Una esperienza con il nostro APO 115/800 FPL51

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

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

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

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

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

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

Grazie Nicola!

Buona lettura a tutti.

LUCA ZANCHETTA – TELESKOP SERVICE ITALIA


 

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Nicola Russo

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

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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!

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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!”.

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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_newton_star_test

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!

IC1396

Test TS APO 71 Q

Un nostro affezionato cliente, Mauro Maggioni, ha fatto un bellissimo test sul TSAPO71Q in combinata con lo Star Adventurer e ci ha permesso di riprodurlo sul nostro blog: GRAZIE MAURO!!!!

Visitate anche il suo bellissimo sito web: http://www.skattodinamico.altervista.org/index.html
Ecco la sua prova:

 SKY ADVENTURER & TS71Q
… accoppiata perfetta …

… la malattia della “strumentite”, che affligge molti astrofili, mi porta spesso a “saltellare”  tra i vari siti di shopping on-line per cercare qualche novità …

questa volta la mia attenzione cade su uno strumento piccolo, portatile e dalle caratteristiche ottiche davvero raffinate, che sulla carta si presenta come uno strumento da favola. Una combinazione di 5 lenti per un campo spianato sul formato Full Frame … WOW: il TS71Q 🙂

Per dettagli tecnici fate riferimento al sito TS ITALIA: http://www.teleskop-express.it/apocromatici-ota/1598-ts-apo-71q-ts-optics.html

Provo a contattare l’Oracolo di Delfi (che nel mondo dell’astrofilia moderna risponde al nome di Lorenzo Comolli) e anche lui apprezza le notevoli caratteristiche dello strumento, ma, non avendolo mai testato, mi dice che l’unica è metterlo alla ‘frusta’ sul campo.

Ci penso per qualche mese e intanto faccio un po’ di cassa vendendo un po’ di strumentazione (eh già, a volte la “strumentite” mi porta a prendere oggetti che poi finisco con l’usare pochissimo …)

Contatto quindi Riccardo Cappellaro della TE Italia che, con notevole cortesia e competenza, soddisfa la mia richiesta di avere qualche immagine raw fatta con il telescopio in modo da poterla analizzare.

Le immagini sono davvero interessanti e decido di passare all’acquisto.

Nel frattempo avevo acquistato anche un modello di Star Adventurer con lo scopo di realizzare qualche time-lapses.

Per caso una sera, giocando con gli strumenti, provo a montare il TS71Q sullo Star Adventurer e mi rendo conto che lo strumento viene retto egregiamente. La fantasia continua a dilagare e inizio a ipotizzare l’uso dello Star Adventurer per fare pose a largo campo; con una focale di poco più di 350mm e la sony A7s potrei spingermi a pose di un paio di minuti. Oltretutto la presenza della porta di autoguida mi convince che la cosa sia fattibile.

Mi serve però un cavalletto più stabile di quello da “fotografia” diurna e mi dedico per qualche tempo al tuning di un cavalletto SW aggiungendogli una colonna in carbonio (leggera e robusta).

Ultimata la colonna monto tutta la configurazione e, come telescopio guida, riciclo un obiettivo da 400mm F5,6, molto leggero, installato su una testa micrometrica.

Ed ecco il risultato: setup pratico, leggero e dalle notevoli potenzialità … non mi resta che testare il tutto.

Quale migliore occasione del cielo di Tatti, presso Villa Tatti, nella Maremma toscana, in provincia di Grosseto…



La nottata è splendida e dopo uno stazionamento abbastanza preciso inizio la sessione di autoguida …

Fantastico! In assenza di vento la guida in AR resta all’interno del +/-1 e la deriva in DEC mi permette pose da 2 minuti senza problemi. Qualche folata evidenzia la sensibilità dello strumento con picchi che salgono anche a +/-2, ma lo Star Adventurer corregge correttamente e le pose non subiscono errori.

La guida è stata eseguita con una MZ5 e PHD.

Ora si passa all’analisi dell’immagine ripresa dal TS71Q. Attendo i 2 minuti di esposizione sulla IC1396 e  resto davvero soddisfatto: immagine pulita con stelle puntiformi fino ai bordi. Ho confrontato l’immagine con il TAKA FS102, non è allo stesso livello come incisione (non ne dubitavo…il Taka FS102 non ha rivali), ma lo strumento mi soddisfa.

porzione del fotogramma in alto a SX

Il flat è necessario in quanto ai bordi si nota una leggera vignettatura

La serata continua in compagnia di qualche cinghiale ( che fa capolino tra i boschi intorno a Villa Tatti) e dopo una integrazione di circa 2 ore il risultato è il seguente:

IC1396 realizzata con TS71Q – SKY ADVENTURER

pose da 2min per
un’integrazione totale di 2h.

3 dark – 5 flat – 5 darkflat – 9 bias

Sony A7s modificata

Autoguida con obiettivo 400mm e PHD

Quindi se cercate un setup pratico e amate le foto a grande campo non fatevi sfuggire questa coppia di strumenti.

Ho creato anche una versione video con i time lapses ripresi durante il test … buona visione …


https://youtu.be/mDHOTcTH5ZM


Per dettagli tecnici fate riferimento al sito TS ITALIA:

http://www.teleskop-express.it/apocromatici-ota/1598-ts-apo-71q-ts-optics.html

 

Ingrandire molto serve solo per Luna, pianeti e stelle doppie, ma occhio a non esagerare altrimenti si avrà l'effetto simile a quello della precedente fotografia.

La (vera) potenza di un telescopio

“Che bello questo telescopio, quanto ingrandisce?”

È questa la domanda che spesso mi fanno durante le serate pubbliche, ed è la stessa domanda che feci io al mio ottico di fiducia quando dovetti scegliere il mio primo strumento, nel lontano 1993.

