazionecon S. Garcia-Burillo, Madrid) hanno permesso di scoprire che, nonostante le instabilita dinamiche,il loro contenuto gassoso si e gia evoluto diventando simile a quello delle galassie normali. Inoltre,rivedendo i dati presenti in letteratura e di precedenti osservazioni, alla luce di questi nuovi fatti si etrovato che galassie della stessa famiglia, le polar-ring galaxies, mostrano segni di acquisizioni recenti digas e quindi che esse non si sono ancora evolute chimicamente.

Nell’ambito dello studio del fenomeno delle galassie con controrotazione e importante la conoscenzadegli ambienti che circondano le galassie interessate, poiche essi possono dare un’indicazione di quandopuo essere avvenuto il fenomeno di accrescimento o merging che ha dato luogo alla controrotazione.Quindi D. Bettoni, in collaborazione con G. Galletta (Dip. Astron. Padova) e F. Prada (CAHA, Spagna)


ha studiato le caratteristiche degli ambienti che circondano questi oggetti. Si e trovato che non sembraesistere alcuna differenza significativa tra gli ambienti che circondano queste galassie e le galassie nor-mali. Questo puo indicare che nelle galassie che presentano un disaccoppiamento cinematico i fenomenidi merging che lo hanno generato sono accaduti in tempi molto remoti.

In collaborazione con G. Galletta (UniPD), M. Moles, J. Varela (CSIC, Madrid, Spagna), I. Mar-quez, J. Masegosa (IAA, Spagna), D. Bettoni ha studiato il limite dell’interazione gravitazionale in uncampione completo di �100 galassie spirali isolate, presentando un’analisi dettagliata sia della cine-matica che della chimica di tutte le galassie del campione. I dati sono stati ottenuti con i telescopi diAsiago/Ekar e di Calar Alto. Le galassie isolate tendono ad essere degli ultimi tipi morfologici e di piubassa luminosita rispetto a galassie interagenti e la relazione di Tully-Fisher definita da galassie isolatemostra uno scarto minore rispetto a quella definita da galassie interagenti. A questo studio si aggiungeuna analisi dettagliata degli ambienti che circondano questi oggetti. Quest’ultimo punto, per la primavolta, produrra un campione “standard” di galassie veramente isolate di cui si potranno conoscere tuttele caratteristiche sia cinematiche che morfologiche.

1.3.3 Galassie a lunghezze d’onda infrarosse e radio

La comprensione delle complessa relazione tra formazione stellare ed effetti della polvere, negli oggettilocali, e di fondamentale importanza per lo studio delle proprieta delle galassie ad alto redshift e, piu ingenerale, per l’analisi delle proprieta dell’Universo nelle epoche iniziali, quando questi fenomeni eranoprobabilmente molto piu rilevanti. A questo scopo, A. Bressan ha approntato uno strumento per l’analisiautomatica di mappe multicolori e/o spettri di galassie, per ottenere una mappatura spaziale della storiadella formazione stellare e dell’estinzione. Con questo strumento, B.M. Poggianti, A. Bressan, e A.Franceschini (UNIPd) hanno analizzato le proprieta ottiche, infrarosse e radio di un campione di galassieinfrarosse luminose (VLIRGs). Le caratteristiche del loro spettro ottico (righe di emissione e in assor-bimento) confrontate con l’emissione radio e infrarossa, hanno permesso una valutazione quantitativadell’estinzione selettiva (in eta). In questi oggetti ed in alcuni simili osservati ad alto redshift (�0.7-1)solo una frazione (�1/3) della formazione stellare corrente appare nello spettro ottico; il rimanente risultacompletamente estinto dalla polvere. A. Bressan, con S. Berta, A. Franceschini e J. Fritz (UNIPD) e C.Pernechele ha ultimato il primo studio della distribuzione spaziale della formazione stellare nel sistema”Superantennae”. Questa analisi comparativa delle proprieta ottiche, infrarosse e radio degli starburstoscurati, e stata estesa ad un campione di oggetti osservati in polarimetria. A. Bressan, ha intrapresoun analogo studio, ma rivolto a galassie con un tasso di formazione stellare relativamente minore, incollaborazione con ricercatori dell’INAOE (Puebla, Mex).

A. Bressan, L. Silva (OATs) e G.L. Granato hanno analizzato la correlazione FIR/Radio osservatanelle galassie normali e negli starburst. E’ stato studiato un nuovo modello di emissione radio associataa formazione stellare ed e’ stato proposto un metodo per determinare i parametri caratteristici degli star-bursts (eta e tasso di formazione stellare) basato sulle deviazioni dalla suddetta correlazione. Questometodo risulta particolarmente efficace per lo studio degli starburst oscurati. In collaborazione con O.Prouton(UNIPD), A. Franceschini (UNIPD) e C. Gruppioni sono state effettuate osservazioni radio a 23GHz di un campione di ”compact ultra luminous infrared galaxies” locali, (ULIRGs) che verranno ana-lizzate con la modellistica suddetta. Sono state ottenute predizioni nelle bande sub-millimetriche e radio,per gli oggetti ad alto redshift, utili per la determinazione del redshift fotometrico. E’ in corso di valu-tazione l’utilizzo del modello per una predizione del contributo della componente di AGN all’emissioneradio. Questo lavoro fa parte di un progetto a piu ampio respiro volto a fornire modelli autoconsistenti dievoluzione spettrofotometrica delle galassie, dall’X al radio. Attualmente il lavoro e’ diretto a includerein GRASIL le predizioni dell’emissione X da parte delle popolazioni stellari, in collaborazione con L.Silva(OATS), delle righe atomiche di emissione, in collaborazione con L. Danese(SISSA), P. Panuzzo(SISSA) e L. Silva(OATS) e delle righe molecolari (in collaborazione con O. Vega - INAOE).

La componente di ramo asintotico, presente nelle popolazioni stellari di eta intermedia e vecchia,domina i colori integrati nel medio infrarosso. Per questo motivo, A. Bressan, in collaborazione con


H. Aussel, G.L. Granato, G. Rodighiero (UNIPD), L. Silva(OATS) ha iniziato l’analisi delle proprieta’spettrofotometriche delle galassie ellittiche nel medio infrarosso (bande ISO LW1, LW2 ed LW3). Inalcune galassie, l’effetto di popolazioni di eta intermedia appare molto evidente nel colore LW2-LW3.L’analisi dell’eccesso a 10 �m, osservato negli spettri ISO CVF di NGC 1399 e NGC 1404, mostrainvece la dominanza di una popolazione vecchia e metal- rich, in accordo con quanto dedotto dall’analisidi altre regioni spettrali, in queste galassie.

Mazzei, Bettoni e De Zotti, con Aussel, Franceschini e Salvo, hanno studiato l’evoluzione cosmo-logica delle sorgenti ISO-IRAS in NEPR (North Epiciclic Polar Region), proseguendo lo studio delcampione completo piu profondo ottenuto con dati IRAS (S��m � ��mJy) per cui sono state effettuatemisure con ISOCAM (filtro LW3 centrato a ��m). Sono stati rideterminati, con le calibrazioni piurecenti, i flussi IRAS nelle posizioni delle sorgenti ISOCAM. La migliore risoluzione di ISOCAM hapermesso di quantificare l’effetto di confusione e di migliorare la stima dei conteggi profondi a ��m.Dalle distribuzioni bivariate ��m e ��m si sono ottenute delle stime dei conteggi a ��m(ISOCAM) e ��m (ISOPHOT), stabilendo un raccordo tra i conteggi di IRAS e di ISO, estendendoquindi in modo significativo l’intervallo di flussi per cui esistono stime dei conteggi e rafforzando di con-seguenza i vincoli sui modelli. Osservazioni al TNG, al Keck, al Subaru e ad Asiago, hanno gia fornitospettri ed immagini B ed R per buona parte delle galassie del campione; la campagna osservativa volta araccogliere le informazioni fotometriche e spettroscopiche per tutte le galassie del campione, e ancora incorso.

La legge d’estinzione puo’ variare significativamente nel tempo e nello spazio con il tipo di polverie/o le loro abbondanze relative. Lo studio delle proprieta delle polveri che Barbaro (UniPD) e Maz-zei hanno recentemente effettuato su di un campione di 135 linee di vista nella Galassia, ha rivelatol’esistenza di due classi di curve d’estinzione anomale rispetto alla classificazione standard, che si di-stinguono per l’intensita del bump: a parita di RV , risulta piu debole del normale in quelle di classe Ae piu accentuato in quelle di classe B. L’esame di un sottocampione molto ristretto di linee di vista percui sono disponibili dati IRAS mostra che, a parita di intensita del campo di radiazione diffuso, l’inten-sita del bump si correla quasi linearmente con il valore del rapporto di flussi ��. Cio suggerisceche i responsabili del bump, grani piccoli di natura carbonacea o PAH , siano piu abbondanti lungo lelinee di vista di tipo B che di tipo A. Lo studio sulla natura dell’anomalia in dipendenza dalle condizioniambientali e oggetto di approfondimento.

C. Gruppioni, in collaborazione con C. Lari, F. Pozzi (IRA-CNR Bo), G. Zamorani (OaB) e A.Franceschini, utilizzando una nuova tecnica di riduzione per i dati del satellite ISO ideata da C. Lari, haeffettuato i conteggi extragalattici a 15 �m nei campi ELAIS nell’emisfero sud. Le circa 350 sorgentiextragalattiche rivelate su queste aree tra 0.5 e 100 mJy garantiscono un’elevata significativita statisticadei conteggi differenziali ed integrali in un range di flusso non coperto da altri dati. I conteggi ELAISsono gli unici ad essere in grado di determinare l’esatto flusso a cui l’evoluzione delle galassie infrarossecomincia a manifestarsi, nonche la pendenza dei conteggi a flussi inferiori al mJy. La parte brillante deiconteggi ELAIS risulta in accordo con l’ipotesi di non evoluzione, mentre ai flussi piu deboli (attornoa 2 mJy) i conteggi cominciano a divergere fortemente rispetto alle predizioni non evolutive, crescendocon una pendenza super-Euclidea fino a �0.4 mJy. Questo risultato e in accordo con quanto trovatocon le Deep ISOCAM Surveys, benche i conteggi ELAIS nel range comune risultino notevolmente piubassi e ripidi. Le possibili cause di tale differenza sono state analizzate ed un’interpretazione ai conteggiosservati e stata cercata in termini di modelli evolutivi. In particolare, e stato modificato il modelloesistente in letteratura di Franceschini et al. (2001) allo scopo di riprodurre sia i conteggi osservatinella Survey, sia le distribuzioni in redshift osservate in diverse Surveys a diversi livelli di flusso. Iconteggi ELAIS e le distribuzioni in z sono ben riprodotti considerando una combinazione di evoluzionein luminosita (L�z� L�� z��) e di evoluzione in densita (�z� �� z��) fino a z ��per la popolazione di galassie starburst e non evoluzione per le normali galassie a spirale.

In collaborazione con C. Lari, F. Pozzi, G. Zamorani, F. La Franca e I. Matute (UniRoma3), C.Gruppioni si e occupata delle proprieta spettroscopiche ed evolutive delle sorgenti ELAIS a 15 �m. Inparticolare, sono state costruite le prime funzioni di luminosita a 15 �m per le popolazioni di AGN I e


di galassie starburst. Questo ha permesso per la prima volta di studiare le proprieta evolutive di galassiee AGN nella banda del medio infrarosso e di verificare i modelli evolutivi esistenti. I dati sembranorichiedere una forte evoluzione, sia per gli AGN sia per le galassie starburst. Per queste ultime, l’entitadell’evoluzione e consistente con quella necessaria per riprodurre i conteggi extragalattici.

Insieme a G. De Zotti, I. Prandoni (IRA-CNR Bo), R. Sault (ATNF, Australia) e R. Ricci (Sissa), C.Gruppioni ha ottenuto tempo di osservazione con il nuovo ricevitore a 22-GHz installato all’AustraliaTelescope Compact Array. Queste osservazioni, che saranno effettuate nel Marzo 2002, permetterannoper la prima volta di studiare in radiazione polarizzata un campione vasto e completo di radiosorgenti aspettro piatto (l’intero campione di Kuhr et al. 1981 nell’emisfero sud). Le stesse sorgenti sono gia stateosservate a 22 GHz nel Gennaio 2001 ed attualmente ne vengono studiate le proprieta evolutive mediantela costruzione della funzione di luminosita bivariata 22 GHz - 5 GHz ed il suo confronto con i modelli.I risultati di tale lavoro saranno di fondamentale importanza per effettuare predizioni del CMB prodotteda sorgenti extragalattiche di foreground, cruciali in vista delle future missioni satellitari MAP e Planck.

