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Ancora sulla spettroscopia: storia di una supernova tipo IIP

Ed eccoci nuovamente a parlare di spettroscopia e di ricerca scientifica amatoriale. Con un piccolo corollario, divenuto ormai un leitmotiv di questo blog: ovvero che anche con strumentazioni non fantascientifiche si possono ottenere davvero dei grandi risultati.

Come forse ricorderete da un precedente articolo, un bravissimo astrofilo, grande amico di TS Italia/Tecnosky, Claudio Balcon, ci ha già mostrato come ci si possa avvicinare all’affascinante mondo degli spettri senza dover per forza possedere strumentazioni con diametro esprimibile in metri. Stavolta, spingiamo ulteriormente oltre il limite.

Il nostro Claudio, infatti, ci ha dimostrato come si possa operare ad un livello davvero degno di un ricercatore professionista anche dal cortile di casa; naturalmente, come sempre, a patto che guidarci sia l’immensità di una passione che non conosce “se” né “ma”, rigorosamente accompagnata da una preparazione scientifica di base davvero molto molto solida, mirata ed evoluta.

E su questo, non si insiste mai abbastanza.

Appoggiare l’occhio ad un telescopio è osservare da vicino la più grande opera d’arte che esista. L’assoluta bellezza che la connota, come per ogni opera d’arte, può certo essere ben visibile e accessibile a tutti. E di questo non si può che rallegrarsi! Tuttavia, per essere davvero compresa, indigata, interiorizzata ed elaborata a fondo, è necessario ben altro che il mero dono della vista, per quanto acuta essa sia: occorre una solidissima preparazione, pratica e teorica, una conoscenza approfondita dell’opera indagata e del suo contesto, nonché del lavoro di tutti coloro i quali, prima di noi, a tale opera si sono approcciati. È quindi un lavoro di vero, genuino amore per la cultura. Cultura con la C maiuscola. Anche se ancora qualcuno ama distinguere la cultura dalla scienza; onorando la prima, mentre il mondo progredisce solo a contatto con la seconda…

Nuovamente un grazie a Claudio per il suo prezioso contributo: oltre al valore dei risultati conseguiti, spero possa essere di ispirazione per tanti.

Prima di lasciare spazio alle parole dell’autore, desidero ancora solo, in questa sede, mostrarvi la strumentazione utilizzata. Altro che Cerro Paranal….

Buona lettura a tutti!

LUCA ZANCHETTA – TELESKOP SERVICE ITALIA

 

setup-spettroscopia

 

 

 


 

 

Storia di una supernova tipo IIP

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Le stelle, quella distesa di puntini luminosi che si vedono nel cielo nelle notti serene, sono dei reattori a fusione nucleare estremamente semplici ed affidabili che non richiedono manutenzione periodica e funzionano ininterrottamente anche per miliardi di anni.

Ogni stella nasce con un processo del tutto simile alle altre. Una nube molecolare nello spazio interstellare può trovarsi nella condizione in cui la forza di gravità inizia ad addensarne una parte. La forza di gravità porta all’avvicinamento delle molecole che compongono la nube che, in questo modo, ridurrà il suo volume aumentando pressione e temperatura.

 

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Figura 1

Nella nebulosa Aquila, illuminata dall’annesso ammasso stellare, ci sono zone che si stanno addensando e che probabilmente in futuro daranno vita a nuove stelle. Molte stelle dell’ammasso sono delle supergiganti blu che risplendono solamente da qualche milione di anni.

 

 

Il processo di contrazione della nube continuerà finché la pressione non sarà in grado di controbilanciare la forza di gravità. Al termine di ciò si avrà una nube densa e calda.
Da questo punto in poi l’evoluzione della nube è legata alla massa e alla tipologia degli elementi che la compongono.

L’elemento prevalente nelle nubi interstellari è l’idrogeno. Sono presenti anche elementi più pesanti e la loro concentrazione e varietà è strettamente dipendente dalle modalità di formazione della nube.

 

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Figura 2

La nebulosa M42 fa parte di una estesa zona HII sede di una elevata formazione stellare. Lo spettro a bassa risoluzione si riferisce ad una zona della nebulosa prossima alle stelle del trapezio. L’esplosione di una supernove può indurre delle instabilità nella nebulosa tali da iniziare l’addensamento dei gas che porteranno alla nascita di altre stelle.

 

 

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Figura 3

La famosa nebulosa di Orione, è composta da una miscela di elementi alcuni dei quali sono stati sintetizzati nel nucleo di stelle di grande massa, progenitrici di supernove.

 

 

Se la massa della nube è superiore a circa un decimo della massa del Sole, preso per comodità come unità di misura, la temperatura e la pressione presenti nel nucleo sono sufficienti ad innescare reazioni di fusione nucleare: è nata una stella.
L’energia prodotta dalla fusione mantiene temperatura e pressione nel nucleo tali da controbilanciare la forza di gravità.
Più massiccia è una stella e maggiore è l’energia che deve produrre per sostenere il proprio peso. Per esempio la massa di Vega è un paio di volte quella solare, ma ha una luminosità assoluta di circa quaranta volte superiore; la massa della stella P Cygni è di oltre cinquanta volte quella solare e ha una luminosità di circa mezzo milione di volte superiore. Di conseguenza: più una stella è massiccia e minore sarà il suo tempo di vita rispetto ad una di massa inferiore, in quanto brucia il combustibile molto più velocemente di quanto non sia il rapporto delle loro masse.

Il 14 maggio 2017, Patrick Wiggins aveva segnalato che nella galassia NGC 6946 la fornace a fusione nel nucleo di un’anonima stella dalla massa di oltre dieci masse solari, aveva smesso di funzionare. Per essere corretti era stata segnalata la conseguenza di ciò: l’esplosione della supernova 2017eaw.
Una stella di tale massa trascorre una parte significativa della sua vita convertendo nel proprio nucleo l’idrogeno in elio. Quando l’idrogeno nel nucleo inizia a scarseggiare anche l’energia prodotta diminuisce così da non riuscire più a contrastare la forza di gravità. Questo comporta una ulteriore compressione del nucleo, aumentandone la temperature fino al punto in cui ha inizio la fusione dell’elio. Questo processo continua con gli elementi via via più pesanti fino ad arrivare al ferro, la cui fusione non è esotermica.

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4cFigura 4

Una supernova 2017eaw è del tipo IIP caratterizzata dall’avere nei primi tre mesi dall’esplosione una luminosità che cambia poco per poi decadere velocemente. Il tasso di variazione giornaliera della magnitudine (M), sulla base dei rilievi effettuati durante il “Plateau”, risulta essere:
M/giorno = (M(23ago)-M(21mag)) / (23ago-21mag) = 0.77M / 94giorni = 0.008
Valore allineato con quanto rilevato per supernove dello stesso tipo.

 

 

A questo punto la forza di gravità prende il sopravvento ed inizia il collasso del nucleo della stella. Se la massa complessiva in gioco è superiore a otto masse solari nemmeno la pressione degli elettroni degeneri riesce a controbilanciare la forza di gravità ed il nucleo continua a collassare su se stesso. Le leggi della termodinamica lasciano il posto a quelle dalla meccanica quantistica.
E’ affascinate pensare che i due strumenti matematici che l’uomo ha creato e che approssimano al meglio le nostre conoscenze dell’universo, la meccanica quantistica e la meccanica relativistica, in questo frangente si trovino strettamente legate per spiegare uno dei fenomeni più estremi che riusciamo a concepire.
La contrazione del nucleo, sotto la forza di gravità, costringe gli elettroni ad unirsi ai protoni che, trasformandosi in neutroni, rilasciano neutrini.
La gravità continua nella sua morsa a far precipitare materia sul nucleo finché la pressione degenere dei neutroni non arresta istantaneamente la caduta. A questo punto un immenso colpo d’ariete, simile a quello che accade quando si chiude repentinamente un rubinetto dell’acqua, provoca un’enorme onda d’urto che fa letteralmente esplodere tutto ciò che non è concentrato nel nucleo. La quantità di energia in gioco in questo frangente è paragonabile all’energia emessa da una intera galassia.
Ciò che rimane sono:
– una stella di neutroni caratterizzata da una massa paragonabile a quella del sole, ma dal diametro di pochi chilometri. Essa normalmente si torva in rapidissima rotazione per la conservazione del momento angolare.
– una nube di gas in veloce espansione, composta da idrogeno, elio ed altri elementi più pesanti.

 

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Figura 5

Lo spettro della supernova 2017eaw, visibile i nero nel grafico, è stato ripreso il giorno 8 giugno 2017 con una esposizione di quindici minuti.
Il risultato ottenuto dopo aver rimosso il fondo del cielo, calibrato lo spettro in dispersione, compensate la risposta strumentale e l’estinzione atmosferica, è stato caricato su GELATO per ottenere la classificazione della supernova.
Per poter elaborare in modo corretto lo spettro è stato necessario introdurre una stima complessiva dell’estinzione della galassia ospite NGC6946, dell’estinzione intergalattica e della via Lattea che nel caso specifico è B-V= 0,2.
Dal confronto con una supernova presente nel database di GELATO, oltre alla conferma che si trattava di una supernova IIP, è stato stimato in 24,6 giorni il tempo trascorso dall’esplosione, che corrisponde con il giorno della scoperta.

 

 

Qualora la massa della stella di neutroni fosse superiore a circa una volta e mezza quella del sole, neppure i neutroni degeneri riuscirebbero a contrastare la forza di gravità e la contrazione del nucleo procederebbe creando un buco nero.

La supernova 2017eaw, oggetto della presente analisi, è classificata come tipo IIP perché, oltre alle righe di emissione dell’idrogeno, ha una luminosità quasi costante per un periodo di circa tre mesi dall’esplosione. Questo periodo viene chiamato in gergo “Plateau” che dà il nome al tipo di supernova (IIP). Le supernove di tipo II differiscono dalle tipo I per la presenza delle righe di emissione dell’idrogeno rilevabili tramite la spettrografia ottica.

Un’altra caratteristica di questo tipo di supernova, identificabile nello spettro, è la presenza contemporanea di righe di emissione e di assorbimento: particolarmente evidente è la riga Hα.

 

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Figura 6

La simultanea presenza di righe di emissione (A) e di assorbimento (B) appartenenti allo stesso elemento origina il profilo detto “P Cygni” (C). Questo profilo è spiegabile come somma di due effetti:
1. il gas in espansione ha prevalentemente una emissione di origine non termica. Ciò che l’osservatore riceve è una banda centrata nella riga in quiete.
2. fra la parte più interna caratterizzata da una forte emissione nel continuo di origine termica e l’osservatore sono interposti i gas che si muovono nella sessa direzione della radiazione e ne assorbono alcune frequenze.

 

 

E’ interessante notare che con il passare del tempo, malgrado la luminosità cambi pochissimo durante la fase di plateau, lo spettro si modifica in modo considerevole.
Infatti si può notare che il massimo dell’emissione nel continuo dello spettro si sposta dal blu al rosso come conseguenza del raffreddamento dei gas in espansione.

