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

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

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

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.

Deep sky di qualità da cieli fortemente inquinati

Ciao a tutti, ragazzi!

È da un po’ che mi riprometto di sottoporvi qualcosa di valore sul deepsky, ma in effetti, coi tempi (e gli inquinamenti) che corrono, questo tipo di ripresa diventa sempre più difficile da realizzare… Come tutti sappiamo bene, estremo rifugio dell’astrofotografo (e dell’astrofilo in generale) sono le vette delle nostre amate montagne, Alpi e Appennini, così come i più bui entroterra delle isole maggiori e più in generale tutte le zone a bassa antropizzazione. Tuttavia, operare da questi contesti è sempre più impegnativo: quand’anche volessimo escludere la complessità organizzativa che impone una sessione di ripresa in queste zone, tra i mille impegni lavorativi e familiari che tutti abbiamo, rimane pur sempre da constatare che anche questi luoghi sempre più sono intaccati dalla piaga dal dilagante spreco energetico legato alla illuminazione notturna, pubblica e privata…

Ebbene, proprio per questo non è di luoghi di frontiera per la civiltà, che oggi voglio parlare, ma più spiccatamente di comode e vicine città. Città certo nottetempo inquinate, e pesantemente anche, da luci di tutti i tipi. Insomma, degli ultimi luoghi in cui ci si aspetterebbe di trovare un astrofilo felice, men che meno un astroimager che si occupi di deepsky… E invece no. Perché, come ebbe a dire qualcuno, “la vita trova sempre un modo”, e noi astrofili, in questo senso, siamo dei veri eroi: un modo lo troviamo. Sempre! D’altro canto che sarà mai, per coloro i quali hanno fatto dell’osservazione di minuscoli, tenui e lontanissimi bagliori nel buio la loro grande passione, affrontare il “modesto” problema dell’avere qualche centinaio di lux al suolo in piena notte? Eccheccazzo!!!

Sarcasmo a parte, i più esperti certo lo sanno bene, per riprendere gli oggetti deepsky con risultati grandemente qualitativi esistono da diversi anni in commercio dei filtri, i filtri narrow band (a banda stretta), che permettono di realizzare ottime riprese anche dai medi cieli urbani. Il principio è molto semplice: sapendo che le sorgenti astronomiche emettono, un po’ come dei radiofari, soprattutto in alcune precise bande dello spettro elettromagnetico, è sufficiente “sintonizzarsi”, grazie a questi filtri, su quelle specifiche frequenze (idrogeno ionizzato, ossigeno ionizzato, zolfo ionizzato, ecc..), ancora abbastanza poco intaccate dall’IL, per ottenere una luce meno spuria, quasi inviolata. Una luce in presa diretta dallo spazio profondo.

Più in dettaglio, però, oggi andiamo a parlare di chi suole fare delle riprese narrow band un vero “sport estremo”, andando direttamente al cuore della questione: andiamo a parlare, cioè, di come sia possibile effettuare riprese deepsky di alta qualità persino dai pressi della più inquinata città della Pianura Padana, nonché, probabilmente, di tutta Italia: Milano! La splendida città meneghina, ricca di storia e bellezze è infatti, purtroppo, anche la patria nazionale dell’inquinamento luminoso, con una brillantezza media annua del cielo notturno che non teme il confronto con nessuna tra le maggiori megalopoli europee e mondiali. Per intenderci, Londra, Parigi e Berlino sono sovrastate da mostro luminoso che irradia il cielo notturno in maniera non dissimile da quanto avviene nella città della Borsa.

Come accennato, fare riprese in questi contesti può risultare un po’ uno “sport estremo”, ma non per questo risulta essere qualcosa di impossibile. Basta avere i giusti strumenti e la giusta passione.
Di questo stesso mio avviso, evidentemente, è anche l’amico e ottimo (astro)fotografo, Marco Formenton, che da lì opera: proprio dai pressi di Milano!

Le immagini che realizza testimoniano una passione evidente, ma quel che risulta molto meno evidente sono le lunghissime ore di lavoro necessarie per effettuare l’elaborazione e, ancor di più, le riprese stesse. Eh, sì, perché, per chi non lo sapesse, i filtri narrow band di qualità sono davvero stretti, e lasciano passare solo una minima quantità di luce (circa il 2% delle frequenze). Questo comporta ovviamente un aggravio notevolissimo delle difficoltà tecniche.

Certo, le riprese sono state realizzate con un setup di alta qualità, studiato da noi appositamente assieme a Marco; ma si tratta di un setup assolutamente tutt’altro che fantascientifico, di fatto alla portata di tutti!
Si tratta di un tripletto FPL53 TS TLAPO804 e di un tripletto FPL51 Tecnosky 115/800 V2, ridotti e/o spianati ed equipaggiato di una camera CMOS ASI1600MMC, dal costo davvero accessibile; il tutto, su una sempreverde montatura Skywatcher EQ6 moddata Astronomy Expert. Ah, sì, naturalmente anche dei filtri di buona qualità, sono un po’ indispensabili: perché qui i filtri fanno la differenza, letteralmente, tra la notte (o qualcosa che ci somiglia) e il giorno (o qualcosa che ci somiglia)… 🙂

Con ciò detto, non mi resta che passare la parola all’autore delle splendide foto che avrete certo già iniziato ad apprezzare con un veloce scroll di pagina. Altrimenti non credo vi sareste sorbiti questo mio polpettone introduttivo… :DDD

In nostri ringraziamenti vanno a Marco per il contributo e lo splendido lavoro svolto, che (ancora una volta in questa sede lo voglio ribadire) ci mostra come conti infinitamente di più una grande passione di tutto il resto. È questa passione, incontenibile, che dovrebbe guidare la vita di tutti noi: anche se ci porta al sacrificio di un meritato sonno in favore di lunghe ore di impegno e concentrazione; anche se ci costringe a stare al freddo vero, magari dietro a una guida che fa i capricci; anche se ci porta a passare il weekend a mordersi le unghie mille volte dietro a un monitor, alla ricerca della una elaborazione perfetta, che non viene mai…

Senza impegno, senza dedizione, senza sacrificio, non si va da nessuna parte, ragazzi! E anche allora, non è mai detto, fino alla fine, fino a risultato incassato, fino a quando ciò che cerchi non compare davanti ai tuoi occhi, e lascia stupito pure te…

Come sempre, l’astronomia è vera, grande maestra di vita!!!

Non solo quando siamo al telescopio.

Buona lettura a tutti.

LUCA ZANCHETTA – TELESKOP SERVICE ITALIA


Ho alzato per la primissima volta il naso all’insù nel settembre 2016 quando insieme all’amico Fabrizio Vicini ho scoperto lo spettacolo della Via Lattea alta nel cielo. Fabrizio, che già era appassionato di astronomia cominciò a farmi notare le costellazioni che ruotano lungo la polare, l’Orsa Maggiore e Cassiopea, poi fece uno scatto, per me a quell’epoca era uno scatto a casaccio nel cielo, poi mi fece vedere lo schermo della reflex, fece uno zoom e mi disse: “vedi quel batuffolo di cotone? Ecco quella è la galassia di Andromeda!”.

Rimasi sbalordito!

Da lì la voglia di scoprire cosa si celasse in ogni angolo del cielo si è insinuata nella mia mente, ho iniziato a documentarmi, a scoprire un mondo per me totalmente nuovo fino a quando, nel febbraio 2017 acquistai il mio primo Skywatcher Star Adventurer a cui affiancai la mia reflex Nikon D750.

Da questo momento cominciai a sperimentare.

Il primo scoglio fu metter in polare la strumentazione che per uno come me che mai si era dedicato all’osservazione astronomica era già un bel traguardo.

Poi i primi scatti alla Grande Nebulosa di Orione, M42, la più semplice, non fotograficamente, ma da centrare, perché non riconoscendo ancora le costellazioni non è per nulla semplice inquadrare soggetti invisibili al nostro occhio.