1.3.4 Nuclei Galattici Attivi

Nel corso del 2001 e stata finanziata, nell’ ambito del progetto nazionale su I Nuclei Galattici AttiviOscurati un’unita di ricerca presso l’Osservatorio Astronomico di Padova. Gran parte dell’attivita diMarziani e stata orientata allo svolgimento del sottoprogetto specificato per l’ Osservatorio di Padova,focalizzato sull’analisi delle relazioni tra Broad Absorption Line (BAL) QSO e la popolazione generaledei nuclei galattici attivi (AGN). In collaborazione con D. Dultzin-Hacyan (UNAM, Mexico), J. W.Sulentic, T. Zwitter (Ljubljana), M. Calvani ed il post-doc R. Zamanov, si e cercato di caratterizzarenel modo piu completo le proprieta di Seyfert 1 e quasar (sino a redshift z� 1), isolando tipi spettralicaratteristici e definendo uno spettro medio nella regione di H� per ciascuno di essi, da un database diosservazioni di 200 AGN di tipo 1 (Seyfert 1 e quasar di basso redshift) ottenute nel corso degli ultimidieci anni. Da questo database, e stato effettuato un accurato esame dei redshift degli AGN misuratidalla velocita radiale dell’ [OIII]��4959,5007. E stata discussa la distribuzione delle velocita radialidell’[OIII] rispetto alla velocita di sistema della galassia ospite, e dimostrata l’esistenza di oggetti in cuile righe dell’ [OIII]��4959,5007 sono spostate verso il blu di diverse centinaia di km/s. In tali oggetti, imoti su scale dell’ordine del Kpc sembrano essere influenzati da un vento di alta ionizzazione provocatodal nucleo attivo. Dal medesimo database sono state analizzate alcune proprieta importanti (emissionedei multipletti del FeII, profilo ed intensita delle righe dell’elio ionizzato, profili della componente largadella riga di H�). Ci si propone di esaminare tali proprieta in funzione di importanti parametri qualiluminosita e presenza di righe di assorbimento larghe nell’UV. In questo ambito e in progresso la raccoltadi dati per la costituzione di un catalogo/atlante di BAL QSO da rendere accessibile attraverso la WWW.P. Marziani, M. Calvani, V. Braito e R. Zamanov hanno anche studiato in dettaglio le proprieta UV edX di diversi BAL QSO di redshift z� �, e le hanno correlate con le proprieta ottiche al fine di verificarese i BAL QSO possano essere effettivamente AGN normali visti ad un’ orientazione particolare.

P. Marziani, in collaborazione con D. Dultzin-Hacyan e Y. Krongold (UNAM, Mexico) ha com-pletato lo studio dell’ ambiente circumgalattico e delle galassie ospiti di nuclei galattici attivi di bassoredshift. Sono state identificate le galassie compagne (sino a 300 Kpc di distanza lineare proiettata) dellegalassie della Bright IRAS Survey, e delle galassie ospiti di un campione di Low Ionization NuclearEmitting Region (LINER). L’ analisi della Bright IRAS Survey ha messo in rilievo il ruolo dell’intera-zione gravitazionale tra galassie nei processi di formazione stellare, non soltanto nei casi piu estremi,ma anche nel caso di tassi di formazione stellare moderati. L’ambiente circumgalattico e la morfologiadelle galassie ospiti dei LINER e stato studiato indipendentemente per tre sottoclassi (LINER 1, 2 e ditransizione) ed e stato confrontato con l’ambiente delle Seyfert e delle galassie della Bright IRAS Survey.LINER di tipo 2 e di transizione appaiono mostrare un ambiente influenzato da interazione con galas-sie compagne brillanti, mentre LINER di tipo 1 non mostrerebbero particolari peculiarita ambientali, inanalogia con, rispettivamente, galassie di Seyfert di tipo 2 e di tipo 1. Questi risultati suggeriscono lapossibilita di una connessione evolutiva tra sistemi con formazione stellare aumentata, oscuramento, ed


AGN di tipo 2 e di tipo 1, analogamente a quanto gia trovato, ad alte luminosita, tra Ultra-Luminous IRGalaxies e quasar. L’ analisi delle proprieta delle galassie ospitanti nuclei attivi ha incluso uno studiodelle proprieta delle supernovae esplose in galassie di Seyfert ed in galassie normali, sulla base dei datidisponibili nel catalogo di supernovae di Asiago (in collaborazione con A. Bressan, e M. Della Valle,Arcetri). E stato mostrato che le galassie di Seyfert sembrano possedere un eccesso di Supernovæ ditipo Ib ed Ic (rispetto alle supernovae di tipo II). Questo eccesso e stato interpretato sulla base di diversepossibili cause, tra cui le piu probabili sono risultate essere la metallicita elevata e la giovane eta delleregioni di formazione stellare delle galassie di Seyfert. P. Marziani, con i collaboratori gia menzionati,ha iniziato anche uno studio statistico per verificare la possibilita che i Gamma Ray Bursts possano es-sere associati ad eventi di supernova. Infine, P. Marziani, in collaborazione con D. Dultzin-Hacyan hastudiato galassie attive in sistemi interagenti in cui e stato possibile mettere in evidenza moti di caduta dimateria verso il buco nero centrale attraverso l’ impiego di spettroscopia long-slit.

Calvani e Marziani hanno proseguito lo studio delle proprieta della riga K� rivelata in numerosegalassie di Seyfert 1 nella banda X, riga che si ritiene abbia origine nelle regioni piu interne del disco diaccrescimento attorno al buco nero centrale nelle galassie attive. In particolare, si e presentato un metododi calcolo che permette di derivare dalle osservazioni la legge di emissivita radiale nel disco, l’angolo diinclinazione alla linea di vista ed il momento angolare del buco nero.

R. Falomo in collaborazione con A. Treves (U. dell’Insubria) e J. Kotilainen (Turku) ha esteso lostudio delle galassie ospiti di nuclei attivi a quasars radio emittenti sia di redshift intermedio ( 0.5 � z �1.0) con osservazioni IR fatte all’ESO-NTT sia di alto redshift ( 1.0 � z � 2.0 ) mediante immaginiIR fatte con ISAAC al VLT. I risultati di questo studio mostrano che sia i quasar con spettro radiopiatto sia quelli con spettro ripido sono ospitati in galassie massicce e la cui luminosita eccede quellacaratteristica (L*) di almeno 2 mag. Questo andamento e’ confermato dalle osservazioni di quasars az � � e indicano che la differenza di luminosita tra le galassie ospiti dei quasar radio emittenti e quelliradio quieti aumenta con il redshift suggerendo un differente scenario evolutivo tra le due classi di nucleiattivi. Nel 2001 sono state effettuate osservazioni VLT (+ ISAAC) di eccellente qualita (seeing � 0.4arcsec) per 12 nuove sorgenti. I dati sono ora in fase di analisi e si prevede nella prima meta del 2002di completare il campione con ulteriori 10 sorgenti (programma in esecuzione al VLT). Questo insiemedi osservazioni omogenee e di altissima qualita, consentira per la prima volta di esplorare l’evoluzionedelle galassie ospiti dei quasars tra z � 2 e l’epoca presente.

R. Falomo in collaborazione con A. Treves e N. Carangelo ha investigato la funzione di luminositadelle galassie ospiti di quasar radio loud e di oggetti BL Lacertae mostrando che i primi si trovano in ga-lassie mediamente piu luminose di circa 0.5 mag. Il confronto tra le funzioni di luminosita indica inoltreche la probabilita di ospitare un nucleo attivo di data luminosita intrinseca dipende dalla luminosita dellagalassia. Questo studio e stato poi esteso mediante la relazione tra la luminosita della galassia e la massadel buco nero (BH) centrale, al confronto di Eddington rate tra radiogalassie, oggetti BL Lac e radioquasars.

Sempre su questo tema R. Falomo in collaborazione con A. Treves e J. Kotilainen ha ottenuto altelescopio NOT le prime misure di dispersione di velocita della componente stellare in galassie ospitidi BL Lacs vicini. Utilizzando la relazione tra dispersione di velocita e massa del buco nero centrale,derivata per galassie early type vicine, e stato possibile stimare per la prima volta la massa del buconero per nuclei attivi di tipo BL Lac (per i quali l’assenza di righe di emissione impedisce di utilizzarealtri metodi). I primi risultati sulla massa delle galassie sono stati presentati al convegno di Venezia(ottobre 2001). I risultati completi di questo studio saranno presentati in un lavoro nei prossimi mesi.Questo programma verra esteso nel prossimo anno con misure di dispersione di velocita (spettroscopiaFORS1@VLT) e determinazione della massa del BH per un campione di quasar vicini.

In collaborazione con D. Dallacasa e C. Stanghellini (STScI), R. Falomo ha condotto osservazioniottiche al TNG di un campione di radiosorgenti il cui picco spettrale di emissione e spostato verso le altefrequenze (High Frequency Peakers). Queste radiosorgenti rappresentano molto probabilmente oggettiintrinsecamente piccoli e molto giovani e sono associati in parte a quasar ed in parte a galassie distanti.Le immagini ottiche ottenute sono un primo passo verso l’identificazione della controparte ottica della


sorgente HFP. Ulteriori osservazioni (immagini e spettroscopia) per il completamento del campione sonoschedulate al TNG nel prossimo anno.

Nel 2001 R. Falomo ha infine continuato la collaborazione con il gruppo del TESRE (Frontera et al.)al programma per lo studio degli oggetti associati con le emissioni di Gamma Ray Burst. In tale studio sioccupa in particolare delle osservazioni delle controparti ottiche e delle eventuali galassie ospiti di GRB.Parte di queste osservazioni vengono effettuate con un programma di TOO all’Osservatorio di Asiago. Iprimi risultati sono descritti in Masetti et al (2001).

1.3.5 Ammassi di galassie

Lo studio dell’evoluzione fotometrica e morfologica delle galassie in ambiente d’ammasso richiede ilconfronto con un riferimento locale statisticamente significativo. Tuttavia, mentre continua ad accu-mularsi una grande quantita di osservazioni di ottima qualita (HST) per gli ammassi distanti, l’attualeconoscenza delle proprieta sistematiche delle galassie negli ammassi vicini risulta ancora sorprendente-mente carente. Allo scopo di ovviare a questo inconveniente, G. Fasano, B. Poggianti e D. Bettoni, incollaborazione con E. Pignatelli, C. Marmo ed altri, hanno intrapreso da circa un anno la realizzazionedi un’ampia survey (WINGS) fotometrica (nelle bande B e V) e morfologica, usando le camere CCD agrande campo dei telescopi INT (La Palma) e ESO 2.2m (La Silla). Il campione di 80 ammassi, selezio-nato nell’intervallo di redshift z �� , risulta completo in flusso X e include una grande varietadi tipologie. Questa ampia differenziazione e essenziale per un studio sistematico di come le caratteristi-che delle galassie dipendano da quelle dell’ammasso che le ospita. Le osservazioni e la riduzione dei datisono gia state completate per l’emisfero Nord e sono attualmente in corso per quello Sud. La fotometriadettagliata e la morfologia delle galassie saranno realizzate in modo automatico, utilizzando un softwareapposito (GASPHOT).

D. Bettoni e G. Fasano, in collaborazione con M. D’Onofrio (UniPD), M. Moles (Madrid, Spagna) eP. Kjaergaard (Copenhagen), hanno iniziato lo studio del Piano Fondamentale in ammassi di galassie conz=0.05�0.25, utilizzando dati ottenuti con i Telescopi NOT e 1.5 ESO/Danish. I primi risultati ottenutiper 3 ammassi A1878(z=0.254), A2111(z=0.229) e A2151(z=0.037) hanno mostrato che la relazionedi Kormendy per le galassie osservate in questi tre ammassi e ben riprodotta da una retta con la stessapendenza (2.5). Nell’ambito di questo progetto sono inoltre in corso di pubblicazione i dati fotometricie spettroscopici completi per un campione di �350 galassie in ammassi vicini (z�0.08).

EDiSCS (ESO Distant Cluster Survey) e’ uno sforzo internazionale coordinato per studiare per laprima volta galassie in ammassi ad alto redshift (z=0.8). Questo progetto e’ stato approvato come “largeprogram” dall’ESO, che ha assegnato 36 notti di VLT e 20 notti di NTT durante il periodo 2000-2002.80 orbite di HST sono state assegnate nel ciclo 11. B.M. Poggianti e responsabile dello studio spettro-scopico per la selezione, l’acquisizione, la riduzione e l’analisi degli spettri VLT e la loro interpretazioneper derivare le storie di formazione stellare. Poggianti continua inoltre la collaborazione con il gruppodei MORPHS, al momento impegnato nello studio di un mosaico HST di un ammasso a z ��.

Una nuova survey spettroscopica di galassie in Coma (Poggianti, Bridges, Mobasher e al.) ha perla prima volta studiato in dettaglio le popolazioni stellari, la funzione di luminosita’ e, piu’ in generale,l’evoluzione di galassie sia giganti che nane in ammasso, fino a una magnitudine assoluta in B di ��.

Molti dei processi fisici che ci si aspetta abbiano effetto sulle galassie in ambienti densi influenzanoprima di tutto il loro contenuto gassoso. Per questo motivo, e illuminante studiare la relazione tra il gasH I e l’evoluzione galattica in ammassi di galassie. All’interno di una survey HI piu’ ampia (P.I. vanGorkom, tra i collaboratori Poggianti), nel 2001 si sono ottenuti al telescopio Galileo spettri ottici digalassie con e senza deficienza di gas e/o segni di morfologie HI disturbate. Un’analisi preliminare deirisultati suggerisce che le galassie il cui gas ha subito una forte interazione con il mezzo intraclustersiano quelle in cui esistono degli starbursts ricchi di polvere in atto.

Uno studio a 15 micron con ISOCAM dell’ammasso Abell 1689 (Duc, Poggianti et al.) ha messo inevidenza il fatto che la maggior parte (� ��) dell’attivita’ di formazione stellare in questo ammasso eoscurata dalla polvere a lunghezze d’onda ottiche.