Se la domanda è sensata, la risposta è spesso spiazzante, soprattutto nelle sfumature più ironiche, che possono suonare più o meno così: “In teoria anche un milione di volte”, oppure: “Niente, se non ci metti l’oculare”, o ancora: “Infinito!”. Benché ironiche, queste tre risposte raccontano a modo loro i pezzi di una realtà che spesso spiazza chi non conosce ancora il mondo dell’astronomia amatoriale: l’ingrandimento di uno strumento può essere piccolo o grande a piacere, perché dipende dagli oculari che si usano, ma l’immagine che otterremo non sarà sempre nitida e luminosa.

A livello prettamente matematico, l’ingrandimento di uno strumento è dato dal rapporto tra la focale del telescopio, che è fissa, e la focale di un accessorio, che si chiama oculare e che serve per rendere visibile l’immagine all’occhio. Di oculari ce ne sono moltissimi, dalla focale di 2 millimetri a 40 e più millimetri. Inoltre, altri accessori, chiamati lenti di Barlow, possono raddoppiare, triplicare o addirittura quintuplicare gli ingrandimenti, a parità di oculare. Di conseguenza, un telescopio da 1000 mm di focale può lavorare da 10 a 2000 ingrandimenti o più, se inseriamo 2 lenti di Barlow da 5X. “Caspita, a 10 mila ingrandimenti riuscirò a vedere persino la bandiera lasciata dagli astronauti sulla Luna!” No, purtroppo le cose non stanno così. Io, a 10 anni, quando iniziai a fare astronomia non lo sapevo, ma presto mi resi conto di tutto ciò quando comprai un oculare da 4 mm di focale e una lente di Barlow 2X, superando i 400 ingrandimenti con il mio piccolo rifrattore da 90 mm di diametro e vedendo praticamente nulla persino sulla brillante Luna.

L’ingrandimento di ogni telescopio non rappresenta una misura della sua “potenza”, piuttosto è solo il mezzo con cui cerchiamo di sfruttare al massimo le sue prestazioni, che sono fissate dal diametro dell’obiettivo e dalla qualità con cui sono stati lavorati lenti e specchi.

Le quantità fondamentali di uno strumento astronomico sono la capacità di raccolta della luce, che permette di osservare oggetti più deboli di quelli visibili a occhio nudo, e il potere risolutivo, ovvero la capacità di mostrare piccoli dettagli degli oggetti astronomici. Entrambe queste due quantità dipendono prima di tutto da quanto è largo il telescopio, cioè dal diametro delle lenti o dello specchio primario. Questi elementi ottici devono naturalmente essere lavorati in modo preciso, affinché non ne vengano intaccate le prestazioni determinate dalle leggi della fisica. Ecco, allora, perché non è possibile costruire un telescopio con una semplice lente di ingrandimento o con uno specchio da barba che ingrandisce le immagini: la loro lavorazione è di gran lunga insufficiente per fare osservazioni anche solo decenti.

Se la qualità con cui sono lavorati gli elementi è buona, il diametro rappresenta l’unico (o quasi) elemento per valutare la potenza di un telescopio, perché è questo che determina il potere risolutivo e quanta luce posso raccogliere dagli oggetti deboli. Attraverso l’ingrandimento si cercherà di arrivare al limite delle possibilità del telescopio, ma non potremo mai aumentarne le prestazioni oltre quelle determinate dal suo diametro (e qualità ottica).

Se ora inseriamo nel contesto anche gli oggetti astronomici che ci piacerebbe osservare, si capisce anche un’altra cosa che a me, tanto tempo fa, stupì non poco: tranne i pianeti, tutti i più brillanti oggetti del cielo profondo, ovvero ammassi stellari, nebulose e galassie, hanno un’estensione angolare simile, o addirittura superiore, a quella della Luna piena vista a occhio nudo! Il problema, quindi, nella grande maggioranza dei casi non è ingrandire l’oggetto per osservarlo meglio, ma riuscire a trovare un ingrandimento, di solito modesto, tale per cui entra nel campo e allo stesso tempo la sua luce non viene diluita così tanto da risultare quasi invisibile.

Quasi tutti gli oggetti del cielo profondo vengono osservati al meglio tra i 30 e i 150 ingrandimenti, a prescindere dal diametro del telescopio. La loro debolezza intrinseca rende quasi sempre vano ogni tentativo di osservazione in alta risoluzione, cercando dettagli piccolissimi che non potremmo mai vedere.

Solo con l’osservazione di pianeti, Luna e stelle doppie si possono aumentare gli ingrandimenti fino a cercare di sfruttare tutto il potere risolutivo dello strumento. Una regola empirica vuole che, per osservare tutti i minuti dettagli di oggetti brillanti, l’ingrandimento massimo debba essere compreso tra le 2 e le 2,5 volte il diametro del telescopio espresso in millimetri. Ecco allora che un telescopio da 100 mm di diametro può sfruttare con profitto ingrandimenti fino a 200-250 volte e solo su soggetti brillanti che mostrano dettagli ad alto contrasto e luminosità (e nelle serate “buone”!). Questo ingrandimento è sufficiente per sfruttare il potere risolutivo dello strumento. Continuare a ingrandire è possibile ma l’effetto è simile a quello che si ottiene ingrandendo a dismisura una fotografia sul computer.

L’esempio con una fotografia calza molto bene e fa capire alla perfezione la situazione (rima fatta!). Immaginiamo di avere un’immagine con una risoluzione superiore a quella dello schermo; se vogliamo vedere tutto il campo ripreso dobbiamo ridurne le dimensioni: quest’osservazione a basso ingrandimento ci fa percepire meno dettagli piccoli, perché anche se ci sono il nostro occhio non li riesce a vedere. Ingrandendo l’immagine perdiamo la visione d’insieme ma possiamo arrivare a vedere sempre maggiori dettagli. Alle dimensioni originali otteniamo di fatto quello che per un telescopio è il massimo ingrandimento utile: stiamo osservando una piccola porzione dell’immagine ma riusciamo ad ammirare tutti i piccoli dettagli che prima non potevamo percepire (sebbene fossero presenti). Se continuiamo a ingrandire ben oltre le dimensioni originali non otteniamo alcun miglioramento della visione, perché abbiamo già visto tutta la risoluzione catturata dalla foto, che è stata fissata al momento dello scatto e che nessun ingrandimento può alterare.

