FLAMES
Fibre Large Array Multi-Element Spectrograph
(http://http.hq.eso.org/instruments/flames/)
Componenti di FLAMES
Nasmyth Corrector :
FoV = 25 arcmin
Fibre Positioner (OzPoz): System of fibres attached to plate via
magnetic buttons
Two plates: dead time between two observations < 15 min
Positioning accuracy of fibre < 0.1 arcsec (+ astrometric error)
Minimum object separation = 10.5 arcsec
Link to UVES (red arm only): 8 fibres (1 arcsec Ø), R=47000,
@520, 580, 860 nm , Δλ = 200 nm
GIRAFFE: R=7000-22000, range 370-900 nm
MEDUSA: 132 fibres, 1.2 arcsec Ø;
IFU: 15 + 15 (sky), ~ 2x2 arcsec, sampling 0.52 arcsec;
ARGUS: 1 rectangular array, 22 by 14 microlenses,
sampling 0.52/0.3 arcsec
grande FoV - grande R – alto multiplex – 8m tel. !!!
Altri MOS (R > 5000) nel mondo
Hydra
FoV (Ø)
n. Fibre
Range spettrale
Potere risolutivo R
IFU
WIYN(KPNO)
BLANCO(CTIO)
3.5m tel.
4.0m tel.
60 arcmin
40 arcmin
98 red, 96 blue
138
3000 - 10800 Å 3300 - 11000 Å
700 - 40000
1000 - 50000
~ 90 fibre
------
Hectochelle
MMT (converted) 6.5m tel.
FoV (Ø)
60 arcmin
n. Fibre
255
Range Spettrale
3700 - 11200 Å
Potere Risolutivo R
32000 - 40000
Status: in fase di commissioning
N.B. : Keck non ha MOS con R > 5000
Il Consorzio Ital-FLAMES (P.I.: C. Cacciari)
OA TRIESTE :
OS per UVES in fibre mode
(P. Molaro, P. Santin)
OA BOLOGNA: Management & Templates
(C. Cacciari, E. Rossetti, F.R. Ferraro, R.Merighi)
OA CAGLIARI: DRS per UVES in fibre mode
(I. Porceddu, G. Mulas)
OA PALERMO : DRS per UVES in fibre mode
(R. Pallavicini, F. Damiani )
Tempi
Memorandum of Understanding : Dicembre 1999
Inizio progetto Ital-FLAMES:
Gennaio 2000
Fine progetto Ital-FLAMES:
Novembre 2002
(~ 1 anno di ritardo)
Commissioning finale FLAMES:
Dicembre 2002
Science Verification:
Gennaio-Febbraio 2003
Routine observing:
Aprile 2003 (Period 71)
Investimento del Consorzio
Contributo finanziario ESO (DEM) :
Contributo x viaggi interni (DEM):
Manpower (FTE) (contratto + staff):
da MoU
effettivo
400.000
50.000
1.0 + 3.4
400.000
50.000
3.0 + 6.5
100.000
12.500
1.0
0.4
100.000
12.500
3.0 (*)
0.5
Investimento OA Bologna
Contributo finanziario ESO (DEM) :
Contributo x viaggi interni (DEM):
Contratto a E. Rossetti (FTE):
Manpower staff (FTE):
(*) ~ 39.000 Eu
Finanziamenti ottenuti per l'uso di FLAMES
CNAA 2000: Large Field Photometry in Galactic Globular Clusters:
preparing for VLT-FLAMES
40 MLit (= 20.658 KEu) accreditati 04/2001
 assegno di ricerca L. Monaco, 18 mesi (05/2001 – 10/2002)
INAF 2002: Spectroscopy with VLT-FLAMES: a comprehensive
study of stellar populations in the Local Universe
30 KEu (BO+TS+CA)  11.5 KEu (BO) accreditati 08/2003
 destinati a cofinanziare un assegno di ricerca
Prime osservazioni: Science Verification (Jan 24 - Feb 02, 2003)
C. Cacciari, A. Bragaglia, E. Rossetti, F. Fusi Pecci, G. Mulas, E. Carretta, R.G.
Gratton, Y. Momany & L. Pasquini: Mass motions and chromospheres of RGB
stars in the globular cluster NGC 2808, 2003, A & A, 413, 343
UVES @580: 20 stelle
H-alpha, Na I D
MEDUSA: 117 stelle
H-alpha, Na I D, Ca II H+K
BVJHK ==> Teff, g, L
Diagnostici di cromosfera e/o atmosfera estesa/mass outflow:
Ca II K, Na I D, Hα
Emissione  presenza di cromosfera e/o atmosfera estesa
 mass loss ?
