LBT Primi risultati scientifici


    Dopo circa una decade (dal 1996) di messe a punto e di innumerevoli problemi di ogni tipo, comunque sempre brillantemente risolti, il telescopio binoculare situato a Mount Graham in Arizona è finalmente operativo.

    Terminato il periodo tecnico di commissioning della camera rossa del secondo occhio dello strumento, da metà gennaio il telescopio binoculare da 120 milioni di dollari è entrato in piena attività per la gioia dei partner del consorzio, in prima fila quelli italiani, che hanno realizzato le due camere LBC al primo fuoco dei due grandi specchi monolitici di 8,4 metri.

    Combinando assieme le osservazioni dei due specchi si ottiene un potere di collezionare fotoni pari a quello che si avrebbe per un telescopio di 11,8 metri di diametro. Inoltre, non appena saranno ultimati gli strumenti interferometrici, combinando i due fasci di fotoni provenienti dai due occhi si realizzerà un diametro equivalente di 22,8 metri.

    Immagine - 1 - La galassia NGC2770 ripresa da Vincenzo Testa (INAF-OAR) dal telescopio in modalità binoculare in una combinazione di filtri YZ-IV-BU ed elaborata dal (LBC Survey Center (LSC), coordinato da Adriano Fontana (INAF-OAR).

    Nell'ottobre del 2005 È stata acquisita la prima luce proveniente dalla camera blu del telescopio e dopo altri due anni è stata la volta della seconda camera rossa.(1)

    Terminata la fase di commissioning sono state quindi prese alcune immagini per testare le prestazioni dello strumento ed effettuare le "prime luci" binoculari del telescopio.

    Anche se a gennaio 2008 i due occhi del telescopio avevano ancora degli inevitabili problemi di strabismo (i campi di vista non erano perfettamente allineati, rendendo il campo di vista disallineato di circa 1 arcmin) sono state prese delle immagini altamente spettacolari vedere Immagini 1, 2 e 3.

    Immagine - 2 - L'immagine rappresenta la nebulosa NGC1491 anch'essa ripresa nello stesso periodo ed elaborata dallo stesso team di LBC. I prossimi strumenti che andranno ai fuochi secondari sono LINC-NIRVANA per l'interferometria nel vicino infrarosso e LUCIFER per l'imaging infrarosso e la spettroscopia.

    Le performances della camera blu al primo fuoco del telescopio LBT (E. Giallongo, R. Ragazzoni, A. Grazian et al, 2008)

    Tramite delle profonde osservazioni a largo campo in banda UV condotte nel periodo di commissioning dello strumento, sono stati derivati profondi conteggi di galassie in banda U (U-BESSEL + Uspecial) fino alla magnitudine 26,5 mostrando che la camera blu di LBC è il più potente strumento di imaging ultravioletto disponibile per la comunità scientifica internazionale.

    In questo modo è possibile utilizzare in maniera più robusta il metodo UGR di selezione per le Lymann-break galaxies a redshift 3.

    La fotometria è stata sviluppata in multicolore in particolare sul campo attorno al quasar brillante Q0933+28 a reshift 3.42 (Stedel et al, 2003), di cui si disponeva di cataloghi multicolore proveniente dalla survey di Steidel al telescopio di 4,2 metri del Kitt-Peak

    Immagine - 3 - L'immagine rappresenta l'interazione mareale della galassia irregolare NGC6575 situata in prossimità dell'esplosione del GRB080319 ripresa nelle bande G e Z ed elaborata sempre dall'LSC.

    Proprietà strutturali e storia di formazione stellare di LeoT dalla fotometria profonda di LBT (de Jong, J. T. A)

    Tramite delle profonde osservazioni in banda G ed R di LBC protratte sulla galassia nana di tipo transiente LeoT È stato possibile confermare la presenza sia di stelle molto giovani (<1 GigaAnni), sia di stelle molto vecchie (>5 Giga Anni).

    Studiando le proprietà strutturali delle popolazioni stellari selezionandole tramite i loro colori si è evinto che la popolazione di stelle giovani è significativamente più concentrata della componente vecchia con HalfLight Radius di 104+/-8 e 148+/-16 parsec, con centri leggermente offsettati rispetto al centro galattico con una piccola distorsione tidale.

    Dal diagramma colore-magnitudine e dal confronto con le isocrone teoriche si è potuto stabilire che la formazione stellare è cominciata circa 10Giga anni fa ed è continuata fino a pochi milioni di anni fa, con un periodo di quiescenza di circa 3 Giga anni ed i risultati ottenuti sono tutti consistenti con una evoluzione a bassa metallicità ([Fe/H] ~ -1,5 ) per tutto il sistema.

