Filtri anti IL – un’analisi senza precedenti

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Il nostro grande amico Fabio Di Giorgio ci presenta un’analisi dei filtri per inquinamento luminoso senza precedenti! Un ricerca approfondita fatta sul campo che siamo sicuri sarà di grande aiuto a tutti gli appassionati afflitti da questo problema.

A lui la parola!

L’astrofotografia dal centro di una grande città è probabilmente uno degli hobby più frustranti, al giorno d’oggi! Posso immaginare davvero poche attività più complesse della ripresa di deboli oggetti a migliaia o milioni di anni luce da noi, quando perfino le stelle più luminose sono difficili da scorgere nel cielo notturno.

E, beh, vivere nel centro di Roma porta questa complessità ad un livello completamente diverso: qui sotto una foto della cupola di San Pietro ripresa dal tetto del mio palazzo. Questo dovrebbe dare un’idea del luogo da cui osservo; notate la tonalità dello sfondo.

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Penso che questo possa rendere bene l’idea della mia passione per l’unica misura contro l’inquinamento luminoso: i filtri astronomici. Nel corso del tempo, mentre le stelle venivano progressivamente sbiadite dal cielo, i produttori hanno iniziato a sviluppare filtri sempre più efficaci per riguadagnare opportunità di osservare il cielo notturno e i suoi deboli oggetti. Ne ho molti nella mia collezione personale.

E, purtroppo, nel frattempo è cambiata anche la caratteristica dell’inquinamento luminoso: dalle vecchie luci calde e giallastre così ben trattate dai filtri a banda larga – ne parleremo più avanti – l’illuminazione urbana è progressivamente passata ai LED. Più economici e con un consumo ridotto, ma decisamente più difficili da combattere a causa del loro spettro continuo.

Io, così come migliaia di altri amici astrofili in tutto il mondo, abbiamo iniziato a notare un aumento dell’inquinamento luminoso quando è stata introdotta questa nuova fonte di luce. Ed allora ho iniziato a chiedermi: qual è il filtro “migliore” per ottenere nuovamente l’accesso al cielo notturno?

Ma, qual è la definizione di “migliore”?

  • È il filtro che fornisce il massimo aumento di contrasto?

  • È quello che mantiene meglio il bilanciamento del colore?

  • È quello che lavora sul maggior numero di oggetti (galassie, nebulose, ammassi…)?

  • O quello che potrebbe essere impiegato nella maggior parte delle condizioni osservative (rurali, urbane, montane, …)?

Temo che non ci sia modo di convergere su un’unica definizione di migliore, né “SUL” miglior filtro; motivo per cui alla fine ho fatto ricorso all’utilizzo di più filtri.

Vi prego di seguirmi nella mia ricerca della migliore combinazione di filtri per uso astronomico. E, già che ci siamo, lasciatemi iniziare con un disclaimer: non sono vincolato a nessun produttore o rivenditore, la maggior parte dei filtri analizzati qui sono miei e non ho guadagnato soldi nell’eseguire questa analisi e condividere i risultati. Fondamentalmente, questo è il modo in cui ho scelto come effettuare le mie riprese.

OK, ma come funzionano questi filtri? Qual è la magia che permette loro di combattere l’inquinamento luminoso? Una trattazione dettagliata potrebbe benissimo riempire un libro di matematica, con un generoso annesso su Ottica, Chimica e così via, quindi affrontiamo solo le basi: la radiazione degli oggetti celesti, dopo aver viaggiato per anni luce, entra nel nostro obiettivo e finalmente raggiunge il nostro sensore. Qui i fotoni vengono convertiti in elettroni e la tensione risultante viene letta, elaborata e memorizzata in un file.

Ma, man mano che il sensore acquisisce la luce del target, riprende anche la luminosità circostante. E, se non c’è differenza nei fotoni da una sorgente o dall’altra, non esiste un modo per il nostro sensore di “discriminare”. Quindi, ora iniziamo a capire che abbiamo bisogno di un po’ di magia che ci aiuti a separare la luce spaziale da quella dell’ambiente. Partiamo dal caso più semplice: le nebulose emettono solo a lunghezze d’onda (colori) molto specifiche; quindi, se riuscissimo a far passare solo quelle, il contrasto tra bersaglio e inquinamento luminoso aumenterebbe. Questo è il modo in cui funzionano i filtri, grazie a una serie di strati sottilissimi di materiali assorbenti e riflettenti: più luce diffusa viene respinta preservando la luce del target, maggiore è l’aumento di contrasto; e i filtri a banda stretta sono molto efficienti in questo processo.

Ma, aspettate un secondo prima di acquistare il filtro più stretto sul mercato! La luce delle stelle è più o meno un continuum, quindi quale sarebbe l’effetto di questo filtro sulle stelle stesse o, ahimè, sulle galassie che sono composte da stelle? Sfortunatamente, la riduzione sarebbe quasi esattamente la stessa dell’inquinamento luminoso (questa semplificazione non è accurata al 100% ma nemmeno così sbagliata). È vero, se riuscissimo a filtrare l’inquinamento luminoso più della luce stellare, funzionerebbe comunque: e questo è il principio dei filtri a banda larga. Non sono così selettivi come quelli a banda stretta, ma cercano di rimuovere le lunghezze d’onda dove l’inquinamento luminoso è maggiore, lasciando le altre – per lo più – intatte. Forniscono comunque un aumento del contrasto, anche se inferiore, ma conservano anche i colori delle stelle. Beh, più o meno.

Il mio viaggio nell’astrofotografia “seria” è cominciato con una SkyWatcher ED80 e una DSLR Canon 350d e, mentre oggi (spoiler alert!) utilizzo una camera astronomica raffreddata e monocromatica, con filtri a banda stretta (e ruota portafiltri elettronica, e autofocuser, … ma ricordate da dove scatto?), uso ancora una DSLR quando sono in viaggio, e capisco perfettamente le persone che desiderano soluzioni meno complesse – e costose – e sono felici di acquisire tutti i colori in un singolo scatto, sia esso con una DLSR o un CMOS One Shot Colour (OSC).

Quindi, ho preso un treppiede, la mia Canon 650d modificata Full Spectrum (il che significa che tutti i filtri di serie sono stati rimossi e non può più scattare foto “normali”) con un obiettivo Jupiter 135 f 3.5 e un reticolo Paton Hawksley Education ltd Star Analyzer 100, ho stampato in 3D un semplice adattatore per tenere il reticolo davanti all’obiettivo; poi ho guardato fuori dalle mie finestre e ho affrontato alcuni dei lampioni che mi stavano facendo impazzire.

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Questo è il setup che ho utilizzato per acquisire gli spettri per confrontare i vari filtri: in questa configurazione, la lunghezza focale di 135 mm e i pixel da 4,3um della DSLR producono una risoluzione spettrale di 0,316 nm/px (leggi nanometri per pixel). Più che sufficiente per confrontare i diversi filtri che ho accumulato in questi anni!

Le due immagini successive mostrano la posizione di alcuni lampioni di giorno e di notte. Alcuni di loro utilizzano ancora vecchie luci al mercurio e altri sono già stati convertiti ai LED.

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L’immagine successiva mostra lo spettro della luce del mercurio, acquisito con il filtro Astronomik L2: la luce infrarossa è stata soppressa. Sono raffigurati due livelli di esposizione, per mostrare sia i picchi molto evidenti (in alto) sia la componente continua molto più contenuta (in basso). Oltre a un piccolo contributo blu, l’emissione principale è tra il verde e l’arancione, che produce una tonalità molto calda.