Alla luce dei progressi fatti negli ultimi anni nel campo dello studio di galassie in ammassi lontani, sie’ ritenuto che i tempi siano maturi per un’analisi critica di tutta la letteratura esistente sull’argomento,per fare il punto della situazione e identificare le direzioni di ricerca piu’ promettenti per il futuro.

1.3.6 Evoluzione delle galassie di campo

G. Fasano, in collaborazione con A. Franceschini, G. Rodighiero, G.L. Granato e L. Silva, ha pro-seguito l’indagine sulla storia di formazione stellare delle galassie di campo dai dati degli HubbleDeep Fields, estendendola alle galassie late–type ed usando anche i dati WFPC2/NICMOS/STIS relativiall’HDF–Sud. L’indagine sfrutta la fotometria ottica (4 bande) e nel vicino infrarosso (3 bande) per ot-tenere il ’best–fit’ degli spettri a banda larga di un campione completo, selezionato in banda K. I modelliusati per il ’best–fit’ tengono conto del contributo delle polveri e permettono di spiegare la mancanzanel campione di oggetti con z � �� e di ricostruire la storia della formazione stellare per le galassieearly–type. Queste analisi hanno meglio precisato e rinforzato statisticamente le indicazioni trovate inprecedenza (Franceschini et al. 1998) relativo alle galassie early-type. In particolare risulta confermandoil deficit di galassie per z � ��, rispetto alle previsioni dei modelli standard con alti redshift di for-mazione. Inoltre, la dipendenza dal redshift della comoving rate di formazione stellare integrata risultaessere meno marcata di quella trovata in precedenza da Lilly et al.(1995), suggerendo una revisione delclassico diagramma di Lilly-Madau. E interessante notare come i risultati trovati siano in buon accordocon i conteggi dei colour-selected EROSs (Extremely Red Objects), effettuati su aree di cielo molto piu’grandi. Lo scenario che emerge da queste ricerche individua nell’intervallo di redshift z�1–2 una fasemolto attiva del processo di assemblaggio delle galassie, in particolare di quelle early-type.

1.3.7 Software di analisi dati

Il Wide Field Project di PD-OAP (Held, Rizzi et al.) ha sviluppato un package originale di riduzionedi mosaici CCD (WFPRED) in ambiente IRAF, attualmente in uso da parte di vari progetti (ad es. laPadova Local Group Survey; WINGS; la ESO/SIRTF Imaging Survey). Lo sviluppo di un know-howoriginale pone i gruppi di PD in una posizione competitiva a livello internazionale nel trattamento di datiwide-field. Nel 2001 la pipeline sviluppata a OAP e stata formalmente richiesta dal Team 2.2m ESOper il piano di calibrazione dello strumento [email protected].

G. Fasano, in collaborazione con E. Pignatelli, sta sviluppando un software per rendere automaticala fotometria superficiale dettagliata di galassie in campi contenenti in gran numero di oggetti (grandi oprofondi). A partire da un’immagine in formato FITS, il programma produce un primo catalogo conte-nente i profili di tutte le galassie del campo che obbediscono ai requisiti richiesti, ed un secondo catalogocontenente i parametri globali di ciascun oggetto e la stima del tipo morfologico.

1.4 Cosmologia

1.4.1 Formazione delle galassie

Uno studio delle connessioni tra materia luminosa ed oscura e stato condotto da Mazzei e Curir. Il pro-getto si basa sull’analisi di simulazioni SPH che includono in modo autoconsistente anche l’evoluzionechemo-fotometrica dall’UV fino ad 1 mm. Mazzei e Curir hanno per la prima volta evidenziato im-portanti connessioni tra materia oscura e luminosa che chiariscono meccanismi evolutivi fondamentali,quali i feedbacks. La differenziazione delle galassie in tipi morfologici, caratterizzati da diverse pro-prieta dinamiche e chemo–fotometriche, appare quindi come la risposta del tasso di formazione stellareal variare delle proprieta’ globali del sistema, quali la massa di materia oscura, il suo stato dinamico,la sua geometria, oltre che di quelle locali, legate al ruolo dei processi dissipativi e dipendenti quindidal gas. Mazzei, Curir e Murante stanno inoltre sviluppando un progetto in un contesto interamentecosmologico, per analizzare la stabilita di dischi barionici entro aloni di materia oscura non dissipativa,cui sono gia state assegnate 6000 ore di calcolo nel 2001 e nel 2002 dal CINECA.

1.4 Cosmologia 21

Figure 7: conteggi integrali ad ��m e ��mm predetti dal modello di Granato et al. 2001 confrontati con leosservazioni.

Granato, con Silva, Danese, De Zotti e altri, ha sviluppato uno schema unificato per la formazionedei QSO e delle componenti sferoidali delle galassie (ellittiche e bulge delle galassie a disco), nel conte-sto dei modelli gerarchici per la formazione delle strutture cosmiche. Lo schema richiede che il collassodei barioni (e la conseguente formazione delle stelle e del buco nero centrale) avvenga molto rapida-mente negli aloni di grande massa e sia invece ritardato in quelli piu piccoli. Questa inversione nellasequenza di formazione delle galassie, in funzione della loro massa, rispetto all’ordine in cui collas-sano gli aloni di materia oscura secondo il modello standard per la formazione delle strutture cosmichee dovuto all’effetto dell’energia liberata dalle supernove e dai nuclei attivi che ritarda o arresta il col-lasso di barioni nelle galassie piccole (in cui l’energia di legame e bassa). Al contrario, nelle galassiedi grande massa il collasso dei barioni, e la conseguente formazione stellare, procedono rapidamente. Ilmodello costruito su questa base risolve i maggiori punti di crisi, emersi negli ultimi anni, dei modellisemi-analitici standard basati su simulazioni numeriche dell’evoluzione non-lineare delle perturbazioniprimordiali, e cioe, da un lato, l’eccesso di strutture piccole, rispetto a quanto osservato, e, dall’altro, lecrescenti evidenze che gran parte delle ellittiche di grande massa erano gia’ formate a z � ��, mentre imodelli semi-analitici prevedono che almeno la meta di esse si formino a z � �. Il modello rende contodi una notevole varieta di dati osservativi (evoluzione della funzione di luminosita dei QSO, conteggi digalassie in diverse bande, relazione tra masse degli sferoidi e dei buchi neri nei loro centri, proprieta’ diclustering, principali aspetti dell’evoluzione chimica degli sferoidi). In particolare, questo e’ attualmentel’unico modello con base astrofisica (cioe non puramente fenomenologico) che riproduce accuratamentei conteggi sub-millimetrici di SCUBA, al JCMT, e millimetrici di MAMBO, a IRAM (v. Fig. 7).

In lavori recenti, Perrotta, Granato e De Zotti, in collaborazione con Magliocchetti, Baccigalupi,Danese e Panuzzo (SISSA) hanno analizzato in particolare le predizioni del modello riguardo alle pro-prieta di clustering delle galassie di alto z e all’effetto del lensing gravitazionale. Il modello infattiimplica che le galassie rivelate dalle survey di SCUBA e MAMBO corrispondano ai rari picchi di densitadi grande massa, presenti ad alto z, che sono dei tracciatori con alto bias della distribuzione della materiaoscura e quindi hanno un forte clustering. Si e trovata ottima consistenza tra le previsioni del modello ele stime delle funzioni di correlazione angolare delle galassie Lyman-break, degli Extremely Red Objects(EROs) e delle galassie rivelate dalle survey di SCUBA e MAMBO.

Un’altra predizione del modello e che la parte brillante dei conteggi millimetrici e sub-mm dellegalassie sferoidali in formazione sia fortemente influenzata dal lensing gravitazionale, per l’effetto com-binato dell’estrema ripidezza di tali conteggi e della considerevole profondita ottica per lensing corri-spondente ai redshift relativamente alti a cui queste galassie si trovano.

22 2 ATTIVITA TECNOLOGICA

1.4.2 Radiazione di fondo

Partendo dai piu recenti risultati delle misure di anisotropia della radiazione cosmica di fondo, effettuatida BOOMERanG, DASI e MAXIMA, e combinati con i dati di COBE/DMR, Perrotta, in collabora-zione con Balbi, Baccigalupi, Matarrese (UniPD) e Vittorio (UniRoma3), ha effettuato una maximumlikelihood analysis per esplorare lo spazio dei parametri della quintessenza, energia oscura modellizza-bile tramite un campo scalare dinamico, il cui studio e stato prevalentemente motivato dalla osservazionedi supernovae Ia ad alto redshift. Si e trovato che una componente di quintessenza con parametro didensita �� ed equazione di stato al presente w� � �� e in buon accordo con i dati, e che inoltretali modelli sembrano leggermente favoriti rispetto a modelli con pura costante cosmologica. Si sono poiprese in considerazione le proprieta di clustering di questa componente oscura, trovando che, in alcuneteorie che costituiscono una estensione della Relativita Generale, tale energia oscura puo subire un ac-crescimento delle perturbazioni di densita che puo eventualmente condurre alla formazione di clumps dicampo scalare.

Nell’ambito del lavoro preparatorio del Core Programme per la missione PLANCK dell’ESA, Per-rotta e De Zotti hanno esaminato, con Baccigalupi, Burigana e altri, le surveys disponibili dell’emissionepolarizzata della nostra galassia a lunghezze d’onda radio per stimare la possibile contaminazione del-l’emissione di sincrotrone alle mappe di polarizzazione del fondo cosmico di microonde che sarannoprodotte da Planck. Particolare attenzione e stata prestata agli effetti di depolarizzazione Faraday. Il la-voro ha permesso di concludere che la contaminazione da sincrotrone alle frequenze di Planck e piccolae non compromette la possibilita di misurare le fluttuazioni di polarizzazione del fondo cosmico.

Sempre in preparazione della missione PLANCK, in collaborazione con Baccigalupi, Farusi, Salerno,Maino e altri, Perrotta e De Zotti hanno lavorato allo sviluppo di un nuovo metodo basato sull’ Inde-pendent Component Analysis (ICA) per la separazione dei segnali di diversa origine nelle mappe delcielo a diverse frequenze. Il metodo si caratterizza per il fatto che non richiede ipotesi a priori sulladipendenza dalla frequenza o sulla distribuzione spaziale delle diverse componenti, ma le identifica sullabase della loro indipendenza statistica, con la sola condizione che abbiano tutte, tranne, al massimo, una,una distribuzione non-gaussiana.

1.5 Ricerche di astronomia storica

Continua la collaborazione con il Centro per la storia dell’Universita di Padova riguardante in particolarel’ambito astronomico, per la realizzazione di saggi biografici (Pigatto e Zanini) riguardanti astronomidel Settecento padovano, che usciranno nella collana ’Contributi alla storia dell’Universit a di Padova’.In collaborazione con Valeria Zanini, continua l’opera di rivalutazione dell’attivita scientifica svolta dagliastronomi padovani dell’Ottocento e del primo Novecento.

2 Attivita tecnologica

2.1 Stazione osservativa di Asiago Cima Ekar

� Telescopio 182cm.

Nel corso del 2001 la sede di Cima Ekar ha beneficiato della presenza di un Astronomo residenteS. Desidera, che ha svolto in sito un lavoro di preparazione alle osservazioni ed ha iniziato unaattivita di service observing e di organizzazione del target of oppurtunity.E iniziato (e non ancoraconcluso) un lavoro di test sul tracking differenziale per inseguimento di asteroidi (E. Giro, S. De-sidera). E stata migliorata la procedura di autoguida (E. Giro, D. Fantinel). Sono stati alluminatigli specchi primario e secondario. L. Contri ha stilato la statistica delle osservazioni. Attualmenteil database comprende una casistica completa delle notti osservative dal 1985 al 2001. Nel 2001la percentuale di notti utilizzate e risultato nella media (34% di notti utilizzate, 56% con AFOSCe 40% con ECHELLE).

2.1 Stazione osservativa di Asiago Cima Ekar 23

� Cupola 182cm.

In collaborazione con una ditta esterna e stato eseguito il lavoro di messa a norma ed in sicurezzadelle botole (piano cupola e piano sala alluminitatura), relative alla movimentazione degli specchidel telescopio durante la fase di alluminatura degli stessi (Bortoletto, Chiomento, Traverso, Contri,Frigo).

� Strumentazione.

– AFOSC. S. Desidera ha terminato la versione preliminare del manuale utente, la quale estata distribuita in modo da ricevere i commenti degli osservatori. La versione definitiva esostanzialmente completa e verra resa disponibile, anche in rete, nelle prossime settimane.Si e completato il commissioning del modo polarimetrico, sono state fatte nuove mascherea fenditura corta per la spettropolarimetria (meccanica realizzata con la strumentazione perMOS presente al TNG - La Palma). Dalle relazioni del TAC/ EKAR si e riscontrato un note-vole interesse dell’utenza all’utilizzo del polarimetro. Permangono i problemi di AFOSC allebasse temperatura e sono in corso degli studi per cercare di risolvere questo annoso problema.Sono state preparate le tabelle per la scansione del chip CCD in modo binnato (binning siaorizzontale che verticale). Nelle prossime settimane verranno provate e eventualmente resedisponibili agli utenti. Una misura quantitativa dello sfruttamento dello strumento, in terminidi organizzazione del ToO e di affidabilita, tenendo comunque conto della qualita del sito, efornito dal numero di circolari IAUC e CGN (7) e dalle pubblicazioni su riviste referate (6).Attualmente le notti dedicate al service mode e di 2 notti su 15 (13% del tempo).

