PRESENTAZIONE

E’ con grande piacere che presento questo resoconto dell’attività di ricerca dell’OsservatorioAstronomico di Trieste svolta nell’anno 2001. La pubblicazione è un breve resoconto delle ricerchedi base e tecnologiche che si svolgono all’Osservatorio ed ha lo scopo di farle conoscere per sti-molare nuove collaborazioni e nuovi progetti.Con il 2001 è terminata la direzione del prof. Fabio Mardirossian iniziata nel 1996 e a cui vannosinceri ringraziamenti per la dedizione con cui ha portato a termine il suo mandato. E’ stato anchel’ultimo anno in cui l’Osservatorio Astronomico di Trieste, come pure gli altri osservatori astrono-mici italiani, ha operato da Ente di ricerca autonomo. Fase che si è conclusa il 1 gennaio 2002 conla nascita dell’ Istituto Nazionale di Astrofisica (INAF).Nel 2001 e’ proseguita con impegno la partecipazione dell’Osservatorio ai principali progettistrumentali in corso di realizzazione in Italia e nel mondo, ed è aumentato l’utilizzo da parte deiricercatori delle strumentazioni astronomiche e in particolare del Very Large Telescope. Nel corsodell’anno passato sono stati pubblicati 74 lavori su riviste internazionali con referee, 8 relazioni suinvito, 31 rapporti tecnici e 47 pubblicazioni relative a comunicazioni a convegni o di varia natura.Inoltre un ricercatore dell’Osservatorio, il Dr. Piercarlo Bonifacio, ha ottenuto la direzione dellaprestigiosa rivista delle Memorie della Società Astronomica Italiana.L'attivita' scientifica dell’Osservatorio è strutturata in due divisioni operative: una dedicata allaricerca di base ed una alle tecnologie astrofisiche. Il personale scientifico al dicembre del 2001 haraggiunto un totale di 30 astronomi, dei quali 5 nei ruoli di astronomo ordinario o straordiario, 5 nelruolo di astronomi associato e 20 nel ruolo di ricercatori astronomi. In particolare nel 2001l'Osservatorio è cresciuto considerevolmente con la presa in servizio di 3 nuovi ordinari, di cui 2avvenute con promozioni interne, e 2 nuovi ricercatori astronomi. Al personale di ricerca perma-nente si aggiungono 12 contrattisti o assegnisti a tempo determinato. La parte dei servizi e' com-posta da 21 unita' di personale nelle aree biblioteca, amministrativa, servizi generali e tecnici più19 di personale unità di area tecnica, tecnico scientifica e di elaborazione dati. La gestione tec-nico-amministrativa si avvale di un ufficio di amministrazione, di uno di servizi generali, di un ufficiopersonale e di un ufficio legale.Il Dipartimento di Astronomia dell'Universita' di Trieste attualmente e' ospitato dall'OAT tramite laconvenzione esistente, che è in fase di revisione. Sono ospitati inoltre 2 ricercatori e un tecnicoCNR.Parte delle pertinenze della Villa Bazzoni, acquistata grazie al contributo del Fondo Trieste e delMIUR-CRA, sono state restaurate e collegate con fibre ottiche alla sede principale di Via Tiepolo11, e ora ospitano il gruppo che si occupa del progetto Planck. Nel mese di giugno è stato firmatoil contratto con la ditta aggiudicataria dei lavori di ristrutturazione, adeguamento e messa a normadella Villa Bazzoni che si prevede termineranno entro il 2002. Nello stesso mese è stato anchestipulato il contratto con la ditta aggiudicataria della gara per l’appalto dei lavori relativi allacostruzione di una palazzina presso la Succursale di Basovizza e la costruzione di nuovi labora-tori e uffici nella stazione osservativa di Basovizza, i cui lavori dovrebbero essere ultimati entro l’anno corrente. L’ultimazione di questi due edifici dovrebbe risolvere la scarsità di spazi che è unodei problemi più grossi dell’Osservatorio.Particolare impegno è stato dedicato alla formazione degli studenti e alla divulgazione dell’astro-nomia. L’Osservatorio ha organizzato la sessione autunnale della Scuola Nazionale di Astrofisicae dei corsi di conferenze per studenti ed insegnanti delle scuole superiori. Personale dell’osserva-torio ha tenuto corsi e supplenze per il corso di laurea in fisica dell’Università di Trieste, e cicli diseminari per settore di astrofisica della SISSA con anche opera di supervisione di studenti.L’Osservatorio di Trieste è socio fondatore del Collegio “Luciano Fonda” che emette borse di studioper studenti dei primi anni del corso di fisica dell’Università di Trieste. Inoltre sono continuatenumerose le visite notturne ai telescopi didattici della succursale di Basovizza e le visite al museodi Urania Carsica.In conclusione, il 2001 è stato un anno di crescita notevole della qualità e della consistenza dellaricerca dell’Osservatorio di Trieste che spero di poter contribuire a far crescere ulteriormente neiprossimi anni.

Paolo Molaro Trieste lì 12 Giugno 2002

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ELENCO DEL PERSONALE

Astronomi ordinariStefano Cristiani, Ivan John Danziger, Paolo Molaro, Fabio Pasian, Mauro Pucillo.

Astronomi associatiCarlo Morossi, Massimo Persic, Massimo Ramella, Paolo Santin, Giovanni Vladilo.

Ricercatori astronomiAndrea Biviano, Piercarlo Bonifacio, Cristina Chiappini, Lucio Crivellari, Paolo Dimarcantonio,Umberto Flora, Maria Grazia Franchini, Marco Fulle, Leo Alberto Girardi, Paolo Mazzali, MauroMesserotti, Mario Nonino, Elena Pian, Laura Silva, Riccardo Smareglia, Paolo Tozzi, ClaudioVuerli, Andrea Zacchei, Simone Zaggia, Paolo Zlobec.

Ep area tecnica, tecnico-scientifica ed elaborazione datiConrad Boehm, Maurizio Comari

Ep area amministrativa-gestionaleLuciana Balestrucci

D area tecnica, tecnico-scientifica ed elaborazione datiAlessandro Caproni, Roberto Cirami, Flavio Depolli, Lucio Fornasar, Sergio Furlani, RobertoKrasna, Alessandro Marassi, Michele Maris, Sergio Monai, Sergio Padovan.

D area amministrativa gestionaleViviana Dapinguente, Laura Flora, Mirella Giacchetti, Lorenzo Monet.

C area amministrativaBruna Adami, Danilo Antonelli, Viviana Battaglia, Cristina Botta, Simonetta Fabrizio, MarinaFonda, Giulia Manca.

C area biliotecheLaura Abrami

C area tecnica, tecnico-scientifica ed elaborazione datiCristian Boso, Giorgi Buzan, Igor Coretti, Claudio Corte, Omar Grigolon, Loris Dilena, LucianoPerla.

B area servizi generali e tecniciSilvio Burolo, Armando Braico, Lucio Demicheli, Chiara Doz, Emilia Trdoslavich, Fulvio Zanin.

B area amministrativaLivia Mervoglino, Gabriella Schiulaz, Roberta Toso.

ContrattistiMiriam Centurion, Valentina d’Odorico, Sandro Fogliani, Huang Mahoai, Davide Maino, AldoMartinez, Simone Recchi, Marco Sgorlon.

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RICERCA DI BASE

1 Il Sole ed il Sistema Solare

Maurizio COMARI, Igor CORETTI, Lucio FORNASARI, Jasmina MAGDALENIC, Mauro MESSE-ROTTI, Sergio PADOVAN, Paolo ZLOBEC

1.1 Radiofisica del Sole ed dei plasmi planetari

Presso la Stazione Osservativa di Basovizza opera l'unico sistema radioastronomico in Italia dedi-cato allo studio del Sole, il Sistema Radio Solare di Trieste (TSRS, Trieste Solar Radio System)(Pubbl.OAT N. 002358), costituito da due radiopolarimetri multicanale, che captano le emissioniradio provenienti dalla corona solare, l'alta atmosfera del Sole, e ne caratterizzano il livello di atti-vità. La rilevazione continua di tali emissioni radio avviene con altissima risoluzione temporale (dinorma 1 ms) ed accurate misure di polarizzazione circolare, nella banda metrica, con un'antennaparabolica da 10 metri di diametro, ed in quella decimetrica, con un'antenna parabolica da 3 metri.TSRS partecipa alle campagne osservative coordinate per lo studio dei brillamenti (Max Millen-nium), per il supporto a Terra alle missioni spaziali solari ed eliosferiche (SOHO, TRACE, WIND,ULYSSES, HESSI, Solar Orbiter) e per la Meteorologia dello Spazio (SpW, Space Weather), che sioccupa dell'osservazione e previsione delle perturbazioni interplanetarie e terrestri collegate conl'attività solare. Il sistema di sorveglianza dell'attività coronale radio di Trieste (Pubbl.OAT N.002402) è infatti un nodo della rete osservativa italiana per lo SpW e parte integrante del sistemaautomatico di allerta dei brillamenti solari "Trieste-Graz", pubblicando in tempo quasi-reale suInternet (http://radiosun.ts.astro.it) i dati radio sinottici e gli indici radio alle singole frequenze,impiegati nei modelli di previsione (Pubbl.OAT N. 002368).Per consentire alla comunità scientifica un efficiente accesso ai dati radio via Internet, è stato inol-tre sviluppato l'archivio dei dati radio solari (SOLRA, SOLar Radio Archive) (Pubbl.OAT N.002401), nodo della risorsa nazionale SOLARNET (SOLAR NETwork), che integra gli archivisolari italiani SOLAR (SOHO Long-term ARchive; INAF-OATo), ARTHEMIS (ARchive of THEMIS;INAF-OANa), che congloba anche i dati di PSPT (Precision Solar Photometric Telescope; INAF-OARm) e Catania (INAF-OACt). SOLRA sarà integrato nella federazione di archivi solari EGSO(European Grid of Solar Observations), un progetto europeo basato su un'architettura originaleche consentirà, in modo trasparente per l'utente, l'analisi multi-banda e multi-strumento di datisolari geograficamente distribuiti.Nell'ambito della modellistica degli eventi radio solari, impiegando i dati radiopolarimetrici di TSRSinsieme a quelli complementari di altri osservatori, si sono studiate le "strutture fini", come "fibre" e"zebre", che si manifestano come rapide variazioni dell'emissione nei burst radio solari di tipo IVed hanno origine quando il plasma coronale si ristruttura nella formazione di una eiezione dimassa coronale (CME) o per una riconfigurazione del campo magnetico coronale, spiegandolecome risultato di un processo di coalescenza di onde di plasma e "whistler" (Pubbl.OAT N.002400).Per quanto attiene alla ricerca sui brillamenti solari, l'analisi statistica di un campione di 100.000brillamenti osservati nella riga H-alfa, effettuata per ricavarne le proprietà dell'evoluzione tempo-rale e la distribuzione spaziale anche rispetto al ciclo solare (Pubbl.OAT N. 002367), ha eviden-ziato che: - la durata, il tempo di salita e quello di decadimento dell'emissione aumentanoall'aumentare della classe di importanza; - la durata ed il tempo di decadimento (ma non il tempodi salita) variano in fase con il ciclo solare; - esiste una significativa asimmetria nella distribuzioneNord-Sud come anche in quella Est-Ovest ma in modo meno marcato.Nel tentativo, infine, di identificare l'origine delle oscillazioni solari, come ad esempio i moti fluidiverso l'interno dovuti al rapido raffreddamento convettivo alla superficie, si sono studiate le pro-prietà della sorgente inferendole dall'analisi locale delle differenze di fase intensità-velocità

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(Pubbl.OATN. 002366). Le medesime caratteristiche spaziali e temporali di altri eventi osservati ela loro correlazione con i punti brillanti in H-alfa suggeriscono che jet di plasma verso il bassoassociati ad evaporazione cromosferica esplosiva possano essere un altro possibile candidato.

Fig.1: l’antenna da 10 metri della stazione di Basovizza

Fig.2: Evento IV osservato a Basovizza

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1.2 Comete

-Codici idrodinamici di chiome cometarie.Le missioni spaziali alle comete Halley e Borrelly, nonchè le intensive campagne osservative sulleeccezionali comete Hyakutake e Hale-Bopp, hanno evidenziato come i modelli euristici sviluppatie applicati dalla comunità scientifica che studia le comete siano del tutto inadeguati all’estremacomplessità dei fenomeni osservati. Dopo molti anni di analisi dei dati, si è finalmente determinatala forma 3D del nucleo della Halley, e si spera che lo stesso possa essere ottenuto per la Borrellyvisitata dalla DS1. Quindi, per la prima volta, si è in grado di affrontare in modo rigoroso la formu-lazione di un modello di chioma cometaria, che deve avere come condizione al contorno iniziale lasuperficie del nucleo, che non è assolutamente approssimabile ad una sfera. La fisica che deter-mina il sistema è ben nota fin dal XIX secolo, ma la risoluzione numerica in 3 è estremamentecomplessa, al limite della capacità numeriche attuali. Il programma è stato affrontato sistematica-mente finora solo da J.F. Crifo (CNRS), con l’indispensabile aiuto dei pochi matematici russi ingrado di affrontare il problema. Siamo coinvolti in questo gigantesco programma per quanto con-cerne l’applicazione degli output di questi modelli ad altri modelli sviluppati a Trieste in grado dicalcolare alcune osservabili che possono invalidare o meno il modello di partenza stesso e quindivincolarne i parametri: simulazione di esperimenti di collezione di polveri in situ, simulazione diimmagini ad altissima risoluzione di chioma e coda. Lo scopo è basare la navigazione della sondaESA Rosetta su un codice che calcoli la chioma della cometa target (Wirtanen) in base alla formanota del nucleo del target stesso, precedentemente osservato dalla stessa sonda Rosetta.(Pubbl.OAT N.002309, 002386)

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2 Stelle, Supernovae e Gamma Ray Bursts

Piercarlo BONIFACIO, Cristina CHIAPPINI, Lucio CRIVELLARI, John DANZIGER, MariagraziaFRANCHINI, Sergio FURLANI, Leo GIRARDI, Paolo MAZZALI, Paolo MOLARO, CarloMOROSSI, Elena PIAN, Lino RODRIGUEZ, Sivaranii THIRUPEPHI, Simone ZAGGIA

2.1 Stelle di Alone

Il telescopio di 8.2 m VLT-Kueyen, equipaggiato con lo spettrografo ad alta risoluzione UVES, haconsentito notevoli progressi nello studio della composizione chimica delle stelle.Un risultato notevole ottenuto con UVES è stata la determinazione di abbondanze accurate perstelle di turn-off degli ammassi globulari NGC 6397 e NGC 6752. Il risultato più sorprendente èche la metallicità delle stelle di turn-off è identica a quella delle stelle subgiganti, contrariarmentealle predizioni dei modelli di evoluzione stellare che prevedono che la metallicità delle stelle diturn-off appaia più bassa a causa della sedimentazione degli elementi indotta dalla diffusione.L’ammasso NGC 6397 ([Fe/H]=-2.03) è chimicamente molto omogeneo non mostrando alcunavariazione di composizione chimica da stella a stella. Al contrario l’ammasso NGC 6752 ([Fe/H]=-1.42) mostra una chiara anticorrelazione tra O e Na, per la prima volta osservata in stelle di turn-off. Tale anticorrelazione era già nota esistere in altri ammassi globulari tra le stelle giganti ed èinterpretato come evidenza di un processamento nucleare della materia. Nelle stelle giganti taleprocessamento potrebbe aver avuto luogo nella stella stessa e il materiale aver raggiunto lafotosfera tramite rimescolamento profondo.Nelle stelle di turn-off, invece ciò non dovrebbe essere possibile, secondo alcun modello di strut-tura stellare, neanche includendo meccanismi di mescolamento piùefficente, rotazione etc. Se ne deve concludere che questa anomalia chimica, e quindi il relativoprocessamento nucleare, hanno avuto luogo al di fuori dalla stella. In pratica o la stella è stata for-mata da gas inquinato da materiale processato in una precedente generazione di stelle oppure lasuperficie della stella è stata inquinata da tale materiale.L’ossigeno è di gran lunga l’elemento più abbondante dell’universo, a parte idrogeno e elio. E’ ilprincipale prodotto delle stelle massicce che lo eiettano nel mezzo interstellare quando esplodonocome supernovae. Studiare l’evoluzione di questo elemento nella Galassia è quindi di grandeinteresse e soprattutto il rapporto tra ossigeno e elementi prodotti attraverso altri canali nucleosin-tetici, quali gli elementi del picco del ferro. Tale rapporto fornisce delle importanti informazioni sullastoria chimica della Galassia. Dal punto di vista osservativo la misura delle abbondanze diossigeno nelle stelle vecchie e povere di metalli è difficile, la rigaproibita dell’ossigeno neutro ([OI]) a 630nm che si osserva nelle giganti K diventa al limite dellemisurabilità a metallicità sotto [Fe/H]=-2.5. Alternative sono le righe di OH nell UV e il tripletto dell’OI nel vicino infrarosso, entrambe regioni difficili da osservare: l’UV per l’assorbimento atmosfer-ico, delle ottiche e la scarsa efficienza dei trasduttori ottici, il vicino infrarosso per la presenza dirighe telluriche e i problemi di interferenza nei trasduttori ottici (“fringing”). E’ noto che il rapporto[O/Fe] aumenta al decrescere della metallicità, tuttavia Negli ultimi anni la comunità scientifica sista domandando se questo aumento continui indefinitamente oppure se presenti un “plateau”,come sembrava dalle misure effettuate una quindicina d’anni or sono. La grande efficienza diUVES nell’UV ha permesso di misurare le righe UV di OH in tre stelle di bassissima metallicità([Fe/H]~-3). Le abbondanze determinate implicano che il rapporto [O/Fe] aumenta al decresceredella metallicità, senza presentare alcun plateau. In una di queste stelle è stato possibile, sempregrazie a UVES, anche misurare il tripletto dell’ OI, che fornisce un’abbondanza in buon accordocon le righe dell’OH. Infine per la stella BD +23 3130 ([Fe/H]=-2.66) si è potuta misurare la debolis-sima riga dell’[OI] a 630nm (larghezza equivalente 1.5 mA). Questa misura permette di ricavare[O/Fe]=+0.71, in linea con i risultati dalle righe UV dell’OH e fornendo la prova che i tre indicatori diossigeno, nonostante le difficoltà osservative possono essere usati in maniera consistente.

