Attività di ricerca: osservazioni e analisi dati
Fotometria Stellare:
Caratteristiche:
 Telescopi locali, telescopi nazionali ed internaz. siti a terra e nello spazio
 Range spettrale: ottico – vicino IR
 Misure ad alta precisione fotometrica
 Metodo del PSF fitting
(Romafot, Daophot, Dophot, HSTphot)
 Fotometria in campi ad alta densità stellare
 Fotometria in regioni con forti gradienti di background
Linee di ricerca:

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Ammassi stellari galattici e delle Nubi di Magellano
Stelle Variabili (RRLyrae, Cefeidi)
Supernovae
Gamma Ray Burst
Novae
Fluttuazioni di Brillanza Superficiale (SBF)
Pianeti extrasolari
Fotometria di ammassi stellari galattici e
delle Nubi di Magellano
 Impatto su:
•
Teoria di evoluzione stellare
(campione omogeneo di stelle ad eguale distanza
 verifica di accuratezza e precisione dei modelli )
•
Popolazioni stellari antiche (età  cosmologia)
•
Formazione della galassia (differenze di età e metallicità)
•
Funzione iniziale di massa (IMF)
•
et al.
 Esempi di linee di ricerca specifiche:
•
accuratezza fotometrica e test per modelli stellari
•
variabili RRLyrae (distanze, teoria pulsazioni, etc)
•
Ammassi globulari in LMC
•
Ammassi ‘giovani’ (età < 5 Gyr) in LMC
Fotometria di ammassi globulari galattici (GGCs)
NGC 6362 :
 un esempio di misure di
eccezionale accuratezza
fotometrica ( (V) 0.01 mag)
 Confronto con i modelli di
evoluzione stellare
 Tilt dell’HB se z > 0.001
NGC 6441 e NGC 6388
HB tilt e’ funzione di Z?
 Confronto con diagrammi CM
sintetici fondamentale prima di
utilizzare modelli per la
deconvoluzione delle proprietà
integrate dei sistemi stellari
remoti
Collab.:
INAF-OA Teramo
CTIO Cile
Fotometria di ammassi globulari galattici (GGCs)
Osservazioni nelle bande BVIC di ammassi ricchi di RR Lyrae
Importanza dello studio delle RR Lyrae
– Le RR Lyrae sono con il tip dell'RGB il più importante e utilizzato indicatore di distanza
per le popolazioni stellari vecchie.
– Le connessioni tra le proprietà pulsazionali delle variabili e i parametri evolutivi (massa,
luminosità e temperatura effettiva) permettono l’uso di caratteristiche facilmente osservabili
come ampiezze e periodi per ottenere informazioni indipendenti sullo stadio evolutivo della
struttura pulsante.
In tempi più recenti anche la forma delle curve di luce (parametri di Fourier, Kovacs &
Walker 2000 o best fit della curva con i modelli, Castellani et al. 2001) viene usata per
dedurre informazioni utili.
• Collaborazioni nazionali su variabili pulsanti:
– INAF-OA Roma
– INAF-OA Napoli
• Collaborazioni internazionali
– A. Layden (Depart. of Physics and Astronomy, Bowling Green University ,Ohio, USA)
– J.Storm(Astrophysic.Inst.,Potsdam,Germany)
Esempio di analisi dettagliata di variabili RRLyrae: NGC 3201
Problema: arrossamento differenziale (E(B-V) = 0.28 con DE(B-V)=0.15 in 13x13 arcmin).
 difficoltà per confronto teoria osservazioni, distanza
Dalla fotometria accurata di RRLyrae
ed utilizzando una relazione empirica
appositamente derivata da un campione di
RRLyrae di campo per la stima dei colori
medi disarrossati, è stata derivata una
mappa di reddening e quindi un confronto
stringente con la teoria sia evolutiva che
pulsazionale.
