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 minPositioning 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 WIYN(KPNO) BLANCO(CTIO) 3.5m tel. 4.0m tel. FoV (Ø) 60 arcmin 40 arcminn. Fibre 98 red, 96 blue 138Range spettrale 3000 - 10800 Å 3300 - 11000 ÅPotere risolutivo R 700 - 40000 1000 - 50000IFU ~ 90 fibre ------

Hectochelle MMT (converted) 6.5m tel.FoV (Ø) 60 arcminn. Fibre 255Range Spettrale 3700 - 11200 ÅPotere Risolutivo R 32000 - 40000Status: 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 da MoU effettivo

Contributo finanziario ESO (DEM) : 400.000 400.000 Contributo x viaggi interni (DEM): 50.000 50.000Manpower (FTE) (contratto + staff): 1.0 + 3.4 3.0 + 6.5

Investimento OA Bologna

Contributo finanziario ESO (DEM) : 100.000 100.000 Contributo x viaggi interni (DEM): 12.500 12.500 Contratto a E. Rossetti (FTE): 1.0 3.0 (*)Manpower staff (FTE): 0.4 0.5

(*) ~ 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 HProfili Hααosservatiosservaticon UVEScon UVES

Profili Hαsottratto 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