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Fig.3:Righe UV dell’OH in tre stelle di bassissima metallicità ([Fe/H]<-3.0) osservate con UVES(Israelian et al ApJ 551 833).

Anche il Telescopio Nazionale Galileo ha permesso di ottenere dei risultati significativi. In una fasedi test della “speckle camera” si è dimostrato che è possibile risolvere stelle binarie con una sepa-razione di appena 0.14” . L’uso sistematico di questo strumento può permettere di identificarebinarie non risolte e di ricostruire le orbite visuali di binarie note.

Fig.4: La riga di [OI] a 630 nm nella stella BD +23$^\circ$ 3130 osservata con UVES (Cayrel et al2001 NewAR 45, 533). Sovrapposti alle osservazioni spettri sintetici corrispondenti a larghezzeequivalenti di 0.2,0.15,.10 pm rispettivamente.

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2.2 Determinazione di parametri atmosferici stellari: indici spet-trali e distribuzioni di flusso

Nell’ambito dello studio di indici spettrali e distribuzioni di flusso di stelle e sistemi stellari sonostate effettuate, in collaborazione con INAOE e DAUT, osservazioni a media e bassa risoluzione distelle di varia metallicita` presso l’Osservatorio Guillermo Haro (Cananea, Messico). E’stato pub-blicato (Pubbl.OAT N.002297) uno studio comparato degli indici di Lick osservati e calcolati damodelli sintetici. Le osservazioni sono state combinate con dati dell’archivio INES disponibili alCentro Nazionale Italiano presso la sede INAF dell’Osservatorio Astronomico di Trieste al fine dideterminare i parametri atmosferici (temperatura effetiva, gravita` superficiale e composizionechimica) e le deviazioni dall’equilibrio radiativo negli strati esterni di stelle fredde (Pubbl.OATN.002295). Nuovi risultati sono stati presentati al Colloquium “Observed HR Diagrams and StellarEvolution: the Interplay between Observational Constraint and Theory”, Coimbra 18-22 luglio e alXII Cambridge workshop “Cool Stars, Stellar Systems and the Sun - The Future of Cool-StarAstrophysics”, Boulder 30 luglio - 3 agosto.

2.3 La Survey EIS-Pre Flames

Gli scopi primari della ESO Imaging Survey (EIS) sono quelli di produrre un insieme di dati cherisponda alle prevedibili esigenze scientifiche e alle specifiche richieste della strumentazione VLTe inoltre di rilasciare pubblicamente i dati prima della fase di “commissioning” e di funzionamentonel primo anno di vita di questi strumenti. Negli anni passati il progetto EIS ha sviluppato, fra lealtre, la Survey Pre-FLAMES (PF), una survey in 3 bande fotometriche (B, V e I) su un numeroselezionato di campi stellari, in modo da fornire un campione adeguato di liste di “target” perFLAMES (Fibre Large Array Multi-Element Spectrograph). FLAMES, che verrà installato al fuocoNasmyth A del telescopio Kueyen del VLT, consiste in un posizionatore di fibre, che copre uncampo di vista di 25 arcmin, uno spettrografo alimentato a fibre dedicato (GIRAFFE) ed una con-nessione a fibre allo spettrografo UVES collocato nel fuoco Nasmyth B (per ulteriori dettagli siveda il contributo del Gruppo Tecnologia). Una caratteristica molto importante di FLAMES è chepermetterà l’osservazione simultanea con GIRAFFE ed UVES. Nel modo Medusa, GIRAFFE saràalimentato da 130 fibre con diametro di 1.2 arcsec. Le dimensioni relativamente piccole delle fibreassieme alla mancanza di un “pre-imaging” in FLAMES, rendono cruciale la preparazione delleliste di “target” con astrometria accurata (almeno migliore di 0.2 arcsec) in modo da minimizzare leperdite di luce per disallineamento. Per esempio, con condizioni di seeing tipiche per il Paranal(~0.7 arcsec), circa il 50% del flusso di un oggetto può essere perso per lo spostamento di ~0.5arcsec di una fibra. In aggiunta, per avere il maggior vantaggio dall’uso di GIRAFFE, FLAMESrichiede un catalogo di sorgenti in varie bande con una buona fotometria (con errori ~0.03 mag aV=20) per poter operare una adeguata selezione degli oggetti per le osservazioni spettroscopichenonchè per la successiva analisi.Prevedendo il bisogno della costruzione di un insieme di dati appositamente definito per FLAMESil “Working Group” per le survey pubbliche dell’ESO ha raccomandato al progetto EIS di di portarea termine una survey fotometrica su un numero selezionato di densi campi stellari, la cosiddettasurvey Pre-FLAMES (PF). La survey è attualmente in fase di completamento ed è condotta conl’uso del Wide Field Imager (WFI) al telescopio MPG/ESO 2.2-m, con un campo di vista di 34x33arcmin, comparabile a quello di FLAMES (25 arcmin in diametro). Come nel caso di altre surveypubbliche portate a termine dal progetto EIS, il goal ultimo è stato non solo quello di ottenere leimmagini ai telescopi ma anche quello di sviluppare e testare procedure in grado di produrre pro-dotti di livello scientifico adeguato nella forma di immagini pienamente calibrate e di cataloghistellari multicolori, dai quali possono essere estratti campioni di oggetti per le osservazioni conFLAMES. La survey è stata disegnata per coprire un consistente numero di campi per il commis-sioning e il primo anno di vita di FLAMES. I campi selezionati hanno tipicamente una densità di

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superficie >1000 oggetti per gradi quadrato ai limiti di magnitudine di FLAMES. Questi campiforniranno un numero adeguato di ”target” per le 130 fibre disponibili nella modalità MEDUSA.

Fig.5: Immagine a colori compositi nelle pose B V I del campo SMC5, coprente un’area di 34 X 33arcmin.

Considerando che in una notte tipica il modo MEDUSA può produrre circa 1000 spettri stellari su5/10 campi stellari diversi, questo implica che circa 500 campi stellari differenti possano essereosservati con FLAMES. Per rispondere a questo importante bisogno sono stati selezionati per leosservazioni un totale di circa 160 campi in ammassi aperti, globulari, “bulge” e disco della Galas-sia e in galassie del Gruppo Locale.Il primo rilascio dei dati è avvenuto nel liglio 2001 e ha compreso 4 ammassi aperti e 2 campi nellaPiccola Nube di Magellano (Pubbl.OAT N.002374). In questo breve resoconto riassumiamo i car-atteri salienti della Survey.

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Fig.6: come Fig.5 per l’ammasso aperto OC26 (NGC6253)

Le osservazioni per la Survey PF sono state svolte usando la camera WFI posta al fuoco Casseg-rain del telescopio MPG/ESO da 2.2-m all’osservatorio di La Silla. WFI è una camera a mosaico diCCD con riduttore di focale composta da 4x2 CCD da 2048x4098 pixels. Le dimensioni del pixelsono di 0.238 arcsec e l’intero campo di vista della camera è di 34x33 arcmin, con un fattore diriempimento del 95.9%. Le osservazioni PF sono state condotte in banda B, V e I per fornire unsufficente numero di colori per la selezione degli oggetti. Le esposizioni sono state suddivise inuna esposizione corta di 30 secondi, per evitare la saturazione delle stelle più brillanti, e da dueesposizioni profonde da 4 minuti ciascuna. Queste ultime sono state spostate di 30 arcsec sia inascensione retta che in declinazione. Le esposizioni lunghe sono sufficientemente profonde daraggiungere un rapporto segnale/rumore più che adeguato alla selezioni degli oggetti ai limitispettroscopici di FLAMES, mentre le esposizioni corte permettono di recuperare gli oggetti nelle 4magnitudini più brillanti. Questo fatto è importante poiché le stelle brillanti saranno usate comestelle guida e devono essere quindi sullo stesso sistema astrometrico degli oggetti osservabili.Le immagini WFI sono state processate usando la nuova pipeline EIS. In essa la calibrazioneastrometrica fornita fa estensivo uso del metodo di decomposizione delle immagini a multi-risoluz-ione che utilizza le “wavelet transform”. L’accuratezza astrometrica finale è migliore di 0.15 arcsec,

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molto aldisotto del limite di 0.2 arcsec imposto da FLAMES mentre l’errore interno della calibrazi-one astrometrica e migliore di ~0.1 arcsec. L’estrazione delle sorgenti e la fotometria stellare èstata svolta usando il pacchetto DAOPHOT/ALLSTAR. Il confronto con i dati di lettereatura mostraun residuo tipico al massimo di 0.07 magnitudini a V~20 sia in magnitudine che colore.I colori mis-urati sono in eccellente accordo con quelli misurati da altri autori a dispetto del grande termine dicolore richiesto per trasformare le magnitudini strumentali WFI nel sistema di Johnson-Cousins.

Fig.7: same as Fig.5 for the globular cluster GC10 (NGC6121)

La grande area e l’estesa copertura in magnitudine (~13 magnitudini) giu` fino alla magnitudineV~23 dei cataloghi rilasciati hanno fornito un insieme di dati notevole da cui estrarre appositi cam-pioni di oggetti per i vari temi scientifici maggiormente sfruttabili da FLAMES fra cui studi di:- abbondanze chimiche in stelle di ammassi e componenti galattiche selezionate (in bulge, il discoe l’alone);- la cinematica stellare e la struttura degli ammassi stellari;- la composizione chimica e dinamica delle vicine galassie nane sferoidali;- l’attivita` circumstellare in oggetti stellari giovani;- stelle di piccola massa e nane brune in regioni di formazione stellare.In aggiunta i dati della survey PF possono essere combinati con altri dati disponibili pubblicamente(ad es. 2MASS) i quali possono enormemente aumentare il valore scientifico della survey (vedi

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Pubbl.OAT N.002374). In più, combinando i dati ottici a quelli infrarossi è possibile permettere laclassificazione spettrale automatica di oggetti per mezzo del confronto con misure spettroscopichedi riferimento. Questo può aiutare ulteriormente a distinguere differenti popolazioni stellari nellaricerca di particolari tipi stellari.Per illustrare i risultati di questi test, le Fig.5,6,7 mostrano immagini a colori, coprenti 34x33 arc-min, di campi con differenti densita` stellari: un campo della Piccola Nuber di Magellano (SMC), unammasso aperto e un vicino ammasso globulare. Queste immagini sono la combinazione dei filtriB V I delle immagini profonde, prodotte usando l’algoritmo di “warping” di EIS. E’ interessantenotare il gran numero di ammassi stellari visibili nel campo della SMC, fra essi: NGC 346, NGC330, IC 1611, NGC 306, NGC 299, OGLE 109, OGLE 119, OGLE 99 (Bica & Dutra 2000AJ,119,1214 per una lista aggiornata di ammassi nella SMC). Da notare inoltre l’assenza di qual-siasi gradiente di colore nelle immagini degli oggetti sopra tutto il campo di vista. Questo risultatomostra che le immagini in differenti bande passanti sono accuratamente registrate, attestandol’elevata accuratezza interna della soluzione astrometrica.Riassumendo, la survey PF ha già coperto 103 campi, corrispondente ad un’area totale di ~30gradi quadrati, su una varietà di sistemi stellari e in differenti direzioni della Galassia. I dati accu-mulati in B V I rappresentano un valevole dataset omogeneo, con il colore finale dei cataloghi chespazia circa 13 magnitudini. Questi dati forniscono un enorme massa di informazioni che puòessere usata non solo per la selezione dei “target” FLAMES ma a che per una varietà di altri studi.E’ importante sottolineare che anche se parte dei filtri è non standard per lavori galattici, le trasfor-mazioni dei colori sembrano essere adeguate per la maggioranza degli studi. In fine è importantesottolineare che tutti i dati della survey PF saranno rilasciati pubblicamente ben prima dell’iniziooperazioni di FLAMES.

2.4 Algoritmi numerici per il problema delle atmosfere stellari

La potenza di calcolo offerta attualmente dagli elaboratori elettronici ha permesso in tempi recentidi superare molte delle semplificazioni imposte ai modelli ‘’classici’’ di atmosfere stellari (geometria1D), e di prendere in considerazione nuovi fenomeni fisici, suggeriti dalle osservazioni ad altarisoluzione spettrale, spaziale e temporale oggi disponibili. Sono stati cosi possibili notevoli pro-gressi, che sono stati pero` soprattutto di carattere quantitativo. Rimangono tuttavia aperti alcuniimportanti problemi, di natura sia numerica che fisica.In mancanza di una loro definitiva soluzione, possono sorgere dei dubbi sulla correttezza dei mod-elli calcolati, e di conseguenza potrebbero essere messi in questione i risultati che derivano dalloro impiego nell’interpretazione delle osservazioni spettroscopiche.Due esempi concreti di quanto stiamo affermando sono offerti da due difficoltà che abbiamo incon-trato nella nostra ricerca di nuovi algoritmi numerici perla soluzione del problema delle atmosferestellari. La prima, di carattere numerico, riguarda il calcolo del bilancio energetico in condizioni diequilibrio radiativo. Le enormi differenze (fino a dieci ordini di grandezza) nei valori del coefficientedi assorbimento corrispondenti alle transizioni legato-legato (righe) e legato-libero (continui), ren-dono impossibile nella pratica il calcolo dell’energia sottratta e restituita al campo di radiazione,con l’accuratezza richiesta per ricavare il valore della temperatura dall’equazione dell’equilibrioradiativo.Pensiamo di aver aggirato la difficoltà grazie ad un nuovo metodo di soluzione numericadell’equazione dell’equilibrio radiativo. (‘’A precise new method to correcting the temperature instellar atmospheres’’; O. Cardona, L. Crivellari, E. Simonneau, 2002, Atti della conferenza “TheLink Between Stars and Cosmology”, 26 - 30 marzo 2001, Puerto Vallarta, Messico). L’algoritmotiene in conto solamente le frequenze più trasparenti, quelle che giocano un ruolo attivo nel bilan-cio energetico. Sono automaticamente escluse dal calcolo quelle più opache, il cui contributo, peraltro preponderente in termini assoluti, si elide date le condizioni fisiche esistenti (bilancio dettagli-ato imposto dall’equilibrio termodinamico locale). In tale maniera è possibile evitare contributinumerici spuri al bilancio energetico, che potrebbero falsificare la determinazione della temper-

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atura. La seconda difficolta`, che interessa la fisica di base delle atmosfere stellari, riguarda ladeterminazione autoconsistente della temperatura quando l’energia viene trasportata sia per radi-azione che per convezione. Anche quando si accetti una teoria standard come, per esempio, lamixing-length, non è facile disegnare un algoritmo che rifletta l’interazione fisica tra i due modi deltrasporto. Nonostante alcuni lusinghieri risultati preliminari ottenuti nel passato (Crivellari & Simon-neau, 1991, ApJ, 367, 612), abbiamo dovuto rivedere le basi del nostro algoritmo, iniziando da unariformulazione del calcolo dell’equazione di stato e dei coefficienti termodinamici.Una presentazione, di taglio pedagogico, dei nuovi algoritmi sviluppati da Simonneau e Crivellariper la soluzione numerica del problema delle atmosfere stellari (Approccio Strutturale Iterativo,Metodo Integrale Implicito) e` stata tentata in ‘’Il Problema delle Atmosfere Stellari: un ApproccioStrutturalè’ (L. Crivellari, 2002, Pubblicazioni dell’Osservatorio Astronomico di Capodimomte, instampa).

2.5 Supernovae .

Le SNe Ia sono state usate per la misura di parametri cosmologici a redshift ~ 1, e hanno inaspet-tatamente dimostrato che l’universo accelera. Benchè non siano candele standard, si pensa chela loro luminosità possa essere derivata in base alla correlazione osservata tra la luminositàstessa e la forma della curva di luce. Queste relazioni potrebbero essere causate dalla sintesi didiverse quantità di 56Ni e dal conseguente effetto sulle opacità. Tuttavia, continua a mancare unacompleta comprensione della fisica delle SN Ia. Ad esempio, non è ancora chiaro se tutte le Iasono prodotte da esplosioni di nane bianche con nuclei CO di massa pari a quella di Chan-drasekhar, e se il meccanismo di esplosione è lo stesso in tutte le Ia. Quindi attualmente si ignorase le SNe Ia abbiano le medesime proprietà localmente e ad alto redshift.La SN1996X è un Tipo Ia che un dettagliato studio fotometrico e spettroscopico ha mostratoseguire bene la nota relazione tra luminosità assoluta e curva di luce. D’altra parte uno studio dellaSN1998bu Tipo Ia mostra che la sua curva di luce è stata seriamente distorta dalla presenza di uneco della polvere interstellare circostante. Per testare l’uso delle SNeIa come candele standard sideve comparare la distanza ottenuta in questo modo con distanza ottenute con altri metodi. Ungrande campione di galassie spirali che hanno ospitato SNIa e/o variabili cefeidi sono state osser-vate presso l’ATNF per determinare la larghezza della riga HI. Le distanze Tully-Fisher verrannomisurate e confrontate con le distanze dedotte dalle SNIa e dalle variabili cefeidi.Le SNe di tipo Ic e le ipernovae sono esplosioni altamente asimmetriche provocate dal collasso dinuclei di CO di stelle massicce privati dei loro inviluppi di H e He. L’energia emessa dalle ipernovepuò variare entro un ordine di grandezza ed essere maggiore che nelle SNe normali. Il piùpotente di questi oggetti, SN 1998bw, è forse connesso ad un GRB. Nell’esplosione sono staterivelate possibili indicazioni di asimmetria, che rafforzano il legame tra le ipernove e i GRB, oalmeno una sottoclasse di questi ultimi. Le condizioni fisiche che danno luogo a queste energet-iche esplosioni sono ancora sconosciute, benchè sia stata ipotizzata la formazione di buchineri.Sono stati analizzati tutti i dati ottenuti a ESO, LaSilla, relativi alle SN1998bw e alGRB980425. Anziché trovarsi di fronte ad una versione ad alta energia di una SN di Type Ic neglispettri IR sono state identificate delle righe di elio, il che vuol dire che nella stella progenitrice viera probabilmente uno strato esterno di elio. Le prime misurazioni della polarizzazione linearepotrebbero indicare una certa asimmetria nello strato in espansione. Un’analisi degli spettri e dellecurve di luce della SN1999em Tipo IIP rivela che la progenitrice doveva essere una supergiganteF8-G2 di 10 masse solari al momento dell’esplosione. La formazione di polveri si è verificata circa500 giorni dopo l’esplosione (Pubbl.OAT N.002311, 002312, 002316, 002317, 002318, 002319,002320, 002321).