Cominciai a vedere i primi risultati verso marzo, passando ore ed ore in mezzo alle campagne del Pavese a provare e riprovare.

Lo Star Adventurer e la Nikon D750 cominciarono presto a starmi stretti.

Mi rivolsi allora ai ragazzi di Teleskop Service Italia dove acquistai la mia prima montatura equatoriale Skywatcher NEQ6 Pro con modifica Rowan cui affiancai lo splendido Skywatcher 200 f4.

Presto mi ritrovai in un ambiente nuovo, ma in cui ero a mio agio, dove ho conosciuto tante persone nuove ma soprattutto buoni amici, in particolar modo il fantastico team Eye In The Sky Astronomy di Caldonazzo che ammiro e stimo moltissimo!

A Luglio 2017 partecipai al mio primissimo star party organizzato proprio dai ragazzi dell’EITSA sul monte Panarotta e lì scoprii davvero la differenza di un buon cielo rispetto a dove riprendo abitualmente.

La passione si è sempre fatta più forte in me e decisi di fare il grande salto verso sensori più performanti, ma in un momento di trasizione forte come questo è stato arduo scegliere tra sensore CCD oppure CMOS.

Ad oggi, a distanza di un anno, parecchie ore di sonno in meno e tanti sacrifici ecco il mio setup (spero) definitivo:

Montatura: Skywatcher AZEQ6 GT
Camera: Zwo ASI1600MM-C
Filtri: ZWO LRGB – HAlfa 7nm – SII 7nm – OIII 7nm
Guida: QHY5-LII su OAG TS-Optics Off-Axis Guider TSOAG9
Telescopio: TS Photoline Triplet FPL-53 Super Apo – 80mm aperture / 480mm focal length (f/6)
Tecnosky Rifrattore ApoTripletto 115/800 V2
Riduttore/Spianatore: TS-Optics PHOTOLINE 2″ 0,79x Reducer 4-element for Astrophotography
Spianatore: TS-Optics PHOTOLINE 2″ 1.0x Flattener for Refractors and Apos

Il luogo delle mie riprese è per il 99% il terrazzo di casa mia, in provincia di Pavia, ad una trentina di minuti a sud di Milano, da qui il mio uso smodato dei filtri narrowband che permettono la ripresa di soggetti deboli con buoni risultati.

In alternativa, lavoro e famiglia permettendo mi sposto sulle colline dell’oltrepò, a meno di un’ora da casa dove il cielo raggiunge un SQM di 21.

Ma le serate più belle restano quelle trascorse in Trentino, in compagnia di Andrea, Silvano, Roberto, Simone e tutto il fantastico gruppo EITSA a cui sono molto affezionato!

Su Ramses II, ovvero: il faro di Porto Marghera

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

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

 

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Storia di una supernova tipo IIP

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

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

 

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Figura 1

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

 

 

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

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

 

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Figura 2

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

 

 

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Figura 3

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

 

 

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

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

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4cFigura 4

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

 

 

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

 

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Figura 5

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

 

 

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

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

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

 

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Figura 6

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

 

 

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

 

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Figura 7

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

 

 

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

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

 

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Figura 8

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

 

 

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Figura 9

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

 

 

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

 

 

Bibliografia:

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

Appunti di spettroscopia, qualche risultato

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

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

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

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

Grazie Claudio!

Buona lettura.

 

LUCA ZANCHETTA – TELESKOP SERVICE ITALIA

 

 


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

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

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

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

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

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

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

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

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

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Figura 1

 

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

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

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Figura 2

 

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

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Figura 3

 

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

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

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Figura 4

 

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

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

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Figura 5

 

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

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Figura 6

 

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

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Figura 7

 

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

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Figura 8

 

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

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

Albino Carbognani: piccoli punti di luce che si muovono in cielo

Quando si parla di nomi come questo, ogni presentazione risulta superflua; tuttavia non posso fare a meno di spendere alcune brevi parole su Albino Carbognani, che oltre ad essere uno dei grandi nomi dell’astronomia nel nostro paese, e un amico di vecchia data, si rivela essere persona sempre capace di sorprendere. Uno di quelli che riesce a mostrarti, a farti capire davvero, che chi nasce astrofilo, astrofilo rimane. Per tutta la vita! Al di là dei successi conseguiti nel mondo scientifico; al di là della ricerca professionale; al di là persino degli strumenti pazzeschi coi quali puoi operare ogni santo giorno, fino a renderli routine.

L’astrofilia, ci insegna Albino, è qualcosa in più, qualcosa che va oltre la semplice osservazione amatoriale del cielo.

L’astrofilia è contemplazione, l’astrofilia è stupore, l’astrofilia è passione; grande, che non si spegne mai. È quella strana forma di sana follia che ti fa svegliare nel cuore della notte, anche se qualcuno all’altro capo del letto ti invita a restare; anche se fuori c’è un mondo assonnato, avvolto dal gelo. Ti fa alzare, preparare, impegnare e faticare per ore, se serve, al solo scopo di poter osservare ancora una volta quel piccolo puntino luminoso lassù… È quell’istinto che ti spinge a fare e impegnarti ancora, con il cuore, con l’anima, con il poco tempo libero che hai, con i conti che non tornano mai, anche quando già in tanti, prima di te, si sono cimentati con quel CCD su quella galassia.

È un desiderio, una fame, che non passa mai; neanche quando sai, come il nostro Albino, che lo strumento che stai per usare, il TUO telescopio, l’estrinsecazione materiale di ciò che fa di te un astrofilo, all’osservatorio non farebbe nemmeno la funzione di guida.

Ecco, questo è il modo in cui voglio introdurre oggi lo splendido articolo di Albino, che pubblico qui sotto: un grande lavoro, di un grande amico, ma soprattutto di un grande astrofilo!

 

LUCA ZANCHETTA – TELESKOP SERVICE ITALIA

 

 


 

Piccoli punti di luce che si muovono in cielo

Come e perché fare la fotometria degli asteroidi

 

Albino Carbognani, Ph.D.

Spesso e volentieri gli astrofili che usano telescopio, montatura computerizzata e camera CCD hanno come obiettivo principale l’astrofotografia di oggetti deep-sky, cioè la ripresa di nebulose, ammassi stellari e galassie, principalmente per fini estetici con la rincorsa al dettaglio più tenue. Si tratta di una attività che può dare molte soddisfazioni, i sottili disegni delle nebulose e le delicate trame delle galassie hanno il loro indubbio fascino. Peraltro l’astrofotografa richiede un notevole investimento in attrezzatura piuttosto sofisticata, senza contare il tempo che richiede per ottenere buoni risultati.

Considerato l’investimento sulla strumentazione può essere interessante chiedersi come si possa svolgere anche una attività interessante dal punto di vista scientifico: l’imaging deep-sky non esaurisce sicuramente tutte le possibilità di utilizzo. Certo, quando si fa scienza si devono compiere delle misure e questo può complicare la strada da percorrere per ottenere dei risultati, ma la soddisfazione alla fine sarà veramente notevole. Sotto questo punto di vista gli asteroidi offrono diverse possibilità entusiasmanti!

 

L’astrometria dei NEA

La prima attività scientifica cui si può pensare quando si tratta di corpi minori è la caratterizzazione orbitale degli asteroidi near-Earth (NEA). Si tratta degli asteroidi che con la loro orbita possono passare a meno di 0,3 UA dalla Terra. Sulla scala dei milioni di anni le orbite dei NEA sono talmente instabili (cioè caotiche) che rappresentano un potenziale rischio impatto per il nostro pianeta. Complessivamente ne sono noti più di 15.600 e negli ultimi anni la media delle nuove scoperte è di circa 1000 ogni anno. Grosso modo è noto il 95% dei NEA con diametro pari o superiore al km, poco meno di 1000 oggetti. L’obiettivo ora è la scoperta e caratterizzazione della maggior parte degli oggetti con diametro superiore ai 140 m, attività che richiederà ancora parecchi anni per essere portata a termine perché più si scende con il diametro e maggiore è il numero degli oggetti. Il valore minimo di 140 m per il diametro può sembrare piccolo, in realtà non lo è affatto se si considera che la celebre Catastrofe di Tunguska del 30 giugno 1908 è stata provocata dalla caduta di un piccolo asteroide di soli 50 metri di diametro! In effetti il danno che un asteroide è in grado di provocare è sì proporzionale alla massa ma anche al quadrato della velocità di caduta. Essendo quest’ultima dell’ordine di svariate decine di km/s ecco che anche un piccolo oggetto può causare un danno rilevante.

