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011
PPOOLLAARRIISSOrgano ufficiale dell'Associazione Tuscolana di Astronomia "Livio Gratton"
La Virgola della situazione n.3
Costanti...complicate
Capire la Luce
I Programmi di Ricerca Amatoriale della nostra Associazione
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Effemeride: Volontariato: la risorsa da valorizzare, quando mancano le (altre) risorse...Pillole: Appunti minimi, Spunti per Ricerche
Osserviamo: Piano...pianissimo!
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L’Osservatorio Astronomico “Franco Fuligni”
Sito a Rocca Di Papa (Rm) in località Vivaro, è dal 2001 uno dei principali centri per la didattica e la divulgazione scientifica del territorio dei Castelli Romani. E’ una struttura pubblica ora gestita dall’Associazione Tuscolana di Astronomia e dal Parco Regionale dei Castelli Romani, disponibile per chiunque (soci, astrofili, curiosi, gruppi e scolaresche) sia interessato a scoprire le bellezze dell’Universo. La cupola di 4 metri ospita un telescopio newtoniano da 41 cm di diametro automatizzato, altri telescopi minori e strumentazioni per la ripresa e l’osservazione. Dalla Meridiana dell'Osservatorio parte il “Sentiero delle Stelle”, un percorso attrezzato naturalistico-astronomico lungo il quale è possibile riscoprire “l’altra metà del panorama”.
Iscriversi all’Associazione
Essere Socio significa anzitutto condividere attività e scopi dell’Associazione e sostenerli, semplicemente con la quota annuale di iscrizione, oppure anche partecipando e contribuendo in modo attivo alle iniziative. In ogni caso essere Socio consente sempre di avere qualcosa in più.
Le quote annuali 2010-2011 di iscrizione all’Associazione sono: •Quota ORDINARIA (valida anche per enti e persone giuridiche): 35 euro•Quota RIDOTTA (per studenti, anche universitari): 20 euro •Quota PARTNER (comprende l’iscrizione all'Unione Astrofili Italiani): 75 euro •Quote GRUPPO (iscrizione contestuale di almeno 20 soci): 10 euro
L’iscrizione può essere effettuata:•in contanti, presso le sedi di attività sociali, durante gli orari di apertura, o in occasione di una qualsiasi delle iniziative proposte dall'Associazione; •tramite il sistema sicuro di pagamenti on-line Paypal (su www.ataonweb.it), ad esclusione della quota "gruppo";•con versamento su conto corrente Bancoposta n. 89512008 (oppure con bonifico - codice IBAN: IT 52 N 07601 03200 000089512008) intestato all’Associazione Tuscolana di Astronomia.E’ importante inviare il Modulo di iscrizione compilato corredato di copia dell'attestazione del pagamento effettuato, via e-mail a [email protected], via fax (06.94436469) o via posta ordinaria. Il modulo è reperibile sul nostro sito internet.
Consiglio Direttivo in carica fino al 10/04/2014
PresidenteLuca Orrú
VicePresidentiMarco Tadini
Rino CannavaleConsiglieri
Valeriano BottiniGiampaolo Gratton
Maria Antonietta GuerrieriGianni Lacaprara
Elisa NichelliEmilio Sassone Corsi (Past President)
Marco StangalinEnrico Ventura
Consiglio Scientificoin carica fino al 10/04/2014
Presidente Italo Mazzitelli, già INAF-IASF
ConsiglieriGiuseppe Bianco, ASI
Angelo Bodini, già ESA-ESRINPaolo De Bernardis, Univ. di Roma La Sapienza
Calvino Gasparini, INGVRaffaele Gratton, INAF-OAPD
Jonathan Lunine, Univ. di Roma Tor VergataNicola Menci, INAF-OAR
Roberto Orosei, INAF-IASFTommaso Parrinello, ESA-ESRINPaolo Saraceno, già INAF-IFSI
Collegio Sindacalein carica fino al 10/04/2014
PresidenteLeone Stefano Maria Rezia Loppio
ConsiglieriRenato AntonelliGiuseppe Mittiga
L’Osservatorio Astronomico “Claudio Del Sole”
Dal 2008, grazie ad una collaborazione con l’Associazione ASTRIS che lo ha in gestione, l’ATA può avvalersi anche di questa struttura, sita nel Comune di Cervara di Roma (ca. 1.200 m s.l.m.), in una località particolarmente buia, con scarso inquinamento luminoso e adatta ad osservazioni del profondo cielo. Adiacente all'Osservatorio si trova una locanda-ostello in grado di ospitare fino a 30 persone.Anche questo Osservatorio è aperto al pubblico su prenotazione.
Albano Laziale Giovanni lacaprara via Lavinio, 66 - 00041 Albano Laziale (RM) [email protected]
Frascati Giuseppe Mittiga via Luigi Zambarelli, 21 - 00044 Frascati (RM) [email protected]
Grottaferrata Maria Antonietta Guerrieri c/o CSC - Via dei Castani 1 - 00046 Grottaferrata (RM) [email protected]
Latina Paolo Ferretti c/o Agriturismo Prato di Coppola - via del lido km 4.2 - 04100 Latina [email protected]
Montecompatri Marco Meloni via Oberdan, 66-B - 00040 Montecompatri (RM) [email protected]
Palestrina Marco Rosicarelli via Colle di Mezzarone, 9 - 00036 Palestrina (RM) [email protected]
Rocca di Papa Marille Rispoli Via Lazio, 14 (località Vivaro) - 00040 Rocca di Papa (RM) [email protected]
Roma - VIII Municipio Giuseppe Cassarà via Tommaso Mercandetti, 38 - 00133 Roma [email protected]
Velletri Emma Scipioni c/o L'Elce - via Acqua Lucia, 74 - 00049 Velletri (RM) [email protected]
Associazione Tuscolana di Astronomia - Ass. di Promozione Sociale Determina Regione Lazio - Dip. Soc. n. D0403 del 6 Febbraio 2004codice fiscale 04971241007 - partita iva 09604761008Sede legale: viale della Galassia, 43 - 00040 Rocca PrioraWeb: www.ataonweb.it - E.mail: [email protected]
Segreteria Generale e Osservatorio Astronomico “F. Fuligni”via Lazio, 14 - località Pratoni del Vivaro - 00040 Rocca di Papa (RM)Tel./Fax 06.94436469 - Apertura Lun e Ven (9-13), Mer (16-20)email: [email protected] Service Pointc/o M42 Scienza e Natura - via Cavour, 54 - 00044 Frascati (RM)Tel 06.9419979 - Apertura da Lun a Ven (9-13 – 16-20), Gio (9-13)Osservatorio astronomico "Claudio Del Sole" (in co-gestione con ASTRIS)c/o Locanda dell’Orso - località Prataglia - 00020 Cervara di Roma (RM)
Recapiti e riferimenti delle nostre sedi locali
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Lo scorso 10 Aprile l’Assemblea dei Soci dell’ATA ha eletto i nuovi organi sociali per il prossi-mo triennio: il Consiglio Direttivo, il Consiglio Scientifico e il Collegio Sindacale, ed ha voluto altresì confermare il sottoscritto in qualità di Presi-dente del Consiglio Direttivo.
Ringrazio quindi anzitutto i soci per la fiducia accordatami e do il benvenuto (o bentornato…) a tutti i consiglieri ed in particolar modo ai membri del Consiglio Scientifico, per buona parte rinno-vato e ora presieduto da Italo Mazzitelli, a cui l’Assemblea ha voluto esprimere in tal modo la sti-ma di tutti i soci ed il ringraziamento per averci accompagnato in questa avventura, ispirando tante attività di successo dell’ATA, fin dalla sua na-scita nell’ottobre del 1995.
Gestire l’attività dell’Associazione per il prossimo triennio non sarà un compito facile, per i nuovi
organi sociali, soprattutto per mantenere il livello di crescita, sia in termini di quantità che di quali-tà, dei progetti e delle iniziative proposte sul terri-torio.Rispetto a 15 anni fa - praticamente una genera-zione - quando l’attività dell’ATA poteva conside-rarsi in gran parte pionieristica, molte cose sono cambiate: anzitutto le dinamiche sociali e cultura-li, quindi la struttura dell’associazionismo sul terri-torio, l’organizzazione e le politiche degli enti locali, la specifica realtà dei soggetti che, a di-verso titolo, si occupano oggi di divulgazione, di-dattica e promozione della cultura scientifica.Lungo questo percorso, già più volte ci siamo tro-vati nella necessità di dover modificare tipologia, modalità e approccio comunicativo, con l’intento di essere sempre efficaci e presenti sul territorio, riuscendo così a far sempre crescere la dimensio-ne delle nostre attività, ovvero le risorse disponibi-li.