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2.6 Nebulose Planetarie

Originando da stelle con massa < 8Masse solari, le Nebulose Planetarie sono produttrici impor-tanti di C12, C13, e N14. Esse non producono O16, vale a dire che nel misurare labbondanza 16 0delle nebulose si determina quella composizione di materiale da cui la stella ha avuto origine.Misurando le abbondanze di C ed N si può quindi determinare in che luogo questi elementi impor-tanti vengono sintetizzati. Tali misurazioni sono fondamentali per gli studi sull’evoluzione chimicadella nostra galassia e vengono usati soprattutto presso l’OAT per comprendere l’evoluzionechimica del bulge galattico dove è stato individuato un campione considerevole di Nebulose Plan-etarie. La semplicità di questo approccio è stata oggi in qualche modo complicata dalla scopertache, in un numero significativo di Nebulose Planetarie, abbondanze di C, N, O e Ne, determinateda righe eccitate collisionalmente, possano essere considerevolmente inferiori rispetto a quelleottenute da righe di ricombinazione (Liu et al. 2001a,b). Sono anzi state rilevate discrepanze cheammontano ad un fattore 80. Ciò costituisce un elemento importante, per la quale manca tuttorauna spiegazione soddisfacente. Temperature, densità e disomogeneità di abbondanza sembranoessere tutte implicate. Questo tipo di lavoro è stato esteso alle regioni HII della nostra Galassia edelle Nubi di Magellano per le quali sono state registrate discrepanze pari ad un fattore 5.

2.7 Gamma Ray Bursts .

I GRB sono lampi di radiazione gamma soffice di durata compresa tra decine di millisecondi edecine di secondi, con intensità al picco maggiore di qualunque altra sorgente astrofisica gamma.L’emissione in raggi gamma e i breve tempi scala di variabilità implicano condizioni altamente rela-tivistiche, e le enormi quantità di energia emesse indicano che la geometria della regione emit-tente è anisotropa ed è probabilmente un getto. L’irripidimento delle curve di luce degli afterglowottici viene associato, nell’ambito del modello a fireball, alla variazione di collimazione del getto, equesto comportamento è stato osservato per la prima volta anche nell’X nel GRB990510(Pubbl.OAT N.002379; vedi anche Fig. 8).Le controparti di GRB a energie inferiori ai raggi gamma possono essere molto brillanti negli istantiimmediatamente successivi al GRB (secondi o minuti), ma si affievoliscono molto rapidamente.Inoltre, nelle epoche iniziali la pendenza spettrale varia velocemente, poichè il picco spettrale dienergia si sposta rapidamente verso le basse frequenze. E’ quindi importante iniziare a monitorarela curva di luce ottica con grande tempestività. La prossima generazione di satelliti gamma (INTE-GRAL, SWIFT) fornirà le localizzazioni in tempo reale e questo renderà possibile osservare inottico le controparti dei GRB a partire da qualche decina di secondi dopo l’evento, pur di disporredi telescopi abbastanza piccoli e flessibili da permettere un ripuntamento veloce.A questo proposito, l’OAT sta partecipando, assieme ad altri gruppi nazionali e internazionali, allacostruzione di un telescopio robotico da 60cm (REM). Il telescopio avrà 2 strumenti: una camerainfrarossa e uno spettrografo ottico (REM Optical Slitless Spectrograph). L’installazione di REMpresso ESO (La Silla, Cile) è prevista per la fine del 2002.(Pubbl.OAT N.002371, 002373, 002377,002378, 002379, 002383, 002384, 002387).

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Fig.8: (a) Curve di luce simultanee X e ottiche dell’afterglow di GRB990510. I dati ottici in banda I(quadrati pieni), R (cerchi vuoti), V (triangoli pieni) e B (quadrati vuoti), e i dati X a 5 keV (cerchipieni) sono stati presi dalla letteratura. La normalizzazione del flusso è arbitraria, eccetto per i datiX, che sono riportati in microJy. Ai dati sono state sovrapposte le curve (tratto continuo) corrispon-denti al modello a fireball. La curva che riproduce i dati X è stata estrapolata fino a 10 giorni dopoil GRB (tratteggio). (b) Frequenza di raffreddamento del sincrotrone, stimata dai dati simultaneiottici e X, in funzione del tempo.

2.8 Aumento di risoluzione spaziale per un telescopio di 8 metrimediante selezione di sottoaperture in tempo reale

E` stata sviluppata una nuova tecnica per aumentare la risoluzione spaziale di osservazioni daterra con un telescopio della classe degli 8 metri basata sulla selezione in tempo reale di sottopu-pille (Pubbl.OAT N.002264). Il sistema prevede l’utilizzo di un otturatore veloce a multiaperture chesi combina con un tradizionale modulo di ottica adattiva e che seleziona le parti migliori del fronted’onda incidente. Guadagni fino ad un fattore 4 in risoluzione angolare e acutezza di immaginesono ottenibili a seconda delle condizioni di turbolenza atmosferica e di soglia di selezione. Unesempio del miglioramento nella qualita` di immagine nel caso di osservazioni di un oggetto pun-tiforme (stella) e` mostrato in Fig. 9.

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Fig.9: I quattro riquadri superiori rappresentano la pupilla del telescopio nel caso di differentisoglie di selezione. Le parti del fronte d’onda incidente lasciate passare dalle aperture dell’ottura-tore veloce sono indicate in azzurro: le corrispondenti immagini sono mostrate nel riquadro inferi-ore. La diminuzione delle dimensioni dell’immagine andando da destra a sinistra indica ilguadagno ottenibile in risoluzione spaziale.

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3 La Galassia e le Galassie

Andrea BIVIANO, Pierpaolo BONIFACIO, Miriam CENTURION, Cristina CHIAPPINI, StefanoCRISTIANI, John DANZIGER, Valentina D’ODORICO, Aldo MARTINEZ, Paolo MOLARO, MarioNONINO, Celine PEROUX, Massimo PERSIC, Elena PIAN, Srdjan SAMUROVIC, Laura SILVA,Paolo TOZZI , Giovanni VLADILO

3.1 Evoluzione chimica della Galassia

A - Evoluzione degli elementi pesanti nella nostra Galassia - Disco:In una serie di articoli recenti sono stati studiati in dettaglio gli andamenti dei rapporti di abbon-danze [X/Fe] in funzione [Fe/H] nei dintorni solari (Pubbl.OAT N.002330, 002331, 002335). In par-ticolare abbiamo calcolato i gradienti di abbondanza degli elementi pesanti lungo il disco galatticoe la distribuzione di gas, stelle e formazione stellare. Il modello proposto è stato chiamato ``mod-ello a doppio-infall’’ in quanto prevede la formazione della Galassia attraverso due principali eventidi caduta di gas extragalattico; nel primo evento si forma l’alone e parte del disco spesso mentrenel secondo si forma essenzialmente il disco sottile. Tale disco sottile ha un tempo scala di for-mazione che varia da 7 miliardi di anni nei dintorni solari a mezzo miliardo di anni nelle parti piùinterne e fino a 13 miliardi nelle zone esterne. Il lungo tempo-scala di formazione del disco perrapporto a quello dell’alone implica che il disco sia stato formato dal materiale extra-galattico enon dal gas residuo della formazione stellare nell’alone. In particolare, in collaborazione conE.Kotoneva e C.Flynn (Finlandia) abbiamo scrito un lavoro sulla distribuzione delle K-dwarfs nellavicinanza solare che rappresenta uno dei vincoli più importanti e suggerisce una scala di tempoper la formazione della vicinanza solare di circa 7 Gyr (Kotoneva, Flynn, Chiappini e Matteucci2001 MNRAS - in stampa).I risultati principale sulla formazione della Galassia sono stati presentati a Berna, durante il “jointSOHO-ACE workshop”, come un invited review (Pubbl.OAT N.002331). La parte dedicata ai risul-tati sui gradienti lungo il disco è stata presentata in comunicazione orale a Ile dé la Reunionnell’ottobre/2001 e durante il seminario all’ESO (settembre 2001).B - Evoluzione degli elementi pesanti nella nostra Galassia - Bulge:Abbiamo intrapreso anche lo studio dell’evoluzione del gas e delle stelle nel nucleo della nostraGalassia (bulge). Il meccanismo favorito per la formazione del bulge è il collasso gravitazionaleche avviene su un tempo scala molto rapido rispetto alla formazione del disco e per mezzo del gasresiduo della formazione dell’alone. Grazie alla rapidità di questo processo anche il tasso di for-mazione stellare procede rapidamente. Questo tipo di evoluzione prevede che la maggior partedelle stelle del bulge presentino sovrabbondanza di elementi alpha relativamente al Fe . Previ-sione questa che sembra essere confermata dai dati disponibili. Tuttavia, sono necessarie piùosservazioni per stabilire con certezza se la popolazione dominante del bulge della Galassia siavecchia. Inoltre, in base ai dati attuali non si può trarre alcuna conclusione sui gradienti di abbon-danza nel bulge. A differenza delle poche stelle osservate, che si concentrano in finestre di bassaestinzione, le nebulose planetarie (PNe) sono distribuite con maggiore regolarità nel bulge e per-mettono, in linea di principio, una stima più fedele dei gradienti di abbondanza.In collaborazione con Francois Cuisinier (Brasile) and Robin Ciardullo (Penn State University) e`già in sviluppo un progetto per lo studio delle proprieta` chimiche del bulge Galattico e cheprevede l’osservazione di un campione completo di 150 PNe nel bulge Galattico. Del nostro cam-pione, 30 sono già state oggetto di spettroscopia di alta qualità e altre 30 sono state osservate aluglio 2001 durante 3 notti al telescopio del CTIO Blanco 4m (Chiappini et al. 2002 - in preparazi-one). Le restanti 90 saranno osservate nel 2002, con tempo osservativo già approvato presso iltelescopio Blanco di CTIO (5 notti, maggio) e presso il 3.6m dell’ESO (5 notti, luglio).

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3.2 Galassie “early-type”

Abbiamo disponibile un database che contiene spettri “long-slit” di galassie tipo “early”, frutto delprogetto ENEAR (da Costa et al. 2000) ottenutti con l’obiettivo di mappare il campo di velocità edottenere la distribuzione di massa dell’Universo locale (cz < 6000 km/s), limitata in magnitudine(14.5 mag). Per questi spettri sono stati ottenuti la dispersione di velocità e anche gli indici dimetallicità. A questi dati sono stati aggiunti circa 90 bulges di spirali con morfologie fra Sa e Sb(circa 90 bulges). Per le galassie “early” abbiamo trovato che la relazione Mg2-sigma e` la stessaper le ellittiche ed S0s, mentre si osserva una differenza tra l’Mg2-sigma nelle galassie early dicampo e di ammasso. Inoltre abbiamo trovato una dipendenza ancora piu` forte della relazioneMg2-sigma della velocità di rotazione delle galassie. I nostri risultati suggeriscono che, una voltaminimizzati gli effetti della rotazione (faccendo un confronto soltanto con “slow- rotators”), la relazione Mg2-sigma non dipenderà più dall’ambiente. Per quanto riguarda i bulge, abbiamo trovatoche essi si distribuiscono nel pianoMg2-sigma sempre più in basso riespetto alle galassie “early”.

3.3 Galassie Starburst

Nelle galassie starburst il tasso di formazione stellare è molto più alto della media galatticaattuale. Negli oggetti locali, gli episodi di intensa formazione stellare durano circa 100 milioni dianni. In epoche precedenti, corrispondenti a z>1, la fase starburst era una fase normaledell’evoluzione galattica, data la maggiore frequenza delle interazioni e la maggiore quantità digas disponibile.Una importante manifestazione dell’attività starburst è l’emissione X. Data l’elevata formazionestellare, i fenomeni energetici legati agli stadi finali evolutivi - binarie X, resti di supernova, ventigalattici, e scattering Compton della radiazione nel lontano IR da parte degli elettroni acceleratidalle supernove - fanno sì che le galassie starburst siano sorgenti X più brillanti delle galassienormali di massa (luminosa) comparabile. Un’indagine sulle proprietà spettrali X dei fenomeni chesi verificano durante un episodio di formazione stellare, unito a un modello evolutivo di popolazi-one stellare, porta a predire uno spettro complesso. Un confronto con dati osservativi fa conclud-ere che (N.455-01):ii) le binarie X massicce dominano l’emissione nella finestra 2-15 keV; tale emissione potrebbeessere l’origine della componente spettrale ‘durà, presente negli spettri osservati nella banda 0.5-10 keV, di interpretazione tuttora dubbia;ii) il vento galattico si manifesta a energie <1 keV come plasma termico diffuso;iii) l’emissione non termica, sia da scattering Compton della radiazione IR a opera di elettronienergetici accelerati dalle esplosioni di supernova che da un possibile nucleo attivo centrale,probabilmente domina a energie >30 keV;iv) i resti di supernove contribuiscono relativamente poco al continuo, ma il loro contributo alla rigain emissione del Fe-K a 6.7 keV può essere importante.

3.4 Nuclei Galattici Attivi: Blazars

Alcune galassie, cosiddette attive, presentano un nucleo più brillante delle galassie normali, per-chè al loro centro esiste un buco nero supermassiccio (10^6-10^9 masse solari) che innesca, acausa del suo intenso campo gravitazionale, meccanismi fisici che producono enormi quantità dienergia a tutte le lunghezze d’onda. Tra le galassie attive, quelle di tipo “blazar” sono le più lumi-nose, perchè oltre ad avere un nucleo attivo, possiedono anche un getto relativistico orientato sec-ondo un piccolo angolo rispetto alla linea di vista dell’osservatore. A causa dell’aberrazionerelativistica, i tempi scala misurati di variabilità sono più brevi di quelli intrinseci, e la luminosità e

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l’ampiezza di variabilità osservate sono più alte di quelle intrinseche. I blazar rappresentano quindiottimi candidati per lo studio dei processi che causano l’attività nucleare. Lo spettro continuo inmultifrequenza dei blazar è dominato dalla radiazione non termica prodotta nel getto. E’ stato pro-posto che nei blazar, il raffreddamento di particelle relativistiche attraverso il meccanismo di scat-tering Compton inverso sia più efficiente se la sorgente di fotoni “seme” dello scattering non èinterna al getto, bensi’ vicina, ma esterna, ad esempio il disco di accrescimento o la broad lineregion. Il blazar 3C279, forte sorgente di raggi gamma rivelati da EGRET ed emessi per Comptoninverso, mostra infatti evidenza di una componente termica attribuibile ad un disco di accresci-mento. In PKS 0537-441, anch’esso rivelato da EGRET con notevole e variabile intensità gamma,l’emissione X e gamma è compatibile con il processo di Compton inverso su fotoni esterni, e talepredizione è confortata dall’osservazione di righe larghe di emissione presenti nello spettro ultravi-oletto acquisito col satellite Hubble Space Telescope (vedi Fig. 10). Questo risultato suggerisceanche che le componenti di emissione termiche o di riga nei blazar possono essere rilevanti nellaproduzione dello spettro su larga banda e possono essere rivelate con osservazioni di buon rap-porto segnale/rumore in ultravioletto.

Fig.10: Spettro del blazar PKS0537-441 acquisito con lo strumento Faint Object Spectrograph diHubble Space Telescope (il grating usato è il G270H). Sono chiaramente rivelate forti righe diemissione nucleari (z = 0.896) e deboli assorbimenti Galattici.

3.5 Galassie ad alto redshift : "Damped Lyman Alfa"

Nel 2001 è proseguito lo studio delle abbondanze chimiche e delle proprietà fisiche dei sistemi inassorbimento nei QSO del tipo "damped Lyman alfa" (DLA) con le seguenti finalità:- comprendere la natura e le proprietà evolutive delle galassie associate.- testare condizioni fisiche ed abbondanze chimiche dell’universo in un ampio intervallo di redshift(z < 6). Lo studio comprende sia l’analisi dettagliata di alcuni sistemi per i quali abbiamo ottenutospettri UVES/VLT di altissima qualità, e sia un’analisi comparativa delle proprietà dei sistemi DLA,basata anche su dati di letteratura e su modelli originali di polvere e di ionizzazione. Tra i sistemistudiati in dettaglio citiamo quelli a z=3.39 nel QSO 0000-2621, a z=3.025 nel QSO 0347-3819 e az=4.466 nel quasar BR J0307-4945, che rappresenta il DLA a più alto redshift studiato finora. Pertutti questi sistemi è stata fatta un’analisi fine delle abbondanze chimiche che ha permesso di otte-nere misure di alcuni elementi chimici estremamente difficili da effettuare in sistemi DLA, quali N, eS e di ottenere le prime misure accurate di importanti elementi quali l’O, il P el’Ar. Nel corso del2001 sono inoltre stati effettuati i seguenti studi delle proprietà generali dei sistemi damped:

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1) Effetti di ionizzazione; da un punto di vista osservativo questo studio si è basato sul rapporto traAl III e speci di più bassa ionizzazione; questi dati empirici hanno permesso di porre vincoli signif-icativi a diversi modelli di ionizzazione dei sistemi damped; le correzioni di ionizzazione risultanoessere trascurabili per la maggior parte degli elementi chimici abitualmente misurati; questo studiosuggerisce che una componente significativa del campo di radiazione nei sistemi damped possaessere di origine stellare.