Un tipico NEA è quindi un oggetto “piccolo” e anche molto scuro perché la superficie assorbe gran parte della luce solare. Per questo motivo un NEA può essere scoperto solo quando è già in prossimità della Terra e approssimativamente nella direzione opposta al Sole. A questo scopo è necessario impiegare grandi telescopi con ampi campi di vista, in grado di scansionare l’intera sfera celeste nel più breve tempo possibile e ripetere il processo in continuazione. Chiaramente attrezzature di questo tipo sono oltre le possibilità di un astrofilo. In effetti le survey che si occupano della scoperta dei NEA sono tutte statunitensi, fra quelle di maggior successo ci sono la Catalina Sky-Survey in Arizona, che utilizza due telescopi da 68 e 150cm di apertura, e Pan-STARSS nelle Hawaii con due telescopi da 180 cm di diametro.

Il contributo degli astrofili diventa importante nella fase successiva alla discovery, quando gli oggetti appena scoperti vengono inseriti nella NEO Confirmation Page (NEOCP) del Minor Planet Center per la conferma e la determinazione preliminare dell’orbita. Peraltro contribuire alla caratterizzazione astrometrica di un NEA, oltre al valore scientifico del lavoro, ha il suo indubbio fascino!

Purtroppo però, negli ultimi anni si è assistito ad un progressivo aumento della magnitudine dei NEA da confermare, come è logico aspettarsi visto che tutti gli asteroidi “grossi” oramai sono noti. Di conseguenza, mentre nel 2005 anche con un piccolo telescopio da 25-30 cm di diametro c’era solo l’imbarazzo della scelta perché gli oggetti avevano una magnitudine apparente attorno alla +18, ora si veleggia attorno alla +20 con tendenza a salire. Chiaramente se il diametro del telescopio è troppo piccolo, diventa difficile ottenere delle immagini misurabili per dare il proprio contributo.

Tuttavia la determinazione dell’orbita non esaurisce tutto quello che si può fare su un NEA o, meglio, su un asteroide di Fascia Principale (MBA). Infatti, una volta nota l’orbita, dell’asteroide in sé non conosciamo ancora niente. Per questo il passo successivo all’astrometria è la fotometria, che permette di studiare fisicamente l’asteroide: in primo luogo di determinare il periodo di rotazione. La buona notizia è che si tratta di un campo di ricerca dove anche con un piccolo telescopio si può dare il proprio contributo e che si possono fare delle scoperte del tutto inattese!

Attualmente, nel database del Minor Planet Center ci sono circa 474.000 asteroidi numerati, di cui appena 20.200 (circa il 4,3 %), hanno un nome. Dai dati presenti nell’Asteroid Lightcurve Database, uno dei punti di riferimento per chi si occupa di fotometria degli asteroidi, gli oggetti numerati di cui è noto il periodo di rotazione sono circa 16.000, pochissimi rispetto al totale dei numerati: solo il 3,4%. Considerate le magnitudini in ballo per un tipico MBA (da +14 alla +16), si tratta di un settore dove si può dare il proprio contributo originale anche con telescopi di piccolo diametro (20-30 cm). La caratterizzazione fisica degli asteroidi è un campo di ricerca con ampie possibilità di sviluppo, anche per i prossimi anni, e poi fare la fotometria degli asteroidi permette di caratterizzare fisicamente questi antichi testimoni dell’evoluzione del Sistema Solare.

 

La strumentazione per la fotometria

Vediamo qualche indicazione strumentale sul “setup ideale” da utilizzare per la fotometria degli asteroidi. Prima di tutto il telescopio deve avere almeno 20 cm di diametro e deve essere accessoriato con una buona camera CCD a 16 bit, cioè con circa 216 = 65.536 livelli di intensità possibili. La camera deve essere almeno raffreddata con una cella Peltier avente un delta T di 30-40 °C rispetto alla temperatura ambiente e deve essere del tipo non-ABG, cioè senza antiblooming. L’antiblooming, utile per l’estetica delle foto deep-sky, non deve essere presente perché con quest’ultimo si perde in sensibilità, risoluzione e risposta lineare tutte caratteristiche importanti quando si fa ricerca scientifica. Il sensore deve essere del tipo in bianco/nero per massimizzare l’efficienza quantica e la camera può essere dotata di una ruota portafiltri con filtri standard B, V, R e I di Johnson-Cousins. La scala dell’immagine CCD può oscillare da 1 a 2 secondi d’arco per pixel, dipende dalle condizioni di seeing locali, in modo tale che il diametro stellare sia descritto da almeno 2-3 pixel. In ogni caso, per questo tipo di lavoro non sono necessarie le lunghe focali tipiche delle riprese planetarie in alta risoluzione, o i lunghissimi tempi di posa caratteristici della fotografia deep-sky.

Per avere misure fotometriche attendibili è necessario che l’immagine dell’asteroide non sia in saturazione ed è obbligatorio fare i file di calibrazione standard da applicare alle immagini, riprese ovviamente nel formato FITS (Flexible Image Transport System) standard. Da evitare nel modo più assoluto formati compressi come il jpg perché si perde l’informazione fotometrica. I file di calibrazione necessari sono il master dark, ottenuto dalla mediana di alcune decine di dark frame presi alla stessa temperatura e identico tempo di esposizione delle immagini e il master flat, ottenuto dalla media di almeno alcune decine di flat frame singoli, ovviamente ciascuno corretto con il proprio master dark.

La presenza di un telescopio di guida e di una camera di autoguida con porta ST4 da collegare alla montatura può non essere necessaria se la montatura equatoriale è sufficientemente stabile e robusta, visto che i tempi di posa tipici sono al più di alcuni minuti. La montatura equatoriale deve essere preferibilmente del tipo a forcella per evitare i problemi fotometrici che può dare il meridian flip, l’inversione degli assi che avviene attorno al passaggio in meridiano e che, di solito, affligge le equatoriali alla tedesca. Per compensare il meridian flip si può ritardare il più a lungo possibile l’inversione della montatura in questo modo si possono ottenere curve di luce più continue, cioè senza “gradini”. Caldamente consigliata infine la presenza del computer per il puntamento automatico, per non perdere tempo prezioso nella fase di ricerca degli asteroidi in cielo.

Per quanto riguarda la scelta dei target interessanti, NEA o MBA, si possono consultare le ultime pagine del Minor Planet Bulletin (vedi http://www.minorplanet.info/mpbdownloads.html), la rivista scientifica internazionale liberamente disponibile in pdf e punto di riferimento per professionisti e non per quanto riguarda la fotometria degli asteroidi.

 

La fotometria d’apertura

In astrofisica con il generico termine fotometria si indica lo studio della radiazione ottica emessa da un corpo celeste, avente una lunghezza d’onda fra 400 e 700 nm (1 nm = 10-9 m). Si parla invece di radiometria quando si considera anche la radiazione emessa al di fuori dell’intervallo del visibile.