 

Ingrandire un oggetto è come fare zoom su una fotografia: quando superiamo un certo ingrandimento l'immagine si sfoca e non ci restituisce più dettagli.

Ingrandire un oggetto è come fare zoom su una fotografia: quando superiamo un certo ingrandimento l’immagine si sfoca e non ci restituisce più dettagli.

 

Ingrandire molto serve solo per Luna, pianeti e stelle doppie, ma occhio a non esagerare altrimenti si avrà l'effetto simile a quello della precedente fotografia.

Ingrandire molto serve solo per Luna, pianeti e stelle doppie, ma occhio a non esagerare altrimenti si avrà l’effetto simile a quello della precedente fotografia.

Ecco allora che abbiamo imparato una cosa molto importante, che è fondamentale per fare il primo passo verso l’astronomia amatoriale e capire anche di chi ci si può fidare quando vogliamo dei consigli sull’acquisto di un telescopio. Il mio ottico, tanto tempo fa, quando gli feci quella domanda sugli ingrandimenti mi consigliò un telescopio che poteva arrivare a quasi 600 volte, invece di un altro che non avrebbe superato i 300 ingrandimenti. Entrambi erano rifrattori da 90 mm di diametro, solo che uno aveva una focale di 500 mm e l’altro di un metro. Secondo voi, ora che sapete come stanno le cose, avrei dovuto fidarmi della sua competenza astronomica?

Cosa aspettarsi dal proprio telescopio?

Cosa si vede con un telescopio amatoriale?

Il cielo è ricco di meraviglie, le cui forme e colori sono ben più vasti di tutte le opere d’arte mai concepite dall’uomo. Basta fare una rapida ricerca su internet con parole chiave come “galassie” o “nebulose” per innamorarsi dell’Universo. Proprio come un’irrazionale e irrefrenabile cotta adolescenziale, è questo il momento in cui rischiamo di perdere la lucidità e la calma, perché molto spesso si salta subito a una conclusione inevitabile: “Voglio vedere anche io quelle meraviglie, in diretta sul cielo, voglio comprare un telescopio e abbronzarmi con tutta quella luce e quei colori che mostra l’Universo!”

Purtroppo con questo post ho il poco gradevole compito di riportare tutti con i piedi per terra e di far capire quali sono i limiti e le possibilità che offre un telescopio amatoriale accoppiato al nostro strumento di osservazione, in gergo chiamato occhio.

Tutte le fotografie che possiamo osservare su internet sono, appunto, fotografie, ovvero rappresentazioni della realtà catturate attraverso strumenti molto più potenti dei nostri limitati occhi.

Il limite più grosso che ci impedirà sempre e comunque di avere le bellissime visioni, contrastate e colorate, che ci mostra invece google con estrema facilità è la modesta sensibilità del nostro occhio. Strumento formidabile per farci adattare e sopravvivere nell’aspro ambiente naturale, la nostra vista non ha dovuto di certo svilupparsi per osservare oggetti che fino all’invenzione del telescopio nessuno sapeva neanche che esistessero.

Arriviamo quindi alla prima e fondamentale regola che discrimina tra l’osservazione visuale e la fotografia: il nostro occhio non è abbastanza sensibile per vedere i contrasti e quasi sempre persino i colori di qualsiasi tipo di oggetto celeste, a esclusione delle stelle brillanti e dei pianeti. Non c’è telescopio che tenga: potremmo persino mettere l’occhio all’oculare di un telescopio da 10 metri di diametro ma tanto non riusciremmo a vedere una galassia colorata, come invece permette di fare la fotografia con strumenti persino più modesti di un telescopio giocattolo da 50 euro. Il motivo per cui molti appassionati passano spesso alla fotografia è per scoprire contrasti e sfumature di colore che solo i sensibili apparati fotografici possono rivelarci.

A prescindere dal colore, anche i contrasti percepiti degli oggetti variano molto tra l’osservazione e la fotografia. Come regola molto empirica e un po’ approssimata, ma che rende bene l’idea di quanta differenza ci sia tra quello che vediamo su uno schermo e quello che percepiamo all’oculare di un telescopio, non si fa un grande errore nell’affermare che tra una fotografia e l’osservazione visuale c’è di mezzo un fattore 10 in termini di diametro. Poiché il diametro del telescopio è ciò che per gran parte determina la visibilità e il contrasto degli oggetti osservati, quello che una buona fotografia mostra attraverso un telescopio di 10 centimetri di diametro è visibile, senza troppi sforzi, attraverso uno strumento 10 volte più grande, ovvero di un metro di diametro.

 

Impietoso confronto tra la fotografia, a sinistra, e quello che invece vede l'occhio attraverso lo stesso strumento e il medesimo cielo. Le immagini sono alla stessa scala!

Impietoso confronto tra la fotografia, a sinistra, e quello che invece vede l’occhio attraverso lo stesso strumento e il medesimo cielo. Le immagini sono alla stessa scala!

 

Confronto tra la resa di una fotografia a lunga esposizione ottenuta con un telescopio da 70 m di diametro, a sinistra, e la visione all'oculare di un telescopio binoculare da 60 cm di diametro. Al netto dei colori, tra osservazione e fotografia c'è una differenza di circa un fattore 10 a livello di diametro del telescopio.

Confronto tra la resa di una fotografia a lunga esposizione ottenuta con un telescopio da 70 m di diametro, a sinistra, e la visione all’oculare di un telescopio binoculare da 60 cm di diametro. Al netto dei colori, tra osservazione e fotografia c’è una differenza di circa un fattore 10 a livello di diametro del telescopio.

Poiché un telescopio da un metro di diametro non si trova in commercio per pochi euro, detta così sembra che sto dicendo che l’osservazione visuale sia una perdita di tempo: non è assolutamente vero. Quanto detto fino ad ora serve come terapia d’urto per farvi comprendere che non bisogna guardare le fotografie e sperare di osservare la stessa cosa attraverso il medesimo telescopio, perché non succederà mai.