Fig.11:Righe metalliche associate al sistema damped Ly-alfa a z=3.39 verso il quasar QSO 0000-2621

2) Polvere e deplezione; al fine di studiare gli effetti di deplezione delle abbondanze chimichedovuti alla polvere, è stata ricavata un’espressione analitica che riproduce tutti i tipi di deplezioneosservati nel mezzo interstellare della Galassia; tale espressione tiene in conto possibili variazi-

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oni nella composizione chimica della polvere al variare delle condizioni del mezzo interstellareparametrizzate in maniera opportuna; la relazione è stata testata con osservazioni interstellaridelle Nubi di Magellano e verrà utilizzata come strumento per correggere dagli effetti della polverele abbondanze chimiche dei sistemi damped.Infine è stata determinata empiricamente la forza dioscillatore della transizione SII 94.7 nm, utile per la misura di abbondanze di zolfo ad alto z.

Fig.12:Correlazione tra il rapporto Al III/Al II e la densità colonnare di HI utilizzata per vincolare imodelli di ionizzazione dei sistemi DLA.

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4 Sistemi di Galassie e struttura a grande scala

Andrea BIVIANO, Mario NONINO, Massimo RAMELLA, Paolo TOZZI

4.1 Gruppi di galassie

Abbiamo completato la creazione e l’ analisi del gatalogo di UZC-SSRS2 Group Catalog (USGC).Il risultato di un lavoro decennale è il catalogo omogeneo e completo più grande ad oggi dis-ponibile. Questo catalogo offre l’ opportunità di determinare le proprietà medie dei gruppi poveri digalassie, un ambiente molto comune per le galassie. I gruppi costituiscono anche un utile vincoloper i modelli numerici di formazione ed evoluzione delle galassie. L’ analisi del catalogo già svoltaha fornito un risultato nuovo ed interessante: il rapporto tra il numero di gruppi e quello di galassieè una proprietà molto stabile della struttura a grande scala rivelata dai redshift survey CfA eSSRS2. La conseguenza probabilmente più importante di questo risultato è che potremmo esserein grado di normalizzare lo spettro delle fluttuazioni di densità in un volume molto più piccolo diquello richiesto usando ammassi di galassie ricchi.Il prossimo passo nello studio dell’ USGC sarà la determinazione della funzione di massa, in parti-colare della coda a basse masse dove la teoria è ancora lontana dal fornire predizioni affidabili. Aquesto scopo abbiamo sviluppato una nuova procedura che permette un trattamento migliore dellafunzione di selezione dei sistemi in cataloghi limitati in magnitudine.

4.2 Ammassi di galassie

Abbiamo completato l’analisi della distribuzione di galassie d’ammasso di diverso tipo morfologiconello spazio delle fasi. La base dati utilizzata e` quella dell’ESO Nearby Abell Cluster Survey(ENACS). Abbiamo identificato quattro classi di galassie: (1) ellitiche molto brillanti, (2) ellittichepiu` deboli ed S0, (3) spirali precoci, (4) spirali tardive e galassie con righe in emissione. Abbiamomostrato che le spirali precoci sono i probabili precursori delle S0, mentre le spirali tardive ven-gono distrutte dalle forze di marea dell’ammasso quando ne attraversano le regioni piu` dense.Attualmente stiamo analizzando la medesima base dati per determinare il profilo di massa degliammassi di galassie e i profili di anisotropia orbitale delle diverse popolazioni di galassied’ammasso.L’ identificazione e lo studio di sistemi di galassie si estende anche a distanze molto più grandi.Grazie alla collaborazione ESO Imaging Survey siamo stati in grado di selezionare e confermareun campione di galassie che si estende da redshift z~0.3 a z ~ 1.3. Questo grande intervallo didistanze ci permetterà di accrescere le nostre conoscenze dell’ evoluzione degli ammassi. In par-ticolare i nostri ammassi sono stati selezionati nell’ ottico e quindi costituiscono un utile campionedi confronto per i campioni di ammassi selezionati nella banda X dello spettro elettromagnetico. Ineffetti esiste un crescente numero di indizi che a parità di ricchezza ottica, esisterebbero ammassidi luminosità X molto differente. Da nostre recenti osservazioni XMM siamo stati in grado di confer-mare la realtà fisica del nostro ammasso più distante (nella Fig.13 si vedono i contorni dell’emis-sione X sovrapposta a un’immagine in banda R di un ammasso a z=1.3 -- le galassie cerchiatehanno il redshift confermato spettroscopicamente da osservazioni VLT).Un interesse particolare riveste l’analisi dell’ammasso 1E0657-56 (z=0.296). Quest’ammasso e`caratterizzato dall’avere una temperatura del gas estremamente elevata e un alone radio, solita-mente associato ad eventi molto energetici di collisione con altri sistemi di galassie. Sulla base deinostri nuovi dati spettroscopici (raccolti all’NTT dell’ESO), abbiamo individuato un sottosistema digalassie associato ad uno dei due picchi principali dell’emissione X. La nostra analisi ha mostratoche il sottosistema si e` scontrato con l’ammasso 1E0657-56 circa 150 milioni di anni fa, lasciando

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quasi inalterata la distribuzione di galassie, ma con forti conseguenze per la distribuzione del gascaldo intra-ammasso. Abbiamo discusso le implicazioni di questa collisione per le proprieta` di for-mazione stellare delle galassie d’ammasso.Siamo ora in procinto di analizzare le immagini FORS2/VLT di 1E0657-56 allo scopo di deter-minare la distribuzione di massa dell’ammasso. A tal fine sfrutteremo gli effetti di lente gravitazio-nale indotte dal potenziale gravitazionale d’ammasso sulle immagini delle galassie di fondo.

Fig.13: contorni di isointensità in raggi X sovrapposti ad un’immagine ottica in banda R del clusterat z=1.3 -- i circoli indicano galassie con un redshift spettroscopico dedotto da osservazioni alVLT.

4.3 Ammassi di Galassie ad alto Redshift osservati in X

Gli ammassi di galassie sono regioni di alta densità di galassie, gas diffuso e materia oscura, incui le componenti sono legate gravitazionalmente tra loro. La formazione di tali strutture avviene inmaniera gerarchica, cioè a partire da singole galassie o sottogruppi che col passare del tempovengono inglobati nella buca di potenziale totale. Le proprietà degli ammassi di galassie a varieepoche perciò, riflettono complessi processi evolutivi che a loro volta dipendono dalla cosmologia,dalla storia di formazione stellare delle singole galassie che compongono l’ammasso, e in gen-erale da tutti i processi energetici su scala galattica. Un canale osservativo particolarmente favor-evole per gli ammassi di galassie è la banda X. Grazie ai moderni satelliti per astronomia Xattualmente in funzione (Chandra e XMM), è possibile spingere lo studio degli ammassi e delleloro proprietà a redshift più grandi di 1, corrispondenti a circa 10 miliardi di anni fa. La nostra attiv-ità di ricerca si è rivolta sia all’analisi dei dati, sia allo sviluppo di modelli teorici di interpretazione.Gli ammassi di galassie costituiscono la grande maggioranza delle sorgenti X estese, grazieall’emissione di bremsstrahlung del gas diffuso contenuto nella buca di potenziale, con tempera-ture di 1-10 keV (corrispondenti a 10-100 milioni di gradi Kelvin), e chiamato mezzo intracluster.Questo gas è in gran parte costituito dai barioni primordiali che non hanno mai formato stelle, maanche da barioni ``processati’’, come è dimostrato dalla presenza di metalli. Infatti, il mezzo intrac-luster si accumula sia attraverso l’accrescimento gravitazionale, che ingloba il gas nella buca dipotenziale dell’ammasso e lo riscalda, sia da processi stellari come venti galattici o esplosioni disupernova. Con i satelliti Chandra e XMM, ammassi ricchi a z~1, con temperature tra 5 e 10 keV,possono essere osservati con esposizioni profonde (circa centomila secondi) in regioni di cielolontane dal piano galattico. L’analisi dello spettro X permette la misura della temperatura con unerrore del 30% circa. Lo studio della distribuzione spaziale del gas su scale di circa 1 Mpc per-mette inoltre di mettere in luce morfologie distorte o sottostrutture all’interno dell’ammasso, chesono indice di processi di aggregazione subiti recentemente. Gli ammassi finora osservati ad alto

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z con Chandra e XMM sono solo una dozzina, ma le informazioni ricavate permettono già di carat-terizzare le proprietà del mezzo intracluster ad un’epoca mai esplorata fino ad ora. In Fig. 14 mos-triamo i contorni dell’immagine del satellite Chandra nella banda soft (0.5-2 keV) sopra l’immagineottica di uno degli ammassi più distanti (z=1.26) finora selezionati in raggi X (RX J0849+4452). InFig. 15 mostriamo un altro ammasso osservato con Chandra (RDCS 1350+6007), ma ad un red-shift più basso (z=0.804). In questo caso la morfologia allungata indica che l’ammasso ha subitorecentemente un processo di aggregazione con un altro ammasso o con un gruppo di galassie.Queste osservazioni hanno permesso per la prima volta di studiare le proprietà X degli ammassi digalassie a z~1, e di confrontarle con quelle degli ammassi locali. In particolare, abbiamo consta-tato che la relazione tra temperatura e luminosità non evolve significativamente rispetto a quellalocale ([4]). Questo semplice risultato, inatteso sulla base dei più comuni scenari di formazione distrutture, ha profonde implicazioni per la storia evolutiva degli ammassi e del mezzo intracluster.I risultati descritti infatti implicano la presenza di un contributo energetico da parte di Supernovaee/o Nuclei Galattici Attivi nel mezzo intracluster. Questa iniezione di energia nel gas diffusoaumenta la sua pressione e modifica la sua distribuzione in presenza del potenziale gravitazionaledell’ammasso. Di conseguenza, sia la temperatura che la luminosità X del gas (che è proporzion-ale al quadrato della densità del gas, e dunque sensibile anche a piccole variazioni di questa) ven-gono alterate in base all’entità del contributo energetico. Il confronto tra modelli teorici ([5],[6]) e larelazione osservata tra luminosità X e temperatura, permette di stabilire un legame tra le proprietàdei barioni sulla scala degli ammassi e i processi fisici che avvengono all’interno delle singolegalassie su scale molto più piccole. Questo legame tra i barioni diffusi e processi stellari o diaccrescimento su buchi neri, è un aspetto fondamentale che attualmente è assente negli scenaridi formazione di strutture, e che può essere esplorato in dettaglio grazie alle osservazioni X diammassi di galassie come quelle che abbiamo presentato.

Fig. 14 - (a sinistra) L’ammasso di galassie RX J0849+4452, a z=1.26 [2]. L’immagine in ottico èstata ottenuta nelle bande B, I e K, mentre i contorni sono ricavati dall’immagine del satellite Chan-dra nella banda soft (0.5-2 keV). Le galassie rosse al centro dei contorni X fanno partedell’ammasso, mentre le sorgenti X esterne all’emissione diffusa non sono legate gravitazional-mente all’ammasso.Fig. 15 - (a destra) L’ammasso di galassie RDCS 1350+6007, a z=0.804 [4]. L’immagine in ottico èstata ottenuta nelle bande R, J e K, mentre i contorni sono l’immagine presa dal satellite Chandranella banda 0.5-2 keV. La morfologia allungata è il segno di un processo di aggregazione recente-mente subito dall’ammasso.

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5 Cosmologia Osservativa

VLADILO Giovanni, CRISTIANI Stefano, MOLARO Paolo, BONIFACIO Piercarlo, NONINO Mario,TOZZI Paolo, CENTURION Miriam, D’ODORICO Valentina, PEROUX Celine, MARTINEZ Aldo

5.1 Osservazione dell’Uranio: misura dell’età dell’Universo

Per la prima volta è stato possibile misurare l’abbondanza di uranio in una stella di bassa metallic-ità. La riga di U II a 3859.57 è stata misurata nella stella gigante BPS CS 31082-001, di metallicità[Fe/H]= -2.9. Allo stesso tempo sono state misurate numerose righe di Th II. Tanto Th che U ven-gono prodotti nel medesimo processo fisico (processo r: cattura rapida di neutroni), è quindi inevi-tabile che vengano prodotti entrambi nello stesso evento. Infatti il processo r comporta lacreazione di tutti gli elmenti dallo zinco all’uranio. I rapporti di abbondanza relativi dei vari elementiprodotti dal processo r (ad esempio i rapporti (U/Th)0 o (U/Eu)0), detti “rapporti di produzione iniz-iale”, dipendono dalle condizioni fisiche (temperatura, densità,etc.) in cui è avvenuto il processo r.Attraverso un’opportuna modellizzazione questi rapporti possono essere calcolati teoricamente.Noti questi, la misura del rapporto di abbondanza di due elementi di cui almeno uno radioattivo,come l’uranio o il torio, permette di determinare il tempo trascorso dalla produzione degli elemential tempo della misura.Infatti dalla legge dei decadimenti radioattivi, detto R un qualsiasi elemento radioattivo e r un ele-mento stabile, formato nel processo r, si ha

(R/r) = (R/r)0 exp(-{ ∆ t/τ})

essendo ∆ t il tempo trascorso e \tau la vita media dell’elemento radioattivo R. Se si dispone didue elementi radioattivi R1 e R2 con vita media τ1 e τ2 l’equazione diventa

(R1/R2) = (R1/R2)0 exp[- ∆ t({1/τ1} + {1/τ2})]

quindi misurato (R/r) o (R1/R2) e noti (R/r)0 o (R1/R2)0 e i rispettivi tempi di vita media si ricava ∆t,gli elementi radioattivi sono quindi dei cronometri naturali. L’uso del cronometro (U/Th) ha per-messo di determinare l’età della stella BPS CS 31082-001 che è di 14.0 +/- 2.4 Gyr. In realtàquesto è il tempo trascorso dall’evento r che ha creato Th e U e quindi, formalmente, un limite infe-riore all’età della stella e di conseguenza dell’Universo intero. D’altra parte considerata la bassis-sima metallicità di questa stella (~ 1/1000 della metallicità solare) e il generale aumento dellametallicità con il tempo, si può concludere che questa stella non può essersi formata più tardi dicirca 1 Gyr dopo il big bang. Infatti questo è il tempo massimo che si stima necessario per raggiun-gere una metallicità di circa 1/1000 del valore solare partendo da materia di composizione primor-diale. Il tempo potrebbe essere anche molto più breve, dell’ordine di 10 milioni di anni, cioè iltempo di vita di una singola stella massiccia che, esplodendo come supernova, è in grado diinnalzare la metallicità della materia interstellarefino a questo livello.Il grande vantaggio di aver potuto usare il rapporto U/Th, rispetto ai rapporti Th/Eu e Th/Nd sinorautilizzati, sta nel fatto che, essendo i due elementi U e Th molto vicini in massa atomica, leincertezze nel rapporto di produzione iniziale, dovute all’ignoranza delle esatte condizioni fisichein cui questo particolare processo r è avvenuto, sono minimizzate. Esiste in pratica un vasto inter-vallo di condizioni fisiche plausibili che conducono a rapporti di produzione iniziale (U/Th)0 moltosimili, a differenza di rapporti come (Th/Eu)0 che varia di tre ordini di grandezza

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Fig.16:La riga di risonanza di U II a 385.9 nm nella stella CS 31082-001 ([Fe/H]=-2.9)(Cayrel et al Nature 409, 691).

5.2 Temperatura della radiazione fossile

Attraverso lo studio delle righe di transizione fine del CII è stato possibile misurare la temperaturadella radiazione di fondo in una nube di gas neutro al redshift di 3.0 verso il QSO 0347 3819.Lo studio dei vari processi di popolazione del livello di struttura fine ha permesso di stabilire che laradiazione di fondo è il principale meccanismo di popolazione del livello eccitato di struttura finedel CII. La temperatura derivata è di 12.1 (+1.7-3.2) K che sono in perfetto accordo con la temper-atura di 10.968 (+- 0.004) K prevista dal modello standard di espansione dell’Universo al redshift3.0.

Fig.17: Simulazioni Monte Carlo della funzione di densità di probabilità della Teffper il valore di

N(CII*)/N(CII) = 3.8x10-3 . Il valore medio è Teff = 12,1 +1.7-3.2 K [sono state usate le quantità 1/2(1-

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p) e 1/2(1+p) per stimare l’intervallo di incertezza a p=0.95]. La TCMBR dal modello cosmologicostandard è segnato da una linea verticale.

Si sottolinea che questa è la seconda misura della radiazione fossile in epoche remote, esclu-dendo i limiti superiori che generalmente venivano determinati con questa tecnica, e rimane ladeterminazione a più elevato redshift finora ottenuta. (Pubbl.OAT N.002280).

5.3 Deuterio primordiale e densità barionica

Nei primi minuti di vita dell’Universo sono stati sintezzati tutto il D, gran parte dell’4He e partedell’3He e 7Li. La Nucleosintesi del Big Bang (BBN) fa delle predizioni relativamente precise sulleabbondanze degli elementi leggeri in funzione di un unico parametro, il rapporto barioni su fotoni,che è legato alla densità universale dei barioni. Il rapporto di qualsiasi coppia di elementi primordi-ali dovrebbe essere sempre consistente con lo stesso valore del parametro e quindi le misure diabbondanze primordiali dovrebbero mettere alla prova la teoria. Le abbondanze di tutti gli elementileggeri sono state misurate in un numero di ambienti astrofisici e terrestri e sono generalmente inaccordo con le predizioni della BBN. Il principale sviluppo negli ultimi anni è rappresentato dallacrescente accuratezza delle misure. Fino a non molto tempo fa sembrava potesse esserci un inter-vallo di un fattore 10 nel valore del D/H primordiale e una differenza significativa anche nell’abbon-danza di 4He.

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Fig.18: Righe di assorbimento della serie di Lyman, nel sistema DLA verso il QSO 0347-3819. Lospettro sintetico in grassetto si riferisce a H+D mentre in sottile al solo D, e corrisponde ad un

valore per D/H = 3.75x10-5.