Piersimoni, Bono, Ripepi, 2002, AJ 124, 1528
Il diagramma CM corretto per l’ arrossamento mostra
l’efficacia della mappa calcolata (scala di 1’ la
precedente di Schlegel et al. 1998 era > 6’).
Tra i risultati la stima della distanza di NGC 3201 con
incertezza inferiore alle valutazioni precedenti:
 (m-M)0 =13.30 ±0.08
Sviluppi futuri: studio delle variabili di lungo
periodo (20 già identificate)
ricerca di variabili tra le numerose blue stragglers.
Osservazioni nel vicino IR di variabili RR Lyrae d'ammasso
•
Vantaggi di osservare le RR Lyrae nel vicino IR
1.
Le incertezze della relazione MV - [Fe/H], relativamente a stima dell'arrossamento
(30-40%) e metallicità (±0.2dex), sono tutte meno rilevanti nel vicino infrarosso;
2.
Esiste una stretta relazione MK - logP come conseguenza di una forte dipendenza della
magnitudine nella banda K dalla Teff .

Le osservazioni nel vicino IR di variabili d’ammasso sono carenti o per la campionatura
insufficiente delle curve di luce o a causa del basso numero di variabili dell’ammasso.
 Per un campione di ammassi globulari osservazioni da: NTT, TNG e AZT24.
Due esempi:
SOFI@NTT –  cen (35/150 variabili)
SWIRCAM@AZT24 - M92 (11/12 variabili)
Osservazioni nel vicino IR di variabili RR Lyrae d'ammasso

Relazione periodo – luminosità
(Bono et al. 2001)
 stima della distanza di  cen
 cen

Diagramma colore – magnitudine
per  cen
(circa 50 misure per stella)
•
•
Colori infrarossi poco sensibili al reddening
(V - K) buon indicatore di temperatura – test
ottimale per modelli evolutivi e di atmosfera
(mixing length, opacità etc.)
Piersimoni et al., 2003, Mem. S.A.It.
Del Principe et al. in preparazione
Variabili RR Lyrae 'metal-rich' di campo
Le variabili RR Lyrae sono rare negli ammassi metal-rich, ma una popolazione significativa può
essere studiata nelle vicinanze del sole.
Un campione delle curve di luce delle variabili osservate al telescopio TNT (BVI)
I dati
raccolti hanno permesso un confronto
delle caratteristiche pulsazionali osservate
con quelle previste dai modelli.
In particolare i periodi minimi per i pulsatori nel
modo fondamentale hanno rivelato un buon
accordo con i modelli e quindi con il DY/ DZ
adottato nel calcolo di questi.
Castellani, V. et al. (1998) A&A 333, 918
Di Luigi, L. Tesi di laurea , Universita` de L'Aquila, 1998
Variabili RR Lyrae 'metal-rich' di campo
Nel piano di Bailey risulta invece evidente la discrepanza con le previsioni teoriche
relativamente alle relazioni tra ampiezze e periodi (e quindi luminosità) e i dati osservati.
Questo ha fatto ipotizzare che le RR Lyrae con periodi più brevi possano appartenere ad
una popolazione “giovane” a cui quindi competerebbe una luminosità più bassa.
– Castellani, V. et al. (1998) A&A 333, 918
– Di Luigi, L. Tesi di laurea , Universita` de L'Aquila, 1998
Fotometria di ammassi stellari delle Nubi di Magellano (MC)
 Telescopio: NTT
 SW: Daophot
 Determinata, per la
prima volta, l’età degli
ammassi globulari più
antichi della LMC con
la precisione del
metodo del Turn-off
 campione di 4
ammassi globulari
Collab.:
OOAA Teramo, Bologna
Univ. Pisa, Bologna
Fotometria HST di ammassi stellari delle Nubi di Magellano (MC)
Database omogeneo di
diagrammi CM di oltre 20
ammassi stellari di età
compresa tra
5 Myr e 15 Gyr
Impatto su:
 Teoria di evoluzione
stellare
 Sintesi di popolazione
(star formation burst)
 Telescopio: HST
(archivio)
 SW: Daophot
Fotometria HST di ammassi stellari delle Nubi di Magellano (MC)
Esempio di analisi dettagliata di CMD: NGC 1866
Collab.: INAF-OA Teramo, Roma, CTIO Cile, Univ. Liverpool
Uno dei più ricchi di stelle tra gli ammassi
della LMC.