– ECHELLE. Si e installata una nuova telecamera di guida. In preparazione dell’upgrade delCCD si sono svolte numerose opere di meccanica soprattutto per quanto riguarda la flangia diattacco al telescopio, che precedentemente interferiva con il criostato contenente il CCD (S.Traverso, A. Frigo). Per quanto riguarda il CCD si e preparato un criostato atto a contenereun chip Loral 2000 x 2000(thick), sono stati costruiti tutti i supporti necessari, la flangiacon la finestra in UBK7 e tutte le connessioni elettriche necessarie. Il sistema completo, dicriostato ed elettronica di controllo, e stato inizialmente provato con un Personal Computer.Attualmente e in fase di sviluppo l’ integrazione di questo sistema con la parte softwarepreesistente relativa allo strumento Afosc per sfruttare la stessa interfaccia utente. Sonostate inoltre effettuate le prime prove in cielo (D’Alessandro, Fantinel, Pernechele, Giro,Traverso, Chiomento, Frigo, Farisato).

– Telescopio Schmidt 67/92.Nel corso del 2001 con l’ausilio del telescopio Schmidt 67/92 di cima Ekar e stato portatoavanti da parte dell’Osservatorio Astronomico di Padova un programma di ricerca di corpiminori del Sistema Solare. Questo progetto scientifico denominato ADAS (Asiago-DLRAsteroid Survey) nasce da una collaborazione internazionale tra L’Osservatorio Astrono-mico di Padova, il Dipartimento di Astronomia di Padova e il DLR di Berlino e ha presoavvio nel Dicembre 2000. L’avvio della survey ha comportato una ristrutturazione da lungotempo pianificata dello Schmidt 67/92. Sullo strumento e stata montata una camera CCD(SCAM1 2048X2048) fornita dal DLR. Il rivelatore e stato alloggiato in una finestra apertasulla struttura del telescopio. Per rendere accessibile poi il piano focale al CCD si e inseritoin luogo dell’originale portalastre uno specchio piano inclinato di 45o rispetto all’asse otticoprimario.Grazie alle potenzialita della nuova strumentazione, campo di vista 49’X49’, magnitudinelimite V� 20.5 per un seeing caratteristico di 2.5”, ADAS puo vantare i seguenti risultati:considerando l’intero arco dell’anno 2001 in cui il telescopio non ha operato in modo conti-nuativo per i necessari lavori di ristrutturazione, i gradi quadrati coperti sono stati 712 e gliasteroidi rivelati 2672 Di questi oggetti 95 hanno ricevuto preliminare designazione comescoperte della survey ADAS.


– WEB page C. Boccato, R. Falomo, D. Fantinel e E. Giro hanno ristrutturato e rinnovato lepagine web relative all’Osservatorio di Asiago. Il nuovo sito contiene informazioni aggior-nate sugli strumenti disponibili per le osservazione, sulle procedure per la richiesta di tempoe sulla archiviazione dei dati. Le pagine web riguardano i due telescopi principali dell’OAPD(1.82m Copernico e lo Schmidt 67/92) di Cima Ekar ed il telescopio di 1.22m dell’Universitadi Padova posto ad Asiago -Pennar. Le nuove pagine web includono ampia documentazionesul funzionamento degli strumenti e le procedure per l’osservazione. Sono anche disponibiliin tempo reale i dati meteorologici della stazione di Cima Ekar e le statistiche di utilizzo deitelescopi. In sito e consultabile all’indirizzo URL /www.pd.astro.it/asiago/

2.2 Telescopio Nazionale Galileo

� Modifiche e migliorie.

F. Bortoletto, C. Bonoli, D. Fantinel, E. Giro, C. Pernechele, M. D’Alessandro mantengonouna serie di attivita con il gruppo residente di TNG riguardanti la gestione tecnica del telescopio edegli strumenti. Nel corso del 2001 sono stati completati, o iniziati, i seguenti interventi importantisul telescopio Galileo:

– Rotating-joint. Si tratta del sistema di raccordo che permette il transito del refrigerante gli-colico, in pressione ed alla temperatura di circa -5C, dalla struttura fissa a quella rotante evice-versa.

– Sistema di misura delle pressioni dell’olio nei pattini del cuscinetto idrostatico AZ. Il sistemaidrostatico di sostentamento e rotazione del telescopio Galileo si basa su di una serie compo-sta da 24 pattini ad olio che scivolano sopra un film d’olio dello spessore di circa 30micron. Ilfilm e mantenuto e formato dall’olio in pressione uscente da una doppia tasca presente in ognipattino, per un totale quindi di 48 tasche. OAPD sta studiando un sistema computerizzatobasato su pressure-gauge che permette lo scanning automatico, il display, la memorizzazionesu disco e la generazione di messaggistica di allarme di tutte le pressioni di tasca in funzionedella posizione di azimuth del telescopio.

– Durante l’anno, in collaborazione con il team di DOLORES (Osservatorio Astronomico diMerate) E. Giro si e occupato di concludere l’integrazione del sistema di calibrazione inlunghezza d’onda con l’interfaccia utente per DOLORES. Inoltre durante questa missionecon la collaborazione di C. Pernechele sono state svolte misure di polarizzazione strumentaleal piano focale di DOLORES per uno studio di fattibilita per un polarimetro da installaresulla ruota porta filtri/grism. E. V. Held e E. Giro hanno svolto attivita’ di supporto allostaff di TNG nella messa a punto della procedura di utilizzo del sistema MASK-MOS perDOLORES. In particolare si e effettuato un upgrade per la scrittura delle maschere con ilsolo utilizzo di coordinate da catalogo (blind mode).

2.3 Strumentazione

� VisIr-Controller.

Nel corso dell’anno si e completato lo sviluppo di un controller per sensori bidimensionali a statosolido di nuova generazione; in particolare si e tenuto in considerazione sia la possibilita di con-trollare sensori di tipo CCD (Charge Coupled Device) che di tipo infrarosso (IR-FPA, InfraredFocal Plane Array), utilizzanti come sistema di lettura un multiplexer CMOS. Rispetto alle solu-zioni precedentemente adottate si e riservata particolare cura nella divisione fra parte digitale eparte analogica direttamente collegata al sensore. La parte digitale risiede in un personal computered utilizza come standard un bus PCI/CPCI. Essa e basata su un DSP Motorola 56301 che assi-cura una risoluzione di 40nanosecondi nella generazione delle sequenze necessarie alla scansione

2.4 OmegaCAM 25

di un sensore. La comunicazione con la parte analogica avviene tramite fibra ottica con velocitadi trasmissione/ ricezione di 1.2GBaud. Particolare cura e stata dedicata alla parte analogica conl’adozione di componenti a basso consumo e tenendo in considerazione tutte le problematiche rela-tive alla riduzione della sensibilita al rumore EMI. Per quel che riguarda il software questo sistemae stato sviluppato cercando di mantenere la massima compatibilita con i sistemi di acquisizionedati gia operanti (TNG od Osservatori Italiani). E previsto per il prossimo futuro uno sviluppo disoftware in ambiente JAVA. Nell’immediato futuro il prototipo verra collaudato con un sensore diimmagine CCD ed anche con un Array infrarosso di recente acquisizione (256x256 pixel) .

� Camera criogenica per laboratorio. M. D’Alessandro e F. Bortoletto hanno iniziato il progetto ela costruzione di una camera criogenica per test di parti ottiche e rivelatori operanti nel NIR/MIR.La camera montera un piccolo banco ottico raffreddato fino a 16K da un criocooler Leybold.

� TNG. Camera primo-fuoco NIR. F. Bortoletto e C. Pernechele assieme a personale dell’Osser-vatorio di Merate hanno completato uno studio preliminare per la realizzazione di una camera agrande campo operante nelle bande fotometriche J, H, K del vicino IR. Sono stati studiati e fattialcuni disegni preliminari delle meccaniche, criogenia, meccanismi, ottiche ed elettroniche. Sonostate individuate le soluzioni meccaniche fondamentali per le movimentazioni di aggiustamentoottico e per la compensazione di rotazione di campo.

� TNG. Filtro tunabile. In risposta a un bando CNAA del giugno 2001 per l’upgrade della stru-mentazione del TNG, C. Bonoli, con la collaborazione di E. Giro, ha presentato una proposta diimplementazione di un filtro tunabile per OIG o Dolores. Il filtro proposto, che si basa su tecnolo-gia Fabry-Perot, permetterebbe di selezionare e isolare righe spettrali con continuita su un ampiointervallo spettrale e con un buon campo di vista. L’implementazione di questo filtro, che aumen-terebbe considerevolmente l’efficienza dell’imaging profondo in banda stretta non avrebbe nessunimpatto sulle operazioni routinarie di osservazione del telescopio. Il progetto, cui partecipano variOsservatori italiani (Padova, Merate, Bologna, Catania e Torino), ha ricevuto finanziamenti peruno studio di fattiblita.

2.4 OmegaCAM

L’Osservatorio di Padova (PI E. Cappellaro) e capofila della partecipazione italiana al consorzio inter-nazionale che sta costruendo OmegaCAM, la camera a grande campo per il telescopio VST. A questoconsorzio partecipano Istituti olandesi (NOVA, Kapteyn Institute Groningen), tedeschi (Universitats-Sternwarte, Munchen) e ESO.

Nell’ambito del progetto A. Baruffolo ha la responsabilita per il S/W di controllo della camera, E.Cascone (OAC) del disegno dell’elettronica e L. Greggio (OAB) della documentazione.

Nell’anno appena trascorso si e’ lavorato per la realizzazione dei disegni esecutivi dei vari compo-nenti dello strumento. Questa attivita si e conclusa con la Final Design Review che si e tenuta ad ESO inOttobre. A quel punto e iniziata la fase di costruzione che proseguira per tutto il 2002.

Tra le tappe piu significative ricordiamo che e stata quasi completata la consegna da parte del co-struttore dei 40 CCD’s scientifici ed e stato definito l’ordine di acquisto per un primo set di filtri.

Per quanto riguarda OAPD, Baruffolo ha portato a compimento la sua collaborazione con l’OpticalDetector Team (ODT) a ESO-Garching per l’adattamento ad OmegaCAM del software del controllerCCD standard ESO (FIERA) e la definizione dell’interfaccia con il software di controllo sviluppatopresso OAP.

Nel frattempo Baruffolo ha diretto il lavoro di progettazione ed implementazione del S/W di con-trollo di De Pizzol (contratto OAPD) che si e’ occupato in particolare dei sottosistemi di autoguida edImage Analysis, e di Bortolussi (contratto OAPD) che si e occupato del software di coordinamento e dicontrollo dell’opto-meccanica.


Inoltre e continuata l’analisi delle problematiche connesse alla calibrazione fotometrica della cameradi cui e reponsabile Piotto (UniPd) con la collaborazione di Rizzi, Altavilla (Dottorati Unipd-OAP) eHeld. Per questa attivita e stato assegnato un nuovo contratto che si svolgera nel corrente anno.

2.5 Ottica Adattiva

Mentre di seguito sono elencate le attivita di ricerca suddivise per i diversi progetti e utile sottolineare cheR. Ragazzoni, E. Viard, E. Diolaiti e C. Arcidiacono hanno organizzato, assieme al Dipartimento diAstronomia dell’Universita di Padova, dell’Osservatorio Astrofisico di Arcetri, dell’European SouthernObservatory e dell’European Office for Areospace Research & Development, una conferenza internazio-nale dal titolo Beyond conventional Adaptive Optics che ha vauto luogo a Venzia dal 7 al 10 maggio 2001e che ha visto la partecipazione di circa 130 congressisti ed i cui Proceedings sono di uscita imminente.

� Adopt@TNG

Il loop di alti ordini dell’AdOpt@TNG e stato chiuso con successo con risultati di Strehl dell’or-dine del 20%, misurati sulla camera scientifica, utilizzando il sensore di fronte d’onda a Piramide.Questo risultato ha richiesto la ridefinizione di diverse componenti software, realizzate da A. Ba-ruffolo, L. Fini ed A. Puglisi, oltre che da diverse modifiche optomeccaniche, portate al successoanche da parte di R. Ragazzoni, S. Esposito, A. Ghedina e M. Cecconi (TNG). Sono state realiz-zate numerose immagini scientifiche di nebulose ad emissione, stelle doppie e satelliti planetari.

� VLT ed OWL

E stato ultimato un proposal per la costruzione di un bread–board e di un sensore di fronte d’ondadi tipo Layer–Oriented per MAD, il dimostratore di Ottica Adattiva multiconiugata, in fase dicostruzione all’ESO, che, alla luce del VLT–UT3, deve dimostrare l’efficacia di questo tipo ditecnica, cruciale per la realizzazione di telescopi estremamente grandi come l’OWL, da 100m didiametro, attualmente allo studio presso l’ESO. Il disegno optomeccanico e la realizzazione delsoftware ICS (Instrument Control System) che devono seguire lo standard ESO–VLT, sono incorso di realizzazione a cura di R. Ragazzoni, A. Baruffolo, E. Marchetti (ESO), E. Fedrigo, E.Diolaiti (UniPD), M. Tordi ed E. Viard. In questo contesto e stato scritto un preliminare per unMemorandum of Understanding tra ESO e OAPD.