Ovviamente, usando un filtro che elimini queste lunghezze d’onda, l’effetto inquinante di questa luce può essere facilmente ridotto.

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Ed ora, lo spettro di un lampione a LED, anche questo acquisito con il filtro Astronomik L2 per rimuovere la luce infrarossa. Stesse due esposizioni di prima, anche se l’intensità non può essere confrontata direttamente, in quanto proveniente da due lampade diverse.

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L’immagine successiva mostra lo spettro e l’istogramma di un lampione a LED: sull’asse orizzontale la lunghezza d’onda, su quello verticale l’intensità per ogni colore/lunghezza d’onda

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E ora, il primo risultato: questo è un confronto tra il vecchio e il nuovo spettro dei lampioni, questo è ciò contro cui gli astrofotografi urbani devono lottare.

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La prima evidenza è: la vecchia luce a vapore aveva delle righe di emissione molto ben definite, mentre quella nuova a LED ha un picco nel blu ma poi un’emissione continua dal verde intenso all’infrarosso. Ciò rende il LED molto più difficile da contrastare con i filtri.

E infine – per ora – la prossima immagine raccoglie le “bande passanti” di diversi filtri commerciali per la soppressione dell’inquinamento luminoso.

In alto ho riportato le principali righe di emissione interessanti, l’elemento chimico, il loro colore e le lunghezze d’onda. Quando riprendiamo le nebulose, siamo interessati solo a: Ossigeno (colore verde acqua), Idrogeno (infrarosso, con una componente verde acqua molto minore) e Zolfo (di nuovo, infrarosso). Nel grafico sono rappresentati anche il mercurio (HG) e il sodio (Na).

A destra le marche e le tipologie a confronto.

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Ogni riga di questa immagine è stata ottenuta riprendendo la vista panoramica con i filtri nel treno ottico e confrontando la risposta alla luce dei LED, per misurare quali parti dello spettro continuo siano maggiormente bloccate (o ridotte). L’Optolong L-eXtreme è solo stimato, perché la sua banda estremamente stretta (7 nm) non può essere riprodotta fedelmente a causa delle lampade troppo vicine alla fotocamera (e, dall’analisi seguente, la sua banda passante potrebbe essere piuttosto imprecisa in questa immagine ). Il nuovo Optolong L-Ultimate, con la sua doppia banda passante da 3 nm, sarebbe simile ma avrebbe solo la metà circa di quella larghezza.

Un ulteriore test potrebbe essere eseguito utilizzando una stella bianca o il nucleo di una galassia (per ottenere un’approssimazione ancora migliore di uno spettro continuo), ma mi sembra che l’immagine qui sopra mostri già chiaramente le differenze, in termini qualitativi se non quantitativi.

Dalla selezione sopra, possiamo distinguere chiaramente tre tipi di filtro:

• UV-IR cut: come l’Astronomik L2, questi filtri sono utilizzati per ridurre la luce “invisibile” e per rendere un’immagine simile alla visione umana con sensori la cui risposta spettrale si estende nell’UV e nell’IR. Lo scopo principale è sopprimere le frequenze che non sono focalizzate correttamente attraverso un sistema di lenti. NON si tratta di filtri anti inquinamento luminoso!

• Filtri a banda larga: sono concepiti per contrastare l’inquinamento luminoso rimuovendo solo alcune lunghezze d’onda associate alle emissioni artificiali. Purtroppo sono molto efficienti con le “vecchie” luci fashion, ma lasciano molto a desiderare – lasciano passare molta luce – con quelle a LED. Questi filtri applicano un taglio morbido, consentendo un aumento del contrasto ma mantenendo i colori delle stelle (beh, più o meno).

• Filtri a banda stretta: questi filtri utilizzano l’approccio della forza bruta! TUTTA la luce viene filtrata, ad eccezione delle lunghezze d’onda di emissione delle nebulose. Ciò consente un enorme aumento del contrasto, ma il colore delle stelle va sostanzialmente perso. E ci si può dimenticare di riprendere qualsiasi galassia, ovviamente. Esistono diversi tipi di filtri, con larghezze di banda decrescenti fino a 3 nm: più stretta la banda, maggiore risulta il contrasto. Ma nessuno ci regala nulla: le stelle verranno di conseguenza attenuate e il loro colore alterato.

L’immagine successiva confronta il filtro UV/IR Cut e quelli a banda larga con i due spettri di luce: chiaramente il filtro L2 non fornisce alcun tipo di riduzione dell’inquinamento luminoso, mentre è evidente che l’Optolong L-Pro e l’Hutech IDAS D1 sono stati progettati per gestire la luce del mercurio (e del sodio), e lo fanno molto bene, poiché rimuovono solo queste lunghezze d’onda. Hanno un comportamento molto simile, con due differenze principali, descritte di seguito.

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L’Optolong L-Pro ha una banda passante più ampia nell’infrarosso, mentre l’IDAS D1 ha un taglio più netto subito dopo la riga dello zolfo. Questo suggerisce una tonalità più “rossastra” nel filtro Optolong. Il D1 rimuove anche leggermente di più il profondo blu e UV.

Ma, cosa più notevole, l’L-Pro trasmette un po’ di giallo, mentre il D1 è MOLTO più selettivo su queste frequenze.

Da tutto quanto sopra, la luce delle stelle è meglio conservata dall’Optolong rispetto al filtro Hutech, che sostanzialmente rimuove tutto il colore giallo; ma questo al costo di un effetto di filtraggio inferiore e di una dominante rossa, mentre il D1 è fondamentalmente neutro dal punto di vista cromatico e non richiede quasi nessun bilanciamento del colore in fase di elaborazione.

Entrambi i filtri possono essere impiegati per ridurre l’inquinamento in zone non critiche; dove l’IL non pregiudica troppo la vista del cielo, la scelta dell’uno rispetto all’altro è principalmente questione di gusto soggettivo (e di budget!). Possono anche essere impiegati per visualizzare le galassie, ma sfortunatamente entrambi sono inadatti a gestire un forte inquinamento luminoso.

Beh, basta teoria, passiamo alla pratica: quello che segue è un vero e proprio test su una nebulosa, il target principale gestito da tutti i filtri.

L’immagine successiva confronta un’esposizione di 60” sulla Nebulosa di Orione, scattata con tutti i filtri sopra descritti; stessa ora, stessa posizione, stesso setup, nessuna elaborazione: a parità di condizioni, questa immagine ci dice quali filtri migliorano maggiormente la qualità dell’immagine e come lo fanno.

Si tenga presente che, al momento di questo primo confronto, non avevo ancora a disposizione un Optolong L-eXtreme. E prima di riceverlo, ho venduto lo Sharpstar 72ED che è stato utilizzato in questo primo set di immagini, quindi, non avendo modo di aggiungere l’eXtreme al confronto, non è incluso nel test in questa fase.

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Dall’alto: Astronomik L2 e Optolong L-Pro, IDAS D1 e IDAS V4, Optolong L-eNhance e Astronomik H-Alpha (12 nm), Astronomik OIII (12 nm) e Explore Scientific OIII

Un primo risultato è chiaramente visibile: i filtri a banda stretta forniscono un’immagine decisamente più scura in modo che il target non venga attenuato, rendendo tuttavia lo sfondo molto meno invadente.

Ma, mentre il confronto di cui sopra ci fornisce una prima idea del miglioramento, questo NON è il modo in cui dovrebbero essere impiegati i filtri! In effetti, sotto determinate ipotesi, non utilizzeremo lo stesso tempo di esposizione indipendentemente dal filtro scelto: se lo sfondo viene attenuato, possiamo aumentare il tempo di esposizione e catturare più fotoni, consentendo di evidenziare dettagli più deboli.