Hα blue/red ali di emissione
Ca II K blue/red emissione al centro dell'assorbimento
Profili Hα
osservati
con UVES
Profili Hα
sottratto
il template
Profili Ca II
H&K
Asimmetrie  emissione ali B/R < 1  atmosfera estesa
 core blue-shift
 mass outflow
Hα emissione B/R < 1, core blue-shift
Na I D2 core blue-shift
Ca II K emissione K2b/K2r < 1, K3 blue-shift
Tra le stelle più brillanti,
la maggior parte ha
K3 blueshifted &
K2b/K2r < 1
C’è correlazione tra il
blue-shift di K3 e il
blue-shift del core di Hα
Conclusioni
♣ Questa è la survey più importante fatta finora per numero di stelle in un
singolo ammasso, magnitudine limite raggiunta e risoluzione spettrale.
♣ Esiste una soglia di luminosità oltre la quale una grande frazione di
stelle mostra segni di cromosfera (emissione in Ca II K e/o Hα) e/o
atmosfera estesa/mass outflow (asimmetrie).
♣ Noi abbiamo spostato questa soglia a magnitudini più deboli (fino a ~
0.5 mag) e aumentato la frazione di stelle con queste caratteristiche.
♣ Importante verificare la dipendenza dalla metallicità 
studio di stelle
RGB di 47 Tuc con dati di commissioning dello stesso tipo (tesi di
laurea di V. Sommariva, attualmente in corso).
♣ Importanti implicazioni e verifiche per la teoria dell’evoluzione stellare.
E. Carretta, A. Bragaglia, C. Cacciari & E. Rossetti: Proton capture
elements in the globular cluster NGC2808 I. First detection of large
variations in Na abundances along the RGB, 2003, A&A 410, 143
Na D & sintesi spettrale
 abbondanze di Na per
81 stelle RGB osservate
con GIRAFFE/MEDUSA
 variazioni di [Na/Fe] a
tutti i livelli di luminosità
 origine primordiale
Conclusioni
♣ Con questa survey si determina l’abbondanza di Na per il numero più
grande (81) di stelle RGB finora osservate in un singolo ammasso con
questa risoluzione spettrale e per questi scopi scientifici.
♣ Sono state rilevate variazioni
di [Na/Fe] presenti a tutti i livelli di
luminosità su un intervallo di ~ 3 mag dal tip, di origine primordiale
♣
Importante per modelli di formazione degli ammassi globulari.
Programmi GTO
11 notti distribuite fra le quattro sedi, 9 notti già osservate:
Ferraro (BO): Chemical enrichment history of massive globular clusters:
ω Cen and M22
Ferraro (BO): A central black-hole in the core-collapsed cluster NGC6752?
Porceddu (CA): The interstellar diffuse medium: 3-D structure and its
reconstruction
Pallavicini (PA): MOS of galactic open clusters of different ages and
metallicities
Bonifacio (TS): Chemical composition and dynamics of dwarf spheroidal
galaxies in the LG
Zaggia (TS): The globular cluster NGC6397: dynamics and its Li dispersion
Girardi (TS): The metallicity distribution of the outer halo from the CDFS
Conclusioni sulla partecipazione a FLAMES
Guadagno?
Know-how tecnologico (SW)  E. Rossetti
 Progetto GIANO
 Altri progetti ESO ?
Tempo Garantito (11 notti)
Esperienza per futuri programmi GO
Decisamente positivo !
Confronto con M13
dove variazioni di
[Na/Fe] dovute a
effetti evolutivi
si sommano a
variazioni primordiali
Confronto con
M5, M15 e M92
dove non sono
state rilevate
variazioni di [Na/Fe]
lungo il RGB
 [Na/Fe] primordiale