Dopo aver distrutto tutte le false aspettative, è arrivato il momento di costruirne di nuove e sicuramente veritiere, perché una bella notizia in tutto questo pessimismo cosmico c’è: l’osservazione visuale può essere spettacolare e appagante, solo in modo diverso rispetto alle sensazioni e alle visioni che trasmette una fotografia astronomica. Quello che una fotografia astronomica, per quanto bella, non trasmetterà mai, è l’emozione di stare di fronte a un oggetto distante migliaia, se non milioni di anni luce, senza il freddo filtro del monitor di un computer. Quando si è all’oculare non importa se i contrasti sono deboli e i colori assenti, perché si è in contatto diretto con l’Universo, perché i nostri occhi stanno ricevendo luce che ha attraversato a 300 mila km/s i posti più remoti e affascinanti dell’Universo e in quel momento ha deciso di mostrarsi a noi e solo a noi, per regalarci uno sfuggente, quanto meraviglioso, sguardo verso il passato del Cosmo, un passato per noi presente, eppure distante migliaia, milioni di anni. Osservare il cielo al telescopio è il modo migliore e più emozionante per viaggiare a velocità incredibile a bordo di una immensa macchina del tempo ed esplorare luoghi e spazi dove nessun uomo è mai arrivato e che in pochi hanno persino osservato. E’ come stare in prima fila a uno, dieci, mille spettacoli teatrali; è come visitare milioni di musei, è come vivere mille vite tutte insieme.. E quando la nostra mente, impegnata nel comprendere la vastità e la grandiosità di quello che stiamo vedendo, ci fa percepire quel brivido di sfuggente consapevolezza che dura un millesimo di secondo o forse meno, ci si sente con un pizzico di orgoglio e tanta soddisfazione inquilini protagonisti e non più timidi ospiti di questo meraviglioso Universo.

Per osservare al meglio gli oggetti celesti serve prima di tutto un cielo scuro, lontano dalle luci delle città. Questo vale per le stelle, le nebulose, le galassie, gli ammassi stellari, ovvero per tutti gli oggetti a esclusione di Luna e pianeti, che invece possono essere osservati anche dalle inquinate città. Un cielo scuro di campagna o, meglio, di montagna, in notti in cui non è presente la Luna, è un requisito fondamentale per poter fare ottime osservazioni (e fotografie). Parleremo in un altro post della qualità del cielo e di come stimarla in dettaglio. Per ora accontentiamoci di qualche riferimento grossolano. Un cielo sufficientemente buio è infatti quello che nelle notti estive mostra con facilità la Via Lattea, spessa striscia di luce tagliata in due da un solco più scuro, che parte da sopra la testa e finisce verso l’orizzonte sud. Nelle notti invernali si deve percepire, seppur in modo molto attenuato, la stessa striscia. In tutti gli altri mesi dell’anno, invece, un buon indicatore della qualità del cielo è il piccolo carro: se riusciamo a vedere senza difficoltà tutte le stelle (non del grande carro, ma del piccolo!) allora il cielo è buono per fare proficue osservazioni telescopiche. La differenza tra un cielo illuminato e uno lontano dalle luci (e senza Luna) è enorme e può fare da discriminante, in molte occasioni, tra non vedere un oggetto e osservarlo quasi (QUASI!) come in fotografia.

Con un buon cielo a disposizione, occorre uno strumento che consenta di farcelo sfruttare, ovvero un telescopio. Anche su questo torneremo più volte, ma per ora capiamo bene i punti fondamentali, che sono due:

  • La potenza di un telescopio è determinata in larga parte dal diametro del suo obiettivo. Più è grande e più dettagli posso vedere;
  • Non c’è congegno elettronico che possa migliorare le prestazioni ottiche di un telescopio. Posso equipaggiare uno strumento con GPS, computer potenti, persino con generatori nucleari che garantiscono una vita (del telescopio, meno la nostra!) di centinaia di anni senza dover ricaricare le batterie, ma nessuno di questi congegni ci farà vedere meglio un oggetto, perché tutto dipende da quanto è larga la superficie che deve raccogliere la luce dell’Universo.

Detto questo, per osservare e non semplicemente intravedere gli oggetti del cielo profondo e i dettagli dei pianeti, serve uno strumento di un certo diametro. Fino a qualche lustro fa, il costo elevato degli strumenti costringeva a iniziare con telescopi da 60-80 mm di diametro, a volte 114: troppo poco per osservare con soddisfazione qualcosa oltre i crateri lunari, gli anelli di Saturno e qualche banda su Giove. Con la produzione cinese i prezzi si sono molto abbassati e oggi un telescopio già sufficientemente potente per poter osservare con relativa facilità centinaia di oggetti celesti (o migliaia) può costare meno di uno smartphone alla moda e durare sicuramente di più. Il diametro minimo, quindi, che permette di vedere buoni dettagli è intorno ai 15, meglio 20 centimetri. La configurazione migliore è quella Newton, perché più economica anche se ingombrante. In alternativa uno Schmidt-Cassegrain unisce anche leggerezza e compattezza. Cosa ci mettiamo sotto al telescopio, ovvero la montatura e gli eventuali sistemi computerizzati per puntare e seguire gli oggetti sono degli optional che facilitano la nostra vita ma non migliorano di certo le visioni che avremo. Per questo motivo, dal punto di vista delle visioni offerte all’oculare, un dobson da 20 centimetri, ovvero un telescopio newtoniano su un supporto molto spartano, che costa meno di 500 euro, offre le stesse prestazioni di uno Schmidt-Cassegrain su una pesante montatura equatoriali motorizzata, dal prezzo superiore ai 2000 euro. Quest’ultimo è uno strumento dedicato anche alla fotografia, utilissimo per puntare velocemente gli oggetti celesti e che ci evita di imparare a conoscere il cielo perché fa quasi tutto da solo.