Quindi, ripetiamo il confronto aumentando l’esposizione per filtri più stretti, e vediamo il risultato.

Ho ripreso una serie di pose da 30″, 60″, 120″ e 180″ con ciascun filtro. L’immagine successiva confronta i fotogrammi non elaborati a diverse esposizioni cercando di avere livelli di sfondo compatibili tra i diversi filtri. I filtri più stretti consentono esposizioni più lunghe e forniscono maggiori dettagli sulla nebulosa.

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Da questo confronto, l’Optolong L-eNhance sembra la soluzione più promettente da un sito pesantemente inquinato.

Dopo aver ricevuto un L-eXtreme, ho effettuato un confronto approfondito tra questi due filtri, con una sorpresa piuttosto sorprendente! Qui sotto, la nebulosa Nord America è stata acquisita con i due filtri Optolong a banda stretta: negli scatti con l’eNhance il target era più basso sul centro di Roma, e la luna era alta in entrambi i casi: sono rimasto scioccato quando ho visto le immagini appena riprese (con solo autostretching di PixInsight). Tuttavia, effettuata l’elaborazione, non c’è quasi differenza tra i risultati.

Entrambe le immagini sono l’integrazione di 14 pose da 240” @ ISO1600. Dark frames, nessun flat field. Tutte le successive immagini sono state acquisite con un TecnoSky 60 APO (rifrattore 60mm f6, FPL53 / Lantanio) con spianatore 1x.

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Nebulosa Nord America: L-eNhance a sinistra, L-eXtreme a destra. La riga superiore mostra solo un autostretch, quella inferiore l’immagine completamente elaborata

Ho quindi ripreso la nebulosa di Orione, e il suo nucleo luminoso ha limitato la quantità di autostretch mostrando un’immagine migliore già prima dell’elaborazione: qui, L-eXtreme mostra il suo miglior bilanciamento del colore rispetto a L-eNhance che ha una dominante verde. Eppure, anche in questo caso, le immagini elaborate sono molto simili, e preferisco addirittura quella dell’eNhance dove l’OIII nella nebulosa Running Man è più visibile.

Entrambe le immagini sono l’integrazione di sole 5 pose da 180” a ISO1600, corrette con Darks e Flats. L’oggetto è luminoso, ma il risultato non è affatto male per soli 15 minuti da una città molto inquinata!

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Nebulosa di Orione: L-eNhance a sinistra, L-eXtreme a destra. La riga superiore presenta solo un autostretch, quella inferiore l’immagine completamente elaborata

Le tabelle successive riportano le statistiche di una patch di sfondo per entrambe le immagini prima e dopo il bilanciamento dei canali: si conferma il miglior bilanciamento del colore dell’eXtreme, così come lo sfondo ben più scuro.

Per sfruttare al meglio questo filtro sono necessarie acquisizioni decisamente più lunghe.

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Il confronto successivo è stato fatto tra pose acquisite con L-eNhance a 180” e L-eXtreme a 300”, cercando di sfruttare la banda passante più stretta e lo sfondo più scuro di quest’ultimo filtro. Il risultato sulla Crescent non è molto diverso, ma la nebulosità circostante è meglio evidenziata dall’eXtreme: questo è il risultato principale di questo confronto, che mostra il vantaggio di pose più lunghe.

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Crescent Nebula: Enhance (pose da 180″) a sinistra, Extreme (pose da 300″) a destra. La riga superiore presenta solo un autostretch, quella inferiore l’immagine completamente elaborata

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Confronto M1: L-eNhance e L-eXtreme, diverse lunghezze di esposizione

Sorpreso dalla migliore visibilità della nebulosa Running Man e dall’apparente maggiore dettaglio in M1, dopo una discussione con Luca di TS Italia Astronomy, ho dato uno sguardo più dettagliato alla risposta spettrale dei due filtri dichiarata dal produttore. Ora, tutto questo deve essere preso con le pinze perché:

  • Questi grafici potrebbero non avere una risoluzione sufficiente per un’analisi precisa

  • La variazione da un esemplare all’altro potrebbe compromettere l’accuratezza: questo si applica sia alla scheda tecnica (dichiarazione esplicita: This curve is only for reference, and is not used as the final product data) sia al MIO SPECIFICO campione di L-eXtreme…

Tuttavia, ho sovrapposto le due figure delle bande passanti (immagini estratte direttamente dal sito Optolong) ed ecco alcune considerazioni:

  • Il filtro L-eNhance sembra avere una trasmissione più alta, circa il 96%, mentre l’eXtreme mostra solo il 93%. Il filtro preserva leggermente meglio il segnale: questo potrebbe essere spiegato dal processo di produzione più semplice per il filtro con larghezza di banda maggiore.

  • Inoltre, le due immagini sono state coregistrate e tutte le altre righe di emissione corrispondono perfettamente, ma quella dell’OIII mostra un disallineamento. Questa potrebbe essere la risposta principale: l’Ossigeno III emette in una riga principale a 500,7 nm e una secondaria a 495,9 nm (4959 angstrom e 5007 angstrom). Eppure l’immagine L-eXtreme mostra la linea leggermente a destra di quella L-eNhance, il che potrebbe significare che il primo ha come target SOLO la linea 500.7, mentre il secondo trasmette ENTRAMBE le linee, in aggiunta a quella H-Beta a 486 nm.

Infatti, con la sua larghezza di banda di 7 nm centrata su 500.7, la limite inferiore della banda passante dell’eXtreme sarebbe a 497.2, quindi la linea 495.9 sarebbe fortemente attenuata.

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La domanda sembra essere se lasciare passare la linea secondaria, insieme a una quantità leggermente maggiore di inquinamento luminoso (e H-Beta, ovviamente) abbia un vantaggio. E dalle immagini reali la risposta è SI per i due filtri che ho testato; e intendo proprio i due ESEMPLARI che ho testato, poiché questo risultato potrebbe variare a causa delle tolleranze di produzione o in caso di inquinamento luminoso ancora maggiore.

In sostanza, il miglioramento del fondo ottenuto dalla banda passante più stretta non sembra compensare il segnale perso dal filtro L-eXtreme, almeno nelle per le mie condizioni di cielo.

Un’altra spiegazione potrebbe essere che ciò che appare nell’immagine è il minuscolo contributo di H-Beta, una lunghezza d’onda che viene trasmessa dall’eNhance ma eliminata dall’eXtreme. Un test con questo tipo di filtro risponderebbe a questa domanda, ma io non l’ho effettuato (non ho un H-Beta in quanto solo pochissimi oggetti hanno un contributo H-Beta significativo, per il resto molto marginale).

Ad ogni modo, qualunque sia la spiegazione, il risultato mostra la presenza di due effetti opposti:

  • Il segnale addizionale (fisso) passato dall’eNhance, sia esso OIII o H-Beta: questo non varia con il livello di inquinamento luminoso ma è costante e dipende solo dal rapporto tra la riga dell’OIII a 501 nm e quella a 496 nm; la migliore informazione che ho trovato è che la riga a 496 è tra un terzo e la metà dell’intensità della linea principale a 501.

  • D’altra parte, il miglioramento del contrasto fornito dalla larghezza di banda ridotta del filtro L-eXtreme dipende dall’inquinamento luminoso del luogo specifico: è molto limitato per un luogo buio e aumenta linearmente con il livello di sfondo. Dal datasheet, la larghezza di banda OIII dell’eXtreme è circa il 25% di quella dell’eNhance (che è già piuttosto stretta!).