 

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Figura 7

Raccolta degli spettri della SN ripresi fra i mesi di maggio e settembre 2017 dallo scrivente. Ad ogni curva è stata aggiunta una costate in ordinata in modo da poterle sovrapporre in un singolo grafico.
Analizzando l’Hα degli spettri ottenuti si ricava che la velocità di espansione dei gas è cambiata approssimativamente da 13.000km/s a 6.000km/s in un periodo di quattro mesi. Questa variazione di velocità è data dalla progressiva rarefazione del guscio esterno in espansione, che permette così di vedere gli strati più interni. Il redshift della galassia ospite z=0.000133, corrispondente a circa 40km/s, è del tutto trascurabile vista la bassa risoluzione dello spettrografo impiegato.

 

 

L’evoluzione temporale di questa supernova, confrontandola con altre IIP studiate in passato, non presenta particolari anomalie confermando e consolidando i modelli teorici che le descrivono.

Per ottenere i dati e le immagini sopra proposte e descritte è stata utilizzata una strumentazione comprendente: un telescopio Newton 200/1000 mm ed uno spettrografo auto costruito.

 

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Figura 8

Lo spettrografo è stato progettato e realizzato per essere leggero, robusto e facilmente utilizzabile anche in inverno con clima rigido. Il peso dello spettrografo, inclusa la camera CCD, è inferiore a 900 grammi.
La risoluzione λ/Δλ è normalmente compresa fra 70 e 200 ed è dipendente dal seeing, dalla messa a fuoco e dagli errori di guida.

 

 

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Figura 9

Foto eseguita durante l’assemblaggio dell’attrezzatura nel giardino di casa, seguirà una lunga serata di riprese.

 

 

Foto, disegni e grafici sono stati realizzati dallo scrivente ad esclusione del grafico stampato da GELATO, http://gelato.tng.iac.es

 

 

Bibliografia:

a ) https://ned.ipac.caltech.edu/level5/March03/Filippenko/paper.pdf
b ) http://dipastro.pd.astro.it/chiosi/Lezioni/LAUREA_TRIENNALE/ASTROFISICA_II_MOD_B/LIBRO_NEW.pdf
c ) http://www.oa-teramo.inaf.it/osservatorio/personale/piersanti/lezioni_SNe.pdf

skywatcher star adventurer

Star Adventurer e autoguida: un problema ostico e alcune pratiche soluzioni

Cari amici di TS Italia, la stagione sta svoltando al freddo e, inutile negarlo, a tutti passa un pochino la voglia di trasportare strumentazione pesante fino in cima ad una montagna… Oddio, quasi a tutti, perché noi di TS Italia siamo anche grandi amanti della neve e delle alte quote…ma questa è un’altra storia, non divaghiamo…

Sicuramente, dicevamo, la brutta stagione un pochino fa venire meno la voglia di fare tanta strada per andare a osservare e riprendere al freddo, incrementando invece il desiderio di fare astronomia dal cortile di casa. Inoltre, anche quando ci si sposta, in inverno si cercano spesso soluzioni più veloci, grab&go, che permettano di avere a disposizione un setup performante ma veloce da mettere in stazionamento e che consenta un ancor più veloce rientro al calduccio, sotto le coperte, luogo nel quale, peraltro, spesso ci attende qualcuno di piuttosto contrariato per le nostre bizzarrie notturne e per le ingenti spese che da esse derivano. Ma nuovamente…. non divaghiamo…. 🙂

Forse anche in ragione di questo, ci è stato spesso chiesto negli ultimi tempi qualche buon consiglio sull’uso degli astroinseguitori, e in particolare ci è stato più volte chiesto di trovare una soluzione funzionale ed economica per poter guidare lo Star Adventurer di Skywatcher.

Apparentemente, per un astrofilo abituato a montature e ottiche convenzionali, la questione può sembrare quasi banale, ma in realtà per chi utilizza lo Star Adventurer con obiettivi per fotocamera reflex, la soluzione potrebbe non essere così ovvia…. Dove applicare e come collegare, infatti, una seconda ottica di guida? La questione per chi utilizza un OTA tradizionale non si pone neppure: disponiamo sicuramente di serie di anelli di supporto con passi M6 o da 1/4″ e molto probabilmente il nostro focheggiatore ospita almeno una basetta per cercatore con attacco Skywatcher standard al quale applicare un bel ed economico cercatore guida. Ma in assenza di questo?

Ebbene, con gli Star Adventurer, le soluzioni possibili sono, ad avviso di chi scrive, essenzialmente due:

A) adottare un supporto per flash che consenta di alloggiare comodamente un cercatore guida
B) utilizzare un adattatore che in qualche modo permetta di alloggiare una ottica di guida sul nostro Star Adventurer

Per il primo caso, consigliamo di adottare un supporto Geoptik come questo:
http://www.teleskop-express.it/cercatori/1211-adattatore-flash-reflex–geoptik.html

filtro IDAS Hutec V4

Indubbiamente si tratta di una soluzione pratica e assolutamente universale, al costo di soli 60€. Tra i vantaggi, la assoluta leggerezza e l’economicità, nonché l’elevata qualità dei materiali e la piena compatibilità con ogni tipologia e marca di fotocamera DSLR in commercio.

Per il secondo caso, la faccenda diventa più complicata, perché si tratta di capire innanzitutto come debba essere fatto questo supporto adattatore, cosa debba esattamente alloggiare e dove. Ebbene, in questo caso, consigliamo senz’altro di adottare un cercatore guida già fornito di supporto con adattatore universale per il passo da 1/4 di pollice, come questo:
http://www.teleskop-express.it/cercatori/3357-mini-50mm-guide-scope-for-astrophotography-rich-field-telescope-ts-optics.html

filtro IDAS Hutec V4

Questo cercatore guida è infatti provvisto di una speciale piastrina in alluminio anodizzato, non presente in altri cercatori, alla quale è possibile avvitare direttamente la basetta del cercatore fornita in dotazione. L’unione di piastrina e basetta, data la presenza sulla parte inferiore della piastrina stessa di un foro filettato a passo fotografico standard da 1/4″, permette una semplice installazione su qualsiasi testa a sfera dotata di slitta a sgancio rapido.

Ebbene, chiederete, ma è necessario adottare, quindi, una seconda testa a sfera? Si possono installare due teste a sfera sullo Star Adventurer??? La risposta a entrambe le domande, è semplicemente no!!! 🙂

In questo caso sarà sufficiente utilizzare la staffa ad L della Skywatcher per astroinseguitore Star Adventurer, già fornita di serie nello Star Adventurer Kit:
http://www.teleskop-express.it/astroinseguitori/2680-staffa-a-l-per-staradventurer-skywatcher.html

Staffa ad L Skywatcher per astroinseguitore Star Adventurer

Mentre la camera di ripresa andrà fissata alla parte superiore della staffa, nella posizione tipica, per ottenere un sistema di guida completo si dovrà semplicemente sfruttare il secondo perno filettato (libero), con passo fotografico grosso da 3/8″, presente sulla staffa ad L, applicandovi la testa a sfera. Alla testa a sfera, con il meccanismo già visto sopra, si aggancerà quindi il cercatore guida. Et voilà, il gioco è fatto!!!

Ecco che con meno di 100€ abbiamo ottenuto un sistema di guida completo, leggero e performante, che consente anche di migliorare il bilanciamento dell’astroinseguitore e che permette un pieno orientamento dell’ottica di guida nella direzione da noi preferita, senza vincoli di sorta.

A presto!

LUCA ZANCHETTA – TELESKOP SERVICE ITALIA

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Un po’ di chiarezza sui filtri IDAS…

Di recente numerosi amici astrofili ci hanno chiesto alcuni chiarimenti sui filtri IDAS, e in particolare sull’utilizzo specifico delle varie tipologie di filtri…. A detta dei più, anche i forum online paiono in questo caso esser di poco aiuto, perché pare non sia stata mai fatta una vera chiarezza da parte del produttore. Effettivamente si può fare un bel po’ di confusione tra V4, P2, D1, H3, N8…

Ok, gli ultimi due me li sono appena inventati io, però dite la verità: per un attimo ci siete cascati tutti, eh?? :DDD
Eh, sì, perché in effetti mamma Hutec non fa moltissima chiarezza su quali siano le effettive destinazioni d’uso degli splendidi filtri che realizza.

Per questo motivo, ho pensato di pubblicare qui una piccola guida sintetica, che chiarisca a tutti scopo e natura dei filtri IDAS.

Come sempre buona (veloce) lettura.

LUCA ZANCHETTA – TELESKOP SERVICE ITALIA


Filtri IDAS

IDAS V4: pensato prevalentemente per il visuale, ha una banda più selettiva e un bilanciamento cromatico un po’ più inesatto. Del resto nella visione di oggetti deboli, come nelle osservazioni deepsky, l’occhio perde la quasi totalità della percezione cromatica, e rileva quindi maggiormente avere un filtraggio poderoso!

http://www.teleskop-express.it/filtri-a-banda-larga/2343-idas-lps-v4-286-hutech.html
http://www.teleskop-express.it/filtri-a-banda-larga/2336-idas-lps-v4-hutech.html
http://www.teleskop-express.it/filtri-a-banda-larga/2340-lps-v4-eos-hutech.html

filtro IDAS Hutec V4

 

IDAS P2: pensato prevalentemente per la fotografia con CCD raffreddati. Ha una gamma cromatica più ampia e fedele, e taglia in maniera molto più selettiva le emissioni delle fonti di inquinamento luminoso. Il bilanciamento dei colori è rispettato in maniera più naturale rispetto al V4 e al contempo la quantità di fotoni che riceve il sensore è molto maggiore.

http://www.teleskop-express.it/filtri-a-banda-larga/2347-lps-p2-286-hutech.html
http://www.teleskop-express.it/filtri-a-banda-larga/2344-lps-p2-31-hutech.html
http://www.teleskop-express.it/filtri-a-banda-larga/2345-lps-p2-36-hutech.html
http://www.teleskop-express.it/filtri-a-banda-larga/2338-lps-p2-48-hutech.html
http://www.teleskop-express.it/filtri-a-banda-larga/2346-lps-p2-50-hutech.html

filtro IDAS Hutec P2

 

IDAS D1: pensato prevalentemente per le DSLR a colori, ancor più se moddate full spectrum. Filtra esattamente come il P2, salva una maggior selettività nella banda 660nm-680nm. Questa selettività nel campo del rosso profondo, serve a prevenire l’eccessiva dominante rossastra che a volte si riscontra sulle DSLR modificate.

http://www.teleskop-express.it/filtri-a-banda-larga/2335-idas-lps-d1-48-hutech.html
http://www.teleskop-express.it/filtri-a-banda-larga/2341-idas-lps-d1-52-hutech.html
http://www.teleskop-express.it/filtri-a-banda-larga/2342-idas-lps-d1-72-hutech.html
http://www.teleskop-express.it/filtri-a-banda-larga/2339-lps-d1-eos-hutech.html
http://www.teleskop-express.it/filtri-a-banda-larga/2348-lps-d1-eosf-hutech.html

filtro IDAS Hutec D1

 

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Saint Barthélemy ’17

Anche quest’anno Teleskop Service Italia si appresta a trasferirsi a Saint Barth!