Scendere sotto il diametro di 15 centimetri è consigliabile solo se siamo interessati all’osservazione di pianeti e stelle doppie, o se abitando in città, senza possibilità di spostarci, siamo obbligati a restringere il campo a queste categorie di oggetti brillanti. In questa situazione un rifrattore da 90-100 mm di focale, un Newton da 114-130 mm o un Maksutov o Schmidt-Cassegrain da 10-13 centimetri sono la scelta migliore, perché tanto non potremo mai sperare di sfruttare la grande capacità di raccolta della luce di diametri maggiori visto il luogo dal quale osserveremo e i pianeti presentano già interessanti dettagli con diametro di 10 centimetri.
Capito come funziona a grandi linee l’osservazione visuale e da cosa dipende, la domanda che sorge, direi spontanea, è la seguente: ma cosa posso sperare di vedere in concreto al variare del diametro del telescopio e della qualità del cielo?

Posto che i contrasti e i dettagli dipendono in modo forte dall’esperienza dell’osservatore (all’inizio sarà difficile vedere qualcosa, poi già dopo una settimana si vedrà molto di più) e dall’acutezza visiva, ho cercato di preparare una tabella in cui ci si può fare un’idea. La notizia buona è che quanto state per vedere rappresenta una situazione piuttosto pessimistica: con l’avanzare dell’esperienza la visione migliorerà nettamente.

Qualche oggetto del profondo cielo osservato con un telescopio da 50 mm di diametro (o un binocolo) sotto un cielo scuro.

Qualche oggetto del profondo cielo osservato con un telescopio da 50 mm di diametro (o un binocolo) sotto un cielo scuro.

 

Qualche oggetto del profondo cielo osservato con un telescopio da 150 mm di diametro sotto un cielo scuro.

Qualche oggetto del profondo cielo osservato con un telescopio da 150 mm di diametro sotto un cielo scuro.

 

Qualche oggetto del profondo cielo osservato con un telescopio da 250 mm di diametro sotto un cielo scuro.

Qualche oggetto del profondo cielo osservato con un telescopio da 250 mm di diametro sotto un cielo scuro.

 

Cosa dire invece di Luna e pianeti? Qui l’occhio si riprende la sua (parziale) rivincita, soprattutto sulla Luna, che mostra dettagli molto simili a quelli di una buona fotografia, con contrasti emozionanti e spettacolari giochi di luce.
Un po’ più difficoltosa l’osservazione dei pianeti luminosi, ma per un mero gioco di illusioni: durante le prime esperienze tutti i pianeti appariranno sempre troppo piccoli nel campo dell’oculare, eppure Giove, a 40 ingrandimenti è già grande quanto la Luna piena vista a occhio nudo. In questo contesto non bisogna cercare l’ingrandimento smodato (termine tecnicissimo!) ma convincere il cervello che stiamo vedendo un’immagine già sufficientemente grande a 150-200 ingrandimenti. Andare oltre questi valori necessita di telescopi da almeno 150 mm di diametro e una notevole stabilità dell’atmosfera.

Marte, a sinistra, e Giove, a destra, visti attraverso uno strumento da 100 mm di diametro a circa 200 ingrandimenti. Con il progredire dell'esperienza si vedranno molti più dettagli di queste due, pessimistiche, simulazioni.

Marte, a sinistra, e Giove, a destra, visti attraverso uno strumento da 100 mm di diametro a circa 200 ingrandimenti. Con il progredire dell’esperienza si vedranno molti più dettagli di queste due, pessimistiche, simulazioni.

 

A sinistra: tipico panorama lunare visibile già con strumenti da 80 mm di diametro a 100-150 ingrandimenti. A destra, lo stato dell'arte dell'osservazione lunare, grazie alla maestria di Giorgio Bonacorsi e un piccolo rifrattore da 80 mm di diametro. Riuscite a comprendere quanto conta l'esperienza?

A sinistra: tipico panorama lunare visibile già con strumenti da 80 mm di diametro a 100-150 ingrandimenti. A destra, lo stato dell’arte dell’osservazione lunare, grazie alla maestria di Giorgio Bonacorsi e un piccolo rifrattore da 80 mm di diametro. Riuscite a comprendere quanto conta l’esperienza?

 

Stesso strumento, stessa serata, stesso ingrandimento ma diversi osservatori, uno esperto e l'altro alla prima esperienza. Il modo migliore per migliorare non è comprare sempre nuovi e più potenti telescopi ma allenarsi sotto cieli scuri.

Stesso strumento, stessa serata, stesso ingrandimento ma diversi osservatori, uno esperto e l’altro alla prima esperienza. Il modo migliore per migliorare non è comprare sempre nuovi e più potenti telescopi ma allenarsi sotto cieli scuri.

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Una grande avventura di Daniele Gasparri – AGGIORNATO CON RESCONTO FINALE

Una grande avventura – Daniele Gasparri [aggiornamenti in fondo alla pagina – inserite foto eclisse + aurore elaborate + resoconto finale]

Al bando la scaramanzia! Quando si decide di intraprendere una nuova avventura e la si vuole condividere con il maggior numero possibile di appassionati, non c’è tempo per farsi intimidire da tutti i possibili imprevisti che potrebbero accadere.

Eccoci qui allora. Mi chiamo Daniele Gasparri, astronomo, autore di diversi libri di astronomia e soprattutto super appassionato del cielo. Insieme a un gruppo di 12 persone, tra cui l’astrofilo e autore Marco Bastoni e alcuni esperti astrofotografi come Federico Pelliccia e Giovanni Giardina, stiamo per intraprendere una grande avventura verso il profondo nord. Ci spingeremo a oltre 70° di latitudine, ben all’interno del circolo polare artico e ci sposteremo dalla cittadina norvegese di Tromso fino alla profonda e selvaggia Lapponia svedese e finlandese per cercare di catturare due spettacoli straordinari della Natura: le aurore polari e l’eclisse di Sole del 20 marzo. Non avremo il privilegio di osservarla totale, ma arriveremo a una fase molto più avanzata di quella che è possibile osservare dall’Italia: il Sole verrà infatti coperto per oltre il 95% e il calo di luce sarà piuttosto marcato.