In una tipica immagine con una posa superiore alla decina di secondi, le sorgenti puntiformi (stelle, asteroidi ecc.), vengono convolute dagli effetti della turbolenza atmosferica, dall’ottica del telescopio, dalle vibrazioni del tubo ottico e così via. Il risultato è che la distribuzione della luce sul sensore può essere descritta da una superficie gaussiana. Di solito la fotometria che viene fatta sulle immagini CCD, dopo la correzione per master dark e master flat, è la fotometria d’apertura. Con questa tecnica si sovrappone al target un anulus di misura con un diametro pari a 3 volte la full width at half maximum (FWHM), cioè la larghezza a mezza altezza del tipico profilo gaussiano che ha la sorgente puntiforme. Prendere 3 volte la FWHM di una sorgente puntiforme equivale a prendere un anello con un diametro pari a circa 7,1 volte il valore di sigma della gaussiana (vale la relazione 1 FWHM 2,355), quindi con 3 FWHM si è sicuri di includere praticamente tutto il segnale proveniente dalla sorgente puntiforme e raccolto dai pixel del CCD.

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Figura 1. Gli anulus di misura di una sessione di fotometria d’apertura riguardante l’asteroide near-Earth 2002 WP. I cerchi gialli sono per il target, il verde è per la prima stella di confronto, i cerchi rossi sono per le altre quattro stelle di confronto.

Il CCD è un dispositivo a risposta lineare quindi l’intensità I di una stella (in unità arbitrarie), ottenuta sommando l’intensità di tutti i pixel che compongono l’immagine della stella (o dell’asteroide), all’interno dell’anello di misura sarà direttamente proporzionale al flusso luminoso ricevuto. All’intensità I del target va però tolto il valore del segnale proveniente dal fondo cielo e non dalla sorgente che ci interessa. Il valore della intensità del fondo cielo si ottiene leggendo il valore di intensità dei pixel posti in un anello più esterno ma concentrico a quello di misura della sorgente, possibilmente senza stelle di fondo (vedi Fig. 1). Se indichiamo con B il valore del fondo cielo (che si ottiene dal valore medio del pixel del fondo moltiplicato per il numero di pixel misurati del target), il segnale del solo target sarà dato da:

1  (1)

Noto il segnale S della sorgente, si può calcolare quella che è nota come magnitudine strumentale:

2  (2)

Qui t è il tempo di posa dell’immagine e S/t è una quantità proporzionale al flusso della sorgente. In questo modo si possono confrontare le magnitudini strumentali dello stesso target ma riprese con tempi di posa diversi.

Una volta misurata la magnitudine strumentale del target e delle stelle di confronto si può ottenere la variazione di magnitudine del target in funzione del tempo usando la tecnica della fotometria differenziale. La fotometria differenziale consiste essenzialmente nel misurare la differenza di magnitudine strumentale fra il target e la media delle magnitudini strumentali di due o più stelle di confronto scelte nello stesso campo di vista. Rispetto alla fotometria calibrata quella differenziale non richiede particolari condizioni di trasparenza costante del cielo e fornisce una buona accuratezza quando si tratta di misurare piccole variazioni di luminosità (inferiori al decimo di magnitudine), perché sia la luce del target sia delle stelle di confronto attraversano la stessa air-mass e, se hanno colore simile, subiscono anche gli stessi effetti di estinzione atmosferica.

In effetti, volendo essere pignoli, la differenza delle magnitudini strumentali differisce di una quantità proporzionale alla differenza degli indici di colore CI dalla differenza delle magnitudini apparenti vere secondo l’equazione:

3  (3)

Tuttavia, nel caso degli asteroidi che riflettono la luce del Sole gli indici di colore sono grossomodo simili a quelli della nostra stella (B-V = 0,66 e V-R = 0,53), e se anche si osserva senza filtri ma si usano come stelle di confronto quelle di tipo solare, allora le differenze delle magnitudini strumentali saranno praticamente uguali alle differenze delle magnitudini apparenti perché il secondo termine della Eq. (3) si annulla o è molto piccolo.

Ovviamente, visto che gli asteroidi si spostano in cielo sia per effetto del moto orbitale attorno al Sole sia per effetto del moto eliocentrico della Terra, il set di stelle di confronto utilizzabile per la fotometria differenziale cambia da una sera all’altra (o da un’ora all’altra nel caso di NEA veloci), e una delle prime difficoltà da superare sarà il “raccordo” fra le curve di luce appartenenti a sessioni diverse, specialmente se il periodo di rotazione è molto lungo. Il problema del raccordo delle sessioni è evidente nel caso della semplice fotometria differenziale, mentre si riduce notevolmente con la fotometria assoluta, calibrata usando come riferimento fotometrico le stelle di confronto del campo di vista. Non entreremo nel dettaglio della fotometria calibrata, ma i cataloghi stellari utilizzabili, entro alcuni centesimi di magnitudine e per target fino alla mag +15, come riferimento per le magnitudini sono l’UCAC4 (USNO CCD Astrograph Catalog), il CMC15 (Carlsberg Meridian Catalogue) e l’ultima release dell’APASS (AAVSO Photometric All-Sky Survey).

La selezione dell’asteroide da osservare avviene in base agli obiettivi che ci si propone di raggiungere, alla magnitudine apparente, alla velocità angolare, al range di air-mass e al numero di ore che un asteroide può essere osservato (in generale più sono e meglio è). Anche in condizioni di bassa turbolenza atmosferica, il target deve essere ad almeno 25° di altezza sull’orizzonte (air-mass = 2,4), in modo da minimizzare gli effetti deleteri del cattivo seeing e dell’assorbimento atmosferico che abbassano il rapporto segnale/rumore.

Gli asteroidi si spostano sulla sfera celeste, non sono target statici specialmente i near-Earth, di conseguenza il tempo di esposizione è determinato in base alla necessità di avere una immagine del target relativamente puntiforme sull’immagine, anche se in campo fotometrico una certa elongazione è ben tollerata dai software di misura. Un tempo di esposizione ragionevole (in minuti) sarà dato dalla FWHM (in secondi d’arco) diviso per la velocità angolare del target (secondi d’arco/minuto). In questo modo si raddoppiano le dimensioni della FWHM nella direzione del moto dell’asteroide, una elongazione ancora facilmente misurabile. Le esposizioni tipiche sono di 30-240 s per i MBA, la cui velocità angolare tipica è di 0,5 arcsec/minuto, e di 5-120 s per i NEA con velocità tipiche di 5-10 arcsec/minuto.

Fissato il tempo di esposizione bisogna verificare su immagini di prova che il valore del rapporto segnale/rumore (o SNR, Signal to Noise Ratio), sia adeguato alla incertezza fotometrica che si vuole raggiungere. Questo è un punto importante, spesso sottovalutato: non basta che l’asteroide sia genericamente visibile sull’immagine per avere automaticamente una buona fotometria. Facendo qualche stima si trova che per avere una precisione fotometrica con una incertezza di 0,02 mag è necessario avere SNR 50. Un valore eccellente è SNR 100, perché l’incertezza scende a 0,01 mag mentre un valore ancora accettabile, specialmente per asteroidi con una discreta ampiezza della curva di luce, è SNR 25 a cui corrisponde una incertezza di circa 0,04 mag. Di solito il SNR viene stimato direttamente dal software fotometrico quindi non è necessario avventurarsi in calcoli complessi.

Uno dei software di riferimento per la fotometria degli asteroidi, sia differenziale sia calibrata, è MPO Canopus (http://www.minorplanetobserver.com/MPOSoftware/MPOCanopus.htm) di Brian Warner. Per la verità con Canopus è possibile anche la fotometria delle stelle variabili anche se non è il suo utilizzo principale. Questo programma richiede un certo periodo per l’apprendimento del corretto utilizzo, fase che non va saltata pena il rischio di ottenere risultati fotometrici errati o poco attendibili. Caldamente consigliata anche la lettura del libro “A Practical Guide to Lightcurve Photometry and Analysis”, scritto dallo stesso Warner ed edito dalla Springer, in cui vengono illustrati in dettaglio i principi della fotometria asteroidale. Sono diversi i settori dove la fotometria degli asteroidi può dare un contributo, fra questi vedremo in dettaglio:

  1. La determinazione del periodo di rotazione

  2. La spin-barrier e la “caccia” ai large super-fast rotator

b

Figura 2. Una tipica sessione di MPO Canopus dopo l’analisi di Fourier, con la curva di luce dell’asteroide in fase e il corrispondente spettro dei periodi.