Mancando qualsiasi dato quantitativo, la figura successiva spiega lo stato in termini qualitativi: esiste un valore per il quale inquinamento luminoso e perdita di segnale si compensano completamente. Per un cielo migliore di questo, L-eNhance è la scelta migliore, altrimenti la selettività dell’L-eXtreme (o anche L-Ultimate) diventa un guadagno.

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Diverse recensioni e segnalazioni online menzionano una maggiore presenza di aloni con l’eXtreme che con l’eNhance: non posso affermarlo, sulla base dei miei test, poiché nelle mie immagini (ad esempio quella dell’M42, raffigurata sopra) non compare alcun alone. Ma non ho testato specificamente i filtri su stelle molto luminose solo per misurare quel comportamento.

Conclusioni:

La scelta dei filtri dovrebbe partire dalle condizioni di inquinamento luminoso dei siti di osservazione: non esiste un filtro per tutti gli usi. E, mentre la riduzione del segnale trasmesso porta a un maggiore contrasto sulle nebulose, rimuove anche il colore delle stelle e sostanzialmente inibisce l’imaging delle galassie.

Ricordando che il focus è solo sulle nebulose (le galassie non beneficiano di questi filtri), proporrò le mie soluzioni nel seguito, ma alcuni elementi possono già essere evidenziati:

  • I filtri a banda stretta producono il massimo aumento di contrasto per far fronte a siti fortemente inquinati e l’esperienza mostra che l’H-alfa è la banda meno impattata dall’IL: ma quando si utilizza una camera OSC (one shot colour) basata su una matrice di Bayer, i filtri Ha hanno un grande svantaggio; solo un pixel su quattro è sensibile al rosso, quindi questa configurazione è molto inefficiente. In questo caso è fortemente consigliato un filtro multibanda, i filtri H-Alpha sono impiegati al meglio con sensori monocromatici.

  • Un’altra considerazione è relativa ai filtri a banda stretta: scurendo lo sfondo, questi filtri, consentono di utilizzare esposizioni più lunghe per evidenziare i dettagli più deboli; ma, per sfruttare al meglio questa opportunità, la montatura deve inseguire accuratamente per questo tempo di esposizione; inoltre, esposizioni più lunghe aumentano anche il rumore termico e le fotocamere raffreddate possono gestirlo meglio rispetto alle Reflex.

  • Un ulteriore elemento da tenere in considerazione: più la banda è stretta, più l’immagine sarà scura, quindi inquadrare il target e mettere a fuoco usando L-eXtreme (e sono sicuro che L-Ultimate sarà anche peggio!) È DAVVERO DIFFICILE. Solo stelle molto luminose possono essere utilizzate per questo scopo con una maschera di Bathinov.

I filtri a doppia banda (es. Optolong L-eNhance, L-eXtreme o L-Ultimate) possono essere utilizzati anche con sensori monocromatici: in questo caso forniscono un’immagine di “luminanza” (sempre in scala di grigi) raccogliendo H-Alpha ed OIII, che può essere integrata con acquisizioni di colore separate. Il vantaggio rispetto ai tre colori separati è che il canale di luminanza raccoglie tutta la luce insieme e può migliorare il rapporto segnale/rumore mentre le singole bande possono quindi essere utilizzate solo per colorare l’immagine.

Quindi, alla fine, la mia scelta è: sensore monocromatico con filtri a banda stretta (HSO) dal centro città, Monocromatico con filtri a banda larga e LRGB PIÙ una DSLR Full Spectrum e Hutech IDAS D1 da cieli buoni. Ma, ovviamente, ciò richiede nel mio caso due configurazioni totalmente diverse (che poi associo anche a due diversi telescopi, montature, ecc.). Ma, focalizzandoci su sensori OSC (ovvero sensori a colori con matrice di Bayer), qual è il miglior compromesso?

La soluzione proposta:

  • Riprendendo solo da siti a basso inquinamento luminoso Hutech IDAS D1 (o L-Pro, la mia seconda scelta)
  • Se si effettuano riprese solo da siti con inquinamento luminoso medio Optolong L-eNhance
  • Se si riprende solo da siti con inquinamento luminoso alto/molto alto Optolong L-eNhance o L-eXtreme
  • Se si effettua l’imaging sia da siti ad alto che a basso livello di inquinamento, L-eNhance è la scelta più flessibile, altrimenti è possibile utilizzare due filtri: uno tra Optolong L-eNhance o L-eXtreme più Hutech IDAS D1 (o L-Pro in alternativa al D1).

Disclaimer: tutti i filtri utilizzati in questo test sono i miei, acquistati nel tempo per far fronte all’inquinamento luminoso, ad eccezione degli Optolong L-eNhance e L-eXtreme che ho preso in prestito da TS Italia Astronomy. Non ho ricevuto alcun pagamento per questo report e non ho pagato i filtri, che sono stati rispediti al termine del test.

Tutte le considerazioni contenute in questo test sono solo mie, e nessuna modifica è stata richiesta da TS Italia Astronomy in cambio del prestito dei filtri.

Infine, nel vasto oceano di altre soluzioni disponibili sul mercato, sembra esserci un’alternativa molto interessante che non ho testato: l’IDAS NBZ sembra avere una risposta simile agli Optolong L-eNhance e L-eXtreme, e potrebbe essere ancora meglio, ad un costo molto simile all’eXtreme.

Spettroscopia del sistema solare: analisi numerica e un pizzico di follia…..

in Articoli tecnici, il

Avete mai pensato di realizzare spettri sugli oggetti del sistema solare con un telescopio amatoriale? Che ne dite di Giove? O di Urano? Forse sì… E se vi parlo di atmosfere dei satelliti dei giganti gassosi? Qui forse mi risponderete di no… Ci sta!

E se vi chiedessi se vi è mai venuto in mente di utilizzare un telescopio per analizzare dal punto di vista spettroscopico la Terra? Intendo la Terra nel suo insieme, così come visibile dallo spazio…. Di certo direte di no! Non avendo un telescopio spaziale in effetti è dura… Ma non prendetemi per pazzo: non sto uscendo dal seminato né proponendovi una opzione per l’acquisto di Hubble!

La questione è seria, rigorosa e…anche molto divertente!

Il nostro “spettrofilo” di fiducia, Claudio Balcon, unendo un pizzo di follia a una solida e ben rodata preparazione tecnica, ci spiega come analizzare in generale gli oggetti del sistema solare, con una attenzione speciale per l’oggetto più strano tra tutti quelli osservabili: il pianeta sul quale viviamo!!!

Buona lettura a tutti!

LUCA ZANCHETTA – TELESKOP SERVICE ITALIA

Girovagando per il sistema solare con lo spettrografo per poi atterrare.

Approfittando delle condizioni meteo avverse che si stanno protraendo dagli inizi di febbraio 2018 ho recentemente deciso di riordinare e ripulire il PC di tutte quelle riprese effettuate per puro piacere o per sperimentare modifiche alla strumentazione ed in particolare per la loro taratura.

L’attività che prediligo è la caratterizzazione di supernove tramite la spettrografia a bassa risoluzione ma spesso, prima o dopo aver effettuato queste riprese, rivolgo anche il set up strumentale in uso verso altri soggetti. E così, appunto proprio mentre stavo riordinando i file nel PC, mi sono accorto che alcuni di questi potevano essere raggruppati fino a divenire un piccolo case study per aiutare a diffondere la conoscenza sulla spettrografia amatoriale, in senso più ampio. Ad attirare la mia attenzione, infatti, sono state alcune riprese di oggetti del sistema solare…

I corpi che orbitano attorno al Sole riflettono parte della luce che ricevono dalla nostra stella e questo ci consente di vederli. La luce che illumina il sistema solare è approssimabile a quella di un corpo nero che si trova alla temperatura di 5500°C.