    Studio della popolazione di Blue Stragglers nell'ammasso globulare M53 (G. Beccari et al, 2008)

    Si tratta di uno studio multicolore effettuato sulle immagini provenienti da alcuni telescopi (HST, LBT, CFHT) sull'ammasso globulare M53.

    In questo modo è stato possibile identificare almeno 200 Stelle Blue Straggler (BSS) nell'ammasso e si è scoperto che la distribuzione radiale di queste stelle risulta bimodale come già osservato in altri ammassi globulari.

    Questa ed altre evidenze lasciano pensare che la frizione dinamica in questi candidati risulti essere meno efficiente del normale. Grazie ai dati accurati è stato possibile inoltre creare il profilo radiale più accurato mai pubblicato anche per le regioni più interne dell'ammasso.

    Una visione near-UV della regione centrale di M31 effettuata con LBT (G. Beccari et al 2007).

    Dalle immagini di LBC ottenute durante il periodo di commissioning dello strumento è stato possibile espletare lo studio dettagliato delle regioni interne della galassia di andromeda (M31).

    Eseguendo una astrometria assoluta ed una fotometria relativa è stato possibile confermare la presenza di regioni ad alto tasso di formazione stellare come già scoperto da recenti osservazioni del telescopio spaziale Spitzer e si sono potuti osservare i dettagli della struttura fine associata alle polveri dei bracci spirali più interni.

    Dal confronto con GALEX si sono potuti isolare 6 nuovi candidati ammassi globulari, 62 nuovi ammassi bona-fide, confermando la presenza di 62 ammassi già conosciuti ed aggiornando per 19 di loro la natura estesa nel catalogo bolognese di ammassi globulari di M31.

    Scoperta di un nocciolo di polveri attorno al progenitore della supernova di tipo II SN2008S (Prieto, J. L, 2008)

    Tramite LBT nel 2007 sono state prese delle immagini di NGC6946 una galassia abbastanza vicina alla via lattea, poi nel 2008 in questa galassia è scoppiata una supernova di tipo II (SN2008S).

    Dall'analisi ottica delle immagini di LBT non si è trovata nessuna stella progenitrice per la supernova, mentre nel medio IR tramite immagini di archivio del telescopio spaziale è stato possibile rivelare una sorgente in varie bande.

    Tale sorgente mostrava una alta variabilità nelle sue curve di luce protratte per tre anni e tale variabilità ha infine portato all'esplosione di supernova. La non presenza del progenitore della supernova nelle immagini di LBT ha suggerito la presenza di una densa coltre di polveri che circondava la stella di circa 10 masse solari.

    Scoperto da LBT un sistema binario di supergiganti gialle nella galassia nana Holmberg IX (Prieto, J. L, 2008)

    Da una survey di variabilità effettuata con il telescopio LBT sulla galassia M81 è stato possibile individuare una stella variabile binaria peculiare (MV~-7,1) nel campo della galassia nana Holmberg IX.

    Il periodo di variabilità è di circa 271 giorni ed entrambe le stelle eccedono i loro lobi di Roche.

    Invece di essere delle supergiganti rosse o blu come solitamente accade, nel caso specifico si tratta di due stelle supergiganti gialle di temperatura superficiale 4800K.

    Questi sistemi sono molto rari, in letteratura esiste solamente un caso simile (SMC F0 supergiant R47) ed è stato proposto che tali sistemi siano i progenitori di supernove tipo SN 2004et and SN 2006ov aventi come progenitori stelle gialli.

    Una visione profonda ed a largo campo effettuata da LBT sulla galassia nana Canes Venatici I (Nicolas F. Martin, 2007)

    Tramite le osservazioni di LBT è stato possibile effettuare il primo diagramma colore-magnitudine profondo della galassia nana Canes Venatici I (CvnI); in questo modo è stato possibile raggiungere la risoluzione per osservare il turn-off della sequenza principale delle stelle più vecchie della galassia con una componente vecchia (>10Giga Anni) e povera di metalli ([Fe/H] ~ -2,0) ed una componente spazialmente più concentrata, avente circa il 3-5% di massa della galassia, di stelle più giovani (~ 1,4-2,0 Gyr), aventi metallicità leggermente maggiore della componente vecchia ([Fe/H] ~ -1,5) e leggermente offsettate dal centro galattico.