 

Determinazione del periodo di rotazione di un asteroide

Una tipica sessione di fotometria differenziale per la determinazione del periodo di rotazione di un asteroide vede la ripresa di immagini in modalità “fitta”, cioè una dietro l’altra, per una durata di diverse ore. Nel caso di asteroidi con periodo di rotazione completamente sconosciuto l’osservazione fotometrica deve essere fatta su almeno 2-3 notti consecutive prima di sperare di avere una buona misura (a meno che l’asteroide non sia un rotatore lento!). Generalmente, i periodi sono di 6-8 ore quindi almeno due-tre sessioni lunghe sono il minimo per avere una buona probabilità di successo. A questa segue la fase di riduzione dei dati: scelta delle stelle di confronto nel campo di vista, misura della magnitudine strumentale del target e delle confronto, calcolo della media delle magnitudini strumentali delle stelle di confronto da sottrarre al target e, infine, plot della magnitudine differenziale in funzione del tempo. Può capitare che una delle stelle scelta per il confronto non sia costante, in questo caso ci potrebbe scappare anche la scoperta di una nuova stella variabile. Per togliersi il dubbio è bene consultare il catalogo VSX, il Variable Star indeX, dell’AAVSO.

Da una o più sessioni della durata di alcune ore si otterrà la tipica curva di luce in fase di forma genericamente bimodale, cioè con due massimi e due minimi, come ci si aspetta da un generico corpo irregolare di forma allungata in rotazione attorno al proprio asse (Fig. 3). Ovviamente non sempre è così, ci possono essere curve trimodali o più complesse. In generale, vale la regola statistica che maggiore è l’ampiezza della curva di luce e più è probabile che la curva sia bimodale.

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Figura 3. La curva di luce di un asteroide in rotazione attorno al proprio asse è una funzione periodica di periodo P e la forma più probabile è quella bimodale, cioè con due massimi e due minimi a seconda della superficie, più o meno estesa, illuminata dal Sole e rivolta verso la Terra. L’ampiezza della curva di luce si misura dal massimo al minimo assoluto.

Per la determinazione del periodo di rotazione degli asteroidi si usa l’analisi di Fourier. In MPO Canopus i dati fotometrici con le magnitudini ridotte di ogni sessione vengono fittate con una serie di Fourier di grado m finito a scelta. La stima del miglior periodo P che fitta tutti i dati è quello che fornisce il minore scarto fra la curva di Fourier teorica e i valori osservati della magnitudine (spettro dei periodi). Attenzione però: minimizzare lo scarto non garantisce l’unicità della soluzione per il periodo P, specie se la curva di luce è simmetrica, cioè massimi e minimi sono uguali fra loro o i dati non coprono una intera rotazione dell’asteroide! E ora vediamo perché può essere interessante determinare il periodo di rotazione di un asteroide.

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Figura 4. La curva di luce in fase, il fit di Fourier al 4° ordine e lo spettro dei periodi per l’asteroide di fascia principale 3433 Fehrenbach. L’ampiezza del curva di luce è abbastanza elevata e l’incertezza sui singoli punti è di circa 0,02 magnitudini. Lo spettro dei periodi mostra un minimo principale attorno alle 4 ore (soluzione bimodale) ed un minimo secondario attorno alle 2 ore (soluzione monomodale).

 

La cohesionless spin-barrier e gli asteroidi Large Super-Fast Rotator

Gli asteroidi sono corpi celesti soggetti ad interazione collisionale e la popolazione che vediamo oggi nella Fascia Principale (o main-belt), la zona di spazio compresa fra le orbite di Marte e Giove, è il risultato di miliardi di anni di evoluzione con gli asteroidi che si sono ripetutamente scontrati fra di loro. Questo ha portato alla distruzione parziale dei corpi maggiori, che sono in grado di resistere meglio alle collisioni, e alla distruzione parziale o totale dei corpi più piccoli. La scoperta delle famiglie di asteroidi fatta dall’astronomo giapponese Hirayama nel 1918 supporta questo quadro evolutivo.

L’analisi dei periodi di rotazione dei MBA e dei NEA che da essa derivano, mostra un comportamento che, a prima vista, non ci si aspetterebbe. Se si riporta su un grafico il periodo di rotazione di ciascun asteroide in funzione del diametro si scopre un comportamento affascinante: al di sopra di circa 150-200 metri di diametro i periodi di rotazione sono pari o superiori a circa 2,2 ore, mentre per i corpi più piccoli si possono avere valori anche di molto inferiori (Fig. 6).

Il valore limite di circa 2,2 ore è noto come “cohesionless spin-barrier”, cioè barriera rotazionale senza coesione. Per spiegare la presenza di questa “soglia di sbarramento” si ipotizza che gli asteroidi più piccoli di circa 150-200 m di diametro siano blocchi monolitici, le “schegge” createsi nella collisione di asteroidi con diametro maggiore, mentre i corpi più grandi sarebbero oggetti fratturati dalle collisioni e composti di blocchi più piccoli, non coesi fra di loro, ma tenuti semplicemente insieme dalla reciproca forza di gravità (struttura a “rubble-pile” senza coesione). Un notevole esempio di asteroide rubble-pile è il NEA (25143) Itokawa, esplorato nel 2005 dalla sonda giapponese Hayabusa (Fig. 5).

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Figura 5. L’asteroide (25143) Itokawa ripreso dalla sonda giapponese Haybusa nel 2005. Itokawa è lungo circa 500 m e non presenta crateri da impatto sulla superficie, segno che si tratta di un aggregato di rocce e polveri risultato di una collisione catastrofica che ha smembrato l’asteroide progenitore (ISAS, JAXA).

Che le cose stiano così è dimostrato dal fatto che, se si calcola teoricamente il periodo limite di un asteroide sferico con una struttura a rubble-pile e una densità media di 2,2 g/cm3, si trova proprio un periodo limite di circa 2,2 ore. Per ottenere la formula che ci serve basta osservare che il periodo limite teorico per un asteroide rubble pile senza coesione (che chiameremo Plim), si trova imponendo che l’accelerazione superficiale dovuta alla rotazione dell’asteroide di raggio R e massa totale M sia pari a quella di gravità dell’asteroide stesso (condizione di moto circolare). In questo modo si impone la condizione che i blocchi superficiali di cui è fatto l’asteroide rubble-pile seguano un’orbita circolare con raggio pari a quello del corpo stesso. Per il periodo limite si trova:

4  (4)

Nella Eq. (4) G è la costante di gravitazione universale e vale G = 6,674x10-11 m3 kg-1 s-2, mentre ρ è la densità media dell’asteroide. Si può verificare che per ρ = 2200 kg/m3 (equivalenti a 2,2 g/cm3), si ottiene un periodo limite di circa 2,2 ore. Se il periodo di rotazione diminuisce al di sotto di Plim, l’equilibrio si rompe e l’asteroide si separa nei blocchi distinti di cui è composto. Notare come questo risultato sia indipendente dal diametro stesso dell’asteroide: che sia grande o piccolo un asteroide rubble-pile che ruota troppo veloce si sfascia comunque! Secondo questo modello un asteroide rubble-pile che si trova con un periodo di rotazione al di sotto di quello della spin-barrier si frammenterà dando vita, ad esempio, ad un sistema binario. In effetti uno dei meccanismi più noti per la formazione degli asteroidi binari vede la fissione rotazionale di asteroidi rubble-pile che, a causa dell’effetto YORP, sono scesi con il periodo di rotazione al di sotto del valore della spin-barrier. Questo meccanismo spiega abbastanza bene le caratteristiche rotazionali dei primari fra le coppie di asteroidi, oggetti che hanno orbita eliocentrica simile ma che non sono legati gravitazionalmente.