Per l’immediato futuro, tuttavia, il primo nodo da affrontare sarà proprio quello delle risorse, sempre più esponenzialmente difficili da reperire
presso gli sponsor “tradizionali”, quelli istituzionali in partico-lare, i quali in una fa-se di estrema contrazione dei bi-lanci faticano non po-co a considerare una priorità contribuire, seppur minimamente, alle attività di promo-zione della cultura, in generale, e in special
modo della divulgazione scientifica.Bisognerà anche fare i conti, sempre in tema di ri-sorse, con la cronica, e a tratti ormai drammatica, povertà delle nostre scuole, che da vari anni, per la verità, non si possono praticamente più permettere di finanziare qualsiasi attività extra-curriculare e coinvolgere nelle attività didattiche soggetti esterni, se non ribaltandone sugli stu-denti (e le relative famiglie) i costi.
In entrambi i casi, sarà decisivo riuscire a condi-zionare, attraverso una ampia azione di sensibi-lizzazione, la scelta delle priorità, quindi fare veramente sistema, superando per quanto possibi-le logiche da “difesa del fortino” che non guarda-no molto avanti e soprattutto valorizzare al massimo quella dimensione volontaristica che, fortunatamente, rappresenta ancora per noi la ba-se essenziale dell’impegno.
Il 2011, tra l’altro, è stato proclamato “Anno Eu-ropeo delle Attivitá Volontarie che promuovo-
Volontariato: la “risorsa” da valorizzare, quando mancano le (altre) risorse…
EFFEMERIDE
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no la Cittadinanza Attiva” e quindi abbiamo l’opportunità di proporre ed evidenziare quella particolare modalità di impegno volontario, certa-mente atipica nell’ampio contesto del volontariato, che ha come missione la diffusione della cultura scientifica e che vede operativi sul campo pratica-mente solo noi astrofili.
Sarà altrettanto importante fare leva maggiormente sull’interesse, sulla partecipazione e sul contributo diretto dei singoli, avvicinandoci maggiormente ad un “modello anglosassone” di as-sociazionismo, pur senza perdere la vocazione di promozione sociale ed anzi con l’opportunità di indi-viduare con maggiore autonomia obiettivi e conte-sti in cui operare.
Abbiamo in cantiere già vari progetti su cui po-ter applicare le considerazioni appena espresse: uno è sicuramente il progetto del “Planetario iti-nerante”, struttura che potrebbe presto diventare una realtà per il rilancio di tutta l’attività didattica e divulgativa molto apprezzata e seguita su tutto il territorio della provincia di Roma Sud, grazie ad un fortunato incontro di positivi intenti sia di importanti istituzioni pubbliche che di “illuminati” sponsor privati.Speriamo entro pochi mesi di poter dare a tutti i so-ci maggiori ragguagli in merito e soprattutto annunciare l’avvio operativo del progetto.
Altro fondamentale terreno di impegno sarà quello della ricerca amatoriale: stiamo finalizzando la realizzazione della postazione provvisoria che ospiterà il nuovo strumento acquistato anche con il contributo dei soci e che prelude alla realizzazio-ne della seconda cupola presso l’Osservatorio F. Fu-
ligni. Quest’ultima, causa di tempistiche dettate dall’iter autorizzativo, non sarà infatti completata prima della primavera dell’anno prossimo, ma nel frattempo, da queste estate, si potrà già comincia-re a lavorare agli stimolanti programmi di ricerca che il cospicuo “Team operativo Ricerca” ha elabo-rato e che vi proponiamo in alcune schede
pubblicate su questo numero di Polaris. Siamo certi che queste pro-poste troveranno un’ampia ed entu-siasta adesione di tutti i soci interessati alle attività di ricerca amatoriale.
Insomma, la possibilità per cresce-re ancora non manca, comunque: si tratterà di riuscire a trovare, con il contributo e la partecipazione di tutti, nuove strade da percorrere e nuove opportunità, se necessario anche cambiando paradigmi consoli-dati ed accogliendo le energie fre-sche dei nuovi soci e soci operativi, con tutte le idee e le proposte di cui vorranno arricchirci.
Luca OrrùPresidente Associazione Tuscolana di Astronomia
POLARISGiornale dell'Associazione Tuscolana di Astronomia
Anno XVI - Numero 46 - Aprile - Giugno 2011Direttore ResponsabileFranco Foresta Martin
RedazioneRino Cannavale
Luca OrrúPaolo Ferretti
Aurora IannucelliContatto: [email protected]
Il Consiglio Scientifico non e' responsabile dei contenuti,
POLARIS e' un organo interno dell'ATAAutorizzazione del Trib.di Roma N.512/97 del 19/09/97
EFFEMERIDE
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TECNICA
Nella storia dell’astronomia osservativa, tre invenzioni successive hanno provocato dei balzi in avanti eccezionali nella conoscenza umana dell’uni-verso che ci circonda: il telescopio, la fotografia ed infine lo spettroscopio. Quest’ultimo in particola-re ha contribuito in maniera sostanziale alla comprensione dei fenomeni astrofisici altrimenti non spiegabili con la sola osservazione telescopica o fotografica. Qualcuno ha affermato che l’85% di tutte le scoperte astrofisiche è stato realizzato con lo spettroscopio.Forse a causa della percezione che essa richieda difficili e poco attraenti elaborazioni e calcoli mate-matici, o forse a causa del fatto che essa non pos-siede l’appeal che suscitano le stupende fotografie pubblicate giornalmente sulle riviste o sul web, la spettroscopia è stata a lungo ignorata o trascurata dal mondo astronomico amatoriale. Ciò ha anche causato la mancanza sul mercato, per lungo tempo, di strumenti alla portata dei non professio-nisti.Fortunatamente, negli ultimi anni, la situazione ha
cominciato a cambiare con l’avvento della co-siddetta “Età d’oro dell’Astronomia” che, oltre ad influenzare in maniera rivoluzionaria l’attività dei professionisti, ha messo a disposizione degli astro-fili (e delle loro tasche!) strumentazione di alto li-vello come telescopi e montature di alta classe, accessori e CCD, a prezzi ragionevoli. Ovviamente anche la spettroscopia ha usufruito di questa favo-revole contingenza e pertanto spettroscopi amato-riali hanno fatto finalmente la loro comparsa nei negozi di astronomia accanto a telescopi e altri accessori.In questa serie di articoli mostreremo come sia possibile, per un astrofilo di livello medio, usando spettroscopi amatoriali di caratteristiche progressi-vamente crescenti, osservare e documentare gli spettri astronomici che sono capaci di rivelare la temperatura, la composizione chimica e l’età delle stelle, la natura dei gas che rendono le nebulose così affascinanti, la distanza e la velocità di oggetti non stellare infinitamente distanti ed anche l’esistenza di pianeti extrasolari in orbita intorno a stelle lontanissime.Prima di addentrarci però in questo campo, rinfre-scheremo velocemente e semplicemente le nostre cognizioni sulla luce e sugli spettri astronomici.
Capire la LucePrimi passi nella Spettroscopia amatoriale
Introduzione
Mauro Ghiri
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Le leggi di Kirchoff sul corpo nero sono così sempli-cemente enunciate:1. Un solido o un gas ad alta pressione incandescenti producono uno spettro conti-nuo.2. Un gas incandescente a bassa pressio-ne produce uno spettro di linee di emissione.3. Uno spettro continuo visto attraverso un gas a bassa temperatura e a bassa densi-tà produce uno spettro di linee di assorbi-mento.