Pianeti, satelliti, asteroidi e comete, oltre a riflettere parte della luce che ricevono dal Sole, emettono tuttavia anche radiazioni proprie, legate alla temperatura del corpo stesso. Normalmente queste radiazioni sono incentrate nella banda infrarossa.

Sia la luce visibile che quella infrarossa possono essere parzialmente assorbite dai gas che compongono le atmosfere dei pianeti e, tramite la spettrografia, è quindi possibile determinarne la composizione chimica. Nel visibile l’energia dei fotoni è tale da consentire i salti quantici degli elettroni; nell’infrarosso, invece, i livelli energetici sono quelli dei moti vibrazionali delle molecole.

 

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Figura 1
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Immagine ripresa con Newton 8” f/5, Barlow 3x e QHY5Lii, 19-02-2015. Ganimede, ripreso al bordo destro dell’immagine, è praticamente privo di atmosfera; Giove, diversamente, possiede una densa atmosfera.

 

Va precisato, inoltre, che con le osservazioni da terra, possiamo analizzare solo il visibile e il vicino infrarosso; diversamente, invece, per quanto riguarda l’infrarosso profondo, che viene assorbito dall’atmosfera del nostro pianeta e risulta osservabile solo da punti collocati al di fuori di questa. I telescopi che operano nell’infrarosso sono, proprio per questa ragione, progettati per operare in orbita o nei punti di Lagrange.

Qualche anno fa avevo quindi ripreso nel visibile e nel vicino IR gli spettri dei quattro principali satelliti di Giove, anche se solo ora ho avuto l’occasione di elaborarli.

Quasi tutti i satelliti dei pianeti del sistema solare, Titano escluso, non hanno una atmosfera significativa e pertanto la luce che possiamo osservare è quella riflessa e diffusa dalla loro superficie. Anche i satelliti galileiani di Giove riflettono parzialmente la luce che ricevono dal Sole.

 

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Figura 2
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Spettri ottenuti con Newton 8” f/5 e spettroscopio con fenditura regolabile autocostruito.

 

Con la spettrografia a bassa risoluzione si evidenzia che Europa, Callisto e Ganimede riflettono in modo simile la luce solare. Io, rispetto agli altri satelliti, assorbe tuttavia di più nel blu e di meno nel rosso. L’unica banda di assorbimento rilevante, situata attorno ai 7200 Angstrom, è visibile sugli spettri di tutti i satelliti in parola, ed è dovuta all’atmosfera terrestre; non si tratta quindi di una caratteristica propria dei satelliti Medicei. Questa anomalia è conseguenza di una calibrazione dell’ampiezza non ottimale ed è dovuta alla grande differenza in altezza fra la stella di riferimento usata per la calibrazione stessa e il sistema Gioviano.

Puntando il telescopio verso Urano, pianeta con una densa atmosfera, possiamo ricavare il seguente spettro ed osservare la presenza di numerose ed evidenti bande di assorbimento.

 

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Figura 3
–
Immagine ripresa con RC8” e spettrografo con fenditura riflettente autocostruito, 19-01-2018.

 

Lo spettro di fig.3 è stato effettuato con uno spettrografo con fenditura da 17 micron riflettente che consente di inquadrare il soggetto con una camera di guida, mantenendo il soggetto, al contempo, perfettamente centrato sulla fenditura. La risoluzione dello spettrografo impiegato è indipendente dal seeing atmosferico, anche se ad essere maggiormente penalizzata, in questo caso, è la quantità di luce acquisita e quindi la sensibilità. A sinistra, in figura, si può osservare Urano, come visto attraverso la fenditura, mentre partendo dal centro dello scatto, elongato verso destra si estende il primo ordine dello spettro.

 

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Figura 4
–
Spettro di Urano 19-01-2018.

 

L’atmosfera di Urano ha una elevata concentrazione di idrocarburi, in particolare del più semplice degli alcani, il metano. Le ampie e profonde bande di assorbimento nel rosso conferiscono a questo pianeta il caratteristico colore bluastro.

Lo spettro di fig.5 appartiene ad un corpo del sistema solare che ha un’atmosfera contenente ossigeno e vapore acqueo.

 

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Figura 5

 

La presenza di ossigeno è anomala perché in tempi brevi questo gas si legherebbe ad altri elementi ossidandoli e non rimarrebbe a livello molecolare come O2 per un lungo tempo; ci deve essere necessariamente qualche processo che lo rigenera con continuità. Noi conosciamo bene un processo naturale che consente questa rigenerazione, la fotosintesi clorofilliana. Lo spettro a colori di fig.5 evidenzia pure una dominanza del colore azzurro.

Si, avete capito bene, il corpo in questione è proprio il nostro pianeta, la Terra.

Mi ero chiesto come sarebbe stato lo spettro della Terra ripreso da Ganimede. Su Ganimede non ci sono però mai andato e sono rimasto con i piedi ben saldi per terra…

Una strada alternativamente percorribile, per soddisfare questa mia curiosità, era quella di osservare la Terra guardandola riflessa su uno specchio posto al di fuori dell’atmosfera. Sfortunatamente non ho avuto modo di vedere soddifatta la mia richiesta all’ESA di mettere in orbita tale manufatto, e ho di conseguenza deciso di usare un riflettore naturale già esistente, ed anche bello grosso: la Luna!!

Quando la Luna si trova nella prima o nell’ultima fase, presenta una falce illuminata dal Sole piuttosto sottile e la parte in ombra è debolmente illuminata dalla luce solare riflessa dalla Terra. Si tratta della cosiddetta luce cinerea. Come specchio, sicuramente risulta di qualità piuttosto scadente, ma certamente per la spettrografia è ugualmente più che sufficiente!

Vediamo ora come è stato possibile ottenere da terra lo spettro terreste, come se fosse ripreso da Ganimede; ma avremmo potuto prendere come possibile punto di osservazione qualsiasi altro pianeta, satellite o nave spaziale… Potenzialmente anche un pianeta di un altro sistema stellare.

Facciamo le seguenti approssimazioni: consideriamo che la riflettività della superficie lunare sia uniforme, trascuriamo il debole contributo della luce riflessa dalla Terra sulla parte della Luna illuminata dal Sole e trascuriamo la diffusione della luce dovuta all’atmosfera terrestre.

Se chiamiamo S(λ) la luce emessa dal Sole ed RT(λ) la riflettività della Terra, la luce riflessa dalla Terra T(λ) che raggiungerebbe lo spettrografo posto su Ganimede sarebbe:

a) T(λ) = S(λ) * RT(λ)

Prendiamo ora in considerazione la luce solare riflessa dalla Luna vista dalla Terra che chiamiamo SLT(λ). Se RL(λ) è la riflettività della Luna, AAT(λ) l’assorbimento dell’atmosfera terrestre e rstr(λ) la risposta strumentale, esiste la seguente relazione:

b) SLT(λ) = S(λ) * RL(λ) * AAT(λ) * rstr(λ)

La luce cinerea STLT(λ), vedi fig.6, assume la seguente relazione:

c) STLT(λ) = S(λ) * RT(λ) * RL(λ) * AAT(λ) * rstr(λ)

e quindi:

d) STLT(λ) = SLT(λ) * RT(λ)

Basandoci su d) possiamo quindi ricavare chee:

e) RT(λ) = STLT(λ) / SLT(λ)

e concludendo:

f) T(λ) = S(λ) * STLT(λ) / SLT(λ)

La relazione e) ci dice che la riflettività della Terra corrisponde allo spettro della luce cinerea diviso quello della luce solare riflessa dalla Luna. Il grafico di fig.5 rappresenta questo rapporto normalizzato. L’immagine a colori di fig.5 è stata ottenuta moltiplicando la riflettività della Terra sub e) per lo spettro solare, secondo l’equazione f).