Grazie alla preziosa collaborazione con Riccardo Cappellaro di Teleskop service Italia, siamo stati equipaggiati con un super telescopio solare: un lunt H-alpha da 60 mm con il quale, si spera, osserveremo e faremo osservare a tutti voi le fasi dell’eclisse di Sole insieme a filamenti e protuberanze della nostra stella. Attraverso questo blog, inoltre, potrete seguire quasi in diretta le fasi dell’eclisse e di tutto il viaggio, dalla parte astronomica a quella naturalistica.

Quello dell’eclisse sarà infatti solo uno dei momenti di un viaggio di tre notti e quattro giorni nel quale andremo alla caccia delle aurore polari, magnifici spettacoli di luci che solcano questi cieli per noi tanto lontani. Non è la prima volta per me, le ho potute ammirare anche lo scorso anno e per questo sono ancora più emozionato e impaziente di poter assistere di nuovo a uno degli spettacoli più belli e potenti della Natura (se non il più bello!). Sfidando il freddo (sono previste temperature di -20°C) e le nuvole andremo a caccia di uno sprazzo di cielo libero, sperando che questi imprevedibili fiumi di luce si renderanno visibili in tutta la loro sublime potenza.

Ecco allora quale sarà l’avventura che vivremo insieme, quasi in tempo reale, attraverso le pagine di questo blog. Nessuno sa quali condizioni meteo troveremo e nessuno sa se e quando le aurore verranno a bussare alla nostra porta. Tutto quello che potremo fare sarà tenere caldi i motori delle nostre auto per poterci spostare anche di centinaia di chilometri nella fredda notte del circolo polare artico, con le macchine fotografiche in una mano e tanta speranza nell’altra, pronti per immortalare gli improvvisi bagliori verdi che, si spera, si renderanno visibili senza alcun preavviso.

Non solo eclisse e non solo di notte. Il meteo non potrà infatti impedirci di ammirare lo straordinario panorama di quei luoghi, dai fiordi norvegesi alla tundra ghiacciata e incantata della Lapponia, che sarò pronto a condividere con voi appena sarà possibile.

Comunque vada, quindi, restate incollati su queste pagine, a partire da giovedì 19 marzo fino a domenica mattina 22 marzo, senza perdervi le fasi dell’eclisse di Sole, che da dove saremo noi inizierà circa alle 10 di mattina (ora italiana) con il massimo circa alle 11, così potrete vivere insieme a noi le emozioni, le avventure e gli inevitabili imprevisti di un viaggio che in ogni caso si preannuncia spettacolare!

 

UPDATE 18/03/2015

Prova di ripresa con Lunt 60, reflex modificata e barlow 2x, esposizione unica, tutto pronto per l’eclisse!!

AGGIORNAMENTO 20/03/2015

La prima serata se n’e’ andata, insieme a una giornata imprevedibile e durissima. Il volo da Milano a Oslo, prima tratta che poi da qui ci avrebbe portato a Tromso, ha subito un ritardo di quasi un’ora, per non si sa quale motivo. Tra valigie perse e corse sfrenate siamo riusciti a prendere all’ultimo minuto la coincidenza per la nostra meta finale. Eravamo gia’ provati ma era solo l’inizio dell’avventura, quella dura che ti mette di fronte ostacoli che sembrano troppo grossi. Cosi’, ormai a pochi chilometri da Tromso il comadante ci comunica che gireremo per una mezz’oretta sopra la citta’ perche’ a terra le condizioni di vento forte e neve fitta impediscono l’atterraggio. Passiamo quasi un’ora a girare in tondo ammirando i colori del tramonto e alla fine le condizioni non migliorano, cosi’ ci dirottano in un aeroporto 300 km piu’ a sud, a Narvik. Atterriamo e aspettiamo un’altra mezz’ora nell’aereo fermo e ormai avvolto dalla copiosa nevicata in atto.
Alla fine la decisione del comandante: saremo decollati per provare ad atterrare a Tromso, ma le condizioni erano ancora al limite, con forte vento laterale e tanta neve che gli spazzaneve non riuscivano a togliere. Se non saremmo riusciti ad atterrare a Tromso ci avrebbero riportato a Oslo e fatto prendere un volo la mattina seguente. Questo avrebbe significato addio all’eclisse e tutti eravamo terrorizzati da questa eventualita’. Dopo aver decollato da una pista completamente bianca alla fine, con tre ore di ritardo, siamo per fortuna riusciti a toccare terra a Tromso. 9 ore di aereo, tre decolli e altrettanti atterraggi, una valigia dispersa a Oslo ritrovata a Tromso e insieme a lei anche la voglia di continuare un’avventura che fino a quel momento ci aveva bastonato per bene. Prese le auto, andati in hotel, indossato l’abbigliamento termico e a mezzanotte siamo usciti. Un piccolo sussulto dell’aurora nello stretto spazio tra due nuvole e’ tutto
quello che siamo riusciti a vedere. Dopo solo neve, ghiaccio e nuvole spesse che ci hanno nascosto l’aurora che nel cielo brillava soave. A letto, con la voglia e la speranza di vedere l’eclisse; non da Tromso perche’ sara’ brutto. La nostra missione e’ svegliarsi all’alba e guidare in Lapponia fino a trovare il Sole. ce la faremo? riusciremo ad avere il segnale cellulare per far vedere le foto? Non si sa, ma di certo noi, dopo tutto quello che abbiamo gia’ passato, siamo pronti a tutto e non ci arrenderemo fino all’ultimo! Dalle 10 in poi state collegati e scoprirete se ce l’abbiamo fatta!

 

PRIME FOTO NON ELABORATE DELL’ ECLISSE!!! Con Lunt 60 e Reflex Canon modificata

AGGIORNAMENTO: A caccia di aurore! 