In figura 1 è rappresentato lo spettro del sole. Es-so è formato dallo spettro continuo (continuum), generato dal sole sulla base dalla prima legge, con sovrapposte le linee di assorbimento, come postu-late dalla terza legge.Le lunghezze d’onda sono espresse in nanometri (nm). Le lettere indicano le linee di assorbimento di Fraunhofer dovute alla terza legge e causate da-gli elementi presenti sia nell’atmosfera solare sia in quella terrestre. In figura 2 è riportato lo spettro della Grande Ne-bulosa di Orione. Qui al continuum, generato dalle stelle di sfondo, sono sovrapposte alcune linee di emissione delle quali molto evidenti sono quelle dell’ Halfa e del NII dalla parte rossa e quelle dell’ Halfa e dell’OIII Intorno al verde-blu, tutte emes-se dalla nebulosa stessa. (In questa figura le lunghezze d’onda sono espresse in Angstrom (Å). Il rapporto tra Å e nm è di 1 a 10, cioè per ottene-re la lunghezza d’onda in nm bisogna dividere
quella in Å per 10).
Dai due spettri si può vedere che la parte più lumi-nosa è centrata intorno al colore blu-verde. Ri-portando in grafico l’intensità luminosa dello spettro in funzione della lunghezza d’onda si ottie-ne un grafico a campana, chiamato profilo dello spettro, con il picco più o meno spostato rispetto al centro. E’ questa la curva di Planck che può venire espressa mediante una formula che inclu-de, oltre alla temperatura e la lunghezza d’onda, altre costanti fondamentali della fisica come la ve-locità della luce e la costante di Boltzmann. La po-sizione del massimo di questa curva dipende dalla temperatura del mezzo che emette il continuum, cioè, nel caso delle stelle, la loro atmosfera. Quindi, determinando la posizione del massimo del profilo, si può calcolare la temperatura in °K dell’atmosfera stellare che ha generato lo spettro. Ciò si ottiene utilizzando la legge di Wien che di-ce che “Il prodotto tra la temperatura massi-ma (°K) e la lunghezza d’onda (Angstrom o Å) a essa corrispondente è costante”. Cono-scendo questa costante, chiamata non a caso “Co-stante di Wien”, pari a 2,8977685 x 107, si può calcolare la temperatura a partire dalla lunghezza d’onda e viceversa.La figura 3 rappresenta una serie di profili di Plank, disegnati per varie temperature, e so-vrapposti allo spettro visibile .
Non bisogna immaginare però che gli spettro-scopi forniscano spettri così puliti e profili di tipo “matematico”. Come in tutte le osservazioni speri-
TECNICA
Le leggi fisiche
Fig.1
Fig.2
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mentali entrano in gioco numerosi fattori di disturbo, oltre naturalmente al continuum ed alle li-nee di emissione e di assorbimento. Tra questi i più importanti sono legati alla presenza dell’atmo-sfera terrestre (estinzione in funzione dell’altitudi-ne della stella in esame, seeing atmosferico, inquinamento luminoso, ecc), altri al rumore intrinseco degli strumenti di ripresa (vari tipi di ru-more casuale o termico delle CCD). Il risultato è molto meno attraente delle curve di Plank, spe-cialmente se la definizione è molto spinta, ma contiene tutte le informazioni necessarie.Nel capitolo successivo vedremo l’aspetto che hanno gli spettri raccolti con il più semplice degli spettroscopi.
Come si è detto all’inizio, solo recentemente so-no apparsi sul mercato spettroscopi alla portata de-gli amatori. Ciò non significa che siano anche economici. Il loro prezzo è ancora di qualche miglia-io di euro, cifre che anche se non impossibili per alcuni amatori, superano spesso il valore di tutta l’attrezzatura che altri amatori possiedono. Fortu-natamente da alcuni anni a questa parte sono apparsi sul mercato tipi di spettroscopio a trasmis-
sione, costituiti da reticoli di diffrazione a bassa ri-soluzione (100 0 200 linee/mm), che ad un costo molto abbordabile hanno permesso l’accesso a questa disciplina così affascinante a tutti gli astro-fili dotati di attrezzatura idonea a riprendere foto-grafie del cielo notturno. Si tratta dello Star Analyzer (SA), mostrato in figura 4, che con un costo appena superiore a 100 euro permette di ri-prendere spettri delle stelle e degli oggetti del cie-lo profondo di aspetto puntiforme, come Quasar, galassie lontane, ecc. a bassa risoluzione (100 li-nee/mm) ma sufficiente ad effettuare analisi anche relativamente sofisticate.
Per ottenere uno spettro occorre una montatu-ra capace di seguire il moto siderale delle stelle, un telescopio ed una macchina di ripresa che può essere una webcam, una DSRL o una CCD. L’uti-lizzo dello SA è molto facile. Si avvita sul naso della macchina da ripresa come un qualsiasi filtro, si punta e focheggia una stella, si scatta per un tempo di esposizione ottimale da stabilire speri-mentalmente e, voilà, il gioco è fatto.L’immagine ottenuta andrà elaborata come la tecnica classica della fotografia astronomica richie-de. Questa tecnica dovrebbe essere ben conosciu-ta ai soci che hanno seguito i seminari di astrofotografia o letto i precedenti articoli di Pola-ris.Il risultato sarà un’immagine come quella in figu-ra 5, ripresa con lo SA avvitato al naso della Sbig ST8 sul telescopio dell’Osservatorio Fuligni
TECNICA
Riprendere gli spettri ed analizzarli
Fig.3
Fig.4
Fig.5
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TECNICA
dell’ATA il 10 marzo 2011, con una esposizione di 1 secondo.
Come è possibile che un’immagine così appa-rentemente insignificante contenga così tante informazioni da caratterizzare una stella? Per ri-spondere è necessario utilizzare un programma capace di trasformare le informazioni grafiche in un profilo stellare. Diversi programmi scritti per fa-re ciò esistono sul mercato, alcuni gratuiti come VSpec (http://www.astrosurf.com/vdesnoux/) ed altri a pagamento come RSpec (http://www.rspec-astro.com/). Quest’ultimo è particolarmente interessante perché, oltre ad esse-re molto facile da usare, ha la capacità di mostra-re i profili “in linea”, cioè mentre si stanno riprendendo. Il primo passaggio fornisce il co-siddetto spettro grezzo (raw) che ha l’aspetto della figura 6a, caratterizzata dal lungo picco a si-nistra.
Si può notare che in questa figura le ascisse so-no espresse in pixel. Ciò significa che il profilo non è altro che la trasposizione delle intensità dei singoli pixel (asse delle y) in funzione della posizio-ne dei pixel stessi nel sensore. Ovviamente la forma è quella voluta ma la grandezza essenziale, cioè la lunghezza d’onda, non è ancora presente. Tuttavia alcuni elementi del grafico ci permette-ranno di effettuare la calibrazione, cioè di attribui-re una corrispondenza biunivoca tra i pixel della figura e le lunghezze d’onda (nel nostro caso Angstrom). Innanzi tutto la cuspide a sinistra, che rappre-senta lo spettro di ordine 0, cioè la stella stes-sa, ci permette di fissare la posizione iniziale della scala delle lunghezze d’onda a 0 Å. Inoltre il picco di assorbimento molto pronunciato,
presente sulla destra del grafico, rappresenta l’as-sorbimento dovuto all’O2 dell’atmosfera. Questo picco coincide con la linea A dello spettro di Frau-nhofer riportata in figura 1, posta all’inizio del vici-no infrarosso (7594 Å).Avendo ora due punti noti è possibile, per mezzo dei software di analisi, definire l’asse delle lunghezze d’onda, ottenendo il grafico di figura 6b.
Purtroppo questo non è ancora l’aspetto reale del profilo spettrale di Sirio.
Sappiamo bene che tutte le CCD, così come i sensori delle webcam o delle DSLR, hanno una ri-sposta diversa alle diverse lunghezze d’onda. Es-se sono molto più sensibili alle frequenze intermedie (intorno a 5000 Angstrom) mentre la loro sensibilità scende progressivamente verso gli estremi blu e rosso diventando estremamente bassa nei vicini ultravioletto e infrarosso. Cio signi-fica che anche la curva di figura 6b è affetta da ta-le caratteristica. Quindi, per ottenere la vera curva spettrale della stella dovremo depurare quella ottenuta dagli effetti dovuti alla risposta strumentale. Per fare ciò è necessario determinare la curva di risposta del sensore, che è una operazione delle più difficili e delicate, e va ad influire signifi-cativamente sui risultati finali dell’analisi. Non è questo il posto per discutere come ricavarla, o almeno non lo è in questo primo articolo. In ma-niera veloce e approssimativa si è ricavata, a solo scopo dimostrativo, la curva di figura 7a che illu-stra bene i concetti descritti. Dividendo i valori di intensità della curva 6b per quelli della curva di risposta strumentale 7a si
Fig.6a
Fig.6b
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TECNICA
ottiene la curva della figura 7b che, finalmente rappresenta il profilo finale della stella che si sta studiando.