 

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Figura 6
–
Posizionamento della fenditura sulla parte illuminata dalla luce riflessa dalla Terra. Nell’angolo in basso sinistra si intravede una parte di Luna satura perché illuminata dal Sole. Immagine ripresa con Newton 8”, spettrografo a fenditura riflettente, camera di ripresa e guida QHY5Lii, camera spettrografo Atik 428ex, 21-01-2018.

 

Quanto descritto sinora ha lo scopo di far comprendere come anche una disciplina basata su solidissimi criteri analitici e su un rigoroso metodo scientifico, può trasformarsi in un vero e proprio gioco, mescolando a tutto questo la curiosità e la fantasia umana.

Il tutto, inoltre, è stato ottenuto con una strumentazione alla portata della maggior parte degli astrofili; credo quindi che il passaggio da astrofilo a “spettrofilo”, come mi piace definirmi, non dovrebbe spaventare nessuno, ma solamente incuriosire!

Devo ringraziare Susy e Sara, rispettivamente mia moglie e mia figlia, per la loro immensa pazienza oltre che per il loro validissimo supporto. Onestamente, vivere con un astrofilo non deve essere molto semplice. Figurarsi con uno spettrofilo!

Nota. Tutte le immagini presenti sono state eseguite dello scrivente.

Su Ramses II, ovvero: il faro di Porto Marghera

in News TS Italia Astronomy, il

Allora, parliamo un po’ del faro di Marghera, vi va? Noi di TS Italia lo abbiamo proprio qui a due passi, giusto in mezzo ai…..beh, avete capito dove…..

Non voglio fare lunghe dissertazioni, le argomentazioni sono tante, solide e ben note a tutti, avverso questa installazione e tutti le conosciamo: spaziano dalla difesa dell’ambiente (terrestre) notturno, che l’inquinamento luminoso tanto vitupera, alla per noi più campanilistica tutela dell’amato cielo notturno; dalla difesa della legalità (ricordo la legge regionale anti IL del Veneto), alla lotta agli sprechi energetici (con le ovvie implicazioni etiche ed ambientali); dalla assoluta mancanza di struttura fondante l’installazione (culturale, artistica o anche solo estetica: ritengo il lampeggìo delle luci dell’albero di Natale molto più bello ed affascinante), alla completa contraddittorietà del modus operandi (si vuol celebrare il buono – questo è ovvio – scaturito da un luogo fonte di ricchezza e di lavoro per molti, ma che è stato anche un mostro ambientale; e lo si fa, pensa un po’ l’ideona, attraverso un doppio inquinamento, luminoso e da spreco energetico, in una laguna delicata e unica, già fin troppo martoriata dall’uomo, che solo in questi ultimi decenni sta faticosamente ritrovando un suo equilibrio ecologico).

Tutto questo, ribadisco, sono più che certo che chi ha un approccio al cielo come il nostro – di noi tutti astrofili – non può che concordare con quanto detto, su tutti i fronti; ulteriori parole sarebbero sprecate.

Voglio qui, oggi, dare solo un segno quantificabile, un numero scalare, un simbolo, che da solo, per una volta, ben basta a rappresentare le pur diverse e differentemente fondate opinioni di un popolo intero; una differenza, a mio avviso, che segna il passo, che funge da spartiacque tra chi prima pensa e poi parla, e chi, per abitudine, o per convenienza, o addirittura con premeditazione, opera secondo lo schema diametralmente opposto…

Ebbene, vi chiederete, un numero de che? Semplice!!! Un numero che da solo definisce le due petizioni online su change.org che vertono su Ramses II, il superfaro da 72000 watt in questione.

Ma…aspetta… Due? Perché due? Ci sono stati due enti promotori diversi? Signornò, signori… Ci sono due petizioni perché una è stata attivata allo scopo di far spegnere il faro; ma l’altra, promossa da un assolutamente convinto gruppo di sostenitori, raccoglie firme per opporsi alle richieste di spegnimento dello stesso, che vengono definite come un ingiustificabile tentativo di uccidere un valente strumento di riqualificazione urbana e territoriale.

Mi chiedo davvero attraverso quali mezzi e modalità ciò possa avvenire (intendo la riqualificazione), ma se avete voglia di farvi un’opinione e una cultura in merito, provando a comprendere chi non condivide la nostra visione delle cose, qui sotto riporto un link, presso il quale potete rinvenire un tale florilegio di argomentazioni da far impallidire Empedocle di Agrigento. Non so bene per quale ragione, impallidirebbe, ma di certo vi garantisco che impallidirebbe…..

Per concludere, il numero: 0,02. È il fattore di moltiplicazione che permette di ottenere il numero dei firmatari per l’accensione del faro, dato il numero dei firmatari per lo spegnimento. Non male come divario… E per una volta, a mio avviso, un segno di civiltà, in un paese che questa parola tanto abusa e poco usa.

Qui sotto tutti i riferimenti per firmare. Scegliete voi la petizione cui ritenete più giusto partecipare!!!

A presto amici!

LUCA ZANCHETTA – TELESKOP SERVICE ITALIA

CHANGE.ORG – Petizione “Spegnete il faro da 72000 watt di Porto Marghera”

Firmatari totale: circa 13000 alle ore 14:30 del 31/01/2017
Istituzioni scientifiche firmatarie: INAF (Istituto Nazionale di Astrofisica), UAI (Unione Astrofili Italiani), Dipartimento di Astronomia di Padova

https://www.change.org/p/sindaco-di-venezia-spegnete-il-faro-da-72000-watt-di-porto-marghera

CHANGE.ORG – Petizione “Manteniamo acceso RAMSES II !”

Firmatari totale: circa 260 alle ore 14:30 del 31/01/2017
Istituzioni scientifiche firmatarie: N/D

https://www.change.org/p/luigi-brugnaro-riaccendere-ramses-ii

Ancora sulla spettroscopia: storia di una supernova tipo IIP

in Articoli tecnici, il

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.

4b 4

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
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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

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

in News TS Italia Astronomy, il

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

Ancora sulla spettroscopia di base

in Articoli tecnici, il

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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f

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

 

Una esperienza con il nostro APO 115/800 FPL51

in Articoli tecnici, il

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

in Articoli tecnici, il

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 regina delle notti invernali: la costellazione di Orione

in Neofiti, Osservazione visuale, il

Le notti invernali sono molto fredde, ma allo stesso tempo hanno due grandi vantaggi: 1) Il cielo tende a essere più trasparente che nelle altre stagioni (se è sereno!) e 2) La notte scende presto, così non dobbiamo fare le ore piccole per gustarci un po’ di stelle. C’è anche un terzo vantaggio, ed è quello di poter osservare la costellazione a mio avviso più bella di tutto il cielo: Orione.
Si tratta di un gruppo di stelle riconosciuto come una costellazione sin dalle prime civiltà della Terra. Per i Greci Orione era un grande cacciatore che fece innamorare di lui persino Artemide, dea della Luna e della caccia. La dea era così persa per il gigante cacciatore che trascurò il suo compito di illuminare le notti. Una notte, Apollo, fratello gemello di Artemide, vide Orione nuotare in mare e sfidò la sorella a colpire con una freccia quello che da lontano sembrava un cane. Artemide raccolse la sfida, scoccò la freccia e uccise il cacciatore. Solo dopo, quando il suo corpo venne portato a riva dalla corrente, Artemide riconobbe il suo amato Orione e distrutta dal dolore decise di porlo nel cielo insieme ai suoi cani. Il dolore della dea è ancora visibile nella fredda e triste luce della Luna, che ogni notte viene fatta sorgere e tramontare dalla dea.