Osservazioni V, I con HST:GO-8151.
2 puntamenti che coprono circa il 90%
della dimensione apparente dell`ammasso.
PC-centered
WF3-centered
1. Osservazioni profonde (sino a V=25mag)
• Distanza di NGC 1866: fit della sequenza principale
• Studio della Funzione di luminosità (FL)
• Funzione Iniziale di Massa (IMF)
2. Osservazione del core dell`ammasso:
• Analisi della popolazione di stelle in fase di bruciamento di elio al centro.
• Test delle teorie evolutive: overshooting o modelli classici?
• Possibili fenomeni di Segregazione di Massa
Diagrammi colore-magnitudine e
Funzioni di Luminosità di NGC 1866
WF3-centered
PC-centered
FL Globale NRG =170
Funzione Iniziale di Massa
FL in funzione del raggio R
Segregazione di massa (?)
FL globale: dN/dM  M -
0.7 < M/MSUN < 7
=2.35 (Salpeter)
Modelli stellari classici o con “mild overshooting”
La Funzione di Luminosità
osservata risulta in buon
accordo con la funzione di
luminosità teorica, ottenuta
dai diagrammi ColoreMagnitudine sintetici previsti
dai modelli stellari classici.
Presenza di sistemi binari non
risolti: ~ 30-40 %.
Se presente il fenomeno di
overshooting, si suggerisce per
il coefficiente di overshooting
() al più un valore  ~ 0.1
(d =  HP, dove HP è l`altezza
di scala della pressione).
Distanza di NGC 1866: MS-fitting method
Calibrazione ZAMS con Iadi
(Hipparcos)
[Fe/H] = -0.50 dex (Hill et al. 2000)
Spettroscopia ad alta risoluzione
 Dal fit con il CMD sintetico
t = 140 Myr Z=0.007 Y=0.24
E(B-V) = 0.06 mag
(m-M)0 = 18.35 ± 0.05 mag
NGC 1866
Walker Raimondo Di Carlo et al. 2001 ApJ 560,139
La stima della distanza di LMC è di
cruciale importanza per definire la
scala delle distanze.
MS-fitting:
(m-M)0 = 18.33 ± 0.05 mag
Sviluppi futuri
1. Metodo del MS-fitting con altri
ammassi di LMC: già ridotti dati
di 5 ammassi (archivio HST)
Stime di distanza di LMC
(Benedict et al. 2002).
2. Oltre 20 (!) Cefeidi in NGC 1866,
opportunità unica: 2 indicatori di
distanza primari in un singolo
sistema stellare.