Quali informazioni possiamo ricavare dalla curva di figura 7b? Prima di tutto la temperatura superficiale della stella. Trascurando la parte dell’estremo violetto, che risente fortemente della bassa sensibilità della CCD a più basse lunghezze d’onda e della relativa approssimazione della risposta strumentale nel vio-letto, si può innanzi tutto rilevare che il massimo, in questa stella, cade nella parte ultravioletta dello spettro. Di conseguenza non si può applicare di-rettamente la legge di Wien. Attraverso VSpec è pe-rò possibile determinare la curva di Plank che meglio approssima il profilo di figura 7b e valutare quindi la temperatura ad essa associata. Nel no-stro caso si è ricavata la temperatura di circa 9000 °K, molto vicina a quella reale di Sirio che è di circa 9940 °K. L’approssimazione è dovuta, oltre che alla scarsa definizione dello spettro, anche alle approssimazioni introdotte con la curva di risposta strumentale. Tuttavia, anche se con una certa approssimazione, la temperatura calco-lata rende possibile la classificazione di Sirio tra le stelle di classe spettroscopica A ed in particolare nella classe A1v. La seconda informazione è data dalla presenza molto evidente, tipica delle stelle delle classi fino alla A, delle righe di Balmer di assorbimento dell’Idrogeno. Ciò significa che la stella è ricca di questo elemento e quindi è giovane e, ovvia-mente, calda. La posizione delle righe di Balmer, indicate dal triangolino nella figura 7b, ci permette
anche di calcolare l’energia di ciascuno stato dell’Idrogeno. Nella parte destra del grafico, dopo il picco di as-sorbimento dell’Halfa si vede una serie di piccoli picchi di assorbimento di bassa intensità e piutto-sto larghi. La larghezza dei picchi ci suggerisce che si tratta, più che di picchi singoli, di bande as-sociate a molecole (chiamate appunto bande mo-lecolari e individuabili singolarmente solo con spettrografi ad alta risoluzione). La loro posizione ci dice che si tratta essenzialmente delle bande molecolari dell’O2 e dell’H2O presenti nell’atmosfe-ra terrestre, chiamate anche bande di assorbi-mento “Telluriche”.Dai risultati ottenuti si può concludere che usando lo SA con un telescopio ed una CCD (o una webcam o DSLR) è possibile determinare le caratteristiche essenziali delle stelle. Appro-fittando di questa possibilità, l’ATA sta iniziando un programma di ricerca sperimentale per costrui-re, usando lo SA, la curva Herzspung-Russel di un ammasso aperto. Tale tipo di analisi, associato ad un campionamento fotometrico di alcune delle stelle dell’ammasso, permette di ricavare informa-zioni essenziali sulle caratteristiche dell’ammasso stesso. Coloro che fossero interessati ad appro-fondire l’argomento possono contattare l’autore ([email protected]) o Marco Stangalini ([email protected]) .
Fig.7a
Fig.7b
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giuro su quel che ho di più caro che non potrebbe farlo se non ci fossero i neu-trini, che vengono generati a fiotti nel centro dell’astro del giorno. Talmente tanti, che ogni secondo che passa attraversano la nostra epi-dermide in numero di circa 80 miliardi per cm2. Ba-date: notte e giorno, perché la Terra è del tutto tra-sparente ai neutrini, e questi c’illuminano anche mentre godiamo del sonno del giusto. O meglio: lo godete voi, perché all’età mia è difficile mettere assieme due o tre ore di sonno nelle venti-quattr’ore. Ma basta lamentarmi dei miei malanni: restiamo ai neutrini.
Era attorno al 1660 … no, forse era il 1960 … che Raymond Davis Jr. decise di tentare di acchiapparli. A tale scopo, costruì un enorme serbatoio di varechina (veramente era percloroetile-ne, ma somiglia assai alla varechina) in fondo a una miniera abbandonata. Centomila galloni a 4850 piedi di profondità: non sembra un esperi-mento descritto da Giulio Verne? E perché varechi-na? Perché contiene un sacco di Cloro e questo, se cattura un neutrino, si trasforma in Argon, che si libera dal legame molecolare, gorgoglia e viene alla superficie. Ogni due settimane si contavano gli atomi di Argon, e i risultati erano molto confu-
si. Dopo lunga statistica, si concluse che si vede-vano circa un terzo dei neutrini che ci si aspettavano, e al momento nessuno ci capì nulla. Ricordo un congresso a Varsavia, nel 1573 in cui Copernico … Mi sbaglio di nuovo: sempre Varsa-via, ma era il 1973 e Schwarzschild, individuo dal cognome impronunciabile e dal carattere ben ri-specchiato dal cognome, allora uno dei big dell’astrofisica mondiale, nelle conclusioni volle ti-rare fuori una frase a effetto. Dunque, affermò: «Per la prima volta siamo riusciti a “vedere” di-rettamente il centro del Sole, e tutti i nostri mo-delli teorici sono risultati sbagliati!» Infatti, i modelli, inclusi i miei, già a quell’epoca prevedeva-no il numero corretto di neutrini, quello osservato ai nostri giorni, e tre volte superiore a quello visto da Davis. Tra l’altro, io ero sicuro dei miei risultati anche perché, pur non essendo stato presente di persona alla Creazione del Sole, ero nondimeno abbastanza vicino a quell’evento, e i racconti dei Patriarchi che mi avevano preceduto mi conferma-vano che il “Fiat Lux”, in realtà, condensava una
Matuzalem
La virgola della situazione n.3
ARGOMENTI
11 POLARIS
quantità di sottocasi, tra i quali: “Fiant neutrinos in sapores tres; cuius particula, eius massa.” Quindi i neutrini dovevano essere di tre tipi, e do-tati di massa in quanto particelle elementari. I miei modelli erano buoni, e i risultati di Davis dove-vano contenere un baco. Che venne fuori piano pia-
no quando, con l’esperimento GALLEX nelle gallerie del Gran Sasso, sensibile a due dei tre tipi di neutrini (mentre Davis ne catturava un tipo so-lo), si trovarono due terzi dei neutrini attesi. E più tardi ancora, rivelatori in grado di cogliere tutti e tre i neutrini mostrarono che ce n’erano esatta-mente come previsto dai modelli, e come da me co-municato a Dante Alighieri sperando che lo mettesse in una poesia che stava scrivendo a quei tempi (non lo fece). Quindi tutto a posto, no? Un accidente!
Il problema è questo: le reazioni che fanno splendere il Sole emettono un solo tipo di neutri-ni, e per la precisione quelli cercati da Davis. Dobbiamo perciò ammettere che, nel tragitto tra il Sole e la Terra, questi neutrini si trasformino in neutrini delle altre famiglie; “oscillino”, come si usa dire in gergo, e ne venga fuori un miscuglio in cui, per ogni “sapore”, c’è un terzo circa dei neutri-ni di partenza, e solo il loro numero totale resta co-stante. E qui viene il bello. Ciò non è assolutamente possibile se la massa dei neutrini è esattamente zero. Per motivi che non starò qui a raccontarvi (occorrerebbe conoscere veramente be-ne almeno la Relatività Speciale), la trasformazio-ne da un sapore all’altro, e il rimescolamento dei
sapori, è possibile solo se la massa dei neutrini è diversa da zero. E questo, col Modello Standard non è assolutamente tollerabile. Vi sembra poco? Dunque, vi rammento una frase di Einstein: «Nes-suna osservazione favorevole potrà mai dimostra-re che la mia teoria è giusta, una sola
osservazione contraria ba-sterà a dimostrare che è sbagliata!» E allora?
Teniamo da parte la massa dei neutrini: già essa basta a dimostrare irrevocabilmente che il Mo-dello Standard non ha soli-de basi ma fluttua sul vuoto. Purtroppo, non ci di-ce ancora in che direzione muoverci per mettere un’altra toppa anche se, in questo caso, sembra molto difficile rappezzare ancora: “non si mette una pezza nuova su un panno vecchio”, diceva un fale-gname barbuto nell’anno XVII del regno di Tiberio Cesare.