E anche quest’anno TS Italia e TecnoSky saranno entrambi presenti, per la prima volta insieme e con un doppio stand, ricchissimo di novità; tra cui i nuovi prodotti, in anteprima assoluta per la fiera 2017, Astronomy Expert.

Alla fiera saremo presenti in esclusiva assoluta con il nuovo AE Colli-Tester R.E.E.G.O., un nuovo modo di collimare e testare la strumentazione ottica, con una soluzione unica per tutti i tipi di strumento.

Presenteremo anche gli AE Nikon Filter Holder da 31mm e 36mm, supporti per filtri non in cella perfetti per i sempre più numerosi appassionati di astronomia che apprezzano il marchio nipponico delle DSLR; in demo-fiera nella versione APS-C, ma disponibili in prevendita anche per il pieno formato.

Sul settore collimazione, avremo i nuovi AE Collimation Tool per Newton GSO da 6″, un diametro sempre più apprezzato, che però mancava ancora di un kit di collimazione dedicato; peraltro, ad un prezzo molto vantaggioso! E ancora, su tutti gli AE Collimation Tool per SC, lo sconto-fiera per chi mostrerà la landing page promozionale o la mailing-list, sarà addirittura del 50% !!!

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Concedeteci anche una piccola bizzarria, ogni tanto:

Vi aspettiamo alla fiera!

LUCA ZANCHETTA – TELESKOP SERVICE ITALIA


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Saint Barthélemy ’17
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Speciale Astronomy Expert

 

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E anche quest’anno TS Italia e TecnoSky saranno entrambi presenti, ma per la prima volta insieme e con un doppio stand, ricchissimo di novità; tra cui i nuovi prodotti, in anteprima assoluta per la fiera 2017, Astronomy Expert.

 

 

 

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Ancora sulla spettroscopia di base

Lo abbiamo visto insieme qualche tempo fa: la spettroscopia sta iniziando a diventare una attività molto apprezzata dagli astrofili!

Certamente questo è dovuto alla maggior disponibilità di strumenti di qualità a un prezzo abbordabile (camere CCD mono di buona fascia e filtri per spettroscopia, come gli Star Analyzer) ma anche al crescente interesse degli astrofili verso il sottile, ma netto, confine che divide ricerca scientifica (magari anche solo amatoriale) dalle osservazioni astronomiche fotovisuali tradizionali.

A mio parere questo cambiamento nasce da una sommatoria di fattori.

In parte, come appena visto, si tratta di precondizioni tecnico-strumentali, commerciali se si vuole, ma non credo che questo esaurisca il tutto….

A pesare, infatti, iniziano ad essere anche profili ulteriori, quali certamente quelli ambientali! La presenza di un IL sempre più invasivo sui cieli della nostra bella penisola, infatti, sta facendo emergere la necessità di ricercare qualcosa di più compatibile con l’astronomia dalla città, rispetto al tradizionale deepsky a colori. Un buon deepsky full-range richiede davvero cieli da paura, per essere fatto al meglio; e cieli come quelli, oramai, stanno diventando una rarità, non solo in Italia, ma un po’ in tutta Europa! Dimostrazione, in tal senso, di una ricerca da parte degli astrofili di qualcosa di differente e di più city-friendly, la si ha semplicemente guardando l’esplosione dell’imaging narrow band, avvenuta negli ultimi anni. Grazie a questa tecnica, è possibile da tempo ottenere grandi immagini anche sotto cieli pesantemente inquinati. E a costi, tutto sommato, ragionevoli…

Ma anche qui, qualcosa ancora pare sfuggire, a mio avviso. In parte, credo, a condurre verso delle scelte astronomiche un po’…border-line…è anche un fattore sociale e culturale. Mi spiego meglio: negli ultimi anni, proprio la grandissima diffusione dei CCD di qualità e dei filtri interferenziali a banda stretta ha permesso di effettuare riprese deepsky davvero pazzesche; del resto anche i software di elaborazione e acquisizione, sempre più potenti e accurati, se ben usati, permettono di ottenere con piccoli diametri immagini un tempo del tutto impensabili!!! Queste immagini, naturalmente, ottengono il giusto e meritato risalto sul web, correndo in punta di social network, e in una frazione di secondo, da un capo all’altro del mondo. Ecco, forse il nodo gordiano è proprio questo. Che è bello confrontarsi e misurarsi con gli altri, condividere e valutare i limiti delle proprie capacità, cercando di migliorarsi e di imparare sempre da chi ne sa di più; ma questo incredibile proliferare di immagini strepitose su internet, con risultati qualitativamente a volte davvero inavvicinabili per l’astrofilo comune, forse da un lato un po’ intimorisce, e fa sorgere il desiderio di praticare una astronomia un po’ più a passi lenti. Un po’ la versione astronomica dello slow-food, se vogliamo. Potremmo chiamarle osservazioni slow-sky…

Sia ben chiaro, di foto ne abbiamo fatte tantissime tutti, e siamo tutti fieri dei piccoli, medi e grandi risultati ottenuti: ma forse questi segnali di interesse verso il mondo dell’astronomia scientifica meritano di essere valorizzati più di altri. Proprio perché una foto può far moltissimo clamore, ma il picco di una riga di emissione….quello no….. E a mio personale avviso, quei pochi dati, salvati in un angolino del nostro stipatissimo hard disk, hanno un bellezza senza clamore. Ma eterna! Che perdurerà a dispetto delle innovazioni tecniche e tecnologiche che sicuramente il prossimo futuro ancora ci riserverà.

In conclusione, scrivo tutto questo per presentarvi quest’oggi un interessantissimo contributo, nel campo degli spettri, dell’amico Massimo Di Lazzaro, che ci illustra passi compiuti e i risultati ottenuti. Con la convinzione che questa sua esperienza da neofita, in crescita, della spettrofilia, unita ad altri contributi già pubblicati e ad altri ancora che verranno, possa permettere a tutti di assaggiare un pochino le sensazioni e le emozioni che questo peculiare modo di approcciarsi al cielo veicola.

E magari, chissà, faccia sorgere anche in qualcuno il desiderio di provare e di cimentarsi.

Buona lettura.

LUCA ZANCHETTA – TELESKOP SERVICE ITALIA


Spettroscopia amatoriale….una nuova avventura

Qualche mese fa ho cominciato ad interessarmi di spettroscopia, un mondo interessante, complesso forse, ma pieno di belle sorprese! Chi si sarebbe mai aspettato che da una semplice serie di riprese avrei potuto scoprire cosa si nasconde dentro a quel raggio di luce remoto, capire come è fatta e come si comporta una stella!!!

La curiosità si è accesa osservando qualcosa di semplice, bellissimo ma quasi banale, come un arcobaleno; mi sono sorpreso ad interrogarmi in dettaglio sulla esatta modalità con la quale si formano i colori, sulla natura di ciò che vediamo realmente, sul perché!

Avevo quindi bisogno di documentarmi, leggere un po’ di testi di fisica, apprendere il più possibile: in rete ho trovato moltissime informazioni, ed ho potuto studiare un po’ di astrofisica (l’ABC intendiamoci…) e iniziare da lì a capire che tipo di strumentazione mi sarebbe servita con esattezza! Un contributo essenziale mi è stato dato proprio qui, da TS Italia: mi hanno seguito e consigliato su tutto, dal telescopio più adatto allo scopo ed alle mie esigenze (un RC8”: uno strumento eccezionale, versatile e soprattutto pressoché privo di aberrazioni), compresa montatura (Neq6 Pro), camera CCD (QHY5LIII-178 monocromatica)…

Ecco qui a dire il vero è stato il difficile. Ho avuto diverse perplessità, perché non è così semplice, a livello pratico, capire da subito e in un ambito così particolare, quale è la camera più adatta! Anche in considerazione di un budget che non poteva essere illimitato…Nella fotografia tradizionale scegliere è abbastanza più semplice devo ammettere (sempre budget permettendo); ma qui l’esigenza era di una camera con dei requisiti davvero particolari. Ebbene, nella nuova QHY li ho trovati! Non è qui il caso di stare a descriverli nel dettaglio, per quelli basta andare sul sito di TS Italia e si trovano tutti… Però anche qui della scelta finale sono soddisfatto!

Poi, la vera grande scelta: spettroscopio o Star Analyzer 100? La scelta è stata facile: SA100! Un reticolo di diffrazione semplice da usare, che si avvita direttamente sulla camera e in grado di restituire da subito lo spettro della stella che si sta riprendendo. Certo, è a bassa risoluzione, quindi alcune cose sono precluse, ma per iniziare è davvero il massimo!!! Anche perché gli oggetti da poter riprendere sono ugualmente moltissimi.

Poi il software: anche qui la scelta è stata dettata dalla facilità di utilizzo, in primis, ed ho scelto quindi R-Spec. Devo davvero spendere due parole su questo software: è molto completo e di facile utilizzo, grazie anche ai numerosi tutorial inseriti già nella barra degli strumenti; fantastico! Permette di salvare i profili all’interno del software, in apposite cartelle, così da essere sempre pronti quando si vuole ritrovarli, senza andare a spulciare manualmente nel PC. E sei hai bisogno di assistenza il progettista del software è sempre a disposizione! Ogni tanto gli scrivo, siamo rimasti in contatto, anche se ha sede in America, e sono davvero soddisfatto anche di questa scelta.

Ora non rimane che “andare a caccia di spettri” ed appena il tempo lo permette ne approfitto per recarmi al sito astronomico della mia associazione: il Gruppo Astrofili Galileo Galilei di Tarquinia per fare le prime acquisizioni spettroscopiche. Qui giunti, non resta che preparare il setup e riprendere; dopo aver ultimato la preparazione di tutto, ho cominciato con lo spettro di Sirio. L’alta risoluzione della QHY in questo mi ha aiutato tantissimo, e mi ha permesso di avere degli spettri di ottima qualità. Ho effettuato le riprese in formato video, per poi estrarre dal filmato i singoli frame più utili, e passare quindi ad analizzare ed elaborare il profilo della stella:

a

b

Quello si va qui ad analizzare, è l’idrogeno nelle sue varie lunghezze d’onda, che è ovviamente l’elemento principale di una stella. All’inizio è stato piuttosto complicato comprendere con esattezza come elaborare lo spettro poiché i tutorial, anche se molto intuitivi, erano comunque tutti in un inglese piuttosto tecnico! Con l’aiuto di alcuni amici, però, alla fine ce l’abbiamo fatta e la soddisfazione è stata davvero tanta! Sirio è la stella scelta per la calibrazione dello spettro di Betelgeuse, una supergigante rossa, cui ho dedicato molto più tempo: nuovamente, sono stato soddisfatto dei risultati ottenuti! Nelle due immagini a seguire, vediamo lo spettro calibrato in lunghezza d’onda e poi il profilo finale.