L’abbondanza di D ci offre la misura più sensibile della densità barionica. Il D è un nucleo fragile enon si conoscono processi in grado di produrre quantità significative di questo elemento. Gli assor-bitori lungo le linne di vista dei quasars restano tra i più favorevoli siti atti a misurare il D/H primor-diale in quanto si ritiene che abbiano distrutto pochissimo D. Recentemente il D è stato rivelatoper la prima volta in sistemi DLA (Pubbl.OAT N.002353) offrendo cosi’ un nuovo modo per deter-minare un accurato valore D/H primordiale. Le differenti misure della densità barionica ottenute dalCMB, dai cluster di galassie e dalla foresta di Lyman dovrebbero essere identiche a quella ricavatadalla SBBN. I dati pubblicati favoriscono valori troppo grandi di Omega barionico rispetto a quellipredetti dalla SBBN, ma recenti revisioni di tali misure sembrano indicare un buon accordo traSBBN e fluttuazioni del CMB.

5.4 Fondo Cosmico X

Tutti i processi cosmici come il Big Bang, la formazione e l’evoluzione delle galassie come puredella strutture a grande scala hanno lasciato tracce caratterizzanti nello spettro elettromagneticodell’universo. Lo spettro della densità dell’energia cosmica totale risultante ci da dunque una regis-trazione fossile di tutti i processi radiativi nell’universo, integrato sui tempi cosmici. Il primo fondo diorigine extragalattico scoperto fu la radiazione di fondo X cosmico (CXB) (0.5-10 keV). I primi datidi qualità da UHURU, ARIEL V e HEAO-1 rivelarono un alto grado di isotropia di questo fondo chesuggeri’ immediatamente una origine extragalattica.

Fig. 19: Immagine a colori del Chandra Deep Field South nei raggi X: gli oggettipiù blu hanno spettro X duro.

Tuttavia la mancanza di un’alta risoluzione spaziale non permise conclusioni definitive sulla naturadelle sorgenti di questo fondo, cioè se gas diffuso o sorgenti non risolte. Osservazioni profondecon il satellite ROSAT hanno risolto fino al 70-80% del fondo X soffice (0.5-2 keV) in sorgenti dis-

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crete. Prima della missione Chandra solo il 30-50% del fondo X duro (2-10 keV) è stato risolto insorgenti discrete, pri cipalmente a causa della non sufficente risoluzione angolare.Le osservazionimultibanda del Chandra Deep Field South (Rosati et al. 2002, Ap.J. 566,667; Giacconi et al. 2002,astro-ph/0111184) ci hanno permesso di raggiungere flussi limite di ~ 5.5 X 10^{-17} erg cm^{-2}s^{-1} nella banda soft 0.5--2 keV e ~ 4.5 X 10^{-16} erg cm^{-2} s^{-1} nella banda 2--10 keVcoprendo un campo di 0.1089 gradi quadrati. Le relazione LogN--LogS mostrano che il fondo X èrisolto in sorgenti puntuali al livello del 83-99% nella banda 1--2 keV ed le misure ASCA nellabanda 2--10 keV sono risolte al livello del 75--100% con l’incertezza dovuta al valore non risolto.Risultati simili sono stati ottenuti nel campo profondo al Nord (Brandt et al. 2001,A.J. 122,2810).Nelle survey precedenti nei raggi x, banda hard, solo il 30% del fondo x era risolto fino a flussi di10^{-13} erg cm^{-2} s^{-1} (2--10 keV). Quindi la maggior parte delle sorgenti detectate nellabanda hard nel Chandra Deep Field South costituiscono una popolazione non esplorata in prece-denza. L’estesa campagna di osservazioni spettroscopiche da noi condotta con FORS al VLT suquesto campo, ha rivelato che la maggior parte di queste sorgenti sono AGN di tipo II, con una dis-tribuzione in redshift con un picco attorno a 0.8 (Rosati et al.,2002, ApJ, 566, 667). Questi risultatimostrano le difficoltà dei modelli correnti per la popolazione di AGN, e la sua evoluzione, dato chequesti prevedono la maggior parte della popolazione di AGN di tipo II a redshift più elevato. In par-ticolare prevedono un contributo sostanziale al fondo X da parte di QSOs di tipo II ad alto redshift,fortemente assorbiti, con una luminosità non assorbita in X in eccesso a 10^{44} erg s^{-1}.

Fig. 20: Immagine a colori del Chandra Deep Field South ottenuta dalla somma di immaginiprofonde con FORS1 in V R ed I. L’area coperta è ~ 25% dell’imagine X.

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TECNOLOGIE ASTRONOMICHE

L’attività di ricerca in corso presso il Gruppo Tecnologie Astrofisiche (ATG) dell’Osservatorio Astro-nomico di Trieste si articola su una linea ideale che attraversa i vari campi dell’acquisizione e deltrattamento dei dati in astronomia ed astrofisica, dai sistemi di controllo dei telescopi e della stru-mentazione connessa fino all’archiviazione dei dati, ed al recupero ed all’elaborazione dei datiarchiviati. L’attività si fonda su un certo numero di progetti, di respiro nazionale ed internazionale,che verranno descritti in breve nel seguito con riferimento alle attività del 2001.

1 Sistemi di controllo per telescopi e strumenti di nuovagenerazione

Mauro PUCILLO, Paolo SANTIN, Claudio VUERLI, Paolo DI MARCANTONIO, Andrea ZAC-CHEI,Maurizio COMARI, Alessandro CAPRONI, Roberto CIRAMI, Claudio CORTE.

Durante il 2001 ATG ha dato inizio ad un progetto per lo studio, il progetto e la realizzazione di unsistema di controllo di nuova generazione, sia hardware che software. Le caratteristiche salienti diquesto sistema dovranno essere la portabilità e la compatibilità con gli standard più diffusi e piùstabili. Nel corso dell’anno è stato acquistato lo hardware necessario per realizzare una prima vesione di test, mentre si sono iniziati vari contatti con l’industria software per reperire un ambiente disviluppo adatto agli scopi del progetto. Contemporaneamente sono iniziati contatti con il SoftwareDepartment-Technical Division del’lESO per stabilire una collaborazione su questo argomento.

1.1 Telescopio Nazionale “Galileo” (TNG)

Negli anni precedenti ATG è stato coinvolto a fondo con lo sviluppo del sistema di controllo di TNG(TCS) e di alcuni suoi strumenti. In particolare ATG ha progettato e realizzato il TCS di alto livello,ha collaborato alla realizzazione del TCS di basso livello, ed ha progettato, realizzato ed installatola rete dati TNG. ATG ha anche realizzato ed installato il sistema di gestione dei dati TNG, e l’archivio scientifico e tecnico al telescopio. Più tardi, ATG ha preso in carico la responsabilità dell’assemblaggio, integrazione e test dello spettrografo TNG a bassa risoluzione DOLORES. Ha pro-gettato e realizzato il sistema di controllo hardware e software, ed il suo personale ha partecipatoa tutte le fasi del commissioning al telescopio.

- Sistema di controllo TNGNel corso del 2001 sono stati fatti alcuni interventi di manutenzione e di miglioramento al TCS, alloscopo di adattare il sistema ad alcune modifiche minori apportate al telescopio, e di soddisfarealcune richieste degli utenti.

- Spettrografo DOLORESDurante il 2001 sono state fatte modifiche al sistema di controllo sia hardware che software, perseguire le molte modifiche apportate alla meccanica dello spettrografo. Inoltre è stata miglioratal’interfaccia utente, che è stata anche ottimizzata per migliorare lintegrazione con TCS.

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Fig.21: Lo spettrografo DOLORES al fuoco Nasmyth B di TNGDOLORES spectrograph at the TNG Nasmyth B focus

1.2 Strumentazione VLT

- FLAMES GIRAFFENell’ambito di una collaborazione attiva da molti anni tra ESO e la Divisione Tecnologie Astrofi-siche (ATG) dellOATs, la Technical Division di ESO ha affidato ad ATG la responsabilità del pro-getto e della realizzazione del Software di Controllo di FLAMES (Fibre Large Array Multi ElementSpectrograph) e di GIRAFFE, strumentazione di piano focale da installare al fuoco Nasmyth Adell’unita UT2/Kueyen del Very Large Telescope (VLT). FLAMES è uno strumento complesso ecomposito, composto da:1) un Posizionatore di Fibre: OzPoz, costruito dallOsservatorio Anglo-Australiano. OzPoz, con lesue 130 fibre singole (modo Medusa), 15 Integral Field Units posizionabili (modo IFU) ed una Inte-gral Field Unit fissa (modo Argus) , alimenta i due spettrografi localizzati al telescopio UT2/Kueyen, GIRAFFE ed UVES. Le fibre del modo Medusa ed IFU sono posizionate sul piano focalemediante bottoni magnetici da un braccio robotico.

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2) GIRAFFE: spettrografo multi-oggetto a media-alta risoluzione (7500 25000), localizzato sullastessa piattaforma Nasmyth, operante nellintero range visibile (370 9000 nm). Può operare neimodi Medusa, IFU ed Argus.3) UVES (Ultra-violet Visible Echelle Spectrograph): spettrografo ad alta risoluzione, già operativoal fuoco Nasmyth B dello stesso telescopio dai primi mesi del 2000, e alimentato da 8 fibre prove-nienti da OzPoz. Opera nel modo Medusa.GIRAFFE ed UVES sono strumenti autonomi, e possono operare indipendentemente, alimentatidalle fibre di OzPoz. Ognuno ha quindi il suo sistema di controllo a possono essere operati inmodalità singola o in modo parallelo e combinato. Un software di coordinamento e perciò neces-sario per gestire le operazioni del Posizionatore di Fibre e dei due spettrografi, ed e il Super OS(Super Observing Software) di FLAMES.Il Super OS deve gestire tutte le operazioni, dall’interfaccia con l’Osservatore (via P2PP/BOB), allaconfigurazione del Posizionatore di Fibre (eseguita in parallelo con le osservazioni degli spettro-grafi), alla gestione delle esposizioni scientifiche degli spettrografi fino all’archiviazione dei datiscientifici.Il software di sontrollo di GIRAFFE e di FLAMES sono stato realizzati all’OATs nell’ambito di unacollaborazione tra ESO ed ATG. L’upgrade del Software di Controllo di UVES in modo Fibra e statorealizzato allOATs come parte dell’attività del Consorzio Ital-FLAMES, comprendente gli Osserva-tori di Bologna, Cagliari, Palermo e Trieste. Il Software di Controllo di UVES, operativo dall’iniziodell’anno 2000, e stato progettato e realizzato all’OATs, nell’ambito di una collaborazione ESO-ATG, negli anni 1993-1999.

Fig.22: Localizzazione delle componenti di FLAMES al fuoco Nasmyth di Kueyen

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Fig.23:Lo spettrografo GIRAFFE ed il posizionatore di fibre sulla piattaforma Nasmyth

Fig.24: Spettro UVES, esempio dalla prima luce

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2. Sistemi di gestione ed archiviazione dei dati

Fabio PASIAN, Riccardo SMAREGLIA, Claudio VUERLI, Andrea ZACCHEI, Michele MARIS, Mao-hai HUANG, Davide MAINO, Nicola LAMA, Sandro FOGLIANI, Giovanni ALBETTI, Marco SGOR-LON

2.1 Centro di elaborazione dati per la missione ESA Planck

Planck è la terza missione di medie dimensioni (M3) del programma Horizon 2000+ dell’ente spa-ziale europeo (ESA), dedicata alla realizzazione di mappe a tutto cielo in nove frequenze dellospettro sub-millimetrico (dai 30 ai 900 GHz); obiettivo scientifico primario della missione è l’imag-ing e l’analisi delle anisotropie del fondo cosmico a microonde (CMB). Su Planck voleranno nelfebbraio 2007 due strumenti, uno equipaggiato con ricevitori radio (Low Frequency InstrumentLFI) che lavorerà tra 30 e 100 GHz , ed uno con bolometri (High Frequency Instrument HFI) chelavorerà tra 100 e 900 GHz. Il satellite è in fase avanzata di progettazione, mentre gli strumentisono stati già realizzati nella loro versione preliminare e sono in fase di test. Nell’ambito del pro-getto, l’OATs è responsabile della progettazione e realizzazione del centro di elaborazione dati(Data Processing Center DPC) per lo strumento LFI. In questo ambito, coordina l’attività di unaventina di istituti collocati in dodici paesi diversi dell’Europa e del Nord America. Le attività svolteallOATs nel 2001 si sono indirizzate in più direzioni:a) E’ stato completato e reso operativo il sistema di simulazione dei dati della missione Planck,con particolare riguardo ai dati di LFI: il sistema è in grado di generare cieli simulati contenentiCMB ed altre componenti astrofisiche (sorgenti estese e compatte, polvere, effetto sincrotrone,free-free, effetto S-Z) sulla base di parametri di input cosmologico ed astrofisico, e successiva-mente di “osservare” tale cielo attraverso lo strumento LFI, parametrizzato in modo realistico. I datirisultanti sono serie temporali di dati simulati, contenenti ad esempio le deformazioni dei beam, edil rumore bianco ed 1/f; opzionalmente le serie temporali possono essere quantizzate e com-presse e si possono generare sequenze di pacchetti di telemetria nei formati standard previsti daESA.

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Fig.25: Modello in scala naturale del satellite Planck

b) E’ stato progettato il sistema di gestione e visualizzazione dei dati di telemetria dello strumentoLFI, sia per la fase operativa che per quanto riguarda i test a terra dello strumento. E’ stato realiz-zato il database che contiene le definizioni della telemetria e dei telecomandi in ambienteSCOS2000 (uno standard per le missioni ESA), ed il relativo sistema di visualizzazione dellatelemetria tecnica. Per quanto riguarda la telemetria scientifica, si sono definiti i requisiti per la suagestione e visualizzazione.c) Sono stati integrati e resi funzionali moduli per l’elaborazione dei dati (simulati, in questa fase).Particolare attenzione è stata dedicata alla costruzione di mappe dalle serie temporali di dati, conabbattimento del rumore 1/f mediante tecniche di “destriping”. Si sono inoltre studiati metodi di perla separazione delle componenti astrofisiche, dapprima mediante la rimozione delle sorgenti com-patte (minori di 30 arcmin FWHM), poi mediante tecniche di Independent Component Analysis(ICA) che agiscono sulle mappe simulate alle diverse frequenze nel dominio sub-millimetricoosservate da Planck.d) E’ stato studiato ed analizzato l’effetto di alcuni aspetti strumentali ed operativi sui risultati sci-entifici della missione: in particolare è stato studiato l’effetto di una incompleta copertura del cielodovuta a problemi di trasmissione dei dati dal satellite alla stazione di terra, e della quantizzazionedei dati a bordo.e) In collaborazione con altri istituti coinvolti nel progetto Planck, sono stati valutati diversi sistemicommerciali di gestione di database orientato agli oggetti (OODBMS) ed è stato individuato quelloche verrà adottato per i due DPC di Planck. Si è portata a compimento la definizione di un modellodati per l’intera missione Planck e se ne è realizzato un prototipo sull’ OODBMS prescelto. Tutto ilsoftware di elaborazione dati per l’intera missione si interfaccerà con questo modello dati.

2.2 L’Archivio al Telescopio (AaT)

Negli anni precedenti presso l’OATs è stato anche realizzato ed installato il sistema di gestione deidati TNG e gli archivi scientifico e tecnico al telescopio. Nel corso del 2001 è stata svolta una con-sistente attività di manutenzione e di miglioramento del sistema, tesa a rendere più efficientel’opera del personale addetto al TNG.

2.3 Progetto pilota per l’Archivio a Lungo Termine TNG

Nel 2001 è incominciata un’attività finanziata dal CNAA e tesa alla realizzazione di un prototipodell’archivio permanente per i dati del TNG. Si è inizialmente definito un modello dati per il TNG,si è definita l’interfaccia dati tra archivi al telescopio ed archivio permanente, si è progettato ilsistema nelle sue componenti (database e data store), e si è proceduto al trasferimento dei datitecnici e scientifici, con il conseguente popolamento con i dati di TNG dell’archivio prototipale. E’stato acquisito il sistema hardware a livello prototipale per la memorizzazione dei dati, e sono statirealizzati dei test sulla velocità di recupero dall’archivio dei dati, nel caso questi siano conservation-line o off-line. E’ stata inoltre definita la struttura hardware (basata su un sistema parallelo ditipo Beowulf) per l’elaborazione e l’analisi dei dati di archivio. Sono iniziati infine la definizionedell’interfaccia utente all’archivio prototipale e lo studio sull’utilizzo di tecniche di data mining suidati tecnici.Per quanto concerne un’attività di coordinamento con analoghi progetti in ambito nazionale, èstata inoltre valutata la possibilità di inserire l’archivio permanente TNG come un nodo fornitore didati per un’eventuale grid italiana per la ricerca. E’ infine iniziato, mediante la partecipazione agruppi di lavoro internazionali, il coordinamento con iniziative in ambito europeo: interoperabilità

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tra archivi di interesse astrofisico in diverse frequenze dello spettro elettromagnetico (Interopera-bility WG del progetto OPTICON), fino a giungere alla realizzazione di un osservatorio astronom-ico virtuale (Science WG del progetto AVO).

2.4 Large Binocular Camera per l’ LBT (LBC@LBT)

Nell’ambito della realizzazione della Large Binocular Camera (LBC) per il Large Binocular Tele-scope (LBT), l’OATs è responsabile della realizzazione del sistema di gestione dei dati, dallo stru-mento all’archiviazione (vedi Fig.26). Nel 2001 è stato completato il progetto di base per larealizzazione del sistema, è stata definita l’interazione tra il sistema di controllo dello strumento edil sistema di gestione dei dati, e sono state realizzate delle procedure che simulano il flusso deidati attraverso le varie componenti del sistema, sfruttando l’esperienza maturata in questo campoin ambito TNG.

2.5 I Laboratori di ricerca della Divisione Tecnologica dell’Osser-vatorio

Le attività principali di questi laboratori sono state lo studio e lo sviluppo di nuove tecnologie perl’astrofisica.

-Laboratorio di Rivelatori e ControlliAttività principali: Inizio dello studio, progetto e realizzazione di un sistema di controllo di nuovagenerazione, sia hardware che software, per strumentazione astronomica. Aggiornamenti siaall’hardware che al software di basso livello dello Spettrografo Dolores del Telescopio NazionaleGalileo.

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Fig.26: Schema di flusso per i dati LBT

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I LABORATORI DELL’OSSERVATORIO

Coordinatore: Maurizio COMARI.Le attività principali di questi laboratori sono state il supporto e la collaborazione alla ricerca.