Forse, una nuova indica-zione si ricava proprio da
una delle porcherie più schifose perpetrate dai fisi-ci, come le somme in cui si mettono da un lato gl’infiniti negativi, dall’altro gl’infiniti positivi, e si afferma semplicemente che la loro differenza è proprio il valore trovato sperimentalmente per la massa dell’elettrone, o la sua carica elettrica, e così via. Nel tentativo di togliersi di torno i mate-matici che gridano infamie spaventose (e, mi duo-le dirlo, hanno ragione), i fisici hanno pensato che, se a ciascuna particella conosciuta corri-spondesse un’altra particella ancora non os-servata, ma avente certe caratteristiche ben precise che le fruttano il nome di “supersimmetri-ca”, a questo punto le somme infinite andrebbero a zero in modo spontaneo, poiché gl’infiniti positi-vi relativi alla particella normale sarebbero esatta-mente bilanciati dagl’infiniti negativi della controparte supersimmetrica, ed ecco qui: senza neanche mettersi a fare i conti, i signori mate-matici sarebbero tacitati.
Il problema, però, non è risolto così fa-cilmente. Oggi, più o meno tutti sono convinti che esista un qualche genere di “Supersimme-tria”, come è chiamata questa estensione – finora del tutto teorica – del Modello Standard, che ne cura i deficit e magari riesce perfino a dare un po’
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di massa ai neutrini. Anzi: questa ipotetica soluzio-ne sembra generare più problemi di quanti ne rie-sca a risolvere. Vediamone alcuni.
Il primo, più ovvio, è che particelle di questo ge-nere (si definiscono “sparticelle”, mentre ai vettori della forza si aggiunge il postfisso “ino”. Così abbia-mo selettroni, squark, sneutrini, e anche fotini, gluini ecc.) non sono mai state osservate. Poco ma-le: prima di tutto dovrebbero interagire pochissi-mo con la materia ordinaria, ancor meno dei neutrini, e poi la loro massa dovrebbe essere così grande da non essere visibili neanche nel più po-tente acceleratore di particelle. Magari, il nuovissi-mo LHC di Ginevra, quando lavorerà a tutta forza, riuscirà a identificarne qualcuna. E poi c’è sempre la “materia oscura” cosmica, no? Potrebbe essere formata dal cosiddetto “neutralino” che è un incolla e appiccica supersimmetrico previsto dalla Meccanica Quantistica, e sul quale stendiamo un velo di silenzio pietoso. Quindi, questo primo pro-blema si considera a parte, poiché la sua soluzio-ne sperimentale potrebbe essere imminente.
Il secondo problema è ancor più formidabile:
con i dati che abbiamo in mano, non è mica che si riesca a delineare una bella teoria supersimmetri-ca in cui tutto vada a posto. Di teorie supersimme-
triche possibili, ce n’è una quantità enorme; forse sono addirittura infinite. E allora, dove cercare? Vediamo.Se uno parte dalle teorie più semplici, si accorge che i protoni, le particelle che siamo abituati a pensare più stabili per definizione, possono decadere in neutrini e altre schifezzuole su-persimmetriche. In particolare, la più semplice delle teorie supersimmetriche prevede un tempo medio di decadi-mento di circa 1031 anni. È un bel po’, vero? Ma si può sperimentare: basta prendere 1031 protoni e verificare se, in media, ne decade uno all’anno. Purtroppo, i risultati sono stati nulli e, procedendo con taniche d’acqua sempre più imponenti, oggi sappiamo che, se il protone decade, la sua vita media è superiore a 1034 anni. Questo risultato taglia via un sacco di teorie su-persimmetriche semplici, e lascia i fisici alle prese con quelle più complicate, che non è una bella cosa. E dunque, nella speranza di trovare un appiglio sperimentale, si spera ancora che l’acceleratore LHC fornisca l’evidenza di sparticelle o, peggio ancora, di “fami-glie di Higgs”. Già, perché il modello di Higgs prevede una sola particella datri-ce di massa, ma se ci mettiamo in mezzo la supersimmetria, ecco che ci riempiamo di “Higgsini” che potrebbero
rientrare nei limiti di energia di LHC.
Insomma: i fisici si stanno cacciando in un bel guaio. Chi glie lo fa fare? Be’, in primo luogo il fallimento del Modello Standard, e questo lo ave-vamo capito. Ma c’è una chicca in palio, ed è una chicca molto ghiotta. Si tratta nientemeno che della possibilità di
Ci rinunciamo, ormai non ci resta che aspettare la prossima puntata...
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Il mondo della scienze fisiche - e in questo l'Astro-nomia non fa eccezione, è pieno di Costanti: quelle lettere più o meno astruse, piazzate lì a far tornare i conti e a far impazzire gli studenti, che giustamente si chiedono "e adesso QUESTA da do-ve spunta fuori?" (ignorando che anche gli scienziati si fanno la stessa domanda). G, h ta-gliato (perchè poi tagliata...già e' muta, la acca, la tagliamo pure...), e via discorrendo, numeri espres-si in unità di misura fantasiose, dimensioni compli-cate, una sorta di "Deus ex machina" per risolvere le formule e far tornare i grafici. Verrebbe da chie-dersi: ma il buon Dio non aveva niente di meglio da fare che inventarsi leggi di natura che richiedo-no la moltiplicazione/divisione/addizione/sottrazio-ne di un numerello fisso che se non ci fosse non funzionerebbe nulla di nulla?
Prendiamo G, la costante di Gravitazione Uni-versale. Che bisogno c'e' di usarla?
Per capirlo, dobbiamo avere presente da una parte l'esperienza sensibile di ciascuno di noi che "sente" la forza di Gravità (con buona pace di Einstein, che mi perdonerà se uso un linguaggio da fisica classica), e la misura; dall'altra un'espres-sione che la approssima, moltiplicando tra di loro le masse coinvolte e dividendo per il quadrato della distanza che le separa.
F è la forza che misurom1*m2/d è un'espressione che la
approssima
Bene, io da una parte misuro una forza, dall'altra
ho un'espressione matematica che, ai miei occhi, ha la stessa valenza di una formula voo-doo; in mezzo ho un segno che vorrei che fosse "uguale", che indicherebbe che la mia formula spi-ritica dà i risultati misurati per quella forza. Perchè questo avvenga, perchè io possa effettiva-mente dire che la forza che misuro è pari al pro-dotto di QUELLE masse diviso il quadrato della distanza che le separa - quelle masse, non altre, proprio QUELLA distanza - io sono costretto a
Isaac Newton
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Costanti...complicate
Rino Cannavale
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moltiplicare quella espressione per un numero particolare, G appunto, che ha le dimensioni e le unità di misura giuste giuste perchè dal prodotto di due masse diviso per una distanza io abbia una forza misurata in Newton.
F = G*m1*m2/d
Ora io potrei usare qualunque prodotto, qua-lunque formula mi venga in mente: potrei dire che il valore della Forza di Gravità in un dato punto è dato dalla longitudine espressa in ra-dianti moltiplicata per la latitudine espressa in gradi centesimali, elevando il prodotto ad una po-tenza pari al voto in matematica del figlio del cantoniere nero del tratto Mombasa-Timbuktù, co-me recitava una famosa scenetta di qualche de-cennio fa. Guardate che non scherzo: posso VERAMENTE trovare una formula altrettanto astru-sa che mi dia ESATTAMENTE il valore della Forza di Gravità in un dato punto. Quello che non riusci-rò a fare è trovare un'espressione che valga per tutti i luoghi dello spazio, esattamente allo stesso modo.
In questo senso, l'espressione alla destra del se-gno uguale nella formulazione della legge di gravi-tazione universale e' vera per tutti i luoghi dell'universo (sempre Einstein permettendo) e quindi è DAVVERO una legge di Natura, A PATTO che quella espressione venga moltiplicata per un numero che e' SEMPRE LO STESSO indipendente-mente dai valori che indicano le masse e la distanza che le separa. Detto in un altro modo: l'espressione che indica quanto dovrebbe valere la forza di gravità tra due masse qualsiasi separate da una certa distanza coincide con quanto effettiva-mente misuro solamente se io moltiplico quella stessa espressione per G, la costante di gravitazio-ne universale.