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d

Ho preso sempre più confidenza con il software e dopo aver passato in rassegna le due stelle più belle dell’inverno sono passato a quelle estive: cominciamo quindi con Vega, bellissima stella nella costellazione della Lira. Anche qui spettro calibrato in lunghezza d’onda e profilo finale.

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Tutte queste sono ovviamente stelle piuttosto facili da analizzare: Sirio e Vega sono di classe spettrale A e Betelgeuse è di classe spettrale M. Sono quindi stelle alla portata di tutti!

Non appena avrò maturato abbastanza esperienza, passerò certamente ad altri e più impegnativi obiettivi, come le stelle Wolf-Rayet e le supernove…

Per me il viaggio è appena incominciato: ho in programma numerosi spettri da riprendere ed elaborare, e spero di poterveli mostrare il prima possibile.
A presto
Massimo Di Lazzaro

 

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Una nuova avventura.
Un nuovo inizio.

Che dire, in questi anni, amici astrofili, ne abbiamo viste di tutti i colori, insieme: abbiamo parlato di divulgazione scientifica e di tecnica astronomica di base, di ricerca amatoriale e professionale, di astrofotografia e di oculari, di meteo e di test strumentali. Abbiamo discusso per interminabili ore al telefono, via mail, su internet, agli starparty, di soluzioni tecniche e di visioni personali, di bellezza e di inquinamento luminoso, di successi e di fallimenti.

E ci siamo anche divertiti un bel po’, direi…..

Dunque, perché cambiare?

Teleskop Service Italia si rinnova, già lo avrete saputo, ma non cambia pelle, non cambia cuore, non cambia anima. TS Italia entra a far parte di un gruppo più grande, più forte, più solido, per darvi ancora più servizi, ancora più competenza, ancora più innovazione, ma con sempre lo stesso cuore italiano!

 

Un caro abbraccio va a Giuliano Monti, persona squisita e vero deus-ex-machina di questo nuovo, grande gruppo, ai vertici del settore in Italia.

Un grazie va a tutti coloro i quali, con il loro impegno, hanno reso TS Italia la grande realtà che tutti conoscete e apprezzate, prima tra tutti la bravissima Elisa Tonella.

Un mio personale in bocca al lupo va a Riccardo Cappellaro, amico di sempre e inseparabile compagno di mille avventure.

 

Un grazie, doveroso, infine, va soprattutto a voi, che da sempre, anche in tempi turbolenti come quelli in cui viviamo, ci insegnate sempre cosa sia, davvero, UN ASTROFILO.

Saremo insieme anche nei prossimi anni, carichi di entusiasmo, di competenza e di una immensa, sconfinata passione per quel cielo che sta sulle nostre teste e che non possiamo proprio smettere di amare!

Restate con noi. Il divertimento inizia ora!

 

 

LUCA ZANCHETTA – TELESKOP SERVICE ITALIA


 

Una esperienza con il nostro APO 115/800 FPL51

Ormai lo sanno tutti: nel mood di questo blog, è stato già detto in tutte le salse, non c’è l’idea che la divulgazione dell’astronomia debba essere uno spazio elitario, che rende ogni spazio una sorta di cassa di risonanza autoreferenziale dei soli grandi nomi, da tributare a chi ha grandi competenze, strumenti blasonati e costosi e una esperienza strutturata di fascia altissima!

Per noi di TS Italia, gli spazi per la divulgazione astronomica devono intendersi come punti di incontro per gli astrofili, devono sempre più diventare spazi e momenti dedicati a far valere l’esperienza sul campo, la propria esperienza sul campo; quella personale, quella vera, quella genuina, qualsiasi essa sia, cercando sempre di essere costruttivi e di dare un proprio contributo. Certo una goccia nel mare. Ma una goccia che possa contare. E in fondo non è proprio questo il modo di operare di chi contribuisce alla crescita del sapere? Piccoli passi, silenti, senza troppo clamore… Amatoriali o professionali che siano!

In questo blog, insomma, vogliamo che a contare sia anche il contributo di astrofili comuni, astrofili come noi!

Oggi, quindi, vi introduco un nostro carissimo e giovane amico astrofilo, Nicola Russo, il quale, complice la giovane età – e non, come si sente dire troppo spesso, “a dispetto della giovane età” – ha dimostrato di disporre di una grandissima passione e di una genuina voglia di sperimentare e mettersi in gioco.

Per noi ha realizzato una semplice ma molto interessante prova del suo rifrattore TS APO 115/800 FPL51, effettuando anche un confronto con il suo storico TS APO 80/480 FPL53.

I contribuiti fotografici sono tutti suoi, e sono sicuramente di valore. Sono visibili cliccando sul titolo di questo post per aprirlo in dettaglio.

Grazie Nicola!

Buona lettura a tutti.

LUCA ZANCHETTA – TELESKOP SERVICE ITALIA


 

Carissimi amici astrofili vorrei scrivere due righe per una breve recensione sul rifrattore TS 115/800.

Essendo già possessore di un TS 80/480 flp53 per riprese a largo campo , mi sono più volte posto il problema di quale telescopio acquistare per riprese di galassie e planetarie.

All’inizio ero intenzionato a prendere un RC 8 o un APO 130 mm TS, ma leggendo in rete ho notato che sulla mia montatura CGEM entrambi erano abbastanza ostici da bilanciare, con il rischio di non poter fare lunghe esposizioni.

Alla fine mi sono soffermato su questo rifrattore 115/800, che mi intrigava molto; leggendo tra i vari forum e avendo trovato online alcune recensioni, ho notato che in molti erano dubbiosi, in particolare, per il fatto che il telescopio monta dei vetri FPL51. Volendolo comunque acquistarlo, ho cercato su Astrobin alcune foto realizzate con questo telescopio e ne sono rimasto molto colpito.

Oggi posso dire che mai scelta è stata più felice: rapporto qualità/prezzo davvero buono, robustezza e praticità unica e ottimo focheggiatore, molto robusto: l’ho utilizzato sia con la reflex 40D sia con la camera CCD QHY10, non notando alcuna problematicità, con entrambi i setup. Sono riuscito a realizzare guide di oltre 500 secondi, con ottimi risultati.

Grazie allo spianatore/riduttore TSRED 0.79x, sono riuscito a sfruttare eccellentemente i generosi sensori della reflex e del CCD.

Il tubo dispone anche di un paraluce estraibile, davvero fluido e utilissimo.

Infine, parliamo un po’ di questi famosi vetri FPL51: sarà forse perché non mi considero ancora un astrofilo di grande esperienza, oppure sarà legato al fatto che effettuo le mie riprese prevalentemente sotto un cielo cittadino, con inquinamento luminoso notevole, ma nella mia modesta esperienza trovo che la differenza rispetto ai più blasonati e costosi vetri FPL53, come quelli presenti nel mio TS 80/480, sia davvero estremamente contenuta.

Le stelle con questo telescopio risultano perfettamente puntiformi e prive di aberrazioni cromatiche su tutto il campo!
Posso dire con certezza che, per chi oggi è intenzionato ad acquistare un rifrattore di qualità con apertura superiore ai 100mm, avendo anche un occhio di riguardo al budget, il TS 115/800 è forse la scelta migliore!

Nicola Russo

Appunti di spettroscopia, qualche risultato

Negli ultimi tempi i contributi su questo blog sono fioccati, con risultati davvero notevoli ed articoli di assoluto rilievo! Dai contributi del nostro eccellente Daniele Gasparri a quelli di profilo scientifico di Albino Carbognani: non ci siamo davvero fatti mancare nulla. O quasi….

In effetti, ci abbiamo pensato un po’ su, ma tra la grande divulgazione tecnica e i profili scientifici più alti qualcosina, ancora, mancava… Mancava il contributo di astrofili comuni, astrofili come noi, magari molto specializzati! Contributi di profilo tecnico, con un taglio operativo, ma sempre con uno sguardo, una strizzata d’occhio, al mondo scientifico. Ad avviso di chi scrive, interventi come quello che vi sto introducendo, dovrebbero rappresentare, specie in tempi in cui è molto ampia la possibilità di accesso e di condivisione paritaria delle informazioni, un vero riferimento per tutti gli astrofili, e forse indicare quello che si potrebbe considerare come il solo, vero obiettivo tecnico finale, per una ampia parte degli astrofili amatoriali: fornire un proprio, personale, preziosissimo ed apprezzatissimo contributo alla ricerca scientifica! Naturalmente, ciò non può che riguardare soprattutto e in particolare gli astrofili con un po’ più esperienza alle spalle, ma senza escludere mai nessuno.

Certo, i contributi di profilo scientifico vengono spesso forniti in silenzio, senza clamori, senza luci della ribalta, e forse anche per ciò finiscono con l’essere interesse solo di pochi. Non fanno sgranare gli occhi ai bambini, alla vista di tutti quei colori. E non sono comprensibili direttamente ad una vasta platea di uditori generalisti. Ma sono proprio questi contributi a rendere il maggior servizio alla scienza e a far progredire DAVVERO il sapere umano!

Passo quindi a presentarvi, quest’oggi, il contributo di un grande astrofilo, oltre che di un grande amico e di un vero e proprio vulcano di idee, risorse ed ingegno: Claudio Balcon. Nel ringraziarlo personalmente, e a titolo di TS Italia tutta, per aver dedicato parte del suo, pur già ridotto, tempo libero per redigere questo articolo, mi limito a concludere rimarcando il fatto che, qui, si ha a che fare con una passione vera e profonda, di quelle che ci mostrano come la grandezza, per un astrofilo, non si misuri col portafogli, ma soprattutto con l’orologio, oltre che con la testa e con il cuore!

Grazie Claudio!

Buona lettura.

 

LUCA ZANCHETTA – TELESKOP SERVICE ITALIA

 

 


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Innanzitutto una piccola introduzione di storia della spettroscopia. A dispetto di quanto si potrebbe pensare, la spettroscopia ha avuto inizio molto molto tempo fa, fin dai tempi di Tolomeo, o addirittura prima: nonostante l’altissimo valore del contributo dato da Tolomeo, infatti, non si può scordare che egli condusse i propri studi riprendendo il lavoro effettuato già molto prima di lui da Ipparco, il quale classificò le stelle non solo per intensità ma anche per colore, in particolare distinguendole tra bianche e rosse.