Osserv. FORS2@VLT (fine 2003)
FOLLOW-UP DI SNe VICINE
NELL’OTTICO E NELL’INFRAROSSO
TELESCOPI COINVOLTI:
• TNT (0.72m) – OACT Teramo
• AZT 24 (1.1m) – Campo Imperatore
• TNG (3.58m) – La Palma
• 1.8 m – Asiago (PD)
• 1m – Tonantzintla (Mexico)
• 2.1m – Cananea (Mexico)
• BTA (6 m) – Caucaso
• 0.72 m – Crimea
• Schmidt (0.9m) – Campo Imperatore
CARATTERISTICHE:
•buon campionamento temporale
SN1999el
telescopi con tempo dedicato ed accessibili con rapidità
• buona qualità fotometrica
es.: σ(J) < 0.1mag per J~15mag
•copertura delle curve di luce su ampio range di lunghezza d’onda
UBVRIJHK
OBIETTIVI:
 Studio di fenomeni di perdita di massa per SNe di tipo IIn
 Caratterizzazione delle curve di luce di SNe di tipo Ia su ampio range di
lunghezze d’onda e indagine sulla loro uniparametricità
 Utilizzo delle stesse per determinazioni di distanza, reddening e come supporto
alle modellistiche teoriche sui sistemi progenitori e meccanismi esplosivi
 Studio di SNe di tipo IIP come indicatori di distanza
 Studio infrarosso di SNe estinte
QUALCHE RISULTATO:
• SN 1999el: tipo IIn con evidenze di perdita di massa pre-esplosiva stocastica ed asimmetrica;
ipotesi per giustificare l’outcome (tipo II o tipo IIn) – Di Carlo et al. 2002, ApJ 573, 144
• SN 2000E: tipo Ia non peculiare le cui curve di luce NIR evidenziano la possibile inadeguatezza
della uniparametricità per la loro caratterizzazione – Valentini et al. 2003, ApJ 595, 779
• SN 2001cy: tipo IIP - Unica curva di luce infrarossa in letteratura per questo tipo di eventi –
Dolci et al. in preparation
• SN 2002cv: tipo Ia, la più estinta mai osservata (AV =7.8 +/- 0.5 mag) scoperta dal team di Campo
Imperatore e non visibile nelle bande ottiche B e V – Di Paola et al. 2002, A&A 393L, 21
IN PROGRAMMA:
Archivio dati accessibile in rete
Risultati
SN2000E
(Valentini et al., 2000, IAU Circ. N. 7351)
TNT
SN2002cv
AZT24
(Larionov et al., 2002, IAU Circ. N. 7901)
Misure di Fluttuazioni di brillanza superficiale (SBF)
Impatto su: scala di distanze extragalattica,
formazione galassie, popolazioni stellari,
evoluzione stellare
Indicatore di: distanza (incertezza ~ 5%),
età e metallicità di popolazioni stellari
M 32 (0.77 Mpc)
Range di efficacia: da qualche kpc a oltre 100 Mpc
NGC 7768
(100Mpc)
Supporto teorico: codice sintesi di popolazione (OA Teramo)
Problemi aperti: misure solo in banda I (~300 galassie Tonry et al 2001) e JHK
(Jensen et al 2003). Nessuna informazione su popolazioni giovani (t < 5 Gyr)
Obiettivi specifici:
1. Misura di SBF di popolazioni stellari semplici – ammassi LMC e globulari galattici
(archivio HST) Collab.: ESO, OA Napoli, Univ. Padova
2. Misura di SBF di popolazioni stellari complesse – NGC 6951 (TNG), M32 (HST),
gradienti in galassie ellittiche (database Tonry 2001, WFPC2/ACS@HST)
Collab.: J. Hopkins Univ., ESO, Univ. Salerno, Univ. Hawaii
Misure di Fluttuazioni di brillanza superficiale (SBF)
Risultati preliminari:
 LMC: Per la prima volta misure SBF di popolazioni stellari giovani (< 5 Gyr) (BVI)
 GGC: Campione di oltre 60 ammassi, dati HST con Nstelle > 104
(dati attuali < 15 GGC, Nstelle ~ 103 )
 Popolazioni stellari in NGC 6951: bande BVI e JHK per stima di t e Z delle pop.