Se pensate che questo sia un trucco da illusionisti, avete in un certo modo ragione. Non tanto perchè i fisici non siano gente avvezza a trucchi ed inganni - oddio, magari qualcuno non è proprio uno stinco di santo, ma lasciamo stare - ma perchè questo "aggiustamento" delle leggi di natura tramite costanti piazzate più o meno strate-gicamente è indizio di una mancanza di cono-scenza, di un buco - o meglio, una serie di buchi, come un groviera - nella nostra comprensione del mondo. Come detto prima, molti scienziati si chie-dono da dove vengano fuori: qualcuno ha cercato di capire come sarebbe il nostro Universo se que-ste costanti fossero diverse, anche solo di una parte infinitesimale, e ha scoperto che sarebbe molto diverso, anzi, in alcuni casi non esisterebbe proprio...e da qui sono partite tutte le discussioni
sul cosiddetto "Principio Antropico", di cui parlere-mo magari un'altra volta. Quello che è certo è che tutte le volte che bisogna far tornare i conti, ecco che spunta fuori una qualche "pezza" a cui viene dato il nome di Costante, con una bella lettera (magari legata al nome dello scopritore della legge), e si va avanti, sperando comunque di po-ter arrivare un giorno a SPIEGARE il PERCHE' quella costante c'è e soprattutto ha proprio quel valore.
C'e' da dire che non tutte le costanti sono ugua-li. Alcuni sono piu' "Costanti" di altre, sono le pri-me della classe, quelle che investono le grandi leggi della Fisica: sanno di essere fondamentali, si pavoneggiano un pò, in qualche modo cercano di imitare pigreco, e, i, ossia i tre numeri che in qualche modo sono i pilastri di tante formule matematiche, teoremi, espressioni che magari vo-gliono dire tutt'altro ed invece includono almeno uno di questo "numeroni"...Queste Costanti di se-rie A sono ad esempio la G di cui sopra, ma anche la Costante di Planck (la famosa e triste h ta-gliata): costanti che nessuno si sognerebbe di mettere in dubbio (oddio...qualcuno ogni tanto ci prova, con scarsi risultati, in verità).
Ci sono poi le costanti di serie B, quelle che so-no messe a far tornare i conti di leggi meno gene-rali, spesso messe in discussione, e quindi loro malgrado soggette ad infinite diatribe sul valore
Edwin Hubble
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che assumono. Come il titano Atlante sorreggono tutto il peso della legge in cui compaiono, e sicco-me quelle leggi descrivono grandezze che sono difficili da misurare, o hanno valori non esatta-mente conosciuti, si ritrovano ad essere sempre ri-calcolate, diminuite, aumentate, in un continuo saliscendi di valori che metterebbe in crisi anche il povero Giobbe.
Un tipico esempio di queste costanti "minori", a cui va tutta la mia solidarietà, è la Costante di Hubble. L'astronomo americano scoprì che le ri-ghe spettrali delle galassie erano sistematica-mente spostate verso l'estremità rossa dello spettro; interpretò questo spostamento come effetto Doppler, si convinse che le galassie si allontanano da noi, e ne dedusse una legge per cui la velocità di recessione tra due galassie è di-rettamente proporzionale alla distanza che le sepa-ra. Lasciando stare per il momento chi contesta questo modello di universo, in cui tale allontana-mento reciproco è alla base dello spostamento verso il rosso delle righe spettrali delle galassie stesse, possiamo vedere che la parolina magica "proporzionale" comporta la presenza di una co-stante...che non a caso è stata detta Costante di Hubble (...che fantasia, eh?). Il problema con que-sta Costante e' nato subito, appena formulata la legge. Ho uno spostamento verso il rosso delle ri-ghe spettrali che io spiego come effetto Doppler de-rivante da un moto di allontanamento della galassia da noi. Cerco di dedurne una velocità, e da qui, con la legge di Hubble, usando la costante omonima, calcolo la distanza che mi separa dall'oggetto.
v = H*dFacile no?
Beh, non proprio. Intanto questa non e' una legge di natura, almeno non sembra esserlo. E' so-lo una formuletta che se l'ipotesi di base è corretta (spostamento verso il rosso = effetto Doppler), avendo due termini su tre tra velocità, distanza e Costante di Hubble mi permette di trova-re il terzo. Essendo una legge empirica, va tarata: ossia bisogna trovare galassie che abbiamo una distanza conosciuta tramite metodi indipendenti (come ad esempio tramite la legge Periodo-Luminosità delle Cefeidi), misurare lo sposta-mento verso il rosso, collocare ciascun valore su un grafico, e dedurne il valore della costante trami-te gli usuali metodii statistico-matematici. E' evi-dente che se io sbaglio a misurare la distanza di una galassia che dovrei usare come uno dei punti base la povera costante assume un valore di-verso...e, non per sua colpa, determina valori non corretti "ad capocchiam" per la distanza di galas-
sie molto più distanti. Che colpa ne ha la povera costante se sbagliamo noi a prendere le misure? Questo è il motivo per cui si cerca disperatamente di "misurare" la distanza delle galassie con metodi diversi e complementari, e soprattutto affidabili: uso delle Cefeidi, come abbiamo visto, oppure la stima di luminosità di un particolare tipo di Su-pernova, detto Ia, che dovrebbero avere (si noti, per favore, il condizionale) tutte la stessa lumino-sità intrinseca - e quindi dal confronto tra questa e quella effettivamente osservata io posso calcola-re la distanza tramite leggi conosciute da secoli. Peccato che da qualche tempo stia facendosi stra-da l'idea alquanto disturbante che la luminosità intrinseca di queste Supernovae non sia effettiva-mente uguale per tutte, mandando a farsi benedi-re tutte le nostre stime "indipendenti" di distanza da utilizzare per tarare e verificare la legge di Hubble...e quindi la sua Costante, il cui valore e' cambiato spesso fin dalla sua prima formulazione.
Senza tener conto che se davvero si scoprisse che quello spostamento verso il rosso NON E' un effetto Doppler ma qualcosa di diverso, la povera Costante di Hubble sarebbe cancellata, come la legge a cui è legata, e, c'è da scommetterci, senza uno straccio di lacrima da parte di qualcuno.
Per cui, la prossima volta che vedete una formu-la con una costante, pensate che sta lì a reggere la baracca e a far funzionare il tutto: come l'arbi-tro di calcio, tutti se la prendono con lui, ma senza la sua presenza la partita - o la formula - si trasformerebbe in un guazzabuglio senza senso.
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In una serata serena, per ogni essere umano che non viva al centro di Roma è impossibile non alza-re lo sguardo al cielo. Per noi astrofili è impossibi-le non fare un veloce giro tra i luoghi familiari come per assicurarci che il cielo sia sempre al suo posto: Orione, M42, Saturno, Andromeda, M13, il doppio ammasso di Perseo… a seconda delle stagio-ni cambiano i riferimenti ma non la tentazione, anzi la impellente necessità di rifare il giro.
Quando invece, da astrofili, affrontiamo una se-rata osservativa l'approccio è meno casuale, preve-dendo di solito la preparazione della lista di oggetti da osservare, l'esecuzione delle osservazio-ni, la registrazione dei dati osservativi. Questi tre passi, sempre gli stessi, possono però essere imple-mentati in maniera molto diversa, ad esempio se confrontiamo serate visuali con serate fotografi-che, ma non solo. Quelle rare volte che per pigri-zia o fretta ci lasciamo andare a una serata osservativa senza la dovuta preparazione speri-mentiamo la nota sindrome da “E adesso cosa ve-diamo?” che ci fa sprecare tempo prezioso.
Un piano osservativo può materializzarsi in forme molto diverse: una lista cartacea, un "Tour" per Au-tostar o equivalente per montature compute-rizzate di altre marche, può essere una lista in un programma software che comanda un telescopio come ad esempio quello all'osservatorio Fuligni, può essere una semplice annotazione mentale!
In fase di annotazione delle osservazioni, gli oggetti osservati vanno referenziati, unitamente a
tempo, luogo e strumentazione usata. Le stesse annotazioni vengono catturate in vari modi: carta-cee, su un foglio elettronico, in un database, ecce-tera.
In sintesi, l'attuazione del piano delle osservazioni e l'annotazione delle stesse può essere fonte di attività duplicate, inutilmente manuali, e col ri-schio di ritrovarsi le informazioni tanto faticosa-mente catturate disperse in formati e supporti diversi e quindi più difficilmente utilizzabili.