Abbiamo detto che gli asteroidi con diametri più piccoli di 150-200 metri sono invece considerati veri e propri blocchi monolitici, cioè frammenti collisionali, in grado di ruotare più velocemente del valore limite dato dalla spin-barrier a causa delle intense forze di coesione interne che tengono unito il corpo. Tuttavia ci sono delle eccezioni a questa “regola”, cioè esistono alcuni asteroidi con un diametro superiore ai 200 m (quindi rubble-pile secondo il modello precedente), che però hanno un periodo di rotazione al di sotto della spin-barrier.

Il primo oggetto scoperto a violare palesemente la cohesionless spin-barrier è stato l’asteroide 2001 OE84 nel 2002. Si tratta di un asteroide near-Earth che ruota in 0,4865 ore con un diametro di circa 700 metri. Altro notevole oggetto è l’asteroide main-belt (335433) 2005 UW163 che ha un periodo di rotazione di 1,290 ore e una dimensione di 600 metri, scoperto nel 2014. Uno degli ultimi asteroidi scoperti di questo tipo è il near-Earth 2011 UW158, che ha un periodo di rotazione di 0,6107 ore e una dimensione di 300×600 metri determinata tramite osservazioni radar. Ad ora però nessun asteroide con un diametro maggiore di 1 km ruota più rapidamente di 2,2 ore.

Gli asteroidi che violano la spin-barrier sono chiamati Large Super-Fast Rotator (LSFR). La loro esistenza è stata teorizzata per la prima volta da Holsapple nel 2007 e la teoria è stata successivamente arricchita e perfezionata da Sánchez e Scheeres nel 2014. Questi ultimi autori hanno esplorato la possibilità che, grazie alle forze di van der Waals che si esercitano fra i grani di regolite interstiziali, un asteroide con una struttura a rubble-pile possa avere una forza coesiva diversa da zero. In questo teoria i grani di regolite agirebbero come una specie di “colla” in grado di tenere coesi i blocchi di maggiori dimensioni.

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Figura 6. La frequenza di rotazione degli asteroidi (espressa in rotazioni al giorno), in funzione del diametro in km. La linea tratteggiata orizzontale è la spin-barrier, che equivale a circa 10 rotazioni/giorno. I triangoli rossi sono i sistemi binari, mentre quello verdi sono gli asteroidi con precessione dello spin (tumbler). Per spiegare l’andamento del periodo vs. diametro per gli asteroidi si ipotizza che gli oggetti più piccoli di circa 150-200 m di diametro siano blocchi monolitici, mentre i corpi più grandi sarebbero oggetti fratturati dalle collisioni composti di blocchi più piccoli, non coesi fra di loro, tenuti insieme dalla reciproca forza di gravità (struttura a “rubble-pile” senza coesione). Immagine tratta dall’Asteroid Lightcurve Photometry Database (http://alcdef.org/).

 

La “caccia” agli asteroidi LSFR

La forza di coesione della regolite inizia a diventare importante solo per corpi inferiori ai 10 km di diametro, quindi la ricerca di LSFR va fatta su asteroidi relativamente piccoli. Risulta chiaro che la fotometria degli asteroidi è una tecnica essenziale per andare a caccia degli asteroidi LSFR. Tuttavia l’osservazione dei piccoli MBA può essere difficoltosa. Ad esempio, se consideriamo un tipico asteroide di tipo S con 1 km di diametro posto a 2,5 UA dal Sole, all’opposizione avrà una magnitudine apparente di +20,3. Questo valore è piuttosto alto e fare la fotometria con piccoli strumenti diventa difficile. Per questo motivo è molto più facile andare alla ricerca di LSFR nella popolazione degli asteroidi near-Earth quando fanno il loro flyby con la Terra. I NEA hanno dimensioni che rientrano in quelle tipiche in cui si possono trovare i LSFR e possono diventare sufficientemente luminosi da essere osservati agevolmente anche in piccoli strumenti. L’unica “pecca” di questa strategia osservativa è che il moto proprio di un NEA può essere elevato e una sessione con le stesse stelle di confronto può diventare davvero breve se il campo di vista non è sufficientemente ampio. Per non avere troppi problemi con la durata della sessione ci si può limitare a considerare oggetti con un moto proprio non superiore ai 10 arcsec/minuto. Si tratta di osservazioni non facili ma che possono dare informazioni preziose sulla costituzione fisica dei piccoli asteroidi. Vale la pena andare a caccia di LSFR!

g

Figura 6. L’asteroide 2014 VQ è un NEA candidato ad essere un LSFR scoperto nel novembre 2014. Ha un periodo di rotazione di soli 7minuti e una dimensione che può andare da 165 metri (se di tipo V) a 267 metri (se di tipo S).

 

Conclusioni

Come abbiamo visto in questo breve articolo la fotometria degli asteroidi può portare a dei risultati davvero molto interessanti, sia per quanto riguarda lo studio dei singoli oggetti sia per quanto riguarda lo studio di intere popolazioni. Non abbiamo esplorato tutte le possibilità di studio ma quanto detto dovrebbe dare un’idea di quello che si può ottenere. Gli asteroidi meritano di essere studiati, come amo ripetere la migliore motivazione per fare la fotometria di un asteroide è che “non si può mai sapere quello che si troverà osservando quei piccoli punti di luce che si muovono in cielo!”.

Tutorial Heq5 Kit Cinghie Rowan

Abbiamo il piacere di presentarvi qui di seguito uno splendido articolo, scritto dal nostro amico Lorenzo Sestini, Presidente del Nuovo Gruppo Astrofili Arezzo, che gentilmente ci ho fornito il permesso di ripostare il suo articolo, apparso in originale sul blog dell’Osservatorio Astronomico di Arezzo, dal titolo “Tutorial Heq5 Kit Cinghie Rowan”.

Buona lettura!

 


 

Questo che vi propongo è una specie di istruzione di montaggio per il kit modifica cinghie Heq5 Pro Rowan Engineering Ltd acquistato da Telescope Service Italia.

Kit modifica cinghie Heq5 Pro Rowan Engineering Ltd

Non vi dirò se la montatura migliora o no, non ho ancora avuto modo di testare la suddetta modifica. Posso solo aiutarvi passo passo nel montaggio semplice. Chi ha dimestichezza non avrà nessun problema chi invece è poco “adatto” non deve avere timore. Se si segue questo tutorial passo passo non avrete problemi. Meglio comunque farlo fare ad un amico “smanettone”. Insomma se siete tipi da ufficio e calza maglia lasciate fare per non fare danni.

Vi dico subito che il kit è ben fatto, Tutto imbustato perfettamente con la divisione degli ingranaggi per Ar e Dec. State attenti a non invertire i pezzi che se a prima vista sembrano uguali in realtà non lo sono.

Ecco il kit Rowan a Cinghie.

Il kit in questione è stato montato da me con l’aiuto di Luca Vincenti.

Bene, nel frattempo aprite la vostra confezione e lasciate tutto da una parte.

Cominciamo a preparare la nostra bella Heq5 Pro.

Poniamo sopra un tavolo con la parte dei motori rivolta verso l’alto. Si può fare il tutto anche con la testa nel cavalletto ma fidatevi, fate in questo modo. Rischiate di perdere qualche vite. In questo modo vi rimane tutto nel tavolo.

Smontate le 6 viti del coperchio copri motore. Queste poi riponetele in una bustina. Non vi serviranno più.

Una volta aperta noterete subito il grasso sporco, o pulito, a seconda di quanto nuova è la vostra montatura, che dovrete eliminare. Vale la pena avere le cinghi solo per non stare tutte le volte a ingrassare la montatura in questa parte di meccanica. Non scordatevi comunque che la vite senza fine ha bisogno di grasso.