stellari in regioni SN I (SN2000E) e SN IIn(SN1999el)
Esempio:
 La misura del colore SBF di NGC 1866:
V – I  1.19  0.07 mag
 Il modello di sintesi di popolazione prevede:
V – I  1.26  0.05 mag
[t  140 Myr Z  0.007]
Supporto fotometrico alla ricerca di pianeti extrasolari
TNT
 Istituti: - (P.I. R. Gratton)
INAF-OOAA PD, CT, TE, FI, MI, TO, BO, IFSI (RM), Univ. PD
 Obiettivi: Ricerca di pianeti con misure SARG@TNG
 Obiettivi specifici OA Teramo:
•
individuazione di variabilità intrinseca in stelle candidate
con fotometria ad alta precisione ( ~0.01)
•
calibrazione magnitudini e colori (es.: stima Teff)
Fotometria multibanda di Dwarf Novae
TNT
 Istituti: - Universita' di Perugia
- INAF – OA Teramo
 Obiettivi: Definizione delle proprietà del ciclo di outburst di
dwarf novae (DNe) con osservazioni BVRI.
 Risultati: campione di DNe seguito dal 1998 al 2002 (DV~ 2-6 mag)
9 pubblicazioni su Information Bulletin on Variable Stars
Ricerca svolta con piccoli telescopi in grado di effettuare misure fotometriche
accurate ed essere rapidamente accessibili:
 TNT 0.72 m di INAF-OA Teramo
 AIT 0.40 m di Università di Perugia (Tosti et al., 1996).
Altri progetti osservativi AZT24
•GRB afterglows nel vicino infrarosso
•Studio di Nuclei Galattici Attivi nel vicino infrarosso
•Controparti di sorgenti X e gamma nel vicino infrarosso
•Variabilità stellare: relazione P-L di RR Lyr di ammasso, LPV (AGB)
•Spettroscopia di sorgenti IRAS
•Spettroscopia di stelle fredde
Identificazione di una
LPV di tipo Mira nel Cigno
(Spogli, Fiorucci, Dolci,
Raimondo, in preparation)
Ricerca di controparti di Gamma-Ray Bursts
Modalità:
-Osservazioni ottiche nei filtri UBVRI (TNT)
-Osservazioni NIR nelle bande JHK (AZT-24)
-Too al TNT e all'AZT-24
si osserva l’ area da controllare
entro poche ore dal rilevamento
del segnale X
~ 12 circolari GCN e IAU
Collab.: INAF-IASF Bologna e INAF-OA Roma
GRB010222 in banda J
osservato all'AZT24 il 23 Feb. 2001
Ricostruzione dei profili di brillanza superficiale di galassie ellittiche
(1)
Persone coinvolte:
-Valentini G. (INAF-OACT)
-Panagia N. (ESA-STScI)
-Goudfrooij P. (STScI)
-Gilmozzi R. (ESO)
Scopo del progetto:
Studio delle proprieta', distribuzione spaziale e massa
della polvere nella galassia FornaxA (NGC1316))
Osservazioni:
-Immagini HST-WFPC2 profonde nelle bande B(F450W), V(F606W) e I(F814W)
-Immagini acquisite al VLT nelle bande B,V,I
-Immagini acquisite all'ESO 2.2m., nelle bande J,H,K
Procedimento:
-Costruzione di un profilo di brillanza superficiale direttamente dalle osservazioni senza
l'aiuto di funzioni empiriche
-Stima dell'estinzione pixel per pixel
-Costruzione di una distribuzione di colore per misurare l'arrossamento pixel per pixel
e stimare il vettore di arrossamento dai grafici colore-colore
Il metodo si basa sulla ricostruzione dei profili attraverso il calcolo delle
intensita' isofotali utilizzando fit ellittici senza l'utilizzo di funzioni empiriche
Ricostruzione dei profili di brillanza superficiale di galassie ellittiche
(2)
Planetary Camera
Osservato
Fit
Mappa estinzione
Oltre a definire una mappa di estinzione, ove applicato ad altre galassie ellittiche,
il metodo risulta utilizzabile per:
-Ricerca efficiente di sorgenti puntiformi (ad es. ammassi globulari)
e variabili (ad es. novae)
-Misura della luminosita' totale e stima della massa della galassia
-Misura delle fluttuazioni di brillanza superficiale