� LINC/NIRVANA

E cominciata la fase di definizione e di disegno per l’ottica adattiva multiconiugata per il fuocointerferometrico combinato di LBT sia per la parte infrarossa dello spettro (LINC) che di quellavisibile (NIRVANA). Il sistema e basato sul concetto di Multiple–Field of View Layer–Orientedsviluppato ad OAPD e che prevede la realizzazione di un sistema optomeccanico in grado di con-centrare su due sensori di fronte d’onda la luce di un grande numero di stelle. Il disegno optomec-canico, le strategie di movimentazione ed il relativo software sono in fase di disegno da parte di R.Ragazzoni, A. Baruffolo, E. Diolaiti e J. Farinato.

2.6 Primo Fuoco per LBT

E proseguita l’attivita di disegno optomeccanico della coppia dei Primi Fuochi per il Large BinocularTelescope. In particolare il disegno del secondo canale, orientato alla banda rossa dello spettro, e statocongelato da parte di R. Ragazzoni (CoPI) ed E. Diolaiti. Il contratto per la meccanica del canaleBlu e stata affidata alla Ditta Tommelleri, mentre il contratto per i blank del Canale Rosso, realizzatointeramente in BK7, e stato affidato alla Ditta Schott.

2.7 SARG 27

2.7 SARG

Lo Spettrografo ad Alta Risoluzione per il TNG (SARG, PI R. Gratton) e ora completamente funzio-nante a regime, secondo le specifiche. Il SARG e stato regolarmente schedulato durante l’OAT4 e OAT5per circa il 20% del tempo, senza particolari problemi. Una descrizione completa del SARG e disponibilepresso la pagina Web www.pd.astro.it/Sarg.

Nel corso del 2001, l’attivita sul SARG si e concentrata in particolare su tre aspetti:

� Analizzatore di polarizzazione L’analizzatore di polarizzazione per il SARG e stato realizzatoprincipalmente presso l’Osservatorio Astrofisico di Catania. L’OAPD ha fornito un supporto or-ganizzativo e tecnico (R. Gratton, R. Claudi e M. Rebeschini).

L’analizzatore di polarizzazione del SARG e montato sopra lo spettrografo, tra FM1 ed L2. L’a-nalizzatore di polarizzazione consiste di:

– una lamina a mezza lunghezza d’onda superacromatica (un rombo di Fresnel), che puo ruo-tare a step di 22.5 gradi e continuamente

– una lamina a quarto di lunghezza d’onda superacromatica (un prisma di Abbe-Konig) chepuo ruotare a step di 90 gradi

– un separatore di fascio

Le lamine a mezza lunghezza d’onda e a quarto di lunghezza d’onda possono essere inserite alter-nativamente nel cammino ottico per misurare rispettivamente la polarizzazione lineare e circolare.L’analizzatore e posto al di fuori del SARG e del suo involucro isolante, vicino alla posizionefocale creata da L1. I due fasci (paralleli) che escono dall’analizzatore di polarizzazione vengonosuccessivamente derotati dal derotatore del SARG (che agisce anche da depolarizzatore), in modoche continuano il loro cammino in geometria costante fino alla fenditura. Una fenditura speciale estata acquisita e montata al SARG per essere usata con l’analizzatore di polarizzazione.

Il montaggio e l’allineamento dell’analizzatore di polarizzazione sono stati eseguiti con successoin tre run durante il 2001. I test mostrano che l’analizzatore di polarizzazione ha una efficienzaintorno all’80%, ed e in grado di fornire misure di polarizzazione assolute (in emissione) conuna accuratezza di circa l’1-2% (limitato dalla guida e dalla modellizzazione della polarizzazioneindotta dai due specchi a 45 gradi presenti prima dell’analizzatore); le misure di polarizzazioerelativa (su righe di assorbimento) sono molto piu precise, essendo limitate essenzialmente dalrapporto S/N e dalla risoluzione dello spettrografo.

� Sistema di puntamento e guida Durante il 2001 sono stati effettuati, a cura soprattutto di perso-nale TNG (R. Cosentino e M. Lodi), ma con la collaborazione di personale OAPD (R. Gratton eR. Claudi) una serie di interventi sulla camerina dello Slit Viewer e sul software di puntamento eguida, tesi a migliorare l’utilizzabilita scientifica del SARG. In pratica, e ora possibile puntare eguidare su due assi, utilizzare efficientemente l’autoguida a centrodi (utile con fenditure piccole)e l’autoguida manuale a pulsantiera (utile con fenditure larghe) su stelle fino alla magnitudine 18.In questo modo e possibile avere immagini la cui qualita e limitata dal seeing. I tempi richiestiper il puntamento ed acquisizione si sono drasticamente ridotti da valori tipici di circa 10 minutia meno di 5 minuti (e sono ora essenzialmente limitati dalla velocita del TNG). Un User Interfaceche permette di usare facilmente queste funzioni e stata realizzata e debuggata.

� Caratterizzazione scientifica dello strumento A completamento del SARG, e stata svolta unaaccurata caratterizzazione scientifica dello strumento: un articolo che la descrive e stato sottopostoad Experimental Astronomy. Questo lavoro e stato svolto dallo staff SARG: in particolare, pressol’OAPD hanno contribuito R. Gratton, R. Claudi e S. Desidera.

L’esame del funzionamento del SARG mostra che lo spettrografo funziona entro le specifiche, e ri-sulta essere uno degli strumenti piu competitivi nel suo genere. La qualita ottica dello spettrografo


e eccellente e permette di ottenere spettri la cui risoluzione e limitata dalla fenditura adoperatae dal campionamento della CCD (la risoluzione massima misurata e 164000, corrispondente allaproiezione della fenditura piu stretta disponibile; a questa risoluzione, gli spettri sono pero sotto-campionati, di modo che la massima risoluzione realmente utilizzabile e 144000). Nella direzionespaziale (lungo la fenditura), la qualita delle immagini e limitata dal seeing (sono stati misuratevalori della FWHM di 0.5 arcsec). L’efficienza di picco dell’insieme TNG+SARG+CCD e circa0.14, in linea con i valori ottenuti per i migliori strumenti di recente realizzazione (es. UVES). Arisoluzioni molto elevate (R � ��) lo strumento e competitivo con gli spettrografi della classe10 m (i tempi di posa necessari per raggiungere un dato S/N sono inferiori a quelli richiesti ad es.dallo spettrografo ad alta risoluzione dell’HET). La stabilita del SARG e eccellente, permettendomisure di variazioni di velocita radiale con precisione di 4 m/s su scale temporali di almeno 16mesi.

2.8 Integral Field Unit for the TNG

La spettroscopia bidimensionale rappresenta un indirizzo tecnologico in grande sviluppo, rivolgendosiad una varieta di obiettivi scientifici quali i campi di velocia e le popolazioni stellari risolte spazialmentein galassie distanti, le mappe delle condizioni fisiche del gas ionizzato in galassie attive, o le galassieospiti di QSO. Held e Rizzi, in collaborazione con Franceschini, Ciroi, Rafanelli (UniPD) e il gruppotecnologico di Brera/Merate (Zerbi, Conconi, Molinari, Fernandez-Soto, Guzzo, Mazzoleni), parteci-pano ad uno studio di fattibilita di una Integral Field Unit per il TNG (prog. C.N.A.A. 2001, P.I. F. Zerbi,OAB-Merate). Tale strumento dovrebbe utilizzare lo spettrografo a bassa risoluzione Dolores, e avere leseguenti caratteristiche di massima: (a) dimensioni del pacchetto di fibre: 16 x 16 (alternativam. 12 x21); (b) scala variabile tra 0.4” e 3” per elem. di risoluzione; (c) field-of-view da 6” x 6” a 48” x 48”; (d)risoluzione spettrale tra 1000 e 6000.

2.9 Calcolo, trasmissioni e teleputing

Nel corso di questanno (2001) le operazioni di normale manutenzione delle attrezzature di calcolo etrasmissione presenti nelle 5 LAN dellOsservatorio e stata particolarmente segnata da due importantiavvenimenti.

In una prima fase si e dovuto gestire il trasloco e diversa dislocazione del Dipartimento di Astronomiache si e spostato nella nuova sede, contigua allOsservatorio. Cio ha comportato il riassetto, anche fisico,delle Lan e delle circa 200 workstation (PC e Workstation propriamente dette).

In una seconda fase, in parte sovrapposta alla prima, si e dato l‘avvio ad una riconfigurazione hard-ware, software e logica della rete, LAN e WAN, e della sua operazione. Questa fase, che terminera nelfebbraio 2002, fornira una rete a Padova sicura, molto pi efficiente ed utile per i ricercatori (ingressofiltrato, posta web, web ed ftp utenza ”sicuri”, passaggio da 10 a 100/1000 mbit/s).

Questi due lavori hanno impegnato severamente il personale dedicato per tutta la seconda parte del2001 ed hanno impegnato, assieme ad un fisiologico rinnovo del parco macchine, una quota non trascu-rabile delle risorse finanziarie dellOsservatorio.

Per la parte di ricerca legata al calcolo e teleputing sono da citare principalmente due iniziative. Perla prima Benacchio e Baruffolo hanno partecipato alla stesura della proposta GRID italiana, assiemea ricercatori INAF e di varie altre scienze affini (INFN,INFM) e non (Biotecnologie, ASI etc). Benac-chio coordina la parte astronomica nazionale ( INAF), che comprende una test-applicazione, sotto laresponsabilita di Baruffolo, per l‘inserimento nella GRID della pipeline OmegaCAM in collaborazionecon Astro-Wise. Sicuramente, al di la dellesito sperabilmente positivo di questa proposta, la GRID ri-mane la frontiera su cui lavorare, come ampiamente dimostrato anche dalla letteratura e progettazionedel 2000/02 a livello internazionale.

Per la seconda e da citare che nel 2001 Benacchio e Baruffolo, con la consulenza di L. Benfantee A. Volpato, hanno proseguito il lavoro di implementazione del sistema di consultazione in linea del

29

catalogo GSC- II. Il catalogo e stato rilasciato nel mese di giugno ed e successivamente stato caricatonel database. Negli ultimi mesi del 2001 il sistema e stato sottoposto a testing, l’apertura al pubblicodell’accesso al sistema e prevista per i primissimi mesi del 2002.

3 Divulgazione, Didattica ed Attivita Museale

Per quanto riguarda divulgazione e didattica il 2001 stato un anno di notevole impegno e progressomolto consistente.

3.1 Divulgazione ”classica”

Molti dei ricercatori sono stati impegnati come sempre in varie conferenze sulla attualita della Astrofisicain vari ambiti, anche se non esiste una statistica a proposito, e bene ricordare comunque questo punto.Notevole anche l‘apporto per quanto riguarda la editoria, con articoli su riviste di divulgazione di parecchiricercatori.

� Sede di Asiago

La attivita propria della sede di Asiago e stata quest‘anno 2001 particolarmente intensa, per unaumento delle richieste e delle iniziative senz‘altro dovute al buon esito ed allinteresse di quantosvolto negli anni precedenti da Tomasella. L‘aumento della attivita e delle richieste e stato taleda richiedere la assunzione a tempo determinato di una seconda unit di personale, qualificato, daaffiancare per le visite.

Le visite guidate: il percorso didattico ad Asiago, ora proposto giornalmente e in tutti i periodidell’anno, ha avuto come principali utenti le scuole, nel periodo invernale (da ottobre a giu-gno), e i turisti ospiti dell’Altopiano, insieme a quanti sono giunti sull’Altopiano attiratiproprio dalla possibilita di visitare un Osservatorio professionale, nel periodo estivo. Gli in-segnanti in visita con i loro studenti hanno potuto concordare con l’astronomo l’argomentodella lezione, in sintonia con il programma svolto in classe; turisti e appassionati del cielohanno potuto trovare negli incontri proposti all’Osservatorio una spiegazione rigorosa deglieventi del cielo del periodo. Dall’apertura della Sala Multimediale hanno potuto parteciparealle visite guidate proposte mediamente 1000 persone al mese.

Le serate di astronomia: l’Osservatorio ha organizzato degli incontri speciali con il pubblico,nel periodo invernale che generalmente e dedicato ai gruppi scolastici, oppure in occasionedi alcuni eventi astronomici.

Le conferenze di astronomia: nel periodo natalizio l’Osservatorio, in collaborazione con il Co-mune di Asiago, ha organizzato ‘Stelle di Natale”, quest’anno alla sua seconda edizione.

� Sede di Padova

Visite guidate alla Specola A partire dal nuovo anno scolastico, e stato possibile estendere l’ora-rio delle visite delle scuole, prima limitato dalle 8 e mezza alle 9 e mezza, a tutta la mattinata.

In collaborazione con la Societa Tolkieniana Italiana e il Comune di Padova, Assessoratoallo Spettacolo, e stata organizzata una serata speciale per il giorno del solstizio estivo del 21giugno. Per l’occasione, durante la visita guidata, e stata fornita ai visitatori la spiegazioneastronomica del fenomeno dei solstizi e degli equinozi, sia mediante proiezione di immagini acolori, sia illustrando il fenomeno sulla meridiana incisa nel pavimento della sala meridiana.