    GRB080310, GRB 070419A, GRB 070518, GRB 070419A, GRB 070412, GRB 070411, V723 Cassiopeiae, Comet 17P/Holmes fotometria ed osservazioni con LBT. (Hill, J., Wegner, G.; Garnavich, P., et al, 2007-2008)

    Molti follow-up ed osservazioni dedicate sono state effettuate da LBT per collezionare informazioni ed acquisire immagini di grande impatto sia a singolo occhio, sia in modalità binoculare; in particolare molto spesso sono state eseguite delle osservazioni degli afterglows di GRBs e particolari fenomeni transienti come la cometa 17P/Holmes.

    Ricerca di Jet ottici su osservazioni protratte con LBT sui GRBs (Dai, X.)

    Sono stati osservati 6 afterglows di altrettanti GRBs di durata dalle 2,8 ore ai 30,8 giorni utilizzando il telescopio da 8,4 metri di diametro dell'LBT, al fine di studiare il comportamento temporale degli afterglows assieme agli effetti secondari come echi di supernove, jets e brillamenti.

    In particolare le magnitudini r-SLOAN di 5 afterglows si sono attestate tra la 23 e la 26,3 mag.

    In alcuni casi I jets erano detectati solamente con osservazioni fonde principalmente a causa della contaminazione della galassia ospite, del brillamento della supernova o perché intrinsecamente troppo deboli; in latri casi i jets erano facilmente visibili.

    Tali osservazioni non hanno quindi portato alcuna evidenza significativa per scartare l'ipotesi che i GRBs siano fenomeni collimati, come i recenti studi suggeriscono.

    Risultati delle Osservazioni LBT condotte sull'eclisse stellare ad opera di Plutone del 18 Marzo 2007 (Pasachoff, Jay M.)

    Dal sito di LBT nella notte del 17 marzo 2007 è stato possibile osservare l'occultazione durata circa 5 minuti di una stella P445.3 (2UCAC 25823784, UCAC magnitudine 15,3; McDonald ed Elliot, 2000, AJ 120, 1599) ad opera di Plutone.

    Le osservazioni, coordinate tra il telescopio di 8.4 metri LBT ed il 6,5-m MMT (Person et al., 2007) ed il 2.4-m Magdalena Ridge Observatory vicino Socorro in New Mexico, sono state effettuate sia in modalità guidata, sia in modalità non guidata (effettuando il tracking su Plutone).

    Le curve di luce ottenute per il transito sono state generate in apertura fotometrica a singolo frame.

    L'incremento sistematico osservato nella curva di luce del transito dovuta alla presenza dell'atmosfera di Plutone, osservata prima nel 1998 e successivamente confermata nel 2002 è cessata come già era avvenuto in passato nel 2006 e nel 2007.

    Studio della struttura elongata della galassia sferoidale nana Hercules e LeoT da immagini di LBT (Coleman, Matthew G.)

    Con il telescopio LBT è stato possibile effettuare una ampia survey fotometrica multicolore a 5σ (B, V ed R) sulla nuova galassia sferoidale nana scoperta Hercules, galassia satellite della Via Lattea. Quindi si è potuto isolare il turn-off della sequenza principale nel diagramma colore-magnitudine per la galassia; quindi, selezionando la componente stellare è stato possibile determinare la morfologia della galassia ad un livello di risoluzione mai raggiunto prima.

    È stato mostrato come la galassia sia molto elongata (rapporto 3 a 1) probabilmente a causa di distorsione mareale per piccola distanza dal centro della Via Lattea (soli 132+/-12 kpc); inoltre l'alta eccentricità morfologica lascia pensare ad una elevata eccentricità dell'orbita della galassia attorno alla Via Lattea.

    Uno studio analogo a quello condotto su Hercules è stato condotto su LeoT, altra galassia sferoidale nana del gruppo locale giungendo fino ad una magnitudine limite di ~25,5 in banda V, identificando la popolazione stellare più vecchia di LeoT avente circa 13 miliardi di anni relativamente ricca di metalli ([Fe/H] ~ -1.5).

    Note

    1) La denominazione blu-rossa delle due camere è in merito al range di lunghezza d'onda per il quale ogni singola camera è stata ottimizzata (nel complesso lenti + rivelatori), rispettivamente una più dalla parte ultravioletta dello spettro elettromagnetico visibile e l'altra dalla parte infrarossa dello spettro visibile.



    Newsletter

    Resta informato con le nostre notizie periodicamente

    Cliccando sul pulsante iscriviti acconsenti al trattamento dei tuoi dati. La tua email non verrà MAI ceduta a nessuno!