Relazione sulla attivita' scientifica svolta nel triennio 1-8-1996 / 31-7-1999

L'attivita' scientifica e' stata svolta principalmente nel campo dell'astrofisica osservativa e interpretativa, con particolare attenzione alla dinamica ed evoluzione di sistemi stellari in cui fenomeni di accrescimento di materia si manifestano con anomalie nella distribuzione energetica, con emissione di radiazione X e nello spettro, presenza in emisione di righe di alta eccizazione

In continuita' con ricerche gia' in corso e' stata proseguita l'indagine su oggetti di presequenza. Per alcuni di questi ripetute campagne multifrequenza hanno prodotto una quantita' di materiale osservativo tale da consentire un quadro delle condizioni dinamiche e fisiche dettagliato, mentre per altri, risultati specifici sono stati conglobati per ricerche di carattere statistico. ( rif. [4], [8], [9], [15] )

In collaborazione con l'Osservatorio di Marsiglia, gli Istituto di Astrofisica de Canarias e di Parigi e' proseguito lo studio della B[e] HD45677 di cui sono stati ottenuti nel 1997 spettri ad altissima dispersione (R=70000) che hanno consentito una visione dettagliata del profilo delle righe, evidenziando in particolare la presenza di componenti deboli ma molto larghe e soprattutto permettendo di risolvere il problema della natura del doppio picco delle emissioni ( doppia emissione da due lobi di un disco sottile oppure vero assorbimento centrale di una unica emissione ): l'estensione ben sotto il continuo degli assorbimenti centrali di righe sottili di metalli ionizzati favorisce inequivocabilmente la seconda ipotesi dimostrando la presenza di una shell sottile, la cui stazionarieta' e' stata verificata da spettri simili successivi (rif. [11]). Nell'ambito dello stesso programma, durante la permanenza del Dr. M. Friedjung in qualita' di professore visitatore presso l'Istituto Astronomico, nel maggio 1988 si e' concluso anche lo studio della Herbig Be V380 Ori. Il monitoraggio e l'estensione spetttrale delle osservazioni hanno rivelato fra l'altro che l'eccesso di colore noto dalla bibliografia, ottenuto solo da fotometria ottica era inesatto (per la difficile valutazione del tipo spettrale della stella) e non applicabile all'UV, molto meno assorbito dal denso ma freddo materiale circumstellare. La cosa ha permesso di ricalcolare con migliori risultati del fit globale le temperature di tutte le sorgenti che originano la distribuzione energetica ( stella centrale, disco di accrescimento, outflow polare, nube estesa fredda, visibile solo con i dati IRAS) (rif. [6]).

Contemporaneamente e' stata portata avanti l'indagine, gia' avviata, sulla fenomenologia della materia circumstellare in diversi tipi sistemi binari con particolare attenzione per Be X emittenti e variabili simbiotiche. Il lavoro e' stato svolto nell'ambito di collaborazioni finanziate su contratti bilaterali coinvolgenti, accanto all'universita' di Roma, il CNR, il CNRS (Francia), Conicet (Argentina), CSIC (Spagna).

Nell'ambito del bilaterale CNR-CNRS ``Fisica di sistemi binari interattivi'' C.Rossi ha trascorso il mese di Dicembre 1996 a Marsiglia e Parigi. Si e' concluso un lavoro di ricerca sulla presenza in emissione in diversi sistemi, della riga del FeII 999.97nm . Il profilo, determinato accuratamente da spettri ad altissima risoluzione, individua chiaramente la zona di formazione della riga, molto vicino alla superficie stellare, coincidente conn quella delle righe della serie di Pashen dell'idrogeno, e ne conferma il meccanismo di eccitazione per fluorescenza ( rif [4], [16]).