Date una pulita con un panno.

Cominciamo a svitare. Quanto mi piace smontare, fin da piccolo smontavo tutto. Iniziamo dall’ingranaggio fissato nel perno della vite senza fine. Insomma l’ingranaggio più grande.

Prendete la chiave a brugola che viene data in dotazione con il kit e svitate.

Attenzione che ci sono due viti di fissaggio in questo ingranaggio. Svitate prima la vite che va nella parte piana dell’albero della vite senza fine. Poi l’altra. Niente di fondamentale importanza ma ricordo che il tutorial è per quelli da “ufficio”.

Una volta sfilato l’ingranaggio “viene via senza sforzo” pulitelo e scriveteci con un pennarello da dove lo avete cavato. Se qualche cosa andasse storto avrete sempre il vecchio kit pronto per il rimontaggio.

Procedete anche per l’altro ingranaggio.

Bene, ecco qua tutta la sporcizia sotto gli ingranaggi. Pulite! Svitate le due viti che vedete in foto della scocca anteriore della montatura. Poi girate la montatura e svitate le altre tre viti.

Le viti non sono uguali. Tre piu lunghe e 2 corte. Non mischiate. Una volta aperto il carter anteriore avrete modo di vedere il cuore della montatura. La scheda principale. Bene quelli che vedete sono tutti i collegamenti elettronici. I spinotti piu a destra e piu a sinistra sono rispettivamente Ar e Dec. Con l’aiuto di un cacciavite piccolo staccateli. Non tirateli dai fili!!! Ormai che ci siamo se volete illuminare il vostro canocchiale polare esiste il mini kit da attaccare nello spinotto con filo nero e rosso per attaccarcelo. Questo spinotto porta corrente al led dell’illuminatore polare.

Cominciamo a smontare un motore! Non abbiate paura. Non si rompe niente. Prima di smontarlo fate un pallino con un pennarello nero su dove stava alloggiato. Può servire anche se poi il montaggio è obbligato. “ufficio, ricordate”.

Svitate solo le tre viti che attaccano nel telaio della montatura. Sono tre! Non 4 come si potrebbe pensare con l’immagine sotto. Un foro è li per bellezza nel telaio.

Una volta preso in mano il motore puliamo, e svitiamo i due grani presenti laterali al motore sempre con la brugola in dotazione.

Una volta svitato i grani “senza cavarli dalla sede, puliamo tutta la sporcizia anche qui. Per grassi più ostinati utilizzare un pennellino con un pò di benzina.

Ecco pulito il tutto.

Avrete anche a parte un estrattore. Si può farne a meno ma per il costo che ha vi conviene comprarlo. Nella foto sotto ho provato il pezzo ma ancora aspettate ad utilizzarlo. Prima dobbiamo fare un altra operazione.

Dobbiamo smontare il carterino di alluminio del motore. Segnate in tutti e tre gli angoli con un pennarello. Fate dopo ricombaciare i segni per rimontarlo. Non occorre super precisione.

Svitate le viti a brugola e sfilate il carter di alluminio. Avrete cosi in mano il motorino passo passo nudo e crudo.

Inserite l’estrattore e con l’aiuto di un pappagallo tenete forte il pezzo. Avvitate con forza la vite e vedrete che il piccolo ingranaggio del motore si sfilerà piano piano.

Ecco qua!

Riponete tutti gli ingranaggi per bene in una bustina. Non mischiate con l’altro motore! Tre ingranaggi per movimento. Ar e Dec.

Inserite il primo ingranaggio del kit Rowan, e misurate con un calibro 5,5 mm dal motore. Miraccomando fate questa operazione con cura.

Stringete i grani del pezzetto e fate attenzione. Non strigete a morte perche sono piccoli e si rischia spanature. Due grani. Fate un pò alla volta, prima con uno e poi con un altro fino al completo serraggio.

Rimontate il carterino facendo attenzione ai segni del pennarello.

Inserite il pezzo di teflon. Attenzione qui perche ho trovato difficoltà all’inserimento. Il foro del carter e precisissimo. Si deve premere fortemente per infilare.

Fate un pò alla volta con l’aiuto di un martellino in gomma. Se andate troppo “giù” non si torna in “sù”. E’ talmente duro che con cavolo che riuscirte a sfilarlo di nuovo senza piegare niente. Fate piano piano e a occhio controllate che sia in linea con l’altro pezzo che avete montato prima.

Il rondellone o guida di teflon ha una contro battuta sotto. Fate in modo che non sia accostatissimo. Va allentato e fatto calare. Mi sono arrivati questi pezzo troppo serrati. Fate in modo che il rondellone di teflon ruoti bene, anche con un pò di gioco. E’ solo una sede! Non serve precisione al millimetro.

Non ci resta di rimontare il motore con le sue tre viti. Ricordate il pallino di riferimento. Attenzione ai cavi del motorino passo passo. Nel frattempo infilateli dentro per bene senza farli infrenare. Dopo li riprenderete dal d’avanti dellamontatura per riattacarli alle loro sedi. Inseriamo l’ulitmo ingranaggio nella vite senza fine.

In questo caso è solo infilato. Dovrete regolare l’altezza con i due grani di sotto. A occhio alzate e mettete in linea il tutto. Stringete prima il grano dove nell’albero è piana la sede. Poi serrate l’altro di controspinta.

Inserite la cinghia come in figura.

Figo no?

Ripetete il tutto con l’altro motore! Non cambia niente. solo che per la declinazione avremo il pezzo di teflon più piccolo.

Inserite lo spessore dato in dotazione e rimettete il coperchio con le viti in kit più lunghe e il gioco è fatto.

Ecco qua la nostra bella montatura modificata.

Abbiamo acceso subito la montatura e devo dire che vale la pena solo per non sentire più il rumore metallico degli ingranaggi. Ora è silenziosissima. Si sente solo i motorini passo passo già silenziosi di suo. Ora non resta che provare sul campo quanto possa migliorare per l’autoguida. Ai prossimi aggiornamenti.

Lorenzo Sestini.

 


Credit: http://www.lorenzosestini.it/tutorial-heq5-kit-cinghie-rowan.html

Collimazione facile e precisa di un Newton

Collimazione facile e precisa di un Newton

Nella grande panoramica dei telescopi, il Newton è da sempre considerato uno schema ottico che offre una buona apertura in rapporto al costo, grazie alla facilità nella costruzione, rispetto ad altri schemi (rifrattori, SC, etc).
Però la bestia nera della maggior parte degli astrofili è sempre lei: la collimazione.

“Il Newton è bello, tanta apertura, veloce anche in foto, universale, si, ma….”

Ma.
Ma collimiamolo facilmente! Da anni si legge su internet della collimazione dei newtoniani usando la barlow abbinata al collimatore laser. Personalmente ho sperimentato a fondo una combinazione delle 2 cose che vorrei proporvi, senza imbarcarsi in costosi collimatori dalle mille funzionalità, perché a volte si può avere molto con poco!