Laboratorio di ElettronicaSergio PADOVAN, Igor CORETTI, Luciano PERLA

Attività principali: Collaborazione alla ricerca radioastronomica e supporto sia hardware che sof-tware al Sistema Radio Solare di Trieste: studio e realizzazione di nuove soluzioni per l’automa-zione della strumentazione e dei sistemi di acquisizione, elaborazione ed archiviazione dei datiradiopolarimetrici, dati che sono stati resi accessibili da internet e, per le applicazioni di SpaceWeather, anche in tempo quasi reale. Rifacimento della rete informatica della succursale di Baso-vizza. Collaborazione e supporto al progetto L’Osservazione Remota per la divulgazionedell’Astronomia “le stelle vanno a scuola”. Manutenzione degli strumenti scientifici dell’Osservato-rio.

Laboratorio di MeccanicaSergio PADOVAN, Lucio DEMICHELI

Attività principali: Supporto al Sistema Radio Solare di Trieste e collaborazione alla ricerca radio-astronomica. Collaborazione e supporto al progetto l’Osservazione Remota per la divulgazionedell’Astronomia “le stelle vanno a scuola”. Manutenzione degli strumenti scientifici ed interventimanutentivi sulle strutture dell’ Osservatorio.

Laboratorio di OtticaSergio FURLANI

Attività principali: Collaborazione allo sviluppo di una tecnica per aumentare la risoluzione spa-ziale di osservazioni da terra con un telescopio della classe degli 8 metri. Manutenzione degli stru-menti scientifici dell’Osservatorio.

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EDUCAZIONE E DIVULGAZIONE

1 Attività didattica

1.1 Corso di Astronomia e Astrofisica per le Scuole Superiori

L’Osservatorio Astronomico di Trieste, di concerto con il Dipartimento di Astronomia dell’Univer-sita’ di Trieste, ha organizzato nell’anno scolastico 2000/2001 un corso di astronomia, per il creditoformativo, rivolto agli studenti delle scuole superiori della Provincia di Trieste.Il corso si è articolato in 18 lezioni teoriche che si sono tenute settimanalmente a partire dal 5ottobre 2000 fino al 5 aprile 2001, con una pausa natalizia. Hanno fatto parte integrante del corsoanche sessioni di osservazione con telescopi e gli strumenti della pecola Urania Carsica. Tra gliargomenti trattati: il Sole, Il Sistema Solare, pianeti extrasolari, stelle e loro evoluzione, strutturadella Galassia, galassie e sistemi di galassie, struttura a grande scala dell’Universo, cosmologia,strumentazione astronomica ottica e radio, controllo dei telescopi e osservazioni remote, archivi-azione e trattamento dei dati astronomici, osservazioni del fondo a microonde. Una lezione è statadedicata alla storia dell’Astronomia triestina. Gli oratori sono stati: Bonifacio, Monai, Boehm, Mes-serotti, Morossi, Matteucci, Franchini, Ramella, Fulle, Hack, Mardirossian, Biviano, Persic, Pasian,Santin, Nonino, Vladilo, Vuerli.Nel corso dell’anno scolastico 2001/2002 l’esperienza è stata ripetuta, di concerto con il Diparti-mento di Astronomia dell’Universita’ di Trieste e con l’Istituto Nazionale di Fisica Nucleare di Tri-este, per gli studenti delle scuole superiori della Provincia di Udine.Il corso si è svolto presso lAula Magna dellIstituto Tecnico Industriale Malignani che ha cortese-mente messo a disposizione lAula e ha registrato liscrizione di ben 123 studenti della provincia diUdine, dimostrando quanto sia diffuso linteresse per l’astronomia.Ai partecipanti del corso è stata inoltre offerta la possibilità di visitare la cupola della StazioneOsservativa di Basovizza di questo Osservatorio e di compiere osservazioni guidate ai telescopi.L’Osservatorio Astronomico ha rilasciato agli studenti partecipanti al corso degli attestati di fre-quenza, che potranno essere presentati ai rispettivi consigli di classe per la valutazione ai finidella concessione di crediti formativi.Il ciclo si e’ articolato su 12 lezioni e ha sviluppato un percorso didattico che ha portato gli studentidal nostro Sistema Solare fino alle stelle e alle galassie più distanti oggi osservate per approdareal modello che oggi si ritiene più probabile per la nascita ed evoluzione del nostro Universo.L’aspetto certamente più interessante è che questo corso ha permesso di mettere direttamente acontatto gli studenti con studiosi impegnati in ricerche avanzate in campo astronomico chehanno cercato di trasmettere agli studenti il significato e il fascino del fare ricerca oggi. Gli oratorisono stati: Fulle, Messerotti, Nonino, Morossi, L. Girardi, Franchini, Ramella, Longo, Biviano,Maino, Fogliani.

1.2 Attività varie

Personale dellOsservatorio Astronomico di Trieste è stato impegnato in corsi per il corso di laureae di dottorato in fisica dellUniversità degli Studi di Trieste, e alla SISSA di Trieste.M. Messerotti ha tenuto, per il Liceo Classico “Dante Alighieri” di Trieste, due corsi sui temi"Matematica per la Fisica" e "L’Universo e la sua evoluzione" e due seminari su "Il Sole" ed "IPianeti del Sistema Solare", ha inoltre tenuto una serie di lezioni di astronomia per la Scuola

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Media “Nicolò Tommaseo” di Conselve (PD) ed un corso di astronomia per l’Università della TerzaEtà di Trieste.

2 L’Osservazione Remota per la divulgazione dell’Astro-nomia: “Le stelle vanno a scuola”

Mauro PUCILLO, Paolo SANTIN, Mauro MESSEROTTI, Paolo DI MARCANTONIO,MaurizioCOMARI, Sergio MONAI, Roberto CIRAMI, Igor CORETTI, Claudio CORTE.

Il progetto si propone la creazione di una rete telematica per la divulgazione dell’Astronomia e deisuoi metodi di osservazione tra l’Osservatorio Astronomico di Trieste (OATs) ed una qualunquescuola che ne faccia richiesta. Il collegamento voce, video e dati permetterà agli studenti dieseguire una reale “osservazione remota”, controllando lo strumento ed ottenendo alla fineimmagini astronomiche ed ogni altro dato che possa interessare. Un astronomo è disponibile invideoconferenza a spiegare quanto sta avvenendo, supportando gli insegnanti presenti in classe.Il progetto è in parte finanziato dal Ministero dell’Università e della Ricerca Scientifica e Tecnolog-ica in base alla legge N. 6/2000 (iniziative per la diffusione della cultura scientifica)Presso la sede osservativa dell’Osservatorio Astronomico di Trieste a Basovizza sono installati:1) un telescopio a controllo digitale:2) una camera CCD equipaggiata con un insieme di filtri:3) un telescopio solare equipaggiato con una webcam:Il telescopio a controllo digitale e la camera CCD sono connessi ad un computer dedicato su cui èinstallato il sistema di controllo del telescopio, il sistema di acquisizione immagini ed un sistemaaudio-video (webcam).Il telescopio solare, tramite un filtro che fornisce una banda passante di 0.8 Å centrata sulla lung-hezza d’onda di 656.28 nm (Ha), permette l’osservazione delle caratteristiche del disco solare.Grazie ad un collegamento ad una telecamera (webcam) le immagini solari saranno continua-mente disponibili alla scolaresca. E prevista anche l’integrazione dell’osservazione ottica del discosolare con i dati ottenuti dai radiotelescopi solari attivi presso la Stazione Osservativa.Il computer di controllo del telescopio digitale è connesso ad un ramo dedicato della rete localedella Stazione Osservativa di Basovizza, rendendo così possibile l’accesso “remoto” dal sito sco-lastico.Il sito “remoto” scolastico dispone di una rete di PC collegata al mondo esterno attraverso unaconnessione con un Internet Provider, tramite un collegamento standard su una linea ADSL.Il sistema audio-video, attivo in entrambi i siti, permette agli studenti di pianificare e condurreun’osservazione astronomica. L’astronomo, presente in cupola durante l’osservazione, potrà spie-gare in videoconferenza passo dopo passo lo svolgimento delle operazioni, illustrare le caratteris-tiche astrofisiche dell’oggetto che si sta osservando e rispondere alle domande poste daglistudenti.Durante la sessione, il collegamento Internet potrà essere utilizzato anche per connessioni versoaltri siti di interesse astronomico, eventualmente guidate dall’astronomo osservatore.E prevista la creazione ed il mantenimento presso la scuola di un archivio di dati e immaginiacquisite durante le precedenti sessioni osservative, che potranno poi essere utilizzate in seguitodal docente. E’ inoltre previsto il mantenimento presso l’Osservatorio di un archivio centrale deidati acquisiti durante tutte le sessioni, con la possibilità di accesso e consultazione remota daparte delle scuole.

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Fig.27: Il telescopio in fase di installazione e la prima luce solare

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3 Osservatorio di Urania Carsica

Conrad BOEHM

L’Osservatorio astronomico di Trieste ha recentemente (1998) allestito una cupola dedicataall’attività di divulgazione astronomica. L’impianto ha sede presso la sua Stazione osservativa diBasovizza, a una decina di km dal centro cittadino, sull’altopiano carsico; la sua funzioneprincipale è quella di rendere possibile l’osservazione astronomica guidata da parte del pubblico.La struttura ha caratteristiche didattiche e scientifiche uniche in Italia e come tale si pone alservizio della formazione scientifica per studenti, docenti e per il grande pubblico.Urania Carsica dispone di una cupola di osservazione di 9 m di diametro, dotata di cinquetelescopi differenti, di alcuni strumenti ottici portatili, di telecamere, di una biblioteca specializzataanche per ragazzi, di un impianto di proiezione multivision, di diversi computer in collegamentotelematico, di una mostra storica sull’astronomia triestina del passato apartire da metà ‘700, einfine una centralina meteorologica.Le visite sono guidate e gratuite; si svolgono su appuntamento a gruppi di 20-25 persone; sonoeffettuate nel corso dell’anno eccetto nei mesi di gennaio, luglio e agosto.Il telescopio principale, un riflettore newtoniano Zeiss da 50 cm di diametro, consente di osservaredirettamente molti corpi celesti della nostra Galassia, e oltre a ciò è possibile l’osservazione digalassie lontane. I due rifrattori tipo Fraunhofer di 15 cm di diametro sono invece dedicatiall’osservazione ad alto ingrandimento dei pianeti e della Luna. Inoltre un telescopio solare da 10cm di diametro, provvisto degli appositi filtri ottici, viene usato per l’osservazione mattutina. Esso èequipaggiato anche di un coronografo per l’osservazione della cromosfera e delle protuberanzeche si alzano dalla superficie del Sole.

Fig.28:La cupola situata nella succursale di Basovizza (402 m a.s.l.)

Nel corso del 2001, 1380 visitatori dall’Italia e dalla Slovenia hanno potuto compiere osservazioniguidate nel corso di 57 sessioni prevalentemente serali. Altre 18 sessioni di osservazione e studiosono state effettuate nei mesi di febbraio e marzo a favore degli studenti del corso di astronomia eastrofisica per il credito formativo delle scuole superiori della Provincia di Trieste. L’attività storica emuseale è proseguita con il restauro di alcuni strumenti e la pianificazione dell’archivio storico ditesti, strumenti e fotografie in collaborazione con la locale Soprintendenza ai Beni Archivistici. Ilresponsabile della struttura ha tenuto due seminari su invito della Kuffner Sternwarte di Viennadedicati alla storia dell’astronomia triestina e alle recenti ricerche sul nucleo della Galassia. Hainoltre guidato una squadra locale esplorativa di tre studenti alla fase internazionale delleInternational Astronomy Olympiads tenutesi nel settembre 2001 presso l’Osservatorio Astrofisicodella Crimea; nel corso delle gare la squadra ha ottenuto un terzo premio.

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Fig 29. I Telescoipi di Urania Carsica

Una collezione unica di antichi libri e strumenti ci conduce attraverso 250 anni di astronomia a Tri-este. Questa storia comincia con l’astronomia nautica, racconta degli astronomi del XIX secolo,finisce con la costruzione dei radiotelescopi e con i primi utilizzi del computer e degli strumentielettronici nel lavoro astronomico.Le visite si svolgono esclusivamente su appuntamento, (tel.: +39.040.22.61.76 (interno 21),fax.:+39.040.22.66.30.L’Osservatorio di Trieste mantiene inoltre un sito telematico dedicato all’informazione astronomicae astronautica per il grande pubblico. Il suo indirizzo è: http://www.oat.ts.astro.it/aol/pubblico.html.

Elenco delle visite effettuate presso Urania Carsica dal 2001 ad oggi:

200110.01 TVKoper07.02 Gruppi Trieste08.02 Credito formativo Trieste09.02 Credito formativo Trieste13.02 Credito formativo Trieste (2x)14.02 Credito formativo Trieste (2x)16.02 Credito formativo Trieste (2x)20.02 Credito formativo Trieste (2x)21.02 Credito formativo Trieste (2x)01.03 Gruppi + Scout Trieste02.03 Credito formativo Trieste06.03 Credito formativo Trieste (2x)09.03 Credito formativo Trieste (2x)13.03 Credito formativo Trieste (2x)14.03 Credito formativo Trieste15.03 Gruppi Trieste16.03 Credito formativo Trieste20.03 SE Sauro Trieste (2x) + Gruppi Trieste21.03 Credito formativo Trieste23.03 Credito formativo Trieste26.03 LS Coira (Svizzera)27.03 Credito formativo Trieste28.03 Credito formativo Trieste31.03 Gruppi Trieste03.04 LS Petrarca Trieste

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04.04 SE Tonadico (Belluno) (2x)07.04 Univ. Trieste11.04 LS Galilei Belluno (2x)12.04 Maestre Trieste18.04 SM Torviscosa + ITIS Carate Milano19.04 SE Trieste + ITIS Carate Milano20.04 LS Monfalcone (2x)26.04 CL Fisica Trieste27.04 ITIS Marconi Piacenza (2x)28.04 LS Medi Senigallia (2x)02.05 ITA Algaiotti Venezia (2x)03.05 SE Sauro Trieste (2x)08.05 SM Cesarolo S.Michele (2x)09.05 IM Treviso (2x)22.05 SE Padoa Trieste (2x)23.05 LS Galilei Trieste24.05 ITP Galvani Trieste25.05 ITP Galvani Trieste29.05 Associazione Perugia30.05 SM Esine Brescia31.05 LS Corsico Milano05.06 Univ TS06.06 SM Stuparich Trieste07.06 Visitatori Carinzia08.06 Gruppi Trieste11.06 SE Manna Trieste22.06 Circolo Trieste26.06 Maestri del Lavoro Trieste27.06 Astrofili Trieste (2x)28.06 Circolo Sincrotrone Trieste29.06 Astrofili Val di Fiemme (2x)03.07 Gruppo Princivalli11.09 Gruppo Brescia12.09 Fincantieri Monfalcone13.09 Gruppi Trieste09.10 Astrofili16.10 Gruppi Trieste19.10 Associazione Treviso23.10 Gruppi Trieste + Udine25.10 Gruppo Perla Trieste26.10 IP Alberti Rimini29.10 SE slovena Trieste (2x)07.11 SE Collodi Trieste (2x)08.11 Gruppi Trieste09.11 ITI Nova Gorica (SLO) (2x)13.11 LS Macerata (2x)19.11 TVKoper20.11 SE Suvich Trieste21.11 Associazioni Trieste22.11 Circolo Trieste23.11 Gruppi Trieste06.12 Gruppi Trieste07.12 Operai Pesek

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11.12 Astrofili13.12 LS Nova Gorica (SLO) 04.02 Visitatori Trieste200212.02 Gruppi Trieste20.02 Astrofili Veneto22.02 Associazioni Trieste26.02 LS Serpieri Rimini27.02 Visitatori Stiria28.02 Gruppo Trieste05.03 LS Marinelli Udine07.03 LS Levanto (La Spezia)08.03 LS Vittorio V. Milano12.03 Univ. III Età S. Vito (PN)14.03 SE Suvich Trieste15.03 LS Calini Brescia19.03 LS Oberdan Trieste20.03 Credito formativo Udine21.03 Gruppi Trieste + Univ.Trieste22.03 LS Galilei Macerata (2x)26.03 LS Leonardo da Vinci - Jesi (An)27.03 LS Leonardo da Vinci - Jesi (An)08.04 LS Sorrento09.04 ITIS Recanati10.04 SM Manzoni (MIlano)11.04 SM Tito Livio (San Michele) (2x)18.04 CS Fisica Univ. Modena19.04 SM Savini - Edolo (Bs)08.05 Gruppi privati Trieste09.05 SM Sacro Cuore - Trento

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4 “Sun-Earth Day , SOHO 5th anniversary”

Mauro MESSEROTTI

L’OATs ha partecipato alla manifestazione internazionale “Sun-Earth Day” (27-28 Aprile 2001),dedicata alla celebrazione del quinto anno di operatività della missione spaziale solare ESA-NASA“SOHO” (SOlar and Heliospheric Observatory). Varie attività divulgative per il pubblico e per lescuole sono state organizzate in Europa, sponsorizzate da ESA, negli Stati Uniti ed in Canada,sponsorizzate da NASA. Per quanto attiene al contributo dell’OATs, una conferenza è stata tenutain anteprima il 20 Aprile a S.M. di Sala (VE) presso il locale circolo di astrofili, con ampiapartecipazione di pubblico ed insegnanti delle scuole. A Trieste l’evento è stato organizzatocongiuntamente dall’OATs (coordinatore: M. Messerotti), e dal Circolo della Cultura e delle Arti(CCA), che ne ha curato l’ufficio stampa (responsabile: M. Bekar) ed una conferenza pubblica. Inparticolare, il giorno 27 Aprile i ricercatori M. Messerotti e P. Zlobec, “associate scientist” dellamissione SOHO, hanno tenuto quattro lezioni nelle scuole superiori cittadine, tre di lingua italiana(Liceo Classico “Dante Alighieri”, Liceo Scientifico “G.Galilei” ed Istituto Tecnico Industriale “Volta”)ed una di lingua slovena (Liceo “France Preseren”), una conferenza presso l’Università della TerzaEtà di Trieste ed una conferenza pubblica per il CCA, con ottimo riscontro da parte delle televisionie dei quotidiani locali. La manifestazione ha avuto notevole successo: circa 400 studenti hannoassistito alle lezioni nelle scuole e più di 100 persone alle conferenze pubbliche. A tutti è statodistribuito il materiale illustrativo fornito da ESA come anche presentazione Powerpoint preparatada ESA per l’occasione, estesa e tradotta in lingua italiana da M. Messerotti. Dettagliateinformazioni sull’evento sono disponibili sul sito di ESA: http://spdext.estec.esa.nl/content/doc/9e/27038_.htm.