Per un approccio più efficace ho cercato una meto-dologia e degli strumenti che consentissero di:
avere una unica fonte per i piani osservativi, a prescindere dall'attuazioneda questa unica fonte, generare automatica-mente la versione "attuativa" dei pianicatturare note delle osservazioni con riferi-mento allo stesso pianoconsentire la condivisione sia dei piani che delle annotazioni con altre persone
Il tutto possibilmente a costo zero.
Il primo passo è stato quello di selezionare un programma di pianificazione, non costoso e con la necessaria flessibilità per fare quanto detto. Vista l'offerta disponibile, una valutazione esaustiva del mercato avrebbe preso mesi, ma non essendo quello il mio scopo mi sono fermato quando ho trovato una soluzione soddisfacente in Astro-Planner. E' un software che fa quanto descritto sopra sia su Windows che Mac, che offre molta
Cesare Pagano
Piano...pianissimo!
OSSERVIAMO
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flessibilità, e che è disponibile in una versione gratuita comunque usabile se si accettano limitazioni nei cataloghi disponibili (solo Bright Stars, NGC e Messier) e nel set di formati in cui si possono esportare i piani (ad esempio si perde il supporto per AstroMist, molto usato sui palmari); inoltre si perde la possibilità di controllare il telescopio dal computer. Perso-nalmente ho deciso di investire i circa 34 euro necessari per la versione “full”. AstroPlanner è de-scritto e disponibile sul sito http://www.ilangainc.com/astroplanner/
Il secondo passo è stato quello di fare una prova sul campo di AstroPlanner. Ho sfruttato per que-sto il very-mini-star-party del 6 Marzo al Fuligni. Ho preparato 3 piani osservativi, contenenti oggetti per costellazioni per “fasce di cielo”. Piano 1: Andromeda, Toro, Perseo, AurigaPiano 2: Cancro, Gemelli, Cane Maggiore, Cane Minore, UnicornoPiano 3: Leone, Orsa Maggiore, Orsa Minore, Cani da CacciaOgni piano conteneva circa 50 oggetti, selezionati come i più inte-ressanti di magnitudine inferiore a 10. Dal piano avevo generato anche dei tours Autostar e li avevo caricati sul controller, nel caso qualcosa andasse storto nel controllo del telescopio tramite computer sul campo. Non ho inve-ce sperimentato la funzione di esportazione dei piani per AstroMi-st. La prova, decisamente positiva, è stata riportata in dettaglio sul no-stro Forum nella discussione “Piani-ficazione e logging delle osservazioni” di Marzo 2011.
Infine il terzo passo è stato quello di trovare il modo di genera-re una “lista personale” (file “.lsa”) per il programma SkyScanner che controlla il telescopio del nostro os-servatorio. Essendo un software “su misura” che utilizza formati fi-les proprietari ho dovuto trovare una soluzione personalizzata. AstroPlanner ha un linguaggio di
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Fig 1
Fig 2
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scripting che avrebbe consentito l'au-tomazione della generazione di files ".lsa", ma lo scripting è disponibile solo nella versione a pagamento. Vo-lendo trovare una soluzione comple-tamente gratuita ho seguito un'altra strada. Tra le funzionalità di Astro-Planner in versione gratuita vi è la esportazione dei piani in files di testo con struttura definibile dall'utente; inoltre è possibile salvare in un file separato la definizione di tale struttu-ra, cosa molto utile. La soluzione da me adottata è stata quindi la se-guente:Ho creato una struttura di esportazio-ne standardizzata dei piani. Tale struttura è salvata in un file, per cui basta caricare questa definizione di struttura in AstroPlanner e poi esportare il piano in un file di testo in base a questa struttura.Ho scritto un semplice programma di conversione che prende le informa-zioni dal file di testo generato prima e crea un file in formato ".lsa" pronto al caricamento in SkyScanner.
Chi è arrivato a leggere fin qui ha di-ritto a conoscere il distillato finale di tutto ciò. Ecco in dettaglio come ge-stisco le mie osservazioni in base a quanto trovato:
1. Innanzitutto ho installato AstroPlanner (per gli amici “AP”) sia sul PC di casa, dove creo i piani e conservo la versione “master” di tutti i dati, che sul PC portatile da campo. Nella versione a pagamento è possi-bile scaricare un numero molto ampio di cataloghi, come Herschel, Struve, Abell, IC, SAO, Barnard, Me-lotte, eccetera, semplicemente sele-zionandoli dalla lista dei cataloghi disponibili, cosa che ho fatto su entambi i PC.2. Al primo uso ho immesso dati su osservatori e strumentazione usati, copiando poi il file di configu-razione anche sul PC da campo. Ecco come appaiono nel pannello “Re-sources” di AP (Fig.1, Fig. 2, Fig.3). Da notare come il programma calcoli gli elementi caratteristici della stru-mentazione a partire dai parametri di base; ad esempio per un telescopio calcola il limite di Dawes e i limiti di ingrandimento a partire da apertura
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Fig 3
Fig 4
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e lunghezza focale. Da notare anche co-me sia possibile definire elementi come barlow e filtri, da selezionare poi nella registrazione dei dati osservativi. L'ulti-mo tab mostra una tabella con dati di relativi all'accoppiata telescopio/oculare.3. In preparazione di una serata preparo il piano. Posso partire da ze-ro, selezionando oggetti dai cataloghi; posso sia scorrere i cataloghi che filtrarli in base a un ampio numero di parametri. Oppure posso partire da pia-ni esistenti, selezionandone un sottoinsieme o unendoli. Nella schermata seguente filtro tutti gli oggetti del catalogo NGC che siano ga-lassie di magnitudine inferiore a 11 nelle costellazioni VIR e UMA, e poi aggiungo al piano una parte degli ele-menti così trovati [Fig.4, Fig.5]4. Prima di lasciare casa copio i fi-les con i piani. Per sicurezza posso scegliere di farne anche una stampa, oppure di caricare un “Tour Autostar” sul controller dello LX-90, tanto con AP non mi costa niente in termini di tempo e sforzo. Inoltre copio il file delle os-servazioni precedenti sul computer portatile, a cui aggiungere le nuove.5. Durante la serata uso es-senzialmente la schermata “Observation” riportata qui di se-guito. [SC06] Per le annotazioni è suffi-ciente selezionare strumentazione e condizioni del cielo dai menu a tendina, mentre tempo e luogo vengono regi-strati automaticamente. Il poter regi-strare i dati al contorno molto velocemente consente di concentrarsi sulla osservazione e sulle effettive anno-tazioni. Questa schermata è ricca di informazioni utili per l'osservazione; inoltre consente di comandare il telesco-pio direttamente tramite il pulsante “slew to object”. Per facilitare l'indivi-duazione dell'oggetto è possibile visua-lizzare una foto dello stesso, oppure tramite il tab “FOV” si può vedere una rappresentazione simulata del campo dell'oculare o del cercatore. [SC07]6. Rientrato a casa copio il file delle osservazioni sul PC principale.7. Se voglio posso condividere i pia-ni con altri utenti AP semplicemente spedendo il file “.apd” col piano, posso esportare le osservazioni in uno spreadsheet e condividerle, posso co-struirmi una libreria di “piani” per sta-gione, posso facilmente confrontare le
Fig 5
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note osservative per gli stessi oggetti durante gli anni, eccetera.
La generazione dei files per il telescopio dell'os-servatorio credo sia di interesse più limitato, per cui non scendo in dettagli. Chi vuole può ricorrere alla già citata discussione sul Forum, dove ho reso anche disponibile il programma di conversione, o contattarmi direttamente.
Al momento mi sono costruito dei piani suddivisi per costellazione, coprendo il cielo dei prossimi me-si. Per costruire questi piani ho attinto alle segnala-zioni di un libro, “The Night Sky Observer's
Guide”, che chi volesse può trovare bre-vemente recensito sul nostro Forum nella categoria “Segnalazioni”. E' come un enorme catalogo di osservazioni raggruppate per costellazioni. Gli oggetti sono classificati con un sistema di valuta-zione da 1 a 5 in base alla "qualità visi-va" e alla difficoltà di osservazione. Per ogni oggetto vi sono informazioni di riferi-mento e di assistenza alla osservazione. L'autore di AP ha creato e condiviso in re-te (http://www.ilangainc.com/astro-planner/NSOG.shtml) i piani AP con TUTTI gli oggetti citati in questi volumi, per cui il mio compito è stato molto facili-tato: ho scaricato questi piani, ho selezio-nato degli oggetti in base ai miei criteri e ho cancellato gli altri.