Visite guidate sono state organizzate, con ingresso ogni mezz’ora nella serata dei ”Notturni2001” (1 agosto 2001) intitolata ”Notturni di luce”, concordata con il Comune di Padova,Assessorato alla Cultura; per l’occasione, a cura del Museo, e stato ripetuto e perfezionato

30 3 DIVULGAZIONE, DIDATTICA ED ATTIVITA MUSEALE

l’esperimento gia attuato nel settembre 2000 in occasione delle Giornate europee del Patri-monio dedicate a ”Castelli e Fortificazioni”; l’esperimento consisteva nel riprodurre, tramiteproiezione, la suggestione del castello dipinto a quadri bianchi e rossi (della torre in partico-lare) come e raffigurato dal pittore trecentesco Giusto de’ Menabuoi nella pianta di Padovaaffrescata nella Basilica di Sant’Antonio, e come era in realta ai tempi dei Carraresi.

Figure 8: Notturni d’Arte (Padova 1 Agosto 2001).

� Prendi le Stelle nella Rete!

Per quanto riguarda la sezione di divulgazione e didattica Prendi le Stelle nella Rete! (Benac-chio,Boccato, Brolis, Nobili) il 2001 stato un anno di impegno severo e ottimi risultati, nonostanteil gruppo si sia trovato con un elemento importante in meno dalla fine del 2000.

La organizzazione del lavoro del gruppo e stata rivisitata per consentire un piu fluido scorrere degliimpegni, soprattutto attorno alla parte ” Informazione” che, nel 2001, e divenuta primaria rispettoalla divulgazione propriamente detta.

Per le notizie piu importanti viene scritto un articolo che, montato assieme alle immagini di cor-redo, va a formare il settimanale ”Urania”, in Web e streaming video (www.cieloblu.it). Dallestesse notizie viene compilata una delle due newsletter settimanali inviate agli utenti iscritti allalista di distribuzione ”Cielo”. Infine, e non ultimo, uno di questi articoli viene pubblicato nellasezione ”astrofisica” da noi curata, nei siti wappi.com (ad utenza prevalentemente giovane) e bur.it(ad utenza tipicamente del mondo Universita e Ricerca). Nel corso del 2001 sono stati editi 52numeri di Urania, oltre a due ”speciali”, e 104 numeri delle newsletter. Nella seconda meta del2001 hanno iniziato a collaborare ad Urania anche Tomasella e Girardi (del master in giornalismoscientifico dellUniversita di Padova, che ha fatto esperienza e tesi finale proprio su Urania).

Per quanto riguarda la divulgazione su Web il mantenimento ed arricchimento del sito ha assorbitomolto lavoro, ad esempio per rispondere alle oltre 600 domande arrivate a ”lAstronomo Risponde”.Particolarmente seguito ed apprezzato dal pubblico e dalle scuole il sito di ”Eventi del Cielo”, doveall‘inizio del mese, viene segnalato ”cosa c‘e da guardare e perche” ad occhio nudo.

Il gruppo ha iniziato ad impegnarsi anche al di fuori del campo dello Web, ad esempio curando larealizzazione della documentazione della mostra sulla Astronomia dell‘800 a Milano (in collabo-razione con l‘Istituto di Fisica Generale di Milano) (sito www.oltrebrera.it). Inoltre Prendi le Stellenella Rete! ha ora uno spazio radiofonico privilegiato ogni due settimane, su radio24, all‘internodel programma per ragazzi ”Pappapero”.

Una iniziativa particolarmente importante e ben riuscita e quella legata alla iniziativa concorsoEuropeo per le Scuole ”Vita nell‘Universo”, cui l‘Osservatorio ha aderito per la parte italiana. Per

3.2 Didattica 31

la parte italiana, il gruppo ha curato sia la impostazione della iniziativa stessa dal punti di vista cul-turale, in associazione con altri , specie biologi dell‘Universita di Padova, sia la realizzazione delrelativo sito Web ”Altrimondi” (www.altrimondi.net) dove si affronta una tematica estremamenteattuale e di grande interesse per il pubblico, non solo scolastico Benacchio, Boccato. Attualmentela risorsa e in abbinamento con il concorso Europeo Life in the Universe che ha coinvolto un cen-tinaio di gruppi di scuole diverse da tutta Italia uniti proprio dal sito stesso e dalla comunicazioneche si fa ogni settimana Boccato.

Da ultimo e da citare la iniziativa intrapresa con la produzione del primo e-book (libro elettronico)di Prendi le Stelle nella Rete! (Brolis). E‘ stato trasformato in libro elettronico uno dei siti pi disuccesso del 2000 ”Il volto della Luna”, sia in edizione italiana che inglese.

Brolis e Nobili hanno lavorato, grazie anche ad un piccolo contributo CNAA, sulla applicazionedella VR (Realta Virtuale) alla divulgazione e didattica della Astronomia.

Figure 9: Statistica delle presenze all’Osservatorio Astronomico di Padova sede di Asiago.

3.2 Didattica

Due importanti iniziative sono state avviate ad Asiago (Tomasella):

I corsi di astronomia: nel marzo 2001 e stato realizzato un secondo ciclo di tre incontri per gli in-segnanti, con tema Il dominio extragalattico. Partira a breve la seconda edizione del corso di

32 4 ATTIVITA SPAZIALI

astronomia in sei incontri, Al di la della Via Lattea, aperto a tutti.

I progetti con le scuole: nell’anno scolastico 2000-2001 e stato attivato un progetto con classi licealiper uno studio multidisciplinare di un particolare argomento astronomico. Si e infatti cercatodi affrontare un argomento astronomico non solo dal punto di vista delle scienze o della fisica,ma anche della letteratura e della storia. Il progetto e in svolgimento anche nell‘anno scolastico2001/2002

Oltre a questo la realizzazione piu importante e stata quella della impostazione, sperimentazione ededizione del Progetto Cielo! di cui Benacchio e stato Consulente Scientifico ed Editor ed a cui hannocollaborato anche Boccato (per la parte di edizione del sito Web connesso www.polare.it ), e Brolis

Cielo! e stato uno dei (pochissimi) progetti finanziati a livello nazionale dal MPI, ora Miur, peril 2000/2001 nell‘ambito del ”SET”, sperimentazione per l‘educazione scientifica e tecnologica. Hacoinvolto scuole elementari di Bologna e Treviso e medie inferiori di Padova e Ferrara.

Cielo! e stato sperimentato da oltre 20 insegnanti di classi dalla prima elementare alla terza media,per un totale di oltre 1000 bambini e ragazzi. In questo progetto sono state riversate tante esperienze,competenze e sensibilita diverse, sviluppate in un lavoro precedente di anni di sperimentazione e part-nership.

Quello che Cielo, con i suoi 7 Moduli e 43 Unita di lavoro fornisce alla scuola non e l‘ennesimotrattato di o sull‘insegnamento della Scienza, ma un percorso rigoroso e immediatamente applicabile inclasse dall‘insegnante interessato.

Peraltro Cielo! inizia ora la sua seconda parte, che e quella di assistenza agli insegnanti e, spera-bilmente, di costruzione di una comunita attorno al sito web www.polare.it in cui il progetto continua avivere, essere modificato e migliorare, grazie ai commenti degli insegnanti di tutta Italia che lo utilizze-ranno.

3.3 Attivita Museale

L. Pigatto e V.Zanini, hanno realizzato, il nuovo sito Web del Museo La Specola, messo in rete in ver-sione italiana e inglese nell’aprile 2001, al seguente indirizzo: http://www.pd.astro.it/museo-laspecola.Inoltre si e potuto recuperare completamente al percorso museale, con esposizione di nuovi strumenti, la’sala colonna’.

4 Attivita spaziali

4.1 Sviluppo Strumentazione

� Telescopio spaziale NGST

F. Bortoletto, C. Bonoli e C. Pernechele in collaborazione con l’Osservatorio di Merate fannoparte del consorzio Europeo per lo sviluppo della strumentazione nel medio IR di NGST. Nelcorso dello scorso anno si sono meglio delineate le possibilita di partecipazione di un gruppo Ita-liano al progetto, sviluppo e costruzione di una parte della strumentazione per il medio infrarosso(MIRI) del telescopio infrarosso NGST. I punti salienti di questo sviluppo, sono qui riassunti: 1)Fine 2000, formazione di un gruppo di interesse costituito da : F. Bortoletto, A. Franceschini(Padova Observatory), P. Conconi (Merate Observatory), D. Lorenzetti (Roma Observatory) e L.Spinoglio (CNR, Frascati). 2) Inizio 2001, formazione del ”medium infrared steering committee”(MISC) con un rappresentante italiano (F. Bortoletto). 3) Seconda meta 2001, rilascio del primodocumento di raccomandazioni del MISC. 4) Seconda meta 2001, costituzione del consorzio eu-ropeo per la costruzione di MIRI, comprendente ROE (Edimburgo). 5) Seconda meta 2001, AO diESA per lo studio di fase A di MIRI.

4.2 Astronomia dallo spazio 33

Il quadro tecnico della partecipazione Italiana come emerso dal lavoro fino ad ora svolto vede: 1)La definizione lo studio e la costruzione della ’fore optics’. 2) Il sistema di calibrazione. 3) Larealizzazione del SW per i meccanismi di MIRI

In questo quadro assumono particolare rilevanza gli studi ottici, gli studi sulla luce scatterata (back-ground termico ed esterno), gli studi termici, la tecnologia dei supporti meccanici e dei substratiper le ottiche riflettive (probabilmente silicon-carbide) la tecnologia degli strati riflettenti e deicoatings in medio IR

Tutti questi aspetti verranno meglio identificati e chiariti durante lo studio commissionato da ESA.

� BepiColombo

Cremonese e coinvolto nello studio di fattibilita per una camera a grande campo a bordo dellamissione ESA BepiColombo. Lo strumento consentira’ di ottenere immagini stereoscopiche del-l’intera superficie di Mercurio. Abbiamo iniziato a studiare i problemi di geologia, fotogrammetriae topografia del pianeta per ottimizzare il disegno ottico della camera e la strategia di osservazione.

Inoltre Cremonese partecipa al comitato ESA per la definizione del payload della missione.

4.2 Astronomia dallo spazio

4.2.1 Gaia

Munari e stato nominato coordinatore della spettroscopia di GAIA, missione dell’ESA approvata comeCornerstone, della quale aveva gia tracciato le linee guida a partire dal 1998 fino ad arrivare alla pubbli-cazione del Mission Concept and Technology Stady Report dell’ottobre 2000.

Oltre a vari rapporti tecnici interni all’ESA, l’attivita di Munari sulla spettroscopia di GAIA ha af-frontato in tre articoli referati diverse problematiche sostanziali: (a) il completamento con F. Castelli(Trieste) del database di spettri osservati e delle griglie di spettri sintetici atti a simulare le performa-ces di GAIA, (b) la soluzione orbitale sia fotometrica che spettroscopica di tre binarie ad eclisse comeparte di un progretto a lungo termine di valutazione dell’impatto di GAIA sull’astrofisica di base, incollaborazione con E.Milone (Calgary), J.Kallrath (Heidelberg), T.Zwitter (Ljubljana) ed altri, (c) la de-terminazione accurata dell’errore delle velocita radiali come misurata da GAIA a partire da 782 spettriappositamente acquisiti al telescopio e 6700 run automatici di cross-correlazione con algoritmo customsimulante la pipeline di trattamento dati di GAIA, in collaborazione con Agnolin e Tomasella (Asiago).Da quest’ultimo lavoro e tratta la figura allegata che da l’errore in km/sec delle velocita radiali misuratevia cross-correlazione sull’intervallo GAIA (8480-8750A) per stelle F-G-K-M in funzione del rapportoS/N del continuo e della dispersione (inA/pix e per la condizione FWHM(PSF)=2.0 pix). I risultati sonoriproducibili con alto grado di accuratezza dall’espressione

lg �� lgS

N�� lg

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rappresentata in figura 10 dalle curve ottenute variando la dispersione tra 0.25 e 2.0A/pix.Vallenari, Bertelli, Nasi, in collaborazione con Chiosi (Univ. di Padova) e Lattanzi (Osservatorio di

Torino) continuano il lavoro in preparazione della missione GAIA. Si sta studiando la simulazione delcielo come visto da GAIA, implementando il codice di simulazione dei diagrammi colore magnitudinecon l’introduzione della parte di cinematica. In questo modo potranno essere simulati anche moti proprie velocita’ radiali.

4.2.2 Planck

Nell’ambito della missione ESA Planck Cremonese coordina un gruppo italiano per lo studio del Si-stema Solare con la survey di Planck. E’ stato sottomesso un proposal per partecipare al Core Program

34 5 COMMISSIONI, COMITATI E PROGETTI NAZIONALI ED INTERNAZIONALI

Figure 10: La figura mostra l’andamento della precisione delle velocita radiali misurate via cross-correlazioneautomatica su stelle F-G-K-M in funzione del rapporto segnale rumore e della dispersione per osservazioni condottecon lo spettrografo Echelle+CCD di Cima Ekar configurato per riprodurre le osservazioni attesa da GAIA.

della missione, in questo modo potranno essere utilizzate tutte le mappe per studiare e rimuovere glioggetti del Sistema Solare. I nostri studi preliminari suggeriscono che circa 400 asteroidi della fasciaprincipale possono essere rivelati a diverse frequenze durante l’intera durata della missione. E’ iniziatolo studio di altre classi di oggetti, come le comete e asteroidi vicini alla Terra.