Secondo giorno: la giornata perfetta 

Sono le 12 del terzo giorno e seduto su una poltrona nella sala principale dell’hotel guardo fuori il panorana incantato di questo posto ghiacciato e ripenso alla giornata e soprattutto alla notte appena trascorse.

L’eclisse e’ andata bene e forse questo lo sapete gia’. Quello che ancora non sapete e’ come e’ proseguito il resto della giornata, di cui l’eclisse ha rappresentato solo un timido antipasto. Cominciamo dal luogo in cui l’abbiamo osservata. A Trosmo, nostra base operativa, le previsioni erano impietose, cosi’ ci siamo buttati giu’ dal letto prima delle 6 di mattina e alle 7 eravamo gia’ in macchina. L’obiettivo era semplice: guidare piu’ a est possibile fino a raggiungere la Lapponia, luogo nel quale tutte le previsioni meteo ci garantivanoil sereno. Dopo aver letteralmente sciato per almeno 100 km su strade lastricate di ghiaccio e aver superato le montagne costiere, il paesaggio Lappone sì è aperto di fronte a noi con tutto il suo splendore. Un cielo limpidissimo, un Sole alto pochi gradi sull’orizzonte, distese immense di ghiaccio e una temperatura di -8 gradi. Abbiamo scelto di osservare l’eclisse ai bordi di uno dei tanti laghi ghiacciati nella Lapponia finlandese e lo spettacolo è stato grandioso.

Ma la nostra fuga nell’entroterra Lappone era finalizzata anche per osservare lo spettacolo per cui ci siamo spinti fino a 70 gradi di latitudine nord: le aurore. Dopo la delusione e le sfortune della prima sera la tensione era enorme e non potevamo piu’ fallire.

E cosi’ e’ stato. Dopo aver raggiunto il nostro luogo di osservazone piu’ a est possibile dalle montagne foriere di nuvole e neve, l’aurora si e’ presentata in grande stile prima ancora che il cielo fosse buio. Qui il Sole sembra voler far soffrire gli amanti della notte con un gioco sadico. Poco prima delle 18 si getta sotto l’orizzonte e ci lascia pensare che la notte sia vicina; invece e’ solo l’inizio di un crepuscolo di 3 lunghissime ore in cui le stelle faticano ad accendersi, soprattutto verso ovest. Ma l’aurora non ha tutta questa pazienza certe volte. E ieri era una di queste. Con il cielo ancora chiaro ecco un fiume di luce attraversarlo da est a ovest, passando per lo zenit e arrivando fino a Venere che dava bella mostra di se’ nei colori del tramonto infinito. E’ l’inizio di uno spettacolo che non dimenticheremo mai piu’, perche’ l’aurora ci ha accompagnato per tutta la notte. La presentazione e’ stata esplosiva. Quel fiume di luce all’inizio statico e indistinto in mezz’ora e’ diventato un turbinio di luci in rapido movimento che ci ha fatto urlare al cielo. Il verde tipico di questi spettacoli era evidente anche ai nostri occhi e accesissimo in foto. Questo primo atto e’ durato mezz’ora e a posteriori era solo l’antipasto.

Dopo una pausa di mezz’ora nella quale il fiume di luce colorato ha deciso di calmarsi, sebbene coprisse tutto il cielo, il secondo atto ci ha lasciato interdetti perche’ nessuno aveva mai visto una cosa del genere. Onde velocissime di color verde hanno cominciato a solcare il cielo da nord verso sud, muovendosi a una velocita’ straordinaria, decine di migliaia di chilometri l’ora. In un decimo di mezzo secondo verso nord partiva un impulso di luce che si propagava come una nuvola fino all’estremo sud. Un’onda luminosa dopo l’altra, per almeno dieci minuti. Impossibile fotografare qualcosa ce va cosi’ veloce ma i nostri occhi sono rimasti rapiti da un fenomeno del genere.

Cosi’ si concluse il secondo atto. La meritata pausa ci ha lasciato il tempo per respirare di nuovo e farci accorgere che nel mezzo del lago ghiacciato in cui stavamo si sentiva il ghiacco muoversi e produrre suoni simili a esplosioni, tipici di due placche che si scontrano e che generano deboli terremoti. Nessuna paura; il ghiaccio qui in Lapponia a Marzo e’ ancora spesso piu’ di un metro e tutti i corsi d’acqua sono percorribili persino con le motoslitte.

Il cielo era ancora verde ma il fiume non era in piena, cosi’ decidemmo di riscaldarci un po’ in macchina. A -16 gradi e con un vento teso in grado di congelare il respiro e gli occhi, un po’ di caldo era di certo molto gradito.

Dopo una cena a base di affettati e crackers, decidemmo di ripartire con calma e di iniziare a colmare il divario di tre ore di macchina che ci separava da Tromso. Mentre io guidavo gli altri avevano il compito di controllare dal finestrino lo stato del cielo e di avvisarmi immediatamente nel caso in cui l’attivita’ sarebbe di nuovo aumentata. Girava infatti da ormai qualche ora l’ipotesi che verso la mezzanotte avremmo potuto assistere a una intensificazione dell’attivita’. In cuor mio pensavo fosse solo una speranza di chi non era ancora sazio, ma mi sbagliavo e di grosso.

Dopouna sosta per fare rifornimento nell’unico paese nel raggio di oltre 200 km, un’occhiatarapida al cielo ci ha fatto sussultare: era verde acceso. L’aurora aveva ricominciato a dare spettacolo!