In aggiunta ai piani per le mie serate personali ho in programma di costruirmi
piani preconfezionati per serate pubbliche, anche se di solito si tratta di pochi oggetti ben noti.
Come appendice di questo progetto vorrei cercare un modo per esportare i piani anche per le montature computerizzate della SkyWatcher, che sono piuttosto diffuse nell'ATA. Al momento però si tratta più di una pia intenzione che di un impe-gno ufficiale. Monitorate il Forum per eventuali aggiornamenti futuri!
Cieli bui e sereni a tutti.
Appunti minimi, Spunti per RicercheL'atmosfera terrestre primordiale
Si presume che inizialmente l’atmosfera fosse costituita da un miscuglio di gas in cui prevalevano idrogeno, elio ma anche ammoniaca e metano. In seguito al degassamento e al raffreddamento superficiale della crosta terrestre prevalsero nuovi gas quali l’azoto, il vapor d’acqua e l’anidride carbonica. A questo ulteriore arricchimento contribuirono in massima parte le forti emissioni provenienti da vulcani, molto attivi in quei tempi.
a cura di Ugo Intini
Fig 7
OSSERVIAMO
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ASTROCURIOSITY
Ci occuperemo in questo nuovo numero di Pola-ris di altre curiosità astronomiche che certamente colpiranno la nostra immaginazione, invitandoci a riflettere sulle infinite meraviglie che caratterizza-no l’intero Universo in cui siamo immersi.Se ci potessimo oggi porre al di fuori di questo Uni-verso, lo vedremo colorato, ma di un tenue colore beige tendente al rosato, mentre quando quest’ulti-mo aveva poco più di 2 miliardi di anni sarebbe ri-sultato di un bel colore azzurro. Ciò ha naturalmente un fondamento scientifico, deri-vante da uno studio su un certo numero di galas-sie visibili nelle’emisfero meridionale, effettuato tramite le riprese nel profondo cielo del telescopio spaziale Hubble.
Gli astronomi dell’osservatorio olandese di Laiden, sono arrivati alla conclusione che il colore azzurro dell’Universo giovane, era dovuto al gran numero di stelle neonate e quindi molto calde e dal ca-ratteristico colore blu, presenti nelle giovani galas-sie. L’attuale colore tendente al beige è dovuto invece, sempre secondo i ricercatori, all’invecchia-mento delle stelle giganti e supergiganti rosse, pre-
senti in maggior numero all’interno delle galassie.Sembra appropriato, allora, quanto deciso dagli astronomi della John Hopkins University, che hanno definito l’attuale colore dell’Universo come un “cappuccino cosmico” prendendo spunto in tal modo dalla tipica specialità italiana. Da tutto ciò deriva però un’altra conseguenza, che riguarda il numero di stelle presenti nell’Uni-verso e l’età della loro nascita. La ricerca è stata effettuata dal Max Planck Institute di astrofisi-ca di Garching in Germania ed è basata sulla considerazione che una stella blu irradia più luce di una stella rossa. Ma poiché la quantità di luce presente nell’Universo primordiale è pressappoco la stessa di oggi, si arriva alla conclusione che ini-zialmente il numero delle stelle era sensibilmente inferiore a quello di oggi. Dallo studio, infatti, emerge che gran parte delle stelle sono coetanee del sole o poco più giovani, essendosi formate quando l’Universo aveva raggiunto l’età di 7 mi-liardi di anni.
Da quando fu scoperto, poco più di un decennio fa, il primo pianeta in orbita attorno ad un’altra stella, il numero di questi corpi celesti è cresciuto in misura davvero ragguardevole, tanto che oggi se ne possono contare oltre 500. Ciò è stato possi-bile grazie a tecniche di ricerca più raffinate e strumentazione più sofisticata. Fino ad ora non è stato possibile però rilevare pianeti che per di-
Paolo Paliferi
Il Colore dell'Universo
Quante sono le Terre nel Cosmo?
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ASTROCURIOSITY
mensioni e distanza dalla loro stella siano parago-nabili alla Terra. A questo punto possiamo porci una domanda: esistono pianeti simili alla Terra nell’Universo ? E se la risposta è positiva quanti sono ? Per rispondere alla domanda ci è di fonda-mentale aiuto la statistica.
Lo scorso anno è stata chiusa una ricerca iniziata nel 2005 al Keck Observatory della Hawaii e condotta da studiosi della University of California, che ha portato dati estremamente interessanti sull’argomento pianeti extrasolari. Secondo gli astronomi esistono, nella sola Via Lattea, alme-no 46 miliardi di pianeti di taglia terrestre posti su orbite sfavorevoli alla vita ed un altrettanto ele-vato numero di pianeti di dimensioni simili alla Terra, ma situati su orbite in cui è possibile l’esi-stenza di acqua allo stato liquido e quindi con condizioni favorevoli allo sviluppo di una qualche forma di vita.Lo studio è stato effettuato prendendo in esame
166 stelle di tipo solare, situate entro un raggio di 25 parsec di distanza. I ricercatori si sono concentrati nella misura delle velocità radiali per rilevare eventuali corpi celesti con masse compre-se tra 3 e 1000 masse terrestri situati entro 0,25 unità astronomiche dalla stella madre dove le temperature sono troppo elevate per permettere la nascita della vita, ma dove le strumentazioni attuali sono in grado di rilevare la presenza di pia-neti. Dalla ricerca è emerso che: • L’1,6% delle stelle sottoposte ad esame è circondato da pianeti delle dimensioni di Giove e Saturno;• Il 6,5% presentano pianeti con masse si-mili a quelle di Urano e Nettuno;• L’11,8% sono circondate da pianeti con masse superiori di 3-10 volte quella della Terra.
Tali dati, tramite una semplice considerazione statistica ,ci portano alla conclusione che i pianeti tenderebbero ad aumentare al diminuire del dia-metro. Nel caso in esame, in particolare, il 23% delle 166 stelle esaminate, devono essere dotate di pianeti dalle dimensioni paragonabili a quelle della Terra. Presumibilmente la stessa percentua-le dovrebbe rilevarsi anche per corpi situati su orbite più distanti dalla stella ma non rilevabili con le strumentazioni attuali.Le considerazioni di cui sopra porterebbero ad una incredibile conclusione: nella nostra galassia, almeno per la statistica, devono esistere decine di miliardi di pianeti di massa terrestre e posti nella cosiddetta fascia di abitabilità.Non ci resta che attendere osservazioni e studi sempre più raffinati, in grado di confermare quanto attualmente la statistica ci suggerisce.
Appunti minimi, Spunti per Ricerchea cura di Ugo Intini
Le prime forme di vita
Non si sa con certezza quando comparve la prima forma di vita sulla Terra, però si può supporre che le condizioni più adatte si siano potute realizzare non molto dopo il raffreddamento della crosta terrestre, che si pensa avvenuto intorno a 3,8 miliardi d’anni fa. Forse il tempo lunghissimo e i fenomeni geologici che si sono susseguiti hanno eliminato ogni traccia di organismi primordiali, tuttavia a noi sono pervenute quelle che oggi si ritengono le più antiche testimonianze di batteri anaerobi procarioti, privi di nucleo distinto, risalenti a circa 3,5 miliardi di anni fa. Trattandosi di organismi già complessi dal punto di vista biologico, è lecito pensare che la storia della vita sulla Terra sia stata preceduta da una preistoria di lunga durata e che il nostro Pianeta, così come appare ai nostri tempi, sia il risultato di un’ altrettanto lunga evoluzione. Si può quindi asserire che il mondo che vediamo intorno a noi é l’ultima scena di una pellicola che gira ininterrottamente fin dalla sua formazione.
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RICERCA AMATORIALE
L'atmosfera solare è una zona estrema-mente dinamica del Sole. I moti convettivi sulla sua superficie e le oscillazioni strutturali della stella innescano una grande varietà di onde, alcune delle quali,interagendo con i campi magnetici, riescono a raggiungere gli strati più esterni della stella stessa (cromosfe-ra e corona).Questi fenomeni rivestono quindi un grande interesse nel trasporto di energia verso gli strati più esterni dell'atmosfera solare e sono uno dei meccanismi proposti per spiegare l'ano-malo aumento dellatemperatura nella corona so-lare.
In questo contesto il campionamento della dina-mica dell'atmosfera solare risulta fondamