OSSERVATORIO ASTRONOMICO DI PALERMO GIUSEPPE S. VAIANA
Progetti di ricerca
Fisica stellare ottica
Ricerche stellari nella banda spettrale ottica vengono svolte all'Osservatorio Astronomico di Palermo facendo uso di strumentazione esterna all'Osservatorio, cui i ricercatori dell'OAPA hanno accesso mediante proposte di osservazione selezionate su base competitiva internazionale. I telescopi piu' comunemente usati sono quelli dell'ESO in Cile, a La Silla (3.6m ESO, NTT, 2.2m, 1.5m e 1.5m Danish) e al Paranal (VLT), e quelli dell'Osservatorio di Roche de los Muchachos (TNG, WHT, INT) nell'isola di La Palma, alle Canarie.
Le tematiche principali di ricerca riguardano:
Queste varie linee di ricerca sono illustrate piu' dettagliatamente nei paragrafi che seguono.
1. SPETTROSCOPIA OTTICA AD ALTA RISOLUZIONE
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 inclusa la determinazione delle abbondanze chimiche, delle perdite radiative cromosferiche, della dinamica stellare (rotazione, convezione), della distribuzione delle disomogeneita` superficiali (Doppler imaging) e dell'intensita` 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. Sono di questo tipo lo spettrografo CASPEC (ora dismesso, ma usato ampiamente dai ricercatori di OAPA negli anni passati) al telescopio di 3.6m dell'ESO nonche` gli spettrografi SARG al TNG, UVES al VLT e FEROS all'1.5m dell'ESO. Analoghi strumenti per spettroscopia ottica 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, pertanto, sono stati usati solo in parte e sporadicamente. Uno spettrografo echelle a piu' oggetti sara` disponibile tra poco al VLT (lo spettrogragfo GIRAFFE alimentato dal posizionatore di fibre FLAMES che permettera` anche spettroscopia multioggetto con UVES).
Spettroscopia a risoluzione intermedia (circa 1 A) e` anche possibile con strumentazione disponibile in vari Osservatori (ad esempio con l'IDS all'Isaac Newton Telescope di 2.5m alle Canarie o lo spettrografo Boller & Chivens all'1.5m ESO a La Silla).
Un campo di ricerca in cui sono particolarmente attivi i ricercatori dell'Osservatorio di Palermo (in collaborazione con ricercatori di Firenze, di Milano, dell'IAC, del CfA, di ESO e di ESA/ESTEC) e` la determinazione dell'abbondanza del litio, mediante osservazioni della riga del litio neutro a 6707 A. 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 circa 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'eta` e dalla composizione chimica delle stelle. Osservazioni di stelle in ammassi aperti di varia eta` 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 ammassi aperti di varia eta` e metallicita`. Tra gli ammassi studiati ci sono ammassi molto giovani come IC 2602 e IC 2391 (che hanno un'eta` di circa 30 milioni di anni) o come alpha Persei (eta` di circa 50 milioni di anni), ammassi di eta` intermedia tra le Pleiadi e le Iadi (quale ad esempio NGC 6475) ed ammassi con eta` confrontabile a quella delle Iadi (circa 700 milioni di anni), quali Coma e il Praesepe. Particolare attenzione e` stata anche dedicata agli ammassi piu` vecchi, con eta` maggiore di quella delle Iadi, quali NGC 3680 e IC 4651 (che hanno un'eta` di circa 2 Gyr) e M 67 (con un'eta` di circa 5 Gyr). Questi ammassi di eta` intermedia e vecchi sono utili per comprendere i meccanismi di impoverimento del litio durante l'evoluzione delle stelle sulla sequenza principale. Particolarmente importante a questo riguardo e` capire l'origine del cosiddetto "Li-dip" negli ammassi con eta` confrontabile o maggiore di quella delle Iadi, e l'origine della dispersione nelle abbondanze di litio nelle stelle di tipo solare osservata in ammassi molto vecchi come M 67.
I programmi in corso in questo campo mirano ad ottenere una copertura il piu' possibilmente completa del piano eta`-metallicita`, includendo sia ammassi relativamente giovani come NGC 2516 e Blanco 1 (con eta` confrontabile con quella delle Pleiadi) che ammassi di eta` intermedia (circa 2 Gyr, come NGC 752 and NGC 7789) o molto vecchi come NGC 188 e NGC 2243. I dati ottenuti, e quelli resi disponibili da altri analoghi programmi in corso in varie parti del mondo (e particolarmente al Keck, al telescopio WYIN, ai telescopi inglesi alle Canarie e all'AAT), dovrebbero permettere di ottenere un quadro piu' preciso dei complessi meccanismi di mescolamento interno nelle stelle nelle loro varie fasi evolutive. Due congressi su queste tematiche sono stati recentemente organizzati dai ricercatori di OAPA a Palermo ("Cool Stars, in Clusters and Associations: Magnetic Activity and Age Indicators", Palermo, 20-23 maggio 1997 e "Stellar Clusters and Associations: Convection, Rotation, and Dynamos", Palermo, 25-28 maggio 1999).
Nello studio di campioni omogenei per eta` e composizione chimica, e` fondamentale accertarsi dell'effettiva appartenenza all'ammasso delle stelle osservate, cosa non semplice in regioni molto affollate come sono appunto gli ammassi. Per gli ammassi giovani, le osservazioni X sono un mezzo potente per determinare l'effettiva appartenenza all'ammasso. Ulteriori conferme provengono dalla determinazione delle velocita` radiali e dalla misura dell'emissione cromosferica, informazioni che si possono ottenere dagli stessi spettri utilizzati per la determinazione dell'abbondanza del litio. Le osservazioni in Halpha permettono di stimare il livello di attivita` cromosferica, che a sua volta e` funzione dell'eta` e della rotazione stellare. Analoghe informazioni sulle cromosfere stellari si ottengono dalle righe H e K e/o dal tripletto del Ca II. Inoltre, per tutti gli ammassi, e` essenziale avere una buona determinazione spettroscopica della metallicita` e possibilmente anche di altri elementi (in particolare l'ossigeno) oltre a quella del ferro. Infine, per lo studio dei processi di dredge-up e di diluzione del litio nelle stelle evolute, e` anche importante determinare il rapporto isotopico C12/C13 che dipende dalla nucleosintesi stellare e dal trasferimento in superficie dei prodotti della nucleosintesi interna durante la fase evolutiva di gigante rossa.
2. FOLLOW-UP OTTICO DI SORGENTI STELLARI X
Poiche` l'emissione X coronale dipende fortemente dall'eta`, le osservazioni X sono un potente mezzo per identificare stelle giovani in regioni di formazione stellare ed ammassi giovani. Spettroscopia ottica a bassa risoluzione e osservazioni fotometriche sono necessarie per identificare le controparti ottiche delle sorgenti X e per caratterizzarne la natura. Lo scopo e` quello di arrivare ad una determinazione della Funzione di Massa Iniziale (IMF) in tali regioni. Ricerche di questo tipo sono svolte da ricercatori dell'OAPA per varie regioni di formazione stellare quali NGC 2264 e Upper Sco-Cen, con particolare riferimento alle stelle di piccola massa per le quali i campioni esistenti di pre-main sequence stars risultano largamente incompleti. Immagini X profonde, sia di ammassi e regioni di formazione stellari, sia di campo, mostrano un gran numero di sorgenti X, una parte sola delle quali e` associata a controparti ottiche note.
Per determinare la natura delle sorgenti X non identificate sono particolarmente utili osservazioni ottiche fotometriche a piu' colori e spettroscopiche a bassa e media risoluzione. E` possibile in questo modo stimare il tipo spettrale e la distanza delle sorgenti ottiche e, per le regioni di formazione stellare, determinare quali oggetti siano genuine stelle di pre-sequenza, e quali di queste siano stelle T-Tauri classiche e quali invece stelle Weak-line T-Tauri con dischi circumstellari molto sottili o addirittura assenti. Con questi studi. fatti in collaborazione con ricercatori di Brera, Firenze, Catania, ESO ed ESA/ESTEC, e` stato possibile ad esempio determinare come esista una popolazione stellare molto giovane nell'intorno solare, probabilmente associata alla Gould Belt costituita di ammassi stellari e associazioni giovani. Tra gli ammassi stellari aperti osservati in raggi X, sono state fatte campagne di follow-up ottico per gli ammassi aperti NGC 2506, NGC 2391, alpha Persei, Blanco 1, NGC 6475, Coma, Prasepe ed altre sono in programma per NGC 2264, NGC 2422, NGC 7092, Stock 2, NGC 2516 e per la regione del Toro-Auriga.
3. STRUMENTAZIONE SPETTROSCOPICA INNOVATIVA
Vari progetti tecnologici nel campo della spettroscopia ottica ad alta risoluzione sono in corso all'Osservatorio Astronomico di Palermo, in relazione al TNG, al VLT e all'LBT. Dettagli tecnici su queste attivita` sono riportate alla voce "Progetti Tecnologici: Sviluppo di strumentazione ottica" in queste pagine Web.
L'Osservatorio di Palermo ha collaborato con gli Osservatori di Padova, Catania e Trieste alla realizzazione dello spettrografo ad alta risoluzione SARG per il Telescopio Nazionale Galileo alle Canarie. E` questo uno spettrografo echelle a dispersione incrociata che opera nell'intervallo spettrale 3700 - 9000 A, con un potere risolutivo spettrale da 20.000 a 140.000 e un mosaico di due rivelatori CCD di 2048x2048 pixels. Lo spettrografo e` entrato in funzione a meta` del 2000 e lo strumento e` stato offerto alla comunita` scientifica dall'inizio del 2001. La partecipazione dell'Osservatorio di Palermo, finanziata dal CNR, ha riguardato la fornitura dei CCD controllers, del CCD slit viewer, dei motor controllers e della struttura meccanica della cella Peltier. I ricercatori di Palermo intendono utilizzare questo strumento per la spettroscopia di stelle in ammassi aperti al fine di ricavare abbondanze di litio, velocit\`a radiali e di rotazione, attivit\`a cromosferica, abbondanze chimiche degli elementi e rapporti isotopici.