Tuttavia lo scopo di questo articolo è molto più attuale e richiede, quindi, un salto temporale in avanti di almeno un paio di millenni! Nel mondo contemporaneo non ci sono di certo difficoltà ad avere accesso ad articoli, lezioni universitarie, trattati di varia natura in tutti i campi della scienza. C’è una cosa però che in nessun caso riusciremo a trovare preconfezionata in forma digitale, ovvero l’emozione! La scarica di adrenalina pura che ti investe quando sei proprio tu, di persona, quello che ha conseguito un risultato tecnico e scientifico che fino a prima ti sembrava impossibile; e che magari è anche una prima volta, in termini di risultato, dal punto di vista scientifico.

Quando guardiamo un oggetto scarsamente luminoso, il nostro occhio non riesce a percepirne i colori, in quanto attiva dei recettori a maggior sensibilità in grado di discernere solamente vari livelli di grigio. Se osserviamo la nebulosa di Orione con un binocolo o un piccolo telescopio, ad esempio, notiamo solamente un chiarore blu-verde, ben lontano dalle complesse dominanti cromatiche che emergono nelle immagini fotografiche più profonde che libri, riviste e internet ci offrono a pioggia; immagini che forse, in prima battuta, da neofiti, anche noi speravamo di vedere, immergendoci nel tripudio di una molteplicità di brillanti colori.

L’avvento della pellicola fotografica prima, e della camera CCD/CMOS poi, ci ha consentito, tuttavia, di arrivare laddove il nostro occhio non può assolutamente arrivare. I sensori elettronici a colori consentono di ottenere tre immagini nelle bande di colore rosso, verde e blu (RGB) che, una volta composte, riproducono la gamma cromatica tipica della nostra capacità visiva. I vantaggi di questi dispositivi sono molteplici: dalla possibilità di poter impostare tempi di esposizione enormemente superiori al tempo equivalente alla nostra capacità visiva, a quella di utilizzare una efficienza quantica fino a oltre 100 volte superiore a quella dell’occhio e persino a quella della pellicola fotografica. Fra i sensori a colori, tuttavia, non esiste di fatto uno standard rigoroso per quanto riguarda la curva di risposta delle bande RGB, ed è pertanto difficile confrontare misure fotometriche riprese con camere a colori diverse tra loro.

A differenza dei micro-filtri RGB integrati, nonché dei tradizionali kit RGB di filtri in cella ad uso ritrattistico, quelli fotometrici UBVRI sono normalizzati e consentono di ottenere misure calibrate secondo standard riconosciuti in ambito scientifico mondiale. Naturalmente la standardizzazione di questi filtri pone anche dei limiti: qualora volessimo, infatti, aumentare la risoluzione spettrale sarebbe necessario incrementare il numero di filtri con bande passanti più strette e contigue. Il vantaggio di questo sistema, anche se crea qualche lineamento di complessità in fase di ripresa, è quello di coprire tutta l’area geometrica del sensore, consentendo quindi di analizzare più soggetti contemporaneamente, ma in questo caso ciò va a scapito nuovamente della praticità operativa, in quanto diventa necessario provvedere a realizzare un numero elevato di pose per ciascun campo inquadrato.

Prendendo in considerazione, ad esempio, dei filtri dotati di una banda da 1nm, e volendo coprire tutto lo spettro del visibile, sarebbero necessari centinaia e centinaia di filtri, per ciascuno dei quali diventa indispensabile effettuare altrettante riprese. Questa strada, perciò, risulta essere una decisamente improponibile…

Per avere risoluzioni spettrali superiori a quelle ottenibili con i filtri fotometrici si utilizzano quindi gli spettroscopi. Le caratteristiche di questi strumenti, come quelle dei telescopi ai quali sono collegati, dipendono fortemente dagli obiettivi che si vogliono raggiungere, ad esempio: classificazione spettrale delle stelle, misura della velocità di rotazione delle galassie, analisi chimica delle nubi interstellari, ricerca di pianeti extrasolari o altro ancora.

Personalmente ho scelto di operare nel campo della spettroscopia a bassa risoluzione. La strumentazione che utilizzo è quindi composta da un telescopio Newton da 8” F5, da un acromatico 80/400 di guida, da uno spettroscopio, da una camera di guida CMOS e una camera di ripresa CCD di buona qualità.

Lo spettroscopio è composto da una fenditura regolabile, da un collimatore da 32mm di focale, da un reticolo di diffrazione a trasmissione da 100 righe/mm, rimovibile dal percorso ottico, e da un obbiettivo da 32mm.

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Figura 1

 

Con il reticolo rimosso, agendo sulla fenditura, si agisce selezionando l’oggetto da analizzare; per essere più precisi, più che di fenditura dovremmo parlare di una “maschera” poiché, data la corta focale del telescopio, una fenditura propriamente detta non dovrebbe essere più ampia di pochi micron: risulta quindi evidente che mantenere un soggetto, spesso dotato di una luminosità superficiale molto debole, perfettamente centrato su una fenditura propriamente detta per i lunghi tempi necessari ad effettuare una acquisizione di segnale di valore, non è cosa semplice… Pertanto, al suo posto, una più semplice “maschera” viene impiegata, al solo ed esclusivo scopo di evitare la presenza di stelle luminose e di disturbo laddove si andrà poi a disperdere lo spettro.

La figura 1, di cui sopra, è stata ripresa durante la fase di iniziale aggiustamento della posizione delle lame della fenditura, per centrare il nucleo di due galassie (NGC7319 e NGC7320) appartenenti al famoso quintetto di Stephan.

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Figura 2

 

La figura 2 è stata ottenuta con la stessa strumentazione, ma senza l’interposizione dello spettroscopio, con un tempo di integrazione di circa due ore. La larghezza della maschera, simulata con il rettangolo rosso, è di circa quindici pixel, approssimativamente cinque volte il valore del FWHM delle stelle presenti.

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Figura 3

 

La figura 3, rappresenta lo spettro ottenuto con circa novanta minuti di integrazione, chiaramente risultante dall’interposizione del reticolo di diffrazione tra OTA e camera di ripresa. Per allineare le immagini, realizzate con pose da cinque minuti, è stata utilizzata una stella presente all’interno della fenditura e visibile nell’ordine zero dello spettro. Le righe verticali sono dovute all’atmosfera terrestre, generate prevalentemente dalle lampade dell’illuminazione pubblica. Le righe orizzontali sono gli spettri degli oggetti selezionati.

In particolare, il riquadro individuato con la lettera A, evidenzia lo spettro della galassia NGC7319, mentre quello indicato con la lettera B individua quello relativo alla galassia NGC7320. Le altre righe orizzontali sono spettri di stelle appartenenti alla nostra galassia. La galassia NCG7319 presenta delle intense righe di emissione, evidenziate nella foto con le frecce, caratteristica che contraddistingue la presenza di un nucleo attivo: si tratta quindi di una galassia di tipo Seyfert.

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Figura 4

 

Il grafico della figura 4 è stato ottenuto elaborando la figura 3, togliendo il contributo del cielo e, successivamente, tarando la sola dispersione. Per effettuare la taratura è stata presa come riferimento una stella di classe A, nel caso specifico Vega, che è caratterizzata da righe di assorbimento dell’idrogeno ben evidenti. In verde sono riportate le righe di emissione di alcuni elementi in quiete e le barrette orizzontali evidenziano lo spostamento verso il rosso della NGC7319. La velocità di allontanamento indicativamente risulta essere di 6700km/s. Il segnale disperso dello spettro della galassia NGC7320 è basso e rumoroso e non presenta righe che emergono dal continuo.

La spettroscopia a bassa risoluzione di oggetti deboli, effettuata con piccoli telescopi, può fornire informazioni scientificamente di grande interesse, qualora la dispersione del poco segnale raccolto sia in buona parte concentrata in poche righe di emissione.

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Figura 5

 

La figura 5 è stata ottenuta con una integrazione di dieci minuti ed è relativa al quasar 3C273. Rispetto alla figura 3, la mascheratura qui utilizzata è stata più larga e, come conseguenza, la risoluzione spettrale del fondo cielo è risultata un po’ meno definita. La risoluzione limitata dalla maschera di soggetti estesi è indipendente dal seeing, mentre quella relativa a soggetti puntiformi è direttamente condizionata dal seeing e dagli errori di inseguimento.

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Figura 6

 

La figura 6 è stata ottenuta eliminando dalla figura 5 il fondo cielo e tarando lo spettro sia in dispersione che in ampiezza. Per eseguire le tarature è stata utilizzata la stella Denebola. Le prime tre righe della serie di Balmer dell’idrogeno sono particolarmente intense rispetto alle altre e risultano spostate verso il rosso. La velocità di allontanamento è di poco inferiore al 16% della velocità della luce, che corrisponde, secondo la legge di Hubble, ad una distanza di oltre 2 miliardi di anni luce.

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Figura 7

 

La notte del 22 dicembre scorso, nella galassia CGCG58-57 è stata segnalata una probabile supernova di magnitudine 16,4 da parte del ASAS-SN, denominata AT2016izg. La sera del 23 dicembre ho deciso di verificare le modifiche che avevo apportato allo spettroscopio, puntando proprio quella probabile supernova. La figura 7 è la ripresa effettuata con circa un’ora di posa; le barrette rosse evidenziano la supernova in questione.
La sera stessa ho estratto lo spettro della SN e, dopo aver eseguito le necessarie tarature in dispersione ed ampiezza, ho osservato un profilo che avevo già visto altrove: si poteva riconoscere l’ampia e profonda banda di assorbimento del silicio. Successivamente mi sono collegato a “GELATO”, ho caricato il file dello spettro della probabile supernova e dopo pochi secondi è comparso l’esito dell’analisi: supernova Ia, al 100%.

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Figura 8

 

La figura 8 è stata scarica da “GELATO”. Qualche giorno dopo è arrivata la conferma ufficiale con ATEL 9904 da parte del Mayall/KOSMOS che si trattava proprio di una supernova tipo Ia.

Questa è solo una piccola panoramica di risultati ottenibili con strumentazione amatoriale ed uno spettroscopio fatto in casa. L’emozione provata in quell’istante, ovviamente, è il vero motore di tutto, è quell’emozione di cui accennavo all’inizio, ed è ciò che sprona uno spettrofilo a portare avanti le sue ricerche, migliorando la propria strumentazione e migliorandosi sempre!

La Mineral Moon

Come fotografare una bellissima Mineral Moon

La Luna è l’oggetto celeste più fotografato e fotogenico. A piccoli o alti ingrandimenti, di notte e persino di giorno, in fase sottile o quando è quasi piena, è un obiettivo che garantisce sempre un grande spettacolo.

L’unico problema del nostro satellite sono i colori. Illuminato dalla luce del Sole, quel pezzo di roccia che ci orbita intorno da 4,5 miliardi di anni mostra una colorazione priva delle bellissime sfumature che invece possiamo trovare facilmente su Marte, Giove, Saturno, per non parlare degli oggetti del profondo cielo. La sua superficie scura, dalla brillanza simile a quella dell’asfalto appena steso, sembra essere priva di quei contrasti cromatici che incantano i nostri occhi e ci consegnano un Universo pieno di colori.