Fig.29: Lezione tenuta presso il Liceo Classico “Dante Alighieri”, cui hanno assistito 80 studenti edi loro insegnanti.

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Fig.30: Il dr. Messerotti dell’OAT ed il Presidente del Circolo della Cultura e delle Arti, On. GiorgioTombesi, si rivolgono all’uditorio al termine della conferenza pubblica tenuta presso la sede dellaRiunione Adriatica di Sicurtà (RAS).

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SISTEMI INFORMATIVI OAT

Omar GRIGOLON, Roberto KRASNA, Alessandro MARASSI

Il sistema di calcolo dell’OAT e’ attualmente suddiviso in 4 grandi aree: 3 di utenza amministra-tiva,tecnologica e scientifica e una di servizi generali. Il totale delle macchine registrate a livello diDomain Name Server (DNS) di Osservatorio e’ di 280: di cui 193 OAT, 24 OAB, 16 Amministra-zione OAT, 47 DAUT, e per un numero di utenti totale di 108: di cui 69 OAT, 18 DAUT, 3 CNR, 18contrattisti. L’area amministrativa e’ organizzata su una unica piattaforma comune INTEL/Windowsed e’ dotata di 16 computer. I servizi generali, quali la gestione della rete interna, di quella esterna,lo smistamento della posta elettronica DNS, NIS e routing, sono organizzate attorno a specificiserver di rete, SUN o CISCO. Per i servizi generali sono registrate: 16 stampanti, 20 dispositivi direte e 8 server. Le pagine web di Osservatorio e l’area di ftp anonimo vengono gestite dal serverGoblin. L’area ftp e’ attualmente abilitata in lettura e disabilitata in scrittura dall’ esterno. Avalonsvolge funzioni di mail-exchanger con l’esterno, DNS e NIS server, nonche’ application server perIDL e LaTex. Vi sono 3 firewall: uno a servizio esclusivo dell’amministrazione, il secondo a prote-zione delle reti interne OAT di via Tiepolo/Besenghi/Navali, il terzo a Basovizza. La rete interna e’stata potenziata in anni recenti e attualmente vengono gestite 213 macchine di OAT e 47 mac-chine del DAUT. OAT ha attualmente 10 macchine SUN/Solaris, 8 macchine HP/HP-UX, 1 Digital/VMS; tutte le altre, salvo 1 MAC, sono basate su architettura INTEL con s.o. MS-Windows, Linux oin configurazione dual-boot.-Evoluzione carichi di lavoro: Nel corso del 2001, vi e’ stato un incremento del personale afferentea qualsiasi titolo alle attivita’ di ricerca OAT e DAUT (Astronomi ordinari, associati, ricercatori, dot-torandi, contrattisti e studenti) nei seguenti termini:Astronomi ordinari, associati, ricercatori OAT:+5 unita’,Borsisti, contrattisti e studenti OAT/DAUT+12 unita’.A fronte dell’arrivo di nuovo personale si e’ reso necessario allestire nuove postazioni di lavoro, siacon l’acquisizione di nuove macchine, sia con la rimessa in servizio di vecchi computer e comun-que si e’ proceduto all’assegnazione di nuovi account utente, posta elettronica, installazione dinuovi pacchetti software, nuovi collegamenti di rete e upgrade di vario tipo e natura.- Attivita’ svolte dal personale afferente ai Sistemi Informativi OAT: Gestione rete dati, dispositivi eservizi di rete; gestione DNS, NIS e web server; gestione sicurezza informatica; manutenzionepagine sito web OAT; redazione capitolati d’appalto per lavori e forniture; supervisione lavori ditteappaltatrici; redazione specifiche di collaudo e collaudi; attivazione e gestione collegamenti retiWAN e rapporti con Telecom ed Enti esterni; installazione completa e configurazione di nuovemacchine (hardware, sistema operativo, rete, pacchetti software); ricerche di mercato, rapporti confornitori, richiesta offerte e ordini; valutazione e ricerca nuove architetture hardware/software; assi-stenza ai singoli utenti a livello di helpdesk e consulenza; interventi sulla rete dati in regia diretta(nuove linee, prese, manutenzioni); gestione e manutenzione ordinaria stampanti; ricerca, valuta-zione ed installazione nuovi applicativi software su richiesta; aggiornamento software installati,patch e gestione licenze; aggiornamento hardware esistente (schede, periferiche, memorie);supervisione ed assistenza nuovi applicativi Amministrazione; ricerca, valutazione ed acquistotesti e manuali; gestione rilevatori di presenza e relativo software; backup e ripristino dati su speci-fica richiesta;- Attivita’ rilevanti svolte nel corso del 2001 extra assistenza helpdesk utente: Reti telematichedell’Osservatorio Astronomico di Trieste: upgrade delle interconnessioni con la succursale diBasovizza e interconnessione con la succursale di via Navali 9; installazione e configurazionecompleta di 3 macchine SUN single-user e parziale di 1 macchina SUN da adibire a DNS, NIS email server secondario; installazione e configurazione completa di 8 PC Windows; installazione econfigurazione completa di 4 PC Linux; installazione e configurazione completa di 1 PC Solaris;avvio procedura stipendi e missioni; manutenzione straordinaria rete dati di Basovizza (con la col-laborazione del p.i. Igor Coretti) ed attivazione e configurazione di 2 nuovi collegamenti HDSL a2Mb; creazione di n. 6 stazioni di lavoro per ospiti; ricerca di mercato ed acquisizione videoproiet-tore; ricerca di mercato ed ordine PC biprocessore XEON ad alte prestazioni; ricerca di mercatoed avvio pratica di acquisto sistema centralizzato di storage e backup (in corso); ricerca di mercatoed ordine link laser rete dati Basovizza.

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BIBLIOTECA

Laura ABRAMI, Chiara DOZ

La Biblioteca è da sempre stata un’importante strumento di ricerca ed = un indispensabile servizioall’interno di un comprensorio che vede convivere l’Osservatorio Astronomico di Trieste e il Dipar-timento di Astronomia dell’Università di Trieste. Il materiale bibliografico in essa conservato è com-posto da circa 10.000 opere monografiche; da = numerose raccolte di periodici, tra le quali unasessantina di abbonamenti annuali correnti alle più importanti ed autorevoli riviste internazionali;da alcuni importanti volumi di interesse storico di = rilevante valore e dall’alta percentuale di lette-ratura grigia (pubblicazioni, preprints, rapporti tecnici, ecc...) che altri istituti scientifici operanti nelsettore astronomico inviano all’Osservatorio da tutto il mondo.Nel corso del 2001 le raccolte sono ulteriormente aumentate, aggiungendosi al patrimonio librariopiù tradizionale anche numerosi CD-Rom ed accessi “full-text” alle edizioni elettroniche delle rivi-ste di cui si possiede anche una copia cartacea. Tali accessi vengono gestiti dal personale dibiblioteca, sia per quel che riguarda le = istruzione agli utenti per il loro uso corretto, sia per quelche riguarda i ripetuti contatti con le case editrici in caso di malfunzionamento.Diversi sono i progetti ai quali la nostra Biblioteca partecipa, tra i più importanti si ricordano:- CUBAI (Catalogo Unico delle Biblioteche Astronomiche Italiane):questo progetto è nato alcuni anni fa dalla collaborazione tra alcuni bibliotecari e personale infor-matico di diversi Osservatori Astronomici italiani. Anno dopo anno ha subito miglioramenti e nuoveadesioni da parte delle biblioteche astronomiche italiane. Esso costituisce un’importante fonted’informazione per il recupero e la localizzazione del patrimonio librario distribuito tra le bibliotechedei 12 Osservatori Astronomici Italiani attinente a questa particolare branca della scienza, in talmodo, nel corso del 2001, sono state favorite anche le richieste di prestito interbibliotecario.- ACNP (Catalogo Nazionale dei Periodici) e “Document delivery”: a questo catalogo non parteci-pano solo le biblioteche astronomiche ma la maggior parte delle biblioteche italiane, siano essenazionali, universitarie, civiche ecc. Si tratta quindi di una preziosa e ricca fonte di informazioneche anche la nostra biblioteca contribuisce ad arricchire. L’adesione a questo importante progettoha favorito lo scambio di documenti ed ha fatto si che durante il 2001 alcune decine di richieste diarticoli sono pervenute alla nostra biblioteca e più o meno altrettante quelle che sono state da noiinoltrate presso altri istituti.

- Cooperazione interbibliotecaria:nel corso del “IV National Meeting of = the Italian Astronomical Libraries” svoltosi a Cagliari il 5-6giugno 2001, è emersa, sempre più sentita, la necessità di una cooperazione fra biblioteche astro-nomiche per affrontare con più forza le diverse problematiche. L’acquisto consortile dei periodici èuno tra i punti più importanti che è stato affrontato e per il quale è stato avviato uno studio sull’usodei periodici nelle varie biblioteche, curato dalle colleghe di Arcetri, Bologna e Torino, per il qualeanche l’’Osservatorio Astronomico di Trieste ha fornito i suoi dati. Durante il mese di ottobre, inoccasione dell’imminente accorpamento di tutti gli Osservatori Astronomici in un unico IstitutoNazionale di Astrofisica (INAF), i bibliotecari degli OOAA si sono riuniti a Roma presso la sede =dell’Istituto stesso, per proporre e delineare la figura di un auspicabile “Sistema Bibliotecario INAF”che agevolerebbe, tra le altre cose, la realizzazione degli acquisti conosortili di cui già accennato.Durante quest’incontro si è altresi’ costituito un gruppo di lavoro composto dai bibliotecari diPalermo, Roma, Torino e Trieste che si è dedicato al problema degli inventari di materiale biblio-grafico. La nostra biblioteca ha svolto un’indagine volta a raccogliere dati sui criteri usati per lacompilazione di questi registri che, nella maggior parte dei casi viene curata dagli stessi bibliote-cari. I risultati di quest’indagine sono stati esposti durante il sopraccitato incontro svoltosi a Roma.Il gruppo di lavoro ha conseguentemente prodotto una nota presentata al consulente dell’INAFper la contabilità ed il patrimonio, con lo scopo di chiarire alcuni punti del documento degli ammini-strativi che, a nostro parere, risultavano inesatti o da riformulare o lacunosi per la parte cheriguarda le biblioteche. Il proponimento, inoltre, è quello di produrre delle linee guida basate sulle

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normative vigenti, alle quali far riferimento per la standardizzazione nella compilazione degliinventari di materiale librario.

- Altre attività e servizi offerti:-Gestione del materiale bibliografico (acquisizione, inventario, catalogazione, rilegatura,...);- gestione del prestito, sia per il personale dipendente che esterno all’Istituto;- fornitura documenti (reperimento e consegna di fotocopie di articoli nel rispetto della normativavigente sul diritto d’autore) e prestito interbibliotecario;- ricerche bibliografiche;- aggiornamento delle pagine web della biblioteca (http://www.ts.astro.it/biblio/biblio.html);- mantenimento e aggiornamento del software usato per la gestione del patrimonio librario;

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LISTA CONVENZIONI SCIENTIFICHE ATTIVEDELL’OSSERVATORIO ASTRONOMICO DI TRIESTE

• Dipartimento di Astronomia (Università degli studi di Trieste) con OsservatorioAstronomico

• Scuola Internazionale di Studi Superiori ed Avanzati (SISSA) e OAT

• “Research agreement between the ASTRONOMICAL OBSERVATORY OFTRIESTE, Italy and the NATIONAL OBSERVATORY OF ATHENS, Greece”

• “Research agreement between the INSTITUTE OF SOLAR-TERRESTRIALPHYSICS, IRKUTSK,Russia and the ASTRONOMICAL OBSERVATORY OFTRIESTE

• “Convenzione scientifica tra l’Osservatorio Astronomico di Trieste e l’Institutode Astrofisica de Canarias, Spagna

• Convenzione scientifica tra Osservatorio Astronomico di Trieste e OpservatorijHvar, Geodetskog fakulteta Sveucilista u Zagreb, Hrvatska

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LISTA DELLE PUBBLICAZIONI

1.1. Riviste Referate 2001

002272. P. BONIFACIO, E. Caffau, M. CENTURION, P. MOLARO, G. VLADILO An Astrophysical Oscillator Strength for the 94.7 mm Resonance Line and S Abundances in DLAs. Mont. Not. R. Astron. Soc., 325, 767, 2001

002273. G. VLADILO, M. CENTURION, P. BONIFACIO Ionization Properties and Elemental Abundances in DLA Systems. Astrophys. J., 557, 1007, 2001

002274. R. Faraggiana, M. Gerbaldi, P. BONIFACIO, P. Francois Spectra of Binaries Classified as Lambda Boo Stars. Astron. Astrophys., 376, 586, 2001

002275 R.J. Garcia Lopez, G. Israelian, R. Rebolo, P. BONIFACIO, P. MOLARO, G. Basri,N.Shcukina

Oxygen Abundances Derived in Unevolved Very Metal-poor Stars. New Astronomy Rev., 45, 519, 2001

002276. R. Cayrel, (...), P. BONIFACIO, (...), P. MOLARO, et al. Determination of O/Fe in BD +23 3130 for ESO VLT-UVES Observations New Astronomy Rev., 45, 533, 2001

002277 G. Israelian, R. Rebolo, R.J. Garcia-Lopez, P. BONIFACIO, P. MOLARO et al. Oxygen in the Very Early Galaxy. Astrophys. J., 551, 833, 2001

002278. E. Marchetti, R. Faraggiana, P. BONIFACIO A Speckle Interferometry Survey of Lambda Bootis Stars. Astron. Astrophys, 370, 524, 2001

002279 R.G. Gratton, P. BONIFACIO, (...), M. CENTURION, (...), P. MOLARO The O-Na and Mg-Al Anticorrelations in Turn-off and Early Subgiants in Globular Clusters. Astron. Astrophys, 369, 87, 2001

002280. R. Cayrel, (...), P. BONIFACIO, (...), P. MOLARO et al. Measurement of Stellar Age from Uranium Decay. Nature, 409, 691, 2001

002281 S. Borgani, F. Governato, J. Wadsley, N. Menci, P. TOZZI, G. Lake, T. Quinn, J. Stadel Pre-Heating the ICM in High Resolution Simulations: the Effect on the Gas Entropy. Astrophys. J. Lett, 559, 71, 2001

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002282. E. Schreier, (...), P. TOZZI HST Imaging in the Chandra Deep Field South: I. Multiple AGN Populations. Astrophys. J, 560, 127, 2001

002283. S. Borgani, P. Rosati, P. TOZZI et al. Measuring_Omega_m with the ROSAT Deep Cluster Survey. Astrophys. J, 561, 13, 2001

002284. B.P. Holden, (...), P. TOZZI et al. RX J0848+4456: Disentangling a Moderate Redshift Cluster. Astrophys. J, 122, 629, 2001

002285. R. Giacconi, P. Rosati, P. TOZZI, M. NONINO et al. First Results from the X-Ray and Optical Survey of the chandra Deep Field South. Astrophys. J, 551, 624, 2001

002286. A. Stanford, B. Holden, P. Rosati, P. TOZZI, S. Borgani et al. The Intracluster Medium in z 1 Galaxy Clusters . Astrophys. J, 552, 504, 2001

002287. P. TOZZI, C. Colin The Evolution of X--ray Clusters and the Entropy of the Intra Cluster Medium. Astrophys. J, 546, 63, 2001

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002393 D. Stern, A. Connolly, P. Eisenhardt, R. Elston, B. Holden, P. Rosati, S. Stanford, H. Spin-rad, P. TOZZI, K. WuFirst Results from the SPICES SurveyDeep Fields. Proc. Of the ESO/ECF/STScI Workshop held at Garching, Germany 9-12October 2000. S. Cristiani, A. Renzini, R. Williams ed., p. 76, 2001

002394 A.M. Koekemoer, E.J. Schreier, N.A. Grogin, R. Giacconi, R. Gilli, L. Kewley, C. Norman,P. TOZZI et al.Modelling New Populations of Galaxies and AGN Revealed by Deep Chandra and HST Ima-ging American Astronomical Soc. Meeting 199 n. 141.07

002395 J. R. Walsh, L. Pasquini, S. ZAGGIAReport on the FLAMES Users Workshop (FUW)The Messenger, 105, 40, 2001

002396 M. Dessauges-Zavadsky, S. DOdorico, R.G. McMahon, P. MOLARO, C. Ledoux, C.Peroux, L.J. Storrie-LombardiUVES Spectrum of APM BR J0307-4945VizieR On-line Data Catalog: J/A +A/370/426

002397 N.A. Grogin () P. MOLAROFirst Results from HST Imaging of the Chandra Deep Field SouthAmerican Astronomical Soc. Meeting 198 n. 7606

002398 G. Rodighiero, G.L. Granato, A. Franceschini, G. Fasano, L. SILVAHDF-N Spiral and Irregular GalaxiesVizieR On-line Data Catalog: J/A+A/364/517

002399 E. Mediavilla, V. Motta, S. Arribas, E. Falco, A. Oscoz, M. Serra Ricart () M. RAMELLA,R. Barrena Extended CIII]l1909 Emission in Q0957+561Gravitational Lensing: Recent Pro-gress and Future Go, ASP Conference Proceedings, Vol. 237. Edited by Tereasa G. Brai-nerd and Christopher S.

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002401 M. MESSEROTTI, P. ZLOBEC, S. PADOVANThe Trieste Near-Real-Time Coronal Radio Surveillance Program:A Tool for Solar Activity Monitoring and ForecastingMem. S.A.It. vol. 72, n. 3 p. 633-636, 2001.