Orione è la costellazione più appariscente di tutto il cielo, impossibile da non individuare nelle notti invernali, proprio a cavallo dell’equatore celeste. Anche la forma somiglia a un gigante, il cui corpo è individuato dal grande quadrilatero dominato da Betelgeuse e Rigel, stelle molto brillanti e suggestive. Al centro vi sono 3 stelle quasi allineate e di luminosità simile, che vanno a formare la famosa cintura di Orione. In basso altre tre stelle, più deboli, poste in senso verticale, formano la spada del gigante. In alto, da Betelgeuse si diparte un braccio che sorregge una clava e dall’altra parte, a destra, l’altro che sostiene la pelle di un Leone. Orione contiene al suo interno alcune delle nebulose più belle e suggestive dell’emisfero boreale. Il mitologico cacciatore domina il cielo invernale sin dal pomeriggio, quando si può osservare verso l’orizzonte est. Con il passare delle ore la sua inconfondibile sagoma guadagna sempre più spazio, fino a svettare verso sud poco prima della mezzanotte.

Betelgeuse, la stella di color arancio nell’angolo superiore a sinistra del quadrilatero, è un astro che sta giungendo a grandi passi verso la fine della propria vita. Al suo centro l’idrogeno, il combustibile più appetibile e duraturo con cui le stelle si mantengono in vita, è terminato da tempo. Betelgeuse, allora, da astro azzurro si è espansa all’inverosimile fino a superare il diametro di un miliardi di chilometri e si è trasformata in una supergigante rossa, l’ultimo stadio prima di terminare la propria vita con un’immensa esplosione chiamata supernova. Quando accadrà diventerà per qualche mese più luminosa della Luna piena e sarà visibile persino di giorno. L’appuntamento è fissato in un giorno qualsiasi da qui ai prossimi 50 mila anni. La probabilità di assistere all’esplosione di Betelgeuse, quindi, non è superiore a una su 500 per una persona che vive 100 anni. Non è tanto ma è di certo molto, molto più elevata che vincere a una qualsiasi lotteria.
Le stelle che formano la cintura sono tutte giganti blu. Da sinistra a destra troviamo Alnitak, Alnilam e Mintaka. Citate in tantissime mitologie, antiche e moderne, queste stelle, come tutti gli astri, se ne fregano delle nostre insignificanti vicende e brillano perché così hanno deciso le leggi dell’Universo, non per inviare chissà quale strano messaggio a esseri posti su un pianeta che diventa inivisibile già dalla periferia del Sistema Solare.
Più in basso, nella spada di Orione, si nasconde il tesoro più bello della costellazione e, forse, di tutto il cielo. La stella centrale in realtà non è una stella ma la splendida grande nebulosa di Orione, parte più brillante di un enorme sistema nebulare che avvolge tutta la costellazione. Vale la pena andare sotto un cielo scuro, senza la Luna, e puntare questo piccolo gioiello anche con un modesto binocolo. Ci stupiremo nell’osservare quelle tenui trame di gas dalle quali stanno nascendo ancora oggi centinaia di stelle e chissà quanti pianeti. Non vedremo la distesa di gas in apparenza impenetrabile e colorata che mostrano tutte le fotografie, perché il nostro occhio non è abbastanza sensibile. Noteremo una tenue e delicatissima distesa di quello che il nostro cervello proverà a collegare a un banco di nebbia o a una debole nuvola, ma mai interpretazione è più lontana dalla realtà. Quella nube cosmica ha un diametro di almeno 250 mila miliardi di chilometri (25 anni luce), una densità milioni di miliardi di volte inferiore all’aria che stiamo respirando e brilla perché il gas di cui è composta ha una temperatura di circa 10 mila gradi, a causa della potente energia sprigionata dalle calde stelle nate all’interno. Quattro di queste sono facili da osservare perché sono di buona luminosità: si tratta del famoso trapezio, il cuore caldissimo della nebulosa di Orione. È proprio da ambienti come questo che ha inizio l’avventura di tutte le stelle dell’Universo, dei pianeti e persino della vita.

Un bellissimo disegno della nebulosa di Orione osservata da Giorgio Bonacorsi attraverso un telescopio Newton da 130 mm di diametro e 100 ingrandimenti, da un cielo molto scuro.

Un bellissimo disegno della nebulosa di Orione osservata da Giorgio Bonacorsi attraverso un telescopio Newton da 130 mm di diametro e 100 ingrandimenti, da un cielo molto scuro. Al centro si notano le quattro calde stelle che formano il Trapezio.

Conil nostro piccolo telescopio, magari ricevuto in regalo per Natale, non potremo farci quindi regalo migliore che puntare la grande nebulosa di Orione da un posto scuro e senza la Luna nel cielo, mettersi seduti, osservare per almeno una decina di minuti e godersi il viaggio più veloce ed entusiasmante che abbiamo mai fatto fino a questo momento. In pochi secondi ci siamo spinti a più di 1000 anni luce di distanza, alla scoperta di uno dei tanti tesori nascosti di un fantastico Universo.

Osservazioni facili ed emozionanti: stelle con pianeti

in Neofiti, Osservazione visuale, il

Uno degli aspetti che ho sempre trovato affascinanti dell’astronomia osservativa è che attraverso la nostra immaginazione, e la consapevolezza di ciò che stiamo osservando, possiamo trovare la più sublime bellezza anche in un’immagine che ritrae un puntino luminoso o un evanescente batuffolo lattiginoso. Non è un’esplosione di chiaroscuri e colori che impressiona in superficie la nostra retina, facendoci gridare dallo stupore per i primi 10 secondi per poi svanire una volta che l’effimero effetto si è concluso. L’astronomia visuale, al contrario, cerca la bellezza nella rappresentazione dell’oggetto che abbiamo di fronte. La sua fioca, indistinta o puntiforme luce non inonda quasi mai la nostra retina ma ha il potere di far meravigliare la nostra anima, superando con facilità le superficiali barriere della vista e utilizzando i nostri sensi come il mezzo per raggiungere una felicità e una pace interiore che raramente hanno eguali nel nostro mondo. È un’attività che nella società frenetica attuale sembra anacronistica e che non ci possiamo più permettere, tanto è diventato prezioso il nostro tempo. Eppure, è l’unico modo che abbiamo per capire qual è il nostro posto nell’Universo, la nostra importanza, quali sono i nostri limiti e le nostre potenzialità; quali sono i problemi veri e quali invece solo degli inutili capricci. E’ l’unico modo per usare al meglio delle nostre possibilità il dono più grande che abbiamo ricevuto: la consapevolezza di quello che ci circonda.