La Luna ha dei colori? Ha tonalità reali? E nel caso, come possiamo superare le limitazioni dei nostri occhi e osservare queste sfumature?
La risposta è affermativa e prevede di applicare una semplice tecnica chiamata Mineral Moon. Prima, però, dobbiamo capire quali sono i veri colori della Luna, se ne ha.

La superficie selenica è composta da rocce simili a quelle terrestri e, proprio come qui sulla Terra, ci sono zone in cui la composizione chimica può cambiare, a seconda del tipo di minerali prevalenti. Ogni minerale ha una colorazione tipica, anche se questa è spesso molto più tenue di quella che può percepire l’occhio. Se varia l’abbondanza di un certo minerale, è allora scontato pensare che possa cambiare, in modo leggero, il colore. Sulla Terra possiamo capire meglio la situazione: le zone del deserto del Sahara sono rosate, mentre quelle del deserto australiano appaiono rosse. Sulla Luna accade una cosa simile, anche se le differenze cromatiche sono molto tenui e visibili solo attraverso un’opportuna tecnica fotografica.

La Mineral Moon è una tecnica molto semplice di fotografia che prevede di catturare immagini a grande campo del nostro satellite con sensori a colori e di applicare una semplice tecnica di elaborazione che ci permetterà di estrapolare la grande quantità di informazione contenuta nelle nostre fotografie.

 

La strumentazione

La strumentazione adatta è costituita da una normale reflex, anche non modificata, al fuoco diretto di un telescopio che NON sia un rifrattore acromatico, poiché questi soffrono di cromatismo. Tutti i catadiottrici e i telescopi Newton sono perfetti allo scopo (e anche i rifrattori apocromatici veri, cioè con almeno 3 lenti). Non importa il diametro perché non siamo interessati, almeno all’inizio, a una stratosferica risoluzione. Le foto più spettacolari, infatti, si ottengono includendo tutto il disco lunare nel campo inquadrato, magari in prossimità della Luna piena, così sappiamo anche cosa fare in quelle notti di solito poco prolifiche per le osservazioni astronomiche.

 

Tecnica di ripresa

L’acquisizione delle immagini non è dissimile da quella necessaria per fotografare i pianeti. Si catturano tanti frame, in formato grezzo (raw) tutti identici. È importante raccogliere tanti scatti per aumentare la dinamica dell’immagine e ottenere così un’immagine in cui i colori saranno ben visibili. Non c’è un limite ma in generale sarebbe meglio catturare almeno 100 frame, scattando a bassa sensibilità, magari 100 ISO. Non aumentare la sensibilità di scatto perché si incrementa il rumore e diminuisce la dinamica, che è l’unica cosa che davvero conta in questo caso.

I momenti migliori per fare gli scatti sono quando il nostro satellite si trova molto alto sull’orizzonte. Questa richiesta è fondamentale per evitare che la nostra atmosfera alteri in modo irreversibile i tenui colori che vogliamo estrapolare.

 

Elaborazione

Dopo aver allineato e sommato i singoli scatti con programmi come Registax o Autostakkert, cercando di scartarne il meno possibile, tanto la risoluzione effettiva non conta molto, dobbiamo lavorare sull’immagine grezza in due fasi, una dedicata esclusivamente al colore e l’altra alla risoluzione.

Creiamo due copie identiche della nostra immagine grezza. Useremo una di queste come canale di crominanza, al quale quindi cercheremo di estrarre al meglio i colori tralasciando i contrasti. L’altra versione la trasformeremo in bianco e nero e applicheremo delle maschere di contrasto, concentrandoci solo sul lato dei contrasti e della risoluzione. Questa sarà la base di “luminanza” che poi coloreremo con la versione a cui avremo estrapolato i colori. Agendo in questo modo possiamo sfruttare sia l’informazione cromatica che quella spaziale, senza sacrificare nulla del segnale che abbiamo raccolto con tanta fatica.

Sulla copia dedicata al colore non dobbiamo applicare alcuna maschera di contrasto ma agire in due modi. Prima di tutto dobbiamo eliminare la dominante giallastra tipica del nostro satellite, che rappresenta solo il contributo della luce solare. Per fare questo possiamo operare un bilanciamento del bianco, selezionando come punto campione una zona dalla colorazione neutra (di solito NON nei piatti mari, che tendono a essere azzurri). A volte anche la funzione “colore automatico” di Photoshop aiuta molto e restituisce un’immagine priva di dominante generale. L’obiettivo è avere un’immagine che sembra (ma non lo è) in bianco e nero, senza dominanti.

A questo punto possiamo passare alla fase successiva: aumentare la saturazione del colore fino a far comparire i colori ma senza creare artefatti. In generale è meglio procedere a piccoli passi, aumentando la saturazione di circa il 30% ogni volta invece che farlo in un’unica soluzione. Piano piano vedremo la Luna colorarsi. Ci fermeremo solo quando cominceremo a vedere il rumore di fondo e l’immagine diventerà molto granulosa. Non bisogna applicare altri strani filtri, come quelli fotografici, che fanno più danni che altro: ricordiamo infatti che stiamo cercando di rappresentare la realtà come è e non come vorremmo che fosse!

Ecco i colori della Luna! L’immagine, però, non è proprio bella a livello estetico, ecco perché abbiamo a disposizione l’altra copia trasformata in bianco e nero e a cui abbiamo applicato qualche maschera di contrasto per renderla bella.

I colori ci sono ma l'immagine è molto granulosa. Non importa, per questo abbiamo creato una versione di luminanza che coloreremo con questa.

I colori ci sono ma l’immagine è molto granulosa. Non importa, per questo abbiamo creato una versione di luminanza che coloreremo con questa.

Prendiamo allora la nostra crominanza, un po’ brutta, e copiamola sulla versione di luminanza, trasformata in immagine a colori. Allineiamo i due livelli e impostiamo il modo di unione su “colore”. Come per magia, l’informazione del colore viene trasferita sulla versione esteticamente più gradevole e la nostra Mineral Moon è pronta!

Le due versioni a confronto. A sinistra ci siamo concentrati solo sulla luminanza e sui dettagli. A destra solo sul colore. Ora dobbiamo unire al meglio le due informazioni.

Le due versioni a confronto. A sinistra ci siamo concentrati solo sulla luminanza e sui dettagli. A destra solo sul colore. Ora dobbiamo unire al meglio le due informazioni.

 

Sovrapponendo il file di crominanza a quello di luminanza e unendo con il metodo "colore" ecco che la magia è completa: una foto che mostra i dettagli e i veri colori della Luna!

Sovrapponendo il file di crominanza a quello di luminanza e unendo con il metodo “colore” ecco che la magia è completa: una foto che mostra i dettagli e i veri colori della Luna!

La Mineral Moon

La Mineral Moon

I colori sono reali? Certo! Anche se l’occhio non li percepisce, non vuol dire che non esistono, piuttosto che il nostro apparato visivo non ha la sensibilità sufficiente a restituirceli, come d’altra parte accade a tutti gli oggetti del profondo cielo. La realtà è molto più ampia del piccolo spicchio accessibile al nostro occhio. In un certo senso, allora, è più corretto dire che è la versione monocromatica che noi possiamo vedere di solito, della Luna e delle nebulose, a non essere reale, perché la realtà, indagata con strumenti più sensibili e oggettivi, mostra un Universo pieno di colori!

Immagini di questo tipo, oltre a essere belle per la vista, contengono dati interessanti dal punto di vista geologico. Certo, la precisione nel determinare gli elementi prevalenti non è elevatissima ma possiamo dire, ad esempio, che le zone rosse sono povere di ferro e in generale più antiche, mentre quelle blu rivelano aree ricche di titanio. Chissà che un giorno anche queste nostre foto non serviranno ai primi minatori lunari come indicazione su dove trovare maggiori quantità dei preziosi minerali che cercheranno di estrarre.

Una stazione per il monitoraggio dei bolidi

Che dire…gli articoli di Albino sono sempre qualcosa di stupefacente, e oggi siamo orgogliosi di presentare un suo nuovo, bellissimo lavoro!

Quello che introduciamo qui, propone un approccio molto pragmatico all’osservazione di meteore e bolidi, tale da permettere a chiunque, purché dotato di un po’ di abilità auto-costruttive, tanta passione e un budget di poche centinaia di euro (o anche anche minore, considerando che parte dell’attrezzatura più costosa è già in possesso di una amplissima parte di astrofili…) di realizzare una propria, personale stazione di monitoraggio.

Ancora una volta, un sentito grazie ad Albino!

Buona lettura a tutti!!!

 

LUCA ZANCHETTA – TELESKOP SERVICE ITALIA

 

 


Una stazione per il monitoraggio dei bolidi

Albino Carbognani, Ph.D.

albino.carbognani@libero.it

Versione del 21 marzo 2017

 

 

Uno dei più interessanti fenomeni astronomici cui è possibile assistere è senz’altro il passaggio di un bolide. A scanso di equivoci, quando si parla di “bolide” in campo astronomico si intende una meteora molto luminosa. Purtroppo, essendo eventi sporadici e imprevedibili, non è possibile sapere quando si avrà il prossimo bolide quindi è necessario un monitoraggio costante e continuo di tutto il cielo per avere la possibilità di osservarne qualcuno. Considerata l’era tecnologica in cui viviamo al posto nostro possiamo mettere un “occhio elettronico” controllato da un computer che ci mostri solo gli eventi interessanti. In questo articolo, dopo una introduzione alla fisica dei bolidi vedremo come costruire una economica stazione per la loro detection.

 

Asteroidi, comete e meteoroidi

In orbita attorno al Sole, oltre agli otto pianeti, si trovano centinaia di migliaia d’asteroidi e milioni di comete. Gli asteroidi si trovano prevalentemente fra le orbite di Marte e Giove, fra 2,1 e 3,6 UA dal Sole, in quella che è chiamata la Fascia Principale, e fra 40 e 55 UA nella Fascia di Kuiper. La maggior parte delle comete invece popola le regioni più esterne del Sistema Solare, dando origine alla nube di Oort (fra 40.000 e 100.000 UA). Gli asteroidi sono corpi per lo più a composizione rocciosa/metallica con diametri che vanno da diverse centinaia di km, fino alla decina di metri per quelli più piccoli. Le comete invece sono corpi prevalentemente ghiacciati e a bassa densità media, con dimensioni tipiche dell’ordine di 1-10 km.

 

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Fig. 1 – La collocazione della Fascia Principale (in rosa) e dei Troiani di Giove (in giallo) nel Sistema Solare.

 

Nella Fascia Principale, nell’arco di milioni o miliardi di anni, sono avvenute collisioni fra gli asteroidi che la popolano, com’è testimoniato dalla presenza di numerosi crateri da impatto sulle superficie di quei pochi corpi visitati direttamente dalle sonde spaziali. Normalmente lo scontro fra due asteroidi porta alla creazione di centinaia di frammenti con dimensioni che vanno da frazioni di millimetro ad alcune decine di metri e oltre. La fisica della fratturazione ci dice che i frammenti di dimensioni minori saranno molto più numerosi di quelli più grandi, cioè “piccolo è numeroso”.