Nell'ambito del un bilaterale CNR-Conicet ``low energy indicators of Be/X-ray binary systems'' e' stato affrontato il tema della possibilita' di prevedere flares X per mezzo di monitoraggio di righe di emissione nella banda ottica il cui comportamento possa essere interpretato come possibile precursore di outbursts. Durante il soggiorno di C.Rossi a Cordoba ( dicembre 1997) e di M.Villada a Roma (gennaio 1998), sono stati analizzati spettri di 5 campagne osservative di alcuni sistemi ( A118-61, A0538-66, Vela X1, HD102567) svolte presso l'Osservatorio del Leocito ( Argentina). Si e' verificato che, come avviene in sistemi di periodo orbitale noto, anche per sistemi transienti le righe di Balmer possono essere utilizzate come indicatori dello stato di attivita' del sistema, con un aumento lento nel corso degli anni precedenti l'outburst X e un rapido ritorno al livello di quiescenza subito dopo (rif.[5],[9])

Di un sistema, l'oggetto pre-sequenza ZCma, accanto alla fotometria, e' stata studiata la varabilita' dei profili e delle intensita' delle righe spettrali, con un lavoro che ha visto coinvolti il CNR( IAS, Tor Vergata), l'Osservatorio di Capodimonte e l'Universita' di Roma, e con l'uso di telescopi ESO, Loiano e Asiago. Sono state studiate in dettaglio alcune delle caratteristiche note dell'oggetto quali le righe di assorbimento sottili e sdoppiate. L'intensita' e la distanza relativa delle componenti, monitorate per piu' di 10 anni risultano variabili, indicando che il disco, dove verosimilmente tali righe si formano, non e' stazionario, ma variabile in dimensioni e densita', con tempi scala inferiori ad un anno. Il monitoraggio costante ha inoltre evidenziato che la frequenza, l'ampiezza e la durata dei processi di instabilita' del disco di accrescimento sono tali da suggerire l'ipotesi che il sistema sia un raro esempio di collegamento fra la fase classica Herbige Ae e le EXO (stelle ormai prossime alla sequenza principale, rif. [3]).

Il tema dell'interazione del vento stellare con il mezzo circumstellare e' proseguito con lo studio di stelle superluminose e WR allo scopo di determinarne la composizione chimica e risalire possibilmente alla evoluzione dell'oggetto centrale.

Dall'esame delle intensita e larghezze di alcune particolari righe in tutti gli spettri di archivio di circa 100 stelle WR, a cui sono stati aggiunti alcuni presi dal nostro gruppo, e' emersa la necessita' di una revisione della classificazione delle WR di popolazione I. In particolare, l'evidenza della presenza dell'elio negli spettri di quasi tutte le poche WO presenti nella nostra e in altre galassie, fa sorgere dubbi sullo stato evolutivo comunemente associato a tale classe di WR e di conseguenza sulla opportunita' di continuare a tenere separata tale classe da quella delle WC. Proposte di revisione sono state presentate in due congressi: "33rd Liege International Astrophysical Colloquium" agosto 1996, Liege e al simposio IAU n.193, Puerto Vallarta, ottobre 1998 (rif. [10], [14]).

Di alcunio oggetti, immersi in nebulosita' e' stata anche fatta una analisi chimico-dinamica delle regioni circumstellari. Della WO WR142 la nebulosa circostante presenta una situazione che risente fortemente della presenza del mezzo interstellare dell'ammasso aperto Be87 in cui la stella e' situata. Fra i risultati ottenuti dall'analisi degli spettri ottici dell'oggetto centrale, uno inatteso e' stato la variabilita' della intensita' delle righe di piu alta ionizzazione. Si e' iniziato un monitoraggio spettroscopico e fotometrico per verificare se le variazioni possano essere associate a propagazione di onde di densita' attraverso il vento stellare, legate a pulsazioni della sottostante atmosfera stellare (rif [2]).

Nel corso del 1996 si e' conclusa l'analisi dei dati ottenuti da una mappatura spettroscopica della nebulosa planetaria NGC5189 il cui nucleo centrale ha uno spettro di tipo WC2 e che ha presentato molte similitudini non solo morfologiche con nebulose di WR di popolazione I (rif. [1]).

Delle stelle legate evolutivamente alle WR, particolarmente seguita dal nostro gruppo e' la "luminous blue variable" $\eta$ Car. A questo oggetto e' stato recentemente dedicato un articolo di rassegna in cui e' riassunto il comportamento spettroscopico e fotometrico, dall'X al radio, seguito da decine di osservatori a partire dallo scorso secolo e la cui natura binaria e' stata capita solo recentemente con un paziente lavoro di rianalisi della grande mole di dati di archivio a disposizione (rif. [7]). Il comportamento dello spettro ultravioletto, seguito con continuita' per 16 anni dal satellite IUE, e' stato illustrato nella conferenza ``Ultraviolet Astrophysic beyond the IUE final archive'' Sevilla nov. 1997 (rif.[13]).