Quando nel 1995 è stato scoperto il primo pianeta extrasolare attorno a una stella simile al Sole, spesso ho passato intere serate della mia adolescenza puntando stelle a caso nel cielo e immaginando viaggi meravigliosi attorno a ipotetici sistemi planetari. Mi sforzavo con la mente di visualizzare quella luce amplificata milioni di volte e quel puntino ingrandito fino a vederne un disco grande quanto il Sole dei nostri cieli. Viaggiavo più veloce di qualsiasi astronave, persino di quella luce che nella realtà rappresenta un limite invalicabile del nostro Universo. E, arrivato fin lì, provavo a girarmi attorno per vedere se potevano esserci pianeti, magari simili alla Terra, ma diversi quel tanto che bastava per lasciare in sospeso il mio giudizio, per dare spazio a quell’alone di mistero, consapevole ma irrisolvibile, che rendeva tutto ancora più magico.
Cercavo e immaginavo… Ogni tanto, spinto da una curiosa nostalgia, volgevo lo sguardo verso quella porzione di cielo dalla quale ero venuto, cercando di capire come si vedesse il Sole e il nostro minuscolo pianeta da quel lontano angolo di Universo. Attraverso il telescopio erano solo dei puntini di luce, come se ne vedono di continuo in ognuna delle nostre stanze buie a causa di televisori, cellulari, elettrodomestici… Se avessi puntato un lontano lampione avrei visto la stessa immagine, eppure non avrei mai potuto fare quel viaggio meraviglioso nell’Universo dentro e fuori di me che solo la volta celeste può regalare.

Sono ormai migliaia i pianeti scoperti al di fuori del Sistema Solare, che quindi orbitano attorno ad altre stelle. Impossibile, persino per molti telescopi professionali, vederli direttamente. Ancora più irrealistico pensare di poterli visitare un giorno non troppo lontano. Eppure noi, cacciatori di meraviglie, di tutto questo non abbiamo bisogno perché il nostro piccolo telescopio e la nostra immaginazione possono attraversare all’instante anche gli spazi più ampi del Cosmo. Ecco allora che l’idea di poter osservare una stella nella cui immagine è racchiusa anche la debolissima e indistinta luce di qualche pianeta, pur non potendolo vedere direttamente, fa venire i brividi.

Il primo pianeta extrasolare scoperto è stato 51Pegasi b, un gigante gassoso che orbita attorno alla stella 51 della costellazione del Pegaso. Questo astro ha una magnitudine di 5,49 ed è persino visibile a occhio nudo se abbiamo una buona vista e un cielo scuro. Qualsiasi binocolo e ogni telescopio ci mostreranno questa stellina sempre più luminosa, di colore leggermente giallo, simile alle altre del cielo ma tanto importante per noi. Da lì è iniziato tutto; da questa stella è partita la grande rivoluzione dell’astronomia e del nostro pensiero, che ci ha visto scoprire in venti anni migliaia di altri mondi, alcuni potenzialmente molto simili al nostro. Non è una semplice stella per noi: è un monumento a un popolo che tra mille contraddizioni e ingiustizie ha continuato a trovare tempo e voglia per guardare l’Universo, con la speranza di conoscerlo sempre meglio e la consapevolezza che in questo lungo percorso diventerà una specie migliore.

51 Pegasi b è un gigante gassoso molto caldo ed è il primo pianeta a essere stato scoperto attorno a una stella simile al Sole. Da lì è iniziato tutto: il nostro tour delle stelle con pianeti non può che iniziare da qui.

51 Pegasi b è un gigante gassoso molto caldo ed è il primo pianeta a essere stato scoperto attorno a una stella simile al Sole. Da lì è iniziato tutto: il nostro tour osservativo delle stelle con pianeti non può che iniziare da qui.

Se vogliamo aumentare la portata emotiva, possiamo scegliere un’altra stella attorno alla quale gli astronomi professionisti hanno scoperto un pianeta simile alla Terra, probabilmente ricco di acqua e, perché no, anche di forme di vita. Il sistema Gliese 667 è composto da tre stelle strettamente avvolte, indistinguibili al telescopio. Attorno a uno di questi astri gli astronomi hanno scoperto ben 6 pianeti (forse 7), uno dei quali sorprendentemente simile alla Terra. Il sistema si trova nella costellazione dello Scorpione e ha una magnitudine pari a 5,89, al limite della visione a occhio nudo, ma qualsiasi strumento, anche il cercatore del telescopio, ce lo mostrerà evidente. Sotto la calda luce di quel puntino rossiccio, chi lo sa, altre forme di vita stanno prosperando e stanno osservando nello stesso nostro istante quel cielo così diverso, in cui una stellina gialla molto debole nasconde la straordinaria storia di questo pianeta e dei suoi abitanti, pienamente consapevoli delle meraviglie dell’Universo.

Gliese 667 è una stella che fa parte di un sistema triplo e ospita uno dei pianeti più simili alla Terra che conosciamo.

Gliese 667 è una stella che fa parte di un sistema triplo e ospita uno dei pianeti più simili alla Terra che conosciamo.

A soli 14 anni luce di distanza, nella costellazione di Ofiuco, si trova una debole stellina molto rossa, denominata Wolf 1061. Brilla di magnitudine 10 ed è visibile solo con binocoli da almeno 50 mm o con ogni piccolo telescopio, non molto distante (in apparenza) dall’ammasso globulare M107. Attorno a questo astro, sovrastato dalla luce di migliaia di stelle ben più brillanti, orbita un pianeta probabilmente roccioso, Wolf 1061 C, alla giusta distanza dalla propria stella, tale da consentire, in teoria, l’esistenza di acqua liquida. La luce rossa della stella trasforma il paesaggio che potremo ammirare dalla sua superficie in una scena per noi quasi apocalittica: tutto il cielo sarà rossastro e tutti gli oggetti avranno tonalità tendenti al rosso, privi dell’azzurro che invece qui sulla Terra è ben evidente. Stare sulla sua superficie potrebbe essere simile a quelle giornate nuvolose in cui c’è in sospensione una grande quantità di polvere proveniente dal deserto del Sahara, che rende tutto uniformemente arancio e rosso.
Non dobbiamo però soffermarci solo su Wolf 1061 C, perché questa stella ospita almeno altri due pianeti rocciosi: uno più lontano e uno più vicino dal corpo celeste sul quale abbiamo deciso di fermarci per un attimo ad ammirare il cielo. Ci sarà qualcuno da quelle parti? E come è possibile che nella luce debole e puntiforme di una stella appena visibile con i nostri strumenti si nascondano almeno tre pianeti grandi come la Terra, che hanno il potenziale di ospitare tutta la complessità biologica che si trova su questa piccola biglia blu scaldata dal calore nucleare di una stella chiamata Sole? È questa una delle grandi sfide dell’astronomia (amatoriale): comprendere ciò che la mente fatica a concepire e che fa parte di una realtà ben più ampia di quella nella quale ci siamo evoluti, fino ad ora.

Wolf 1061: una stellina rossa di magnitudine 10 vicino all'ammasso globulare M107 che merita una visita per scoprire, e immaginare, un sistema planetario formato da tre pianeti, di cui uno potrebbe essere abitabile.

Wolf 1061: una stellina rossa di magnitudine 10 vicino all’ammasso globulare M107 che merita una visita per scoprire, e immaginare, un sistema planetario formato da tre pianeti, di cui uno potrebbe essere abitabile.

Questi sono solo tre esempi di stelle facili da osservare che nascondono pianeti, ma in realtà di osservazioni di questo tipo ne possiamo fare centinaia, se non migliaia, perché la grande maggioranza dei pianeti è stata scoperta attorno a stelle più brillanti della magnitudine 12, quindi accessibili a strumenti anche da 8-10 cm di diametro. Sta a voi fare qualche ricerca su Google e organizzare il miglior tour possibile tra stelle e pianeti. E ricordate sempre una cosa: non si vedono ma ci sono. E a noi, romantici esploratori celesti, tutto questo basta e avanza.