Nell’ambito dello stesso progetto, De Zotti e

co-I del Low Frequency Instrument

coordinatore, insieme a F. Bouchet, del Working Group “Component separation”.

4.2.3 Herschel

De Zotti e anche coinvolto inoltre nel progetto Herschel (ex FIRST) dell’ESA.

5 Commissioni, comitati e progetti nazionali ed internazionali

5.1 Commissioni, Comitati e Progetti Nazionali

� G.De Zotti e stato membro del Comitato di consulenza scientifica dell’ASI.

5.1 Commissioni, Comitati e Progetti Nazionali 35

� R.Gratton e membro del Comitato di Consulenza Scientifica dell’INAF (2001-2003)

� R.Gratton e R. Ragazzoni sono membri della Commissione dell’INAF per i programmi di svi-luppo del TNG

� R.Gratton e stato membro dello Steering Committee del CNAA per il GOHSS

� R.Gratton e coordinatore nazionale del COFIN MURST 2001 L’origine e successiva evoluzionedelle popolazioni stellari nello sferoide galattico, finanziato con un totale di 603 ML; le altreUdR fanno capo agli Osservatori di Bologna, Roma e Teramo, e ai Dipartimenti di Astronomiadi Padova e Roma (La Spienza). A questo progetto partecipano anche E.Carretta, R.Claudi,Silvano Desidera, E.Held, S.Lucatello, P.Mazzei, e L.Rizzi dell’OAPD

� L’OAPD ha partecipato come UdR (responsabile locale R. Gratton) al COFIN MURST 1999Dinamica ed Evoluzione Stellare negli Ammassi Globulari: Una sfida per la nuova strumen-tazione astronomica. Oltre a Gratton, hanno partecipato E.Carretta, R.Claudi e S.Desidera

� Personale dell’OAPD (R.Gratton ed E. Carretta) e inserito nell’UdR di Bologna per il COFINMURST 2000 Osservabili Stellari di interesse cosmologico

� R.Gratton e stato PI dello Spettrografo ad Alta Risoluzione per il TNG (SARG), progetto svoltoin collaborazione con gli Osservatori di Catania, Palermo e Trieste. Presso l’OAPD, hanno parte-cipato a questo progetto anche R.Claudi e S.Desidera.

� P. Marziani e responsabile dell’ Unita di Ricerca presso l’ Osservatorio Astronomico di Padovaper il progetto cofinanziato di interesse nazionale su AGN Oscurati.

� G.Fasano e responsabile dell’ Unita di Ricerca di Padova del programma ”Analisi di imma-gini profonde in campi osservati in vari colori per studiare le proprieta’ evolutive delle galas-sie distanti”, co-finanziato dal MIUR per il biennio 2002-2003. Il progetto include: S.Benetti,D.Bettoni, A.Bressan, E.Cappellaro, G.Granato, B.M.Poggianti, R.Ragazzoni, M.TurattoMassimo, R.Caimmi, L.Secco, C.Marmo, A.Pastorello, G.Altavilla, E.Pignatelli

� E.Held e L.Rizzi partecipano al Progetto C.N.A.A. 2001 ”Integral Field Unit to feed TNG-DOLoReS Spectrograph: a feasibility study” per lo studio di fattibilita di uno strumento per spet-troscopia panoramica al Telescopio Nazionale Galileo.

� R. Falomo e M. Turatto sono membri del working-group per la definizione dei requisiti per il SWdella GUI per il primo fuoco LBT.

� M.Turatto e membro dello Science Team della Camera Primo Fuoco di LBT.

� M.Turatto e Responsabile Scientifico dell’Unita di Ricerca di Padova per il progetto “Fasi finalidell’evoluzione stellare e loro influenza sull’arricchimento chimico delle galassie”, Cofin 2000.Dell’unita fanno parte anche S.Bentetti, A.Pastorello F.Sabbadin e Barbaro (UniPD).

� B.Poggianti gestisce il Finanziamento assegnato dal Consiglio Nazionale delle Ricerche per il pro-getto ’L’evoluzione delle galassie negli ammassi’ nell’ambito del Progetto Giovani dell’Agenzia2000 del CNR (contratto CNRG008871).


5.2 Commissioni, Comitati e Progetti Internazionali

� R.Gratton e PI dell’ESO Large Programme 165-L0263 su Abundances in Dwarfs in Globu-lar Clusters, cui sono state assegnate 24 notti di osservazione nel biennio 2000-2001 con UVESa Kueyen (VLT2). A questo progetto partecipano anche E.Carretta, R.Claudi, S.Desidera, eS.Lucatello.

� R. Falomo e membro del comitato ESO (settore Galassie e nuclei galattici) per la valutazione delleproposte osservative con i telescopi ESO di La Silla e Paranal.

� M. Turatto e Scientific Officer in Charge del nodo italiano del Research Training Network “ThePhysics of Type Ia Supernovae” finanziato dalla Comunita Europea (RTN2-2001-00037) al qualeafferiscono i nodi di MPA, ESO, Oxford, Cambridge, Parigi, Barcellona, Stoccolma. Ad esso par-tecipano anche G. Altavilla, A. Baruffolo, S. Benetti, E.Cappellaro, A.Pastorello, L.Zampieri.

� M.Turatto e Principal Investigator del progetto NATO, Collaborative Linkage Grant, PST.CLG977376, Supernovae and their environment.

� R.Gratton e membro dello:

Scientific Committee di FLAMES

Comitato Scientifico del progetto PEPSI (Spettrografo ad Alta Risoluzione per LBT)

Comitato Scientifico della Commissione IAU 29 Spectroscopy

� U.Munari e coordinatore della spettroscopia di GAIA, missione dell’ESA approvata come Cor-nerstone.

� A. Bressan e stato coordinatore locale del network ”Galaxy Formation and Evolution” supportatodalla Comunita’ Europea dal 1/10/96 al 30/9/2001, nel quadro dei programmi TMR. Il networkcoinvogle gli istituti di Cambridge Univ., Durham Univ., Leiden Obs., Monaco MPI, Padova Obs.e Univ. e Paris IAP.

� G. Cremonese e:

membro del comitato ESA per la definizione del payload di BepiColombo;

referee per la Spanish Agency for Evaluation and Prospective;

segretario della Commissione IAU n.15;

� F. Bortoletto e membro dello NGST Mid Infrared Steering Committee (MISC) e dello OPTICON(European Infrastructure Cooperation Network for Optical and Infrared Astronomy) Key Techno-logies.

� De Zotti partecipa alle reti di ricerca europee: “Cosmic Microwave Background Network in Eu-rope for Theory and Data Analysis” (coordinata da J. Silk) e “Probing the Origin of the Extraga-lactic background” (POE, coordinata da M. Rowan-Robinson).

5.3 Altre significative Collaborazioni

� R. Falomo collabora al progetto ESO di realizzazione di uno strumento (MAD) per dimostrarela fattibilita della tecnica di ottica adattiva multi-coniugata applicata a grandi telescopi. Lo stru-mento (dimostratore) propone di ottenere immagini quasi diffraction limited al VLT (in banda K)su un campo di almeno 1 arcominuto utilizzando stelle di guida naturali. Nell’ambito di tale pro-getto R. Falomo si occupa della definizione e della ottimizzazione dei targets scientifici e dellacompatibilita con le stelle di guida nel campo.

5.3 Altre significative Collaborazioni 37

� E.Carretta, R.Gratton e S.Lucatello partecipano al Programma 0Z sulle stelle piu povere dimetalli della nostra galassia (in collaborazione con ricercatori del Caltech, della Carnegie Institu-tion, e dell’Hamburg Observatory)

� G.Altavilla, S.Benetti, E.Cappellaro, G.Pastorello, M.Turatto e Zampieri collaborano:

con i colleghi di Trieste (Danziger e Mazzali) su di un programma di osservazioni ottiche ed IRdi SNe.

con Patat (ESO) allo studio delle SNe nell’Universo Locale

ad un progetto per lo studio delle SNe con interazione dell’ejecta col mezzo circumstellare conTerlevich e Aretxaga dell’INAOE (Mexico)

allo studio della frequenza delle SNe in diversi ambienti con gli astronomi di Byurakan (Armenia)

alla scoperta di SNe a redshift intermedi con Clocchiatti (PUC, Chile)

collaborano infine con D. Branch (Oklahoma University) nello studio delle Core Collapse Super-novae

� S.Benetti collabora con il gruppo di Trieste - ITESRE-CNR (P.I. E. Pian) nella ricerca, identifica-zione e studio dei transienti ottici dei Gamma-ray Burst.

� C. Gruppioni fa parte dei consorzi Europei: ELAIS (European Large Area ISO Survey) e POE(Probing the Origin of the Extragalactic Background).

� R.Gratton e il coordinatore della SARG Extrasolar Planet Search, condotta presso il TNG,cui partecipano anche ricercatori degli Osservatori di Catania e Teramo, del CGG, e del Diparti-mento di Fisica dell’Universita di Padova. Presso l’OAPD, partecipano a questo progetto ancheE.Carretta, R.Claudi, S.Desidera e Sara Lucatello

� C. Gruppioni e G. De Zotti collaborano con I. Prandoni (IRA-CNR Bologna), R. Sault (ATNF,Australia) e R. Ricci (Sissa) per osservazioni a 22 GHz di radiosorgenti a spettro piatto.

� Held, Rizzi e Gruppioni collaborano con Franceschini (P.I.), Vettolani, Lonsdale, Zamorani ealtri al Large Programme ESO “The ESO/SIRTF Wide Area Imaging Survey (ESIS)” per l’identi-ficazione ottica degli oggetti che saranno rivelati dal Legacy Program “SIRTF Wide-Area InfraredExtragalactic Survey”.

� C. Gruppioni collabora anche con:

C. Lari, F. Pozzi (Universita di Bologna, A. Franceschini (Universita di Padova), P. Ciliegi, G.Zamorani (Osservatorio Astronomico di Bologna) per lo studio delle sorgenti extragalatticheosservate con il satellite ISO e della loro evoluzione

F. La Franca, I. Matute (Universita di Roma3) per osservazioni fotometriche e spettroscopichedi sorgenti ISO e radio er per lo studio della funzione di luminosita degli AGN nel medio-infrarosso;

M. Rowan-Robinson (ICSTM, Londra, UK), S. Oliver (University of Sussex) + ELAIS consor-tium nell’ambito della European Large Area ISO Survey;

S. Serjeant (ICSTM, Londra, UK), B. Mobasher (STSCI, Baltimora, USA), S. Oliver (Universityof Sussex) per osservazioni HST di galassie starburst selezionate in banda radio

� Progetto WINGS (Wide-field Imaging of Nearby-cluster Galaxies Survey) Partecipanti: D. Bet-toni, G. Fasano, B. Poggianti, E. Pignatelli C. Marmo (Dip astron. Univ. Padova), M. Mo-les (CSIC, Madrid, Spagna), P. Kiaergaard (Copenhaghen Univ.), W. Coach (Univ. New SouthWales, Australia), A. Dressler (Carnegie Observatories). Il progetto ha ottenuto 9 notti al tele-scopio INT+WFC(La Palma), tempo internazionale 2001 per la parte nord; 9 notti al telescopio2.2ESO+WFI(La Silla) per la parte sud.


� B. Poggianti e anche membro della

EDisCS collaboration, Evolution of cluster galaxies up to z=1, di cui e Responsabile dello studiospettroscopico VLT di questo progetto.

MORPHS collaboration con A. Dressler, A. Oemler, I. Smail, H. Butcher, W. Couch, R. Ellis,long–term project on Galaxy evolution in clusters (HST images and ground-based spectro-scopy); (http://star-www.dur.ac.uk/˜irs/morphs.html)

collabora con:

J. van Gorkom et al., Comparison of optical and HI properties of galaxies in clusters;

P.A. Duc et al., ISO sources in distant clusters;

T. Bridges, B. Mobasher, D. Carter et al., Spectroscopy of dwarf and giant galaxies in nearbyclusters;

I. Smail e R. Bower, A review of cluster galaxy studies.

� P. Marziani e membro dello Science Team per il progetto di osservatorio spaziale KRONOS(responsabile: Prof. B. M. Peterson), ed e co-proponente di una richiesta di finanziamento ASIassociata al progetto.

� G. Cremonese e:

Co-I per la costruzione di OSIRIS, camera scientifica della missione ESA Rosetta;

Co-I nel progetto della NASA per lo studio del sodio nelle comete;

responsabile per la partecipazione italiana al progetto INTAS-ESA sullo studio del regolite diMercurio;

associato allo strumento LFI per la missione ESA Planck;

coordinatore di un gruppo per lo studio del Sistema Solare con la missione Planck, per la parte-cipazione al Core Program;

coordinatore del sotto gruppo ”moving objects extraction and separation” per la missione Planck;

coordinatore di un gruppo internazionale per lo studio di fattibilita della Wide Angle Camera perla missione ESA BepiColombo;

5.4 Corsi universitari, tesi di laurea, di dottorato

� De Zotti ha tenuto la supplenza del corso di Astrofisica Teorica presso la SISSA di Trieste.

� U.Munari ha tenuto le lezioni di spettroscopia alla scuola internazionale di Les Houches dedicatanel 2001 interamente alla missione GAIA.