Setup usato:
Collimatore laser TSLA: http://www.teleskop-express.it/collimazione/226-tsla-ts-optics.html
Lente di barlow…qualsiasi! Io ne ho usata una molto economica: http://www.teleskop-express.it/barlow-e-riduttori/170-tsb21-ts-optics.html

Se poi proprio vogliamo giocarcela ancora meglio, sarebbe fantastico modificare il Newton con uno dei kit di collimazione Astronomy Expert ora disponibili per i GSO (in arrivo anche quelli Skywatcher a fine ottobre!)
http://www.teleskop-express.it/collimazione/2560-ae-collimation-tool-per-newton-gso-passo-metrico-astronomy-expert.html

collimatore per newton e barlow per collimazione telescopio newton

 

Step 1: collimazione del secondario

Iniziamo a collimare il secondario come sempre: inseriamo solo il laser nel focheggiatore e muoviamo le 3 vitine di regolazione del secondario, in modo portare il puntino rosso del laser al centro del bollino bianco incollato sul primario

collimazione_secondario_newton

Bene, ora siamo pronti per la collimazione del primario:

 

Step 2: collimazione del primario

Non tocchiamo il laser (assicuriamoci di averlo montato con la finestrella che guardi dalla nostra parte, mentre siamo posizionati sulla cella del primario) e dobbiamo operare come segue:

Sbloccare le viti di blocco del vostro newton, cella del primario (fare riferimento al manuale di istruzioni..o a noi!)
Portare il raggio laser verso il foro centrale di ritorno, come da immagini, usando le viti di collimazione della cella del primario (come prima, fare riferimento alle istruzioni o a noi per un aiuto)

collimazione_primario_1_newton

collimazione_primario_2_newton

A questo punto siete abbastanza collimati, ma non perfettamente, perché il laser ed i vari riduttori da 2” a 31,8mm hanno delle tolleranze meccaniche tra di loro che rendono la collimazione con il laser, sul primario, buona, ma non perfetta.

Raggiungiamo la perfezione!

 

Step 3: la collimazione fine del primario

Adesso rimuoviamo il laser e montiamo la nostra barlow sul telescopio, inserendo poi nuovamente il laser come se fosse un oculare. Accendiamo il laser e dovremmo vedere qualcosa di molto interessante.
La barlow ha l’effetto di “spalmare” il fascio del laser, che andando a proiettarsi sull’anellino bianco che va ad indicare il centro del primario, produce un’ombra. Essendo circolare il nostro bollino adesivo sul primario, il cerchio avrà anche un suo centro..ovviamente!
Guardate la figura: si vede la macchia del laser, con l’ombra del bollino del primario. Notate anche che al centro dell’ombra ci sono 3 cerchietti concentrici di diffrazione che vanno ad indicare il centro della nostra riflessione (se il bollino è posizionato bene è anche il centro del primario).

Dobbiamo portare questi cerchietti nel centro del foro di ritorno, usando le viti di collimazione del primario, in modo da avere una collimazione a prova di star test!

collimazione_primario_3_newton

notate come non è detto che l’ombra sia concentrica al foro, dalle mie esperienze ho potuto notare come è sempre meglio fare riferimento ai cerchietti centrali di diffrazione per ottenere un’ottima collimazione.

collimazione_primario_4_newton

Adesso facciamo la prova del nove, nel nostro caso posizionando il newton sul nostro banco ottico e..vediamo come va!

Come potete vedere dall’immagine, il telescopio è veramente molto ben collimato, semplicemente guardando il laser e le ombre di ritorno, senza andare ad impazzire con altri sistemi più o meno difficili o costosi.

collimazione_newton_star_test

ATTENZIONE: i giochi meccanici nella chiusura dei raccordi e del laser possono determinare un disassamento dello stesso con l’asse ottico del telescopio. Come potete vedere dalle immagini, nel newton di prova c’è un portaoculari classico con 2 viti di blocco. Con alcuni accorgimenti possiamo ottenere buoni risultati, senza dover andare ad adoperare dei sistemi di chiusura autocentranti (che avrebbero anche cattive ripercussioni sul backfocus disponibile).

Il riduttore da 2” a 31,8mm posizionatelo in modo che la vite vada tra le 2 del portaoculari da 2” del focheggiatore
Prima di serrare il riduttore da 31,8mm, con la mano, tenetelo per premuto sul portaoculari da 2” del focheggiatore, in modo da garantire la massima planarità
Quando inserire il laser e la barlow, il discorso è lo stesso: premeteli sempre nel portaoculari

Cosa succede se collimo bene, ma poi vedo che le figure di intra ed extra sono diverse? Avete il focheggiatore che non è montato in modo parallelo all’asse ottico!
Si può rimediare? Certamente, però è una bella rottura…soluzione? Semplice: se fate foto collimate con il focheggiatore in posizione di messa a fuoco, se fate visuale fatelo con il focheggiatore estratto nel punto di fuoco dato dall’oculare più potente che avete. In questo modo andate ad ottimizzare la collimazione nella posizione di fuoco durante l’utilizzo, avendo così la miglior resa possibile.

Se avete qualche domanda, dubbio, non esitate a scrivermi: rc@teleskop-express.it

I Newton odierni sono strumenti ottimi, che costano poco e possono dare tanto, usiamoli nel modo giusto!

L’inizio di una nuova avventura!

Quando Riccardo Cappellaro, di Teleskop Service Italia, mi invitò a usare questo spazio per dare consigli sull’osservazione e la fotografia del cielo, non me lo feci ripetere due volte perché l’idea era potente, utile e anche innovativa. Con l’avvento dei social network la frammentazione dell’informazione ha raggiunto punte mai conosciute fino a questo momento. Il risultato? Ci sono migliaia di posti in cui trovare informazioni, ma sono paradossalmente troppi e non necessariamente accurati, anzi, a volte ci si imbatte in contraddizioni che non fanno altro che rendere ancora più confuso il nostro cammino.

Nel mio blog personale mi occupo di divulgazione astronomica ma non affronto quasi mai il mondo dell’astronomia pratica, che invece offre un’opportunità più unica che rara in un ambito scientifico: trasformarsi da spettatori passivi a esploratori attivi, fare scienza, meravigliarsi dell’Universo studiandolo in prima persona, non necessariamente con l’approccio freddo e distaccato che invece compete ai professionisti. L’astronomia offre una meravigliosa opportunità di trasformarci in esploratori dell’Universo, con i nostri tempi, i nostri desideri, la nostra innata curiosità e voglia di stupirci, magari allontanandoci con un pizzico di soddisfazione dalla vita frenetica e avara di gioie di tutti i giorni. L’astronomia è conoscenza, consapevolezza, terreno fertile per tutti i nostri sogni. E’ un divertimento profondo e puro che spesso ci regala importanti lezioni di vita e di certo ci garantisce un approccio migliore ai problemi e alle situazioni di tutti i giorni.

Iniziare un cammino attraverso l’astronomia amatoriale, o proseguire inseguendo la costante voglia di migliorare, di confrontarsi, di esplorare sempre più nel profondo, non è mai facile, eppure la strada che abbiamo scelto, o che magari vorremmo solo provare a seguire, è ricchissima di soddisfazioni, di gioie, di momenti indescrivibili che solo l’Universo può regalare. Per ora, magari, è avvolta nella nebbia già alla prima curva o, per chi è un po’ più esperto, dopo un breve rettilineo che ci ha già fatto assaporare le sue meraviglie. Esperti o meno, fotografi o visualisti, alla ricerca del primo telescopio o di accessori che possano permettere di diradare la nebbia di fronte a noi, all’inseguimento di un consiglio, di uno strumento, di un luogo in cui le informazioni non siano frammentate e confuse, o solo per assaporare la passione che traspare e trasparirà dalla mia passione innata per l’osservazione del cielo, nonché la professionalità e disponibilità di tutto lo staff di Teleskop Service Italia, vi do il benvenuto in questo spazio, in questa nuova avventura che affronteremo passo passo insieme, condividendo pareri, idee, suggerimenti e consigli, proprio come si fa nella scienza vera. Perché fare astronomia amatoriale vuol dire anche e soprattutto condividere, al di là di tutte le questioni che di giorno ci dividono, il luogo più meraviglioso, sorprendente e spettacolare che potremo mai sperimentare: l’Universo intero.

Alla fine di tutta questa presentazione, forse avrete ancora una domanda: cosa troverò in pratica in questo spazio? Semplice: tutto ciò che riguarda il mondo dell’astronomia amatoriale. Ci saranno consigli sia per i neofiti che per i più esperti; ci saranno test strumentali, tecniche di osservazione, di fotografia astronomica e tutti gli eventi più importanti che avremo di fronte a noi nei mesi a venire.

 

Daniele Gasparri