Il terzo e ultimo atto e’ stato incredibile. Dopo 10 secondi dall’avvistamento abbiamo trovato una provvidenziale area pargheggio ai bordi della strada, siamo scesi a bocca aperta, abbiamo scatenato la nostra potenza di fuoco fotografica in un cielo che ancora adesso riesco a vedere nitido di fronte a me. E’ impossibile descrivere quello che e’ successo. Un’intensa tempesta geomagnetica ci ha regalato sesprenti di luce luminosissimi e coloratissimi. Non si vedeva solo il verde ma anche il giallo, il rosso e il porpora. Erano cosi’ accesi da illuminare il paesaggio intorno e trasformare un cielo buio quasi perfetto in uno spettacolo che non avremmo mai pensato di osservare. Quella era l’aurora, quello e’ stato il momento piu’ incredibile, che ha cancellato in un colpo solo tutte le fatiche e le difficolta’. L’aurora era cosi’ brillante che era ben visibile dagli schermi delle nostre fotocamere e saturava il sensore gia’ con un paio di secondi di esposizione. Una cosa incredibile; non si sapeva dove guardare perche’ ovunque fiumi e serpenti si accendevano e si muovevano a velocita’ mai viste. L’emozione era d e’ ancora fortissima e spero che un paio di foto possano rendere l’idea, ma per capire cosa abbiamo visto e provato noi prendete queste sensazioni e moltiplicatele per 1000 o forse di piu’; cosi’ forti da lascarci a bocca aperta, di farci urlare; cosi’ forti da far sentire i -16 gradi quasi piacevoli persino senza guanti e cuffie. Questa, Signori, e’ l’aurora: una delle esperienze piu’ belle che potremo mai fare su questo straordinario pianeta.

 

AGGIORNAMENTO: ecco le straordinarie fotografie elaborate che Daniele ha inviato stamattina. Invidia pura!

 

AGGIORNAMENTO: il resoconto finale

Tornati in Italia, tiriamo le somme

Il viaggio nel grande nord è finito, siamo già tornati alla vita di tutti i giorni ma dentro di noi porteremo sempre le avventure di uno dei viaggi più intensi, improvvisati e sorprendenti che abbiamo mai fatto.

La terza e ultima notte l’aurora non si è mostrata a noi con lo straordinario spettacolo della sera precedente, ma ci ha comunque salutato degnamente, sebbene si sia fatta desiderare.

Dopo la grande tempesta della sera prima volevamo a tutti i costi chiudere in bellezza ma le previsioni meteo erano impietose. Niente di nuovo per Trosmo, ma anche in Lapponia era previsto l’arrivo di un esteso fronte perturbato che in breve avrebbe coperto tutto il cielo. Tutto questo, però, non ci ha fermato. Dopo aver trascorso una mattinata tranquilla riposandoci e ricaricando le batterie (non solo quelle delle fotocamere!), abbiamo deciso di provare comunque, perché non avevamo nulla da perdere.

Poco dopo le 15 siamo quindi partiti di nuovo verso l’entroterra Lappone, attraversando meravigliosi paesaggi innevati degni dei migliori film, percorrendo di nuovo la Northern Lights Route, quella strada lunghissima così somigliante alle sterminate e aride distese dell’entroterra americano e australiano, con la piccola differenza di essere circondata da neve e ghiaccio. Siamo così arrivati in Finlandia che il Sole era appena tramontato e le nuvole, poco dietro di noi, stavano già arrivando. Così, dopo un breve consulto, abbiamo deciso di proseguire verso est più possibile, fino a trovare un po’ di cielo libero.

Abbiamo guidato per circa un’ora e a un certo punto ci siamo accorti che il cielo era sgombro da nubi, con l’aurora che si stava già mostrando a noi. Ci siamo fermati su un’area parcheggio lungo la strada deserta e ci siamo fatti forza. Sì, perché fuori il termometro segnava -19°C, 5 gradi in meno della serata precedente che era già stata abbastanza fredda. Non c’è voluto comunque molto per convincerci a uscire. Quando il cielo è diventato verde ci siamo fiondati fuori, qualcuno (io) persino senza guanti.

Ecco di nuovo l’aurora formare un perfetto anello che attraversa il cielo dall’orizzonte nord-est fino a nord-ovest, una gigantesca autostrada di luce, molto diversa dall’esplosione di colori e dinamica della sera prima, ma sempre bella e interessante.

Il freddo pungente si faceva sentire, ma non ci ha fermato. A ogni respiro nel naso si formavano piccoli aghi di ghiaccio, il fiato congelava sulle sciarpe e sul passamontagna e le ciglia umide si incollavano se si tenevano chiuse le palpebre per qualche secondo. Può sembrare fastidioso e doloroso, ma in quel momento era un’ulteriore fonte di divertimento: chi mai avrebbe pensato che il freddo da freezer potesse generare tutti questi strani effetti?

Il meteo non ci ha concesso molto tempo; un’oretta o poco più. Ogni tanto l’aurora diventava più luminosa e riusciva a illuminare la lunga strada che si stagliava di fronte a noi e un paesaggio che senza questa fonte di luce sarebbe stato nero come la pece. Certo, perché qui l’inquinamento luminoso non esiste. Di fronte a noi nessun paese per almeno 150 km; dietro di noi il villaggio più vicino era a 80 km. Verso sud e nord nessuna mappa indicava insediamenti umani degni di nota. Eravamo nel mezzo del nulla. E se a qualcuno questo può spaventare, a noi, così appassionati del cielo e della Natura, eccitava quasi quanto l’aurora. Vedere tutto l’orizzonte nero, senza la minima traccia delle tipiche colonne di luce prodotte da città e paesi era la ciliegina sulla torta di un’altra notte da ricordare, qui nel grande nord, dove il ghiaccio è così secco da diventare un fidato compagno di viaggio, un po’ come la terra delle nostre temperate regioni.

Un’oretta, poco più; giusto il tempo per metabolizzare le emozioni della notte precedente e farci apprezzare, con calma, la straordinaria desolazione di un paesaggio mozzafiato che spesso viene illuminato di verde, una luce diffusa e delicata che non ci stancheremo mai di inseguire e ammirare.

A presto Lapponia; a presto aurora. Lo so già che ci rivedremo molte altre volte; ci vuole solo la pazienza di aspettare un’altra orbita intorno al Sole.

 

 

Un sincero Grazie a Daniele e a tutti i partecipanti alla spedizione per averci reso partecipi, virtualmente, di questa bellissima esperienza!

TS Italia