OSSERVATORIO ASTRONOMICO DI PALERMO GIUSEPPE S. VAIANA
Report Annuale
Osservazioni spettroscopiche ad alta risoluzione (con poteri risolutivi tra 20.000 e 100.000) permettono di
ricavare informazioni fisiche sulle fotosfere e cromosfere stellari, ivi incluse la determinazione delle abbondanze
chimiche, delle perdite radiative cromosferiche, della dinamica stellare (rotazione, convezione), della distribuzione
delle disomogeneita` superficiali (macchie) e la misura dell'intensità dei campi magnetici superficiali.
Gli strumenti usati per queste osservazioni sono tipicamente spettrografi echelle a dispersione incrociata che
permettono l'acquisizione simultanea di un ampio intervallo spettrale su un rivelatore CCD. Era di questo tipo
lo spettrografo CASPEC usato finora al telescopio di 3.6m dell'ESO e saranno di questo tipo gli spettrografi UVES
e SARG che stanno per entrare in funzione rispettivamente all'unità UT2 di 8m del VLT e al telescopio TNG
di 3.5m a La Palma. Analoghi strumenti per spettroscopia ad alta risoluzione sono disponibili in molti altri Osservatori
(a Kitt Peak, a Cerro Tololo, al WHT a La Palma, all'AAT, al Keck, etc.), ma sono di piu' difficile accesso per
la comunita` astronomica italiana e vengono usati perciò solo sporadicamente. Spettroscopia a risoluzione
intermedia (
1 Å) e`
anche possibile con strumentazione disponibile in vari Osservatori (ad esempio con l'IDS all'Isaac Newton Telescope
di 2.5m alle Canarie).
Un campo di ricerca in cui sono particolarmente attivi i ricercatori dell'Osservatorio di Palermo (in collaborazione con ricercatori di Arcetri, di Milano, dell'IAC, del CfA, di ESO e di ESA/ESTEC) è la determinazione dell'abbondanza del litio, mediante osservazioni della riga del litio neutro a 6707 Å. Il litio e` un potente mezzo di diagnostica della struttura interna della stelle e dei meccanismi di mescolamento interno. Il litio infatti e` facilmente distrutto nell'interno stellare a temperature superiori a 2.5 milioni di gradi: meccanismi di mescolamento che trasportano il litio superficiale verso l'interno causano pertanto un progressivo impoverimento del litio, rivelabile mediante osservazioni spettroscopiche a risoluzione alta ed intermedia. Secondo i modelli standard di evoluzione stellare tale impoverimento dovrebbe dipendere solo dalla massa, dall'età e dalla composizione chimica delle stelle. Osservazioni di stelle in ammassi aperti di varia età hanno invece mostrato forti discrepanze con le previsioni dei modelli standard, il che indica che altri fattori (per esempio la rotazione) giocano un ruolo importante o addirittura dominante nei processi di mescolamento interno.
Determinazioni dell'abbondanza del litio sono state eseguite dai ricercatori dell'OAPA per stelle di vari ammassi
aperti di varia età e metallicità. Tra gli ammassi studiati ci sono ammassi molto giovani come IC2602
e IC2391 (che hanno un'età di circa 30 milioni di anni) o come alpha Persei (età di circa
50 milioni di anni), ammassi di età intermedia tra le Pleiadi e le Iadi (NGC6475) ed ammassi con età
confrontabile a quella delle Iadi (circa 700 milioni di anni), quali Coma. Particolare attenzione è stata
anche dedicata agli ammassi più vecchi, con età maggiore di quella delle Iadi, quali NGC3680, IC4651,
M67 and NGC2243. Questi ammassi vecchi coprono l'intero intervallo di età tra le Iadi ed M67 (che ha un'età
di circa 5 miliardi di anni) e sono utili per comprendere i meccanismi di impoverimento del litio durante l'evoluzione
delle stelle sulla sequenza principale. Particolarmente importante a questo riguardo è capire l'origine
del cosiddetto ``Li-dip'' negli ammassi con età confrontabile o maggiore di quella delle Iadi, e l'origine
della dispersione nelle abbondanze di litio osservata in ammassi molto vecchi come M67.
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permettono di stimare il livello di attività cromosferica, che a sua volta è funzione dell'età
e della rotazione stellare. Analoghe informazioni sulle cromosfere stellari si ottengono dalle righe H e K del
Ca II che però sono accessibili, con la strumentazione esistente, solo negli ammassi più vicini o
nelle stelle di campo, ma che diveranno accessibili nel prossino futuro con UVES al VLT.