L'Osservatorio di Palermo collabora con gli Osservatori di Brera, Trieste e Catania, e con ricercatori di ESO e dell'Osservatorio di Grenoble, alla realizzazione di uno spettrografo echelle per ottica adattiva (AVES) da utilizzare al VLT al fuoco secondario del modulo di ottica adattiva NAOS. E` stato portato a termine uno studio di fattibilita` dello strumento, finanziato dal CNAA, ed e` stata presentata una proposta ad ESO per l'installazione dello strumento al VLT come Visitor Instrument a partire dal 2003. Lo spettrografo funzionera` a risoluzione intermedia (circa 15.000) nell'intervallo spettrale tra 5000 e 10.000 A, permettendo una completa copertura di questo intervallo spettrale in ogni singola esposizione. Utilizzando l'ottica adattiva per concentrare la luce della sorgente celeste entro un diametro molto piccolo, dovrebbe essere possibile raggiungere la magnitudine V=22.5 con S/N>10/pixel in esposizioni di 2 ore, almeno una magnitudine piu` profonda di quanto raggiungibile a parita` di risoluzione spettrale con lo spettrografo GIRAFFE e piu' di due magnitudini piu' profonda di quanto possibile, a piu' alta risoluzione, con UVES. Lo strumento possiede anche una funzione di imaging e coronografia per osservazioni nel visibile vicino al limite di diffrazione, risultando in cio` altamente complementare allo strumento infrarosso CONICA che usa il fuoco principale dello stesso modulo di ottica adattiva NAOS. I ricercatori di OAPA e i loro collaboratori nel Consorzio italiano intendono utilizzare questo strumento principalmente per lo studio dell'evoluzione chimica della Galassia (stelle di alone e del Bulge) e di galassie del gruppo Locale (la Grande e Piccola Nube di Magellano e la galassia nana del Sagittario).
L'Osservatorio di Palermo partecipa inoltre, con gli Osservatori di Trieste, Bologna e Cagliari, alla realizzazione del progetto FLAMES per l'unita` UT2 del VLT. E` questo un posizionatore di fibre ottiche che alimentera` sia uno spettrografo multi-object a media dispersione (GIRAFFE) che lo spettrografo ad alta dispersione UVES. Con FLAMES sara` cosi` possibile fare spettroscopia a piu` oggetti ed alta risoluzione anche con UVES, aumentando cosi` notevolmente l'efficienza osservativa di tale spettrografo nell'osservazione di campi affollati quali gli ammassi stellari. La partecipazione dell'OAPA a questo progetto riguarda la realizzazione (in collaborazione con l'Osservatorio di Cagliari) del Data Reduction Software (DRS) di UVES nel modo a fibre. Il progetto, attualmente in corso, e` previsto si completi entro la prima meta` del 2001, con l'entrata in funzione di FLAMES e di GIRAFFE sull'unita` Kueyen del VLT.
In cambio di queste attivita`, il Consorzio italiano ricevera` da ESO un certo numero di notti garantite che l'Osservatorio di Palermo intende dedicare, per la sua parte, alla spettroscopia multioggetto di ammassi aperti e regioni di formazione stellari.
L'Osservatorio di Palermo sta infine studiando, in collaborazione con l'Astrophysical Institute di Potsdam, l'Osservatorio Astronomico di Brera e l'Osservatorio Astrofisico di Catania, uno spettropolarimetro ad alta risoluzione (PEPSI) per un possibile uso al Large Binocular Telescope (LBT) a Mt. Graham in Arizona. Lo spettropolarimetro e` attualmente in una fase di disegno preliminare che prevede un'alimentazione a fibre dai fuochi Gregoriani F/15 diretti, con lo strumento collocato su una base fissa nel pilastro dell'edificio dell'LBT, per assicurare massima stabilita`. E` previsto sia un modo polarimetrico a piu' bassa risoluzione che un modo per ottica adattiva ad altissima risoluzione (> 250.000). Se verra` approvato per uso all'LBT, PEPSI sara` costruito da un Consorzio italo-tedesco, costituito dagli Istituti proponenti, con prevista luce all'LBT nel 2005.
Al fine di poter portare a termine con successo questi progetti tecnologici, l'Osservatorio Astronomico di Palermo ha chiesto un contributo alla Regione Sicilia per la realizzazione di un Laboratorio di Spettroscopia Astronomica Ottica (LAOS) per la progettazione, la costruzione, l'integrazione e il testing di strumentazione spettroscopica ottica per grandi telescopi.