� L. Pigatto ha tenuto il corso di astronomia storica (II semestre) del corso di laurea in astrono-mia per l’anno accademico 2001-2001, e ha ottenuto la supplenza dello stesso anche per l’a.a.2001-2002. Ha aderito al progetto dell’Universita di Padova per corsi di aggiornamento per gliinsegnanti.

� D. Bettoni ha tenuto il corso ”Procedimenti per la misura della velocita radiale delle galassie”come Professore a Contratto per il corso di Astrofisica (titolare Prof. F. Bertola) del corso diLaurea in Astronomia (Universita di Padova)

� M.Turatto ha tenuto il corso ”Supernovae” come Professore a Contratto per il corso di AstronomiaII (prof. R. Barbon) del corso di Laurea in Astronomia (Universita di Padova)

5.4 Corsi universitari, tesi di laurea, di dottorato 39

� E.Cappellaro ha tenuto il corso ”Trattamento di dati spettroscopici” come Professore a Contrattoper il corso di Esercitazioni di Astronomia II (prof. G.Piotto) del corso di Laurea in Astronomia(Universita di Padova)

� A. Bressan ha tenuto: - un corso di 20 seminari su ”Evoluzione stellare”, SISSA (Trieste), aa2000/2001

- un corso di ”Stellar evolution and population synthesis”, dal 19/11/2001 al 7/12/2001, INAOE(Puebla, Mex)

- la supplenza del corso ”Struttura ed evoluzione stellare”, SISSA (Trieste), aa 2001/2002

� C. Gruppioni e stata co-relatrice della tesi di Dottorato di F. Pozzi (Universita di Bologna) intito-lata: ”Studio a 15 �m del campo ELAIS S1” e terminata nel Novembre 2001

� G. Granato ha tenuto un ciclo di 10 lezioni sui Processi Radiativi in Astrofisica alla SISSA.

Inoltre e stato relatore della tesi di Master in Astrofisica alla SISSA di Fulvio Pompilio.

� B. Poggianti e stata correlatrice della tesi di laurea “Sintesi spettrale di galassie ad attiva forma-zione stellare”, Laureato: Jacopo Fritz, Relatore Alberto Franceschini, altro correlatore AlessandroBressan, Universita’ di Padova, Aprile 2001

correlatrice della tesi di Dottorato della Dott.ssa Carla Boschetti, relatore P. Rafanelli, Diparti-mento di Astronomia di Padova, dottorato in corso.

� P. Marziani e M.Calvani sono stati correlatore di tesi del Dr. Christian Bongardo (laureato inAstronomia, con tesi sui Broad Absorption Line QSO di basso redshift), ed e al presente correlatoredi dottorato della Dr.essa Valentina Braito (Universita di Padova) e di Yair Krongold (UNAM,Mexico).

� M.Turatto e stato correlatore delle tesi di Laurea in Astronomia di Laura Rigon, M. Riello e diScuenze Naturali di V. Sergi (Universita di Padova. Eanche responsabile delle tesi di Dottorato diG.Altavilla e M.Riello.

40 6 ELENCO PUBBLICAZIONI 2001

6 Elenco pubblicazioni 2001

A) Lavori pubblicati

Riviste con referee (lavori pubblicati)

D.M. Alexander, F. La Franca, F. Fiore, X. Barcons, P. Ciliegi, L. Danese, R. Della Ceca, A. Fran-ceschini, C. Gruppioni, G. Matt, S. Oliver, F. Pompilio, A. Wolter, A. Efstathiou, G.C. Perola, M. Perri,D. Rigopoulou, M. Rowan-Robinson, S. Serjeant (2001), The European Large Area ISO Survey V: aBeppoSAX hard X-ray Survey of the S1 Region, ApJ, 554, 18

D. Alloin, E. Galliano, J. Cuby, O. Marco, D. Rouan, Y, Clenet, G.L. Granato, A. Franceschini(2001), Kinematics of molecular gas in the nucleus of NGC 1068 from H2 line emission observed withVLT, A&A, 369, L33

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Rapporti invitati a congressi (pubblicati)

F. Bortoletto, S. Benetti, G. Bonanno, C. Bonoli, P. Bruno, C. Carmona, P. Conconi, L. Corcione, R.Cosentino, M. D’Alessandro, R. Dominguez, D. Fantinel, A. Galli, D. Gardiol, A. Ghedina, F. Ghinassi,E. Giro, C. Gonzales, M. Gonzales, J. Guerra, A. Magazzu, D. Mancini, E. Marchetti, J. Medina, F.Pasian, F. Paulli, C. Pernechele, M. Pucillo, R. Ragazzoni, C. Riverol, P. Schipani, R. Smareglia, G.Tessicini, G. Trancho, C. Vuerli, A. Zacchei (2001), The Commissioning Phase, in Proceedings of theConference organized by CNAA and INAF, “Scientific Dedication of the Telescopio Nazionale Galileo”,Santa Cruz de La Palma, 3–5 November 2000, Eds. M. Rodono and G. Setti, Special Publication byCNAA, p. 22

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A. Baruffolo, A. Bortolussi, L. De Pizzol (2001), OmegaCAM Instrument Software User Require-ments, ESO Internal Report VST-SPE-OCM-23100-3061

A. Baruffolo, A. Bortolussi, L. De Pizzol (2001), OmegaCAM Instrument Software Functional Spe-cifications, ESO Internal Report VST-SPE-OCM-23100-3062

A. Baruffolo, A. Bortolussi, L. De Pizzol (2001), OmegaCAM Observation Software, Software De-sign Description, ESO Internal Report VST-SPE-OCM-23100-3064

A. Baruffolo, E. Cascone (2001), Interface Control Document between OmegaCAM Control Elec-tronics and Instrument Software, ESO Internal Report VST-SPE-OCM-23100-3562

A. Bortolussi, A. Baruffolo, L. De Pizzol (2001), OmegaCAM Instrument Control Software, Soft-ware Design Description, ESO Internal Report VST-SPE-OCM-23100-3063

L. De Pizzol, A. Baruffolo, A. Bortolussi (2001), OmegaCAM Autoguiding and Image AnalysisSoftware, Software Design Description, ESO Internal Report VST-SPE-OCM-23100-3065

C. Cumani, A. Balestra, A. Baruffolo (2001), FIERA CCD Controller Software User Manual, 1.3,ESO Internal Report VLT-MAN-ESO-13640-1388

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Comunicazioni a congressi, altre riviste, circolari IAU

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G. Altavilla, S. Benetti, A. Pastorello, M. Riello, M. Turatto, L. Zampieri, E. Cappellaro, A. Cloc-chiatti, C. Contreras, I.J. Danziger, P. Mazzali, F. Patat (2001), Supernovae 2001io and 2001ip, IAUC n�

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C. Barbieri, M. Lazzarin, S. Verani, F. Rampazzi, S. Fornasier, S. Marchi, R. Ragazzoni, G.Cremonese,M. Mendillo, J. Baumgardner, S. Chakrabarti, T. Cook, J. Wilson, M. Dolci, C.R. Benn, A. Romoli, M.Barilli, P. Falciani, R. Paolinetti, G. Preti, G. Borghi, A. Dalla Torre, M. Salvetti, L. Tucci (2001),LUNAM 2000 (LUNar Atmosphere Mission), in “La Scienza e la Tecnologia della Stazione SpazialeInternazionale”, May 2001, Torino

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List of Bibliographic Code Abbreviations

A&A...... Astronomy and AstrophysicsAJ....... Astronomical JournalAdSpR.... Advances in Space ResearchApJ...... Astrophysical JournalApJS..... Astrophysical Journal Supplement SeriesApOpt.... Applied OpticsAp&SS.... Astrophysics and Space ScienceAstL..... Astronomy LettersBaltA.... Baltic AstronomyExA...... Experimental AstronomyIAUC..... International Astronomical Union CircularIBVS..... Informational Bulletin on Variable StarsIJMPC.... International Journal of Modern Physics CJAHH..... Journal of Astronomical History and HeritageMNRAS.... Monthly Notices of the Royal Astronomical SocietyMmSAI.... Memorie della Societa Astronomica ItalianaNewA..... New AstronomyNewAR.... New Astronomy ReviewOptCo.... Optics CommunicationsP&SS..... Planetary and Space SciencePASP..... Publications of the Astronomical Society of the PacificPhRvD.... Physical Review DSPIE..... Society of Photo-Optical Instrumentation Engineers Conf.

58 7 PERSONALE IN SERVIZIO AL 31/12/2001

7 Personale in servizio al 31/12/2001

Table 2: ASTRONOMI ORDINARI-STRAORDINARICOGNOME NOME QUALIFICABENACCHIO LEOPOLDO ASTR. STRAORD.BORTOLETTO FAVIO ASTR. ORD.CALVANI MASSIMO ASTR. ORD.DE ZOTTI GIANFRANCO ASTR. ORD.GRATTON RAFFAELE ASTR. STRAORD.

Table 3: ASTRONOMI ASSOCIATICOGNOME NOME QUALIFICAANDREANI PAOLA MICHELA ASTR. ASS. DA CONF.BONOLI CARLOTTA ASTR. ASS.BRESSAN ALESSANDRO ASTR. ASS.D’ALESSANDRO MAURIZIO ASTR. ASS.FALOMO RENATO ASTR. ASS.IIJIMA TAKASHI ASTR. ASS.MUNARI ULISSE ASTR. ASS. DA CONF.NASI EMMA ASTR. ASS.SABBADIN FRANCO ASTR. ASS.TURATTO MASSIMO ASTR. ASS.

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Table 4: RICERCARORI ASTRONOMICOGNOME NOME QUALIFICABARUFFOLO ANDREA RIC. ASTR.BENETTI STEFANO RIC. ASTR. DA CONF.BETTONI DANIELA RIC. ASTR.CARRETTA EUGENIO RIC. ASTR.CLAUDI RICCARDO RIC. ASTR.CREMONESE GABRIELE RIC. ASTR.FANTINEL DANIELA RIC. ASTR.FASANO GIOVANNI ASTR. AD ESAURIMENTOGRANATO GIAN LUIGI RIC. ASTR.GRUPPIONI CARLOTTA RIC. ASTR. DA CONF.HELD ENRICO VALERIO RIC. ASTR.MARZIANI PAOLO RIC. ASTR.MAZZEI PAOLA RIC. ASTR.PERNECHELE CLAUDIO RIC. ASTR.PIGATTO LUISA RIC. ASTR.POGGIANTI BIANCA MARIA RIC. ASTR.VALLENARI ANTONELLA RIC. ASTR.ZAMPIERI LUCA RIC. ASTR. DA CONF.

Table 5: PERSONALE TECNICO-AMMINISTRATIVO – AREA AMMINISTRATIVA-GESTIONALECOGNOME NOME QUALIFICABIANCHINI CARLA ANNA EP-03BAGAROTTO LUISA D-02BOVO BIANCA C-01BUSATO ANDREA C-01CARRARO SABRINA C-03CECCHINATO ANTONELLA C-01FARO DANIELA C-01GALA EMANUELE C-01LOCATELLI MARIANGELA D-01MESIN SILVIA C-03PERLARI CHIARA C-03PESCAROLO ANTONIO C-01RONZANI CRISTINA C-03SALVAGNO WALTER D-02TAGLIARO ELISABETTA C-03

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Table 6: PERSONALE TECNICO-AMMINISTRATIVO – AREA TECNICA, TECNICO-SCIENTIFICA EDELABORAZIONE DATICOGNOME NOME QUALIFICABOCCATO CATERINA D-01BOZZATO EVARISTO D-02CANDEO GIOVANNI C-03CASTIELLO MOSE’ C-01CHIOMENTO VENERIO D-01CONTRI LINO D-02DALLE AVE SERGIO C-03DI CICCO NICOLA D-01FANT GIANMARCO D-03FARISATO GIANCARLO C-01FRIGO ALDO C-01GIANESINI GIACOMO C-05GIRO ENRICO EP-01LESSIO LUIGI C-02MARTORANA GIORGIO C-02PAOLETTI LORENZO D-03PASTORE SERENA D-02PETRELLA AMEDEO D-02REBESCHINI MAURO C-04RIGONI ALBERICO D-03RIGONI ITALO C-03RIGONI LUCIO C-03SATTA ANTONELLO C-03SEGAFREDO ALFREDO C-05STEFANI IVAN C-05STRAZZABOSCO DIEGO C-03TOMASELLA LINA D-02TRAVERSO LUCIANO C-03ZANINI VALERIA D-01

Table 7: PERSONALE TECNICO-AMMINISTRATIVO – AREA SERVIZI GENERALI E TECNICICOGNOME NOME QUALIFICAALEMANNO MONICA B-02CASOTTO PATRIZIA B-03PADOVANO GIOVANNI B-03PESAVENTO MARIO B-03RIZZO ANDREA B-03

Table 8: PERSONALE TECNICO-AMMINISTRATIVO – AREA BIBLIOTECHECOGNOME NOME QUALIFICAMICELI ROSALIA D-01TONIOLO CLAUDIA C-03

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INAF – OSSERVATORIO ASTRONOMICO DI PADOVA Relazione …archive.oapd.inaf.it/oapd/2/2_3/docs/annual_report/rel2001.pdf · sione degli spettri sintetici stellari in tabelle di correzioni