63

1.3. Rapporti tecnici 2001

002255. A. CAPRONI Publication of the Astronomical Observatory n. 2255, Technical Report n. 91002256. A. CAPRONI LRS Control Software: User Manual. Publ. of the Astronomical Observatory of Trieste n. 2256, OAT Technical Report n. 92

002257. S. FOGLIANI, M. MARIS Planck/LFI Quick-Look Analysis-Users Requirements Document. PL-FLI-OAT-UR-003. Publ. of the Astronomical Observatory of Trieste n. 2257, OAT Technical Report n. 93

002258. M. MARIS, M. Malaspina, S. FOGLIANI, F. PASIANA Scientific Telemetry Generator for the Planck/LFI Flight Simulator. PL-LFI-OAT-TN-17,Issue 00.

Publ. Astronomical Observatory of Trieste n. 2258, OAT Technical Report n. 94

002259. M. Malaspina, S. FOGLIANIPlanck LFI-SCOS 2000 Archive Requirements Document PL-LFI-OAT-URD-005, Issue 0.1.

Publ. Astronomical Observatory of Trieste n. 2259, OAT Technical Report n. 95

002260. M. MARIS Statistics of a o/q Data Stream from Planck/LFI.

Publ. Astronomical Observatory of Trieste n. 2260, OAT Technical Report n. 96, 2001 June12, PL-LFI-OAT-TN-019, Issue 0.1

002261. P. Di Marcantonio Very Large Telescope -VLT Software -INS Common Software Data Transfer Library-DXF User Manual. ESO Doc. N. VLT_MAN-ESO-17240-0637, Issue 2.4, 30/3/2001, Publ. Astronomical Observatory of Trieste n. 2261, OAT Technical Report n.97

002262. P. DI MARCANTONIO, M FRANCHINI On-Line AVES ETC User’s Guide. Version 1.0. AVES-IMCO Project. Publ. Astronomical Observatory of Trieste n. 2262, OAT Technical Report n. 98

002263. C. BOEHM, B. Cester Effemeridi 2002. Publ. Astronomical Observatory of Trieste n. 2263

002264. C. MOROSSI, M. FRANCHINI, S. FURLANI Spatial Resolution Improvement for an 8 Meter Class Telescope via AO and On-Line Sub-

aperture Selection. PASP, February 2002 Publ. Astronomical Observatory of Trieste n. 2264

002265. P. DI MARCANTONIO Very Large Telescope-VLT Software-BASE ICS Control Panel User Manual.

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ESO Doc. n. VLT-MAN-ESO-17240-2606, Issue 1.0, 30/10/2001, Publ. Astronomical Obser-vatory of Trieste n. 2265, OAT Technical Report n. 99

002266. S. MONAI, M. PUCILLOD.O.Lo.Res. Data Reduction Software. General Description and Users Guide, Version 0.6.

Publ. Astronomical Observatory of Trieste n.2266002267. S. MONAI, O. Smirnov, M. PUCILLO

D.O.Lo.Res User Interface Manual. General Description and Users Guide. Publ. Astronomical Observatory of Trieste n. 2267

002268. S. FOGLIANI Planck/LFI Real-Time Assessment-Users Requirements Document.

Publication Astronomical Obs. of Trieste n. 2268, Technical Report n. 100, PL-LFI-OAT-UR-002

002269. S. FOGLIANI, M. MARIS, M. Malaspina Planck/LFI Quick-Look Analysis-Users Requirements Document.

Publication of the Astronomical Obs. of Trieste n. 2270, Technical Report 101, PL-LFI-OAT-UR-003, Issue 0.2

002270. S. FOGLIANI, M. MARIS, M. Malaspina Planck/LFI Quick-Look Analysis-Users Requirements Document. Publication of the Astronomical Obs. of Trieste n. 2270, Technical Report 102

002271. M. MARISOn the Problem of the ZLE Separation in Planck TODs: I. Basic Formalism and EvaluationSimulations .

Publication of the Astronomical Obs. of Trieste n. 2271, Technical Report n. 103

002302. M. MARIS Planck LFI- Scientific Telemetry Decompression Code URD. Publication of the Astron. Obs. of Trieste n. 2302, Pl-LFI-OAT-UR-006

002303. M. MARISQPATCH - An IDL Module to Simulate Signal Quantization on Sky Patches.

Publication of the Astron. Obs. of Trieste n. 2303, PL-LFI-OAT-TN-020

002304. M. MARIS Planck-FLI-FS_DIP: A Flight Simulator Module to Simulate the Comsological Dipole. Publ. of the Astron. Obs. of Trieste n. 2304, PL-LFI-OAT-TN-021

002305. M. MARISPlanck-FLI-FS_SC: A Module to Handel A tabulated Sorption Cooler Signal in the FlightSimulator.

Publ. of the Astron. Obs. of Trieste n. 2305, Pl-FLI-OAT-TN-022

002306. M. MARISPlanck-FLI-FS_ZOD: A Simulator of the Zodiacal Light Emission for the PLANCK Mission.

Publ. of the Astron. Obs. of Trieste n. 2306, Pl-LFI-OAT-TN-023

002307. M. MARIS COALA: Exclusions I: Data Model, Objects Definitions, Data Format and Data Handling

Libraries. Publ. of the Astr. Obs. of Trieste n. 2307, Issue 1.0, OAT Tech. Rep. 104/01

65

002343. F. PASIAN Planck LFI Science Operations Implementation Plan.

Planck Document PL-LFI-OAT-PL-001, rev. 0.61, OAT Tech. Report n. 105, Publ. of theAstron. Obs. of Trieste n. 2343

002344. F. PASIAN Planck LFI DPC Work-Package Breakdown and Description.

Planck Document PL-LFI-OAT-PW-001, ver. 0.22 OAT Technical Report n. 106, Publ. of theAstron. Obs. of Trieste n. 2344

002345. E. Taddei, F. PASIAN Planck LFI-DPC Product Tree.

Planck Document PL-LFI-OAT-PW-002, rev. 02, OAT Tech. Rep. n. 107, Publ. of the Astron.Obs. of Trieste n. 2345

002346. F. PASIAN, E. Taddei Planck LFI-DPC Deliverable Documents List.

Planck document PL-LFI-OAT-LI-001, rev. 011, OAT Tech. Rep. n. 108, Publ. of the Astron.Obs. of Trieste n. 2346

002347. D. MAINO, F. PASIAN Planck LFI DATA Processing Document.

Planck Document PL-LFI-OAT-SP--001 rev. 0.11, OAT Tech. Rep. n. 109, Publ. of the Astr.Obs. of Trieste n. 2347

002348. D. MAINO, C. Burigana, F. PASIAN Loosing TM Packets: A Preliminary Study.

Planck Document PL-LFI-OAT-TN-018, OAT Tech. Rep. n. 110, Publ of the Astr. Obs. of Trie-ste n. 2348

002349. F. Bottega, C. VUERLI Planck LFI DPC Software Configuration Management Plan.

Planck Document PL-LFI-OAT-PL-002, rev. 0.11 OAT Techn. Rep. n. 111, Publ of the Astr.Obs. of Trieste n. 2349

002350. C. VUERLI, W. O’Mullane, A. Hazell,, A.J. Banday, M. Bartelmann, C. Mercier, F. Van Leeuwen Planck IDIS Data Model Specification Document.

Planck document PL-COM-OAT-SP-001, ver 3.2 OAT Tech. Rep. n. 112, Publ. of the Astr.Obs. of Trieste n. 2350

1.4. Pubblicazioni in corso di stampa 2001

000431. C. MOROSSI, M. Chavez, P. DI MARCANTONIO, M. FRANCHINI, M.L. Malagnini Stellar Surface Gravity Determinations from Spectral Energy

Distribution, Photometry and Evolutionary Tracks. Observed HR Diagrams and Stellar Evo-lution: the Interplay between Observational Constraints and Theory, 18-22 June 2001, Coim-bra Portugal, ASP Conference Series, in press

000432. R. Pallavicini, (...), M. COMARI, (...), M. FRANCHINI, P. DI MARCANTONIO, (...)P.MOLARO, (...) SANTIN

66

Scientific Motivations and Design Study for an Adaptive Optics Visual Echelle Spectrographand Imager Coronograph (AVES-IMCO) For the NAOS Visitor Focus at the VLT ScientificDrivers for ESO Future VLT/VLTI Instrumentation, Eds. J. Bergeron and G. Monnet, ESOAstrophysics Symposia, Springer Verlag.

000433. P. BONIFACIO The Primordial Li: New Observations The Link Between Stars and Cosmology ed. M. Chavez and D. Mayya, Kluwer, in press

000434. P. Rosati, P. TOZZI, (...) NONINO, S. Borgani et al. The Chandra Deep Field South: the 1 Million Second Exposure

Astrophys J., in press

000435. P. TOZZI, P. Rosati, M. NONINO, J. Bergeron, S. Borgani et alNew Results from the X-ray and Optical Survey of the Chandra Deep Field South: The300ks Exposure

Astrophys. J., in press

000436. R. Giacconi, (...), M. NONINO, P. TOZZI et al. Chandra Deep Field South: the 1 Msec Catalog Astrophys. J, in press

000437. D. Stern, P. TOZZI Chandra Detection of a Type II Quasar at z=3.2888 Astron. and Astrophys., in press

000438. D. Stern, P. TOZZI et al.SPICES II. Optical and Near-Infrared Identifications of Faint X-Ray Sources from DeepChandra Observations of Lynx

Astrophys. J., in press

000439. C. Norman, (...), M. NONINO, (...), TOZZI et al. A Classic Type II QSO Astrophys. J., press

000440. A. Koekemorer, (...), P. TOZZIHST Imaging in the Chandra Deep Field South: II. WFPC2 Observations of an X--ray FluxLimited Sample from the 1 Msec Chandra Catalog

Astrophys. J., in press

000441. P. TOZZI The Heating of the ICM: Energy Crisis and Viable Solutions

in: Proceedings of the conference “Tracing Cosmic Evolution with Galaxy Clusters”, held inSesto Pusteria, June-July 2001, Publ. ASP

Conf. Ser., in press

000442. B. Holden, S.A. Stanford, P. Rosati, P. cTOZZI et al. X-Ray Temperature and Morphology of z0,8 Clusters of Galaxies

in: Proceedings of the Conference: Tracing Cosmic Evolution with Galaxy Cluster, held inSesto Pusteria, June-July 2001

000443. P. TOZZI AGNS and Clusters in Chandra Deep Fields

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in: Proc. of the Conference: Where is the Matter? Tracing Dark and Bright Matter with theNew Generation of Large-Scale Surveys, held in Marseille, 25-26 June 2001

000444. P. TOZZI The Heating of the Intra Cluster Medium

in: Proc. of “Chemical Enrichment of the Intracluster and Intergalactic Medium, Volcano,Italy, May 2001

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in: Proc. of the XXXVIth Rencontres de Moriond

000446. A. Pipino, F. Matteucci, S. Borgani, A. BIVIANO Chemical Enrichment and Energetics of the ICM with Redshift

in: Proc. of conference: Chemical Enrichment of the ICM and the IGM, eds. F.Matteucci, R.Fusco-Femiano, Publ. ASP Conf. Ser., in press

000447. A. BIVIANO Tracing the Cluster Internal Dynamics with Member Galaxies

in: Proc. Conference: Tracing Cosmic Evolution with Galaxy Cluster, eds. S. Borgani, M.Mezzetti, R. Valdarnini, ASP Conf. Ser., in press

000448. L.F. Olsen, (...), A. BIVIANO, M. RAMELLAOn The Nature of the EIS Candidate Clusters: Confirmation of z0,6 Candidates

Astron. Astrophys, in press

000449. F. Perrotta, M. Magliocchetti, C. Bacciagalupi, M. Bartelmann, G. De Zotti, G.L. Granato, L. Danese Clustering Properties and Gravitational Lensing of Forming Spheroidal Galaxies Mon. Not. R. Astron. Soc., in press

000450. D. Romano, L. SILVA, L. DaneseJoint Formation of Quasars and Spheroids. II. The Chemistry

Mont. Not. R. Astron. Soc., in press

000451. L. SILVA, A. Bressan, G.L. Granato, P. Panuzzo Modelling the Radio to X-Ray SED of Galaxies

in: The Link Between Stars and Cosmology, eds. Chavez, Bressan, Buzzoni e Mayya, in press

000452. P. Panuzzo, A. Bressan, G.L. Granato, L. SILVA, L. Danese Dust and Nebular Emission in Star Forming Galaxies

in: The Link Between Stars and Cosmology, eds. M. Chavez, A. Bressan, A. Buzzoni e D. Mayya

000453. G.L. Granato, L. SILVA The Dusty SF Story of High-Z Galaxies, Modelling Tools and Future Prospects

in: The Link Between Stars and Cosmology, eds. Chavez, Bressan, Buzzoni e Mayya, in press

000454. A. Bressan, G.L. Granato, L. SILVA FIR and Radio Emission in Stars Forming Galaxies

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in: QSO Hosts and Their Environments, eds. Marquez Perez

000455. M. PERSIC, Y. Rephaeli X-Ray Spectral Components of Starburst Galaxies Astron. Astrophys., in press

000456. C. MOROSSI, M. FRANCHINI, M.L. Malagnini Far-UV Continuum as a Diagnostic for Temperature Structure in the Atmosphere of G-Type Stars

in: Cool Stars, Stellar Systems, and the Sun, 12th Cambridge Workshop, “The Future ofCool-Star Astrophysics, July 30th-Aug.3rd, 2001, Boulder, Colorado, in press

000456. M. MARIS, S.T. PetcovOn The Prediction for the Day-Night Effect and the CC to NC Event Rate Ratio for SNO

Proc. of the Neutrino Oscillations Workshop, Ve 24-26 Luglio, edt. Milla Baldo Ceolin. in press

000458. G. Cremonese, F. Marzari, C. Burigana, M. MARIS Asteroid Detection at Millimetric Wavelengths with the PLANCK Survey Planetary Space Science, in press

000459. L. CRIVELLARI, O. Cardona, E. Simonneau Multilevel Line Transfer with the Implicit Integral Method Revista Mexicana de Astrofisica y Astronomia, in press

000460. O. Cardona, L. CRIVELLARI, E. Simonneau A Precise New Method to Correcting the Temperature in Stellar Atmospheres Conf. “The Link Between Stars and Cosmology”, 26-30 marzo 2001, Puerto Vallarta, Mexico

000461. L. CRIVELLARI Il Problema delle Atmosfere Stellari: un approccio Strutturale Pubbl. OCAN

000462. C. CHIAPPINI et al. MG_2-sigma in Early-Type Galaxies and Spiral Bulges Chemical Enrichment of Intracluster and Intergalactic MEdium, ASP Conf. Ser. in press

000463. C. CHIAPPINI Abundance Gradients as a tool for Understanding the Formation of the Milky Way in: The Evolution of Galaxies: II. Basic Building Blocks, in press

69

SEMINARI 2001

Manuela MAGLIOCCHETTI (15.01.2001) - Clues on the Nature of Low-z Radio Sources from the2dF Galaxy Redshift Survey.

Piercarlo BONIFACIO (16.01.2001) - Chemical Composition of Stars in the Sgr dSph Galaxy.

Luigi PIRO (30.01.2001) - Gamma-Ray Bursts in the BeppoSAX Era.

Renzo SANCISI (6.02.2001) - Neutral Hydrogen in Spiral Galaxies.

Andrea FERRARA (13.02.2001) - Galaxy Formation and Reionization: Unveiling the End of DarkAges.

Cristina CHIAPPINI (20.02.2001) - Abundance Gradients and the Formation of the Milky Way.

Ernesto OLIVA (5.03.2001) - TNG: stato attuale, capacità osservative, e prospettive a breve ter-mine.

Milan DIMITRIJEVIC (6.03.2001) - Stark Broadening in Astrophysics.

Scott KENYON (9.03.2001) - Planet Formation in the Outer Solar System.

Sergei LEVSHAKOV (20.03.2001) - Damped Ly-Alpha Systems Investigations.Luca ZAMPIERI (27.03.2001) - Black Hole Formation in Supernovae: Prospects of Unveiling Fall-back Emission.

Renato FALOMO (3.05.2001) - Host Galaxies of Radio Loud Active Nuclei.

Simone ZAGGIA (5.06.2001) - Tidal Tails in Globular Clusters.

Eira KOTONEVA (12.06.2001) - K-Dwarfs and the Chemical Evolution of the Milky Way.

Luciana BIANCHI (19.06.2001) - The GALEX Mission: Probing the History of Star Formation.

Piero MADAU (22.06.2001) - The End of the Cosmic Dark Ages: Probing Early Structure Forma-tion.

Maohai HUANG (25.06.2001) - Microwave and Infrared Observations at the South Pole.

Maohai HUANG (28.06.2001) - AST/RO System Integration, Control, and Operation in a RemotePlace.

Simone ZAGGIA (23.10.2001) - The EIS Pre-FLAMES Stellar Survey: First Results.

Jason PROCHASKA (29.10.2001) - Chemical Abundances of Damped Ly-Alpha Systems.

Stefan GOTTLOEBER (30.10.2001) - The Evolution of Galaxies in Different Cosmological Environ-ments.

Nicola MENCI (15.11.2001) - Galaxy Clusters and Hierarchical Galaxy Formation.

Adolfo MENDEZ BERHONDO (16.11.2001) - Microwave fluctuations associated to solar activeregions.

70

Matteo VIEL (20.11.2001) - Probing the Intergalactic Medium with the Lyman-Alpha Forest alongMultiple Line-of-Sights to Distant QSOs.

Piero ROSATI - (22.11.2001) - Galaxy-Cluster Population at High Redshift.

Conrad BOEHM (27.11.2001) - International Astronomy Olympiads: A Progress Report.

Mario VIETRI (4.12.2001) - Progress in Understanding Gamma-Ray Bursts.

Thirupathi SIVARANI (5.12.2001) - Chemical Composition of post-AGB stars.

Giorgio G.C. PALUMBO (18.12.2001) - Astronomy and Astrophysics from Space: An Outline of theItalian Space Program

71

RASSEGNA STAMPA

articoli apparsi su quotidiani e periodici

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