I corpi con dimensione intermedia fra asteroidi e polvere interplanetaria, sono chiamati meteoroidi. I limiti fissati dall’IAU (International Astronomical Union) nel 1961 considerano come meteoroidi i corpi con una massa compresa fra 10-9 e 107 kg. Assumendo una densità media di 3,5 g/cm3 il raggio di un meteoroide va dai 40 µm ai 10 m. Al di sopra di circa 20 metri di diametro si parla più correttamente di asteroidi. A causa delle risonanze orbitali con Giove e Saturno e dell’effetto Yarkovsky dovuto “all’effetto razzo” provocato dall’emissione termica della superficie, i meteoroidi e gli asteroidi originatisi nella Fascia Principale possono essere immessi, su tempi scala dell’ordine della decina di milioni di anni, su orbite che intersecano quelle dei pianeti terrestri: Mercurio, Venere, Terra e Marte. Ci sono quindi centinaia di migliaia di meteoroidi e decine di migliaia di asteroidi near-Earth potenzialmente in grado di cadere sulla superficie terrestre. In parole povere, i frammenti che si generano durante le collisioni fra gli asteroidi della Fascia Principale in parte “cadono” verso il Sistema Solare interno e possono finire sul nostro pianeta.

Anche le comete sono una “sorgente” di meteoroidi, pur se di dimensioni e densità minore. Quelle comete che, dalla nube di Oort, riescono a raggiungere il Sistema Solare interno sono soggette ad un processo di sublimazione dei ghiacci superficiali che immette nello spazio interplanetario le particelle solide da cui sono, in parte, formate. Si originano così delle vere e proprie “correnti di meteoroidi” che seguono l’orbita della cometa-madre. In generale sono i meteoroidi di origine cometaria a dare origine agli sciami meteorici visibili durante l’anno, fra i più importanti e famosi dei quali troviamo le Perseidi e le Leonidi. Qui però siamo interessati ai meteoroidi di origine asteroidale, quelli più coesi e massicci in grado di originare bolidi di elevata luminosità e con una elevata probabilità avere meteoriti al suolo.

 

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Fig. 2 – Le orbite degli asteroidi near-Earth potenzialmente pericolosi per il nostro pianeta. Il pallino giallo al centro Rappresenta il Sole, mentre l’orbita della Terra è il cerchio bianco. Il cerchio più esterno è l’orbita di Giove (NASA).

 

Fisica dei bolidi

Vediamo che cosa succede quando un meteoroide attraversa l’atmosfera terrestre durante la caduta verso il suolo. La velocità geocentrica di un meteoroide appartenente al Sistema Solare è compresa fra 11,2 km/s (dovuta alla sola gravità terrestre), e 72,8 km/s (42,5 km/s per la velocità di fuga al perielio terrestre più 30,3 km/s per la velocità orbitale della Terra al perielio). Quando un meteoroide penetra nell’atmosfera terrestre con velocità dell’ordine delle decine di km/s, la collisione con le molecole dell’alta atmosfera (termosfera), ne riscalda la superficie. Giunto ad una quota di 80-90 km (mesosfera), la temperatura del meteoroide raggiunge i 2500 K ed inizia la sublimazione degli atomi del corpo celeste. Questo processo di perdita di massa è noto come ablazione. A causa degli urti reciproci gli atomi del meteoroide si ionizzano, cioè perdono uno o più elettroni, e ionizzano anche le molecole atmosferiche. Durante la ricombinazione ioni-elettroni è emessa della radiazione elettromagnetica, e un osservatore al suolo vedrà una scia luminosa in cielo: la meteora. Una meteora si compone di due parti: la testa e la scia. La testa della meteora contiene il meteoroide che si sta consumando più i gas ionizzati, mentre la scia è la regione di ricombinazione dei soli gas ionizzati. Da notare che il 90% della radiazione emessa da una meteora proviene dagli atomi del meteoroide.

 

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Fig. 3 – Terminologia di base. Meteoroide è il corpo che si muove nello spazio interplanetario; la meteora è l’emissione luminosa dovuta alla vaporizzazione del meteoroide nell’alta mesosfera; meteorite è il residuo solido che giunge al suolo. Se il meteoroide è sufficientemente grande può dare origine ad un bolide che può esplodere nella stratosfera. Piccoli asteroidi possono dare luogo ad un evento di classe “Tunguska” oppure “Meteor Crater” se arriva al suolo e scava un piccolo cratere da impatto (disegno di Roberto Baldini, tratto da: Carbognani, Foschini “Meteore”, CUEN, 1999).

 

Se il meteoroide è di discrete dimensioni (> 20 cm di diametro), la testa della meteora può essere molto luminosa. Quando la magnitudine apparente zenitale è inferiore a –8 la meteora è detta bolide (un tempo il termine bolide era usato per indicare le meteore di cui era udibile il rumore). La definizione di bolide non è ancora stata fissata dall’UAI, quindi per alcuni la magnitudine limite è la –4 o la –6. Un bolide con magnitudine inferiore alla –17 è detto superbolide. Per piccoli asteroidi di decine di metri di diametro il bolide può essere più luminoso del Sole visto dalla Terra. Un esempio di evento del genere è il piccolo asteroide di circa 50 metri di diametro esploso ad 8 km di quota sopra la regione del fiume Tunguska il 30 giugno 1908. I testimoni locali parlarono di una “palla di fuoco” molto più luminosa del Sole. Altro esempio, molto più vicino a noi, è stato il bolide di Chelyabinsk del 15 febbraio 2013, causato dalla caduta di un asteroide di 20 m di diametro. La velocità media era di 19 km/s, e l’esplosione dell’asteroide si è verificata a 30 km di quota con un rilascio di energia cinetica pari a 500 kt (circa 30 volte l’energia sprigionata dalla bomba atomica di Hiroshima).

 

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Fig. 4 – Rappresentazione del rientro in atmosfera di un meteoroide. Sono indicate le principali caratteristiche fisiche del fenomeno (disegno di Roberto Baldini, tratto da: Carbognani, Foschini “Meteore”, CUEN, 1999).

 

Spesso i meteoroidi meno coesi, a causa della differenza di pressione atmosferica fra parte avanzante e recedente, si frammentano in più parti, ognuna delle quali diventa a sua volta un bolide indipendente. Un fatto del genere si è verificato per il bolide visto da Peekskill (stato di New York) la sera del 9 ottobre 1992. Il corpo principale si spezzò in 70 frammenti di cui uno solo (del peso di 12 kg) è stato poi ritrovato (colpì un’automobile parcheggiata sfondandone il cofano posteriore). Altro meccanismo per la frammentazione può essere la presenza di cavità nel corpo che, venendo alla luce, ne aumentano in modo repentino la resistenza atmosferica.

Se il meteoroide è sufficientemente grande può sopravvivere all’ablazione. Quando la velocità in atmosfera scende al di sotto dei 3 km/s la perdita di massa e l’emissione di radiazione cessa e il meteoroide entra nella fase di volo buio (o dark flight). Da questo momento inizia un processo di raffreddamento della superficie e la traiettoria del corpo si fa sempre più verticale. La velocità di impatto del meteoroide sulla superficie terrestre va da 10 a 100 m/s per corpi di massa compresa fra 10 g e 10 kg (velocità geocentrica di 15 km/s). Quando quello che resta del meteoroide giunge al suolo si parla di meteorite.

Il meteorite è ciò che rimane dopo la fase di ablazione atmosferica di un meteoroide entrato in collisione con la Terra. La maggior parte dei meteoroidi si disintegrano in aria, e l’impatto vero e proprio con la superficie terrestre è raro, però ogni anno si stima che il numero di meteoriti sulla Terra con dimensioni di una palla da baseball o più si aggiri sulle 500. Di queste ne vengono mediamente recuperate solo 5 o 6, gran parte delle rimanenti cadono negli oceani (che ricoprono circa il 70% della superficie terrestre), o comunque in zone in cui il terreno rende difficile un loro recupero se non si conosce con una certa precisione il luogo di caduta. Le meteoriti sono importanti perché forniscono informazioni sulla composizione e la storia termica degli asteroidi, e forniscono un possibile veicolo per la disseminazione di acqua e di materiali organici nel sistema solare interno, con rilevanti implicazioni per l’astrobiologia.

 

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Fig. 5 – Esempio di meteoroide cavo (1); il meteoroide entra in atmosfera (2); l’ablazione rimuove parte della superficie (3); vengono alla superficie alcune cavità e l’area esposta aumenta creando un “effetto paracadute” (4); il frenamento improvviso determina la trasformazione di energia cinetica in calore (5), con conseguente esplosione del meteoroide (6) (disegno di Roberto Baldini, tratto da: Carbognani, Foschini “Meteore”, CUEN, 1999).

 

La probabilità per un meteoroide di giungere al suolo, oltre che dalle dimensioni, dipende dal materiale di cui è fatto il meteoroide stesso. Un meteoroide di ferro-nichel giungerà più facilmente al suolo di uno di pura roccia. Nell’impatto il meteoroide si conficca nel terreno creando una buca che può essere anche più larga delle dimensioni del corpo che la provoca. Per grandi meteoroidi o piccoli asteroidi la velocità può mantenersi elevata fino al suolo, l’ablazione non cessa, non esiste la fase di volo buio e nella caduta si forma un cratere da impatto. Generalmente il rapporto fra il diametro del cratere e il diametro dell’asteroide che lo genera è circa 20.

È chiaro che l’avvistamento di un bolide molto luminoso, implica l’entrata in atmosfera di un meteoroide di dimensioni tali da poter sperare che sopravviva all’ablazione e giunga fino al suolo. Da qui l’importanza del loro monitoraggio, tanto è vero che anche in Italia è nata la rete PRISMA, promossa dall’INAF-Osservatorio Astrofisico di Torino che ha come scopo primario il monitoraggio dei bolidi per il recupero delle eventuali meteoriti al suolo (http://prisma.oato.inaf.it/). Il progetto si colloca nell’ambito di una Collaborazione Internazionale con l’ Institut de Mécanique Céleste de Calcul des Ephémérides di Parigi e prevede la progressiva collocazione di camere automatiche all-sky in tutta Italia.

 

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Fig. 6 – Una ripresa del bolide diurno di Chelyabinsk del 15 febbraio 2013.

 

L’hardware e il software per la stazione

Dopo questa introduzione teorica ai bolidi veniamo ora alla parte più pratica e divertente, specie per gli studenti e gli astrofili. L’obiettivo è quello di costruire, con una spesa minima, una stazione casalinga in grado di monitorare una buona parte del cielo e di salvare su un HDD filmati e immagini di tutto quello che passa davanti all’obiettivo. L’elenco dell’hardware necessario è abbastanza breve:

  • Scatola a tenuta stagna, come quelle usate per gli elettricisti, di dimensioni minime 240×190×90 mm (10 €)

  • Cupola trasparente da 150 mm di diametro a tenuta stagna usata per le riprese subacquee (12 €)

  • Camera ASI 120 MM (B/N) + obiettivo grandangolare da 2,1 mm di focale (200 €)

  • Mini-PC Minix Z64 con Windows 10, SSD da 32 GB e 2 GB di RAM (150 €)

  • HDD esterno USB da 500 BG (50 €)

Acquistando tutto nuovo con circa 400 € potremo disporre di una stazione per il monitoraggio dei bolidi. Ovviamente si risparmia andando sul mercato dell’usato oppure riciclando hardware già disponibile in casa. La cosa importante è che la scatola di contenimento e la cupola trasparente siano a perfetta tenuta stagna, perché la stazione dovrà stare all’aperto. Sarebbe buona cosa aggiungere anche una serie di piccole resistenze interne alla base della cupola per evitare fenomeni di condensazione dell’umidità notturna.

 

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Fig. 7 – L’hardware necessario per la nostra stazione casalinga. Il alto il contenitore a tenuta stagna con dimensioni 240×190×90 mm, usato normalmente per cavi elettrici all’aperto, con montata la cupola di plastica trasparente da 150 mm di diametro usata, di solito, per le riprese nelle immersioni subacquee. In basso, da sinistra verso destra, l’HDD per lo storage dei filmati, la camera CMOS ASI 120 MM USB 2.0 + obiettivo grandangolare da 2,1 mm di focale e il mini-PC Minix Z64 per la gestione via Wi-Fi della stazione.

 

L’assemblaggio della stazione è abbastanza semplice. Prima di tutto bisogna installare i driver della ASI 120 MM in modo che venga riconosciuta dal mini-PC. Un software di gestione molto semplice da usare per la detectione dei bolidi è HandyAVI (http://www.azcendant.com/), che supporta senza problemi la ASI 120 mm. I file con i filmati e le immagini possono essere salvate direttamente sull’HDD esterno collegato al mini-PC in modo da non intasare la scheda di memoria dove si trova il sistema operativo e il software di gestione. Il coperchio della scatola a tenuta stagna va bucato in modo da inserire perfettamente la parte superiore della ASI 120 MM, con il suo piccolo obiettivo grandangolare in dotazione. Quest’ultimo ha una focale di soli 2,1 mm e abbinato al sensore CMOS della camera (1280×960 pixel da 3,75 µm di lato) è in grado di abbracciare una porzione di cielo di 131°×98°, con una risoluzione di 6 primi d’arco per pixel. A questa scala la Luna piena sottenderà circa 5 pixel. Al bordo del campo di vista le immagini fornite da questo obiettivo sono un po’ deformate, ma stiamo lavorando in economia, quindi può essere tollerato. Naturalmente, niente impedisce di sostituire l’obiettivo standard con un vero fish-eye di qualità migliore.

 

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Fig. 8 – Il prototipo della stazione per il monitoraggio dei bolidi assemblato e pronto all’uso. L’unico filo che esce è il cavo elettrico di alimentazione del mini-PC. L’antenna Wi-Fi può essere riposta all’interno senza che questo interferisca con le comunicazioni.

 

Sopra al foro da cui spunta l’obiettivo della ASI va avvitata la cupola trasparente di qualità ottica. La cupola usata nel nostro prototipo di stazione è solitamente usata per le immersioni subacquee e quindi dotata di una guarnizione per impedire l’ingresso dell’acqua, una caratteristica che si è rivelata molto utile per impedire l’ingresso dell’umidità notturna. Il mini-PC, l’HDD e la ASI vanno inseriti all’interno del contenitore. Fatti i collegamenti USB ASI-(mini-PC)-HDD, alla fine l’unico filo che deve uscire dal contenitore stagno è quello per l’alimentazione del mini-PC. Ovviamente il foro di uscita deve essere anch’esso a tenuta stagna e il tasto di accensione del mini-PC deve essere raggiungibile dall’esterno (almeno per la prima volta, poi può essere lasciato sempre acceso).

Nel prototipo costruito, all’avvio del mini-PC si apre direttamente il desktop dell’utente e parte uno script con estensione .bat collocato nella cartella “Programmi/Esecuzione Automatica” che crea una rete Wi-Fi ad hoc eseguendo i comandi:

netsh wlan set hostednetwork mode=allow ssid=nome key=xxxxxxxxxxxxxxx

netsh wlan start hostednetwork

Affinché questi comandi abbiano effetto bisogna concedere i privilegi di “amministratore” al prompt dei comandi di Windows. La creazione di questa rete Wi-Fi ad hoc è l’equivalente della connessione fra due PC mediante cavo di rete incrociato.

A questo punto, una volta che la stazione è accesa e il mini-PC ha creato la rete ad hoc, usando un normale PC ci si può collegare in remoto al mini-PC tramite “Desktop Remoto” e accedere alle sue funzioni. Se la versione di Windows del mini-PC non prevede la funzione di desktop remoto (come la edizione “Home”), ne andrà installata una di terze parti come la “RDP Wrapper Library”. Usando desktop remoto in Wi-Fi non è più necessario che il PC con cui interagiamo con la stazione sia collegato fisicamente a quest’ultima: noi con lui ce ne possiamo stare tranquillamente in casa al caldo, mentre la stazione sarà all’aperto, a monitorare il cielo. Peraltro lo stesso mini-PC può essere utilizzato anche per il controllo da remoto di un setup tipo telescopio GoTo + camera CCD.

Per lo spegnimento della stazione basterà premere il tasto “win+R”, digitare “shutdown -s -t 10” e dare invio. Il mini-PC si spegnerà automaticamente dopo 10 s. In questo modo si ha tutto il tempo per chiudere la sessione di desktop remoto. Se si agisce semplicemente sul pulsante “spegni” di Windows sul mini-PC si chiude la sessione di desktop remoto, ma il mini-PC resta acceso e il monitoraggio della stazione può continuare.

 

Meteor Trail Detect e Capture con HandyAVI

Come si sarà capito, mentre il “cuore” hardware della stazione di monitoraggio è la ASI 120 MM, una camera CMOS B/N molto sensibile e a basso rumore, quello software è AndyAVI. Vediamo più in dettaglio le caratteristiche principali di questo software che ha una apposita funzione proprio per la detection delle meteore.

Il modo operativo più semplice per il monitoraggio di meteore e bolidi sarebbe riprendere continuamente dal tramonto all’alba. Tuttavia con questa modalità 8 ore di video in B/N a 5 frame al secondo da 1280×960 pixel a 12 bit per pixel occuperebbero ben 265 GB! HandyAVI ha un algoritmo di motion detection che gli permette di registrare solo i frame in cui cambia qualcosa rispetto a quelli precedenti, in modo tale da risparmiare spazio su disco e facilitare le operazioni di recupero dei dati. Questo software può salvare anche fino a 250 frame prima e dopo l’evento luminoso che ha fatto scattare la motion detection, in modo tale che può registrare anche le parti più deboli della scia meteorica. L’algoritmo di motion detection è in grado di eliminare falsi allarmi dovuti a pixel caldi, raggi cosmici scintillazione stellare ecc. Ovviamente non è in grado di distinguere fra un aereo, la stazione spaziale, un Iridium flare o una autentica meteora. HandyAVI ogni volta che fa la detection di qualcosa che si muove in cielo salva i dati in un avi diverso e crea un file jpg con sovrapposti tutti i frame della detection in modo tale che, nel caso ideale, per ogni meteora c’è la corrispondente immagine della scia.

 

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Fig. 9 – La schermata per la “Meteor Trail Detect e Capture” di AndyAVI. In basso a destra si vede la scheda per la selezione del gamma, del guadagno e del tempo di esposizione della ASI. Per il manuale d’uso di HandyAVI 4.3 vedi: http://www.handyavi.com/HelpDoc/HandyAvi.pdf.

 

Cosa si può ottenere?

Con questa stazione gli eventi che si possono documentare variano a seconda del tempo di esposizione. Chiaramente si potranno osservare non solo meteore e bolidi ma anche eventi terrestri, come i passaggi degli aerei, della ISS (la Stazione Spaziale Internazionale), e dei satelliti artificiali.

Con soli 10 s di posa sono osservabili tutte le stelle visibili ad occhio nudo, ma meteore e bolidi appariranno come delle scie luminose in cielo perché hanno una durata inferiore. Diminuendo il tempo di posa, fino a 1/5-1/10 s, il numero di stelle visibili diminuisce in proporzione ma è possibile documentare la dinamica dei fenomeni luminosi. Naturalmente la stazione è autonoma, quindi si può andare a dormire ed esaminare con calma il giorno dopo quello che è stato “catturato”.

Nel caso dei bolidi una prima serie di informazioni quantitative che si possono ottenere sono la data, l’ora e la durata del fenomeno (ogni frame catturato da HandyAVI può riportare data e ora). Usando opportune immagini di calibrazione fatte sullo stesso campo stellare e nelle stesse condizioni di visibilità del fireball, ma con tempi di posa un po’ più lunghi in modo da avere un buon numero di stelle di confronto, si può ottenere la curva di luce della “testa” del fireball. Infine, per avere informazioni sulla traiettoria seguita sulla sfera celeste bisogna calibrare astrometricamente le immagini, cosa non semplice se le stelle di campo sono poche. Tutto questo però ricade nell’analisi quantitativa dei dati. Tutto sommato, una stazione casalinga come quella proposta fornisce informazioni qualitative in modo semplice ed immediato, non fosse solo per il monitoraggio della copertura nuvolosa. Nelle immagini che seguono sono mostrati alcuni esempi delle capacità di monitoraggio della stazione. Buon divertimento!

 

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Fig. 10 – Immagine di una meteora (in basso al centro sotto Polaris), ripresa il 4 ottobre 2016 alle 19:18:42 UT con HandyAVI ed esposizione di 10 s. Per una maggiore facilità di orientamento sono riportati i nomi delle stelle principali, si nota anche la fascia della Via Lattea estiva.

 

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Fig. 11 – Il passaggio della ISS del 15 ottobre 2016 alle 18:17 UT dalla Valle d’Aosta ripreso con HandyAVI. La sorgente luminosa in basso a sinistra è la Luna piena la cui luce è stata diffusa da un leggero velo di umidità notturna depositatosi sulla cupola. Questa immagine è stata ottenuta sommando alcune decine di immagini con tempo di esposizione di 1 s.

 

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Fig. 12 – Un simil-Iridium flare ripreso il 27 ottobre 2016 alle 18 UT con HandyAVI. Somma di immagini con pose singole da 5 s. La durata totale dell’evento è stata di 70 s. La debole striscia che attraversa da sinistra a destra è un aereo.

 

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Fig. 13 – Tracce di aerei riprese il 27 ottobre 2016 con HandyAVI. Somma di pose singole da 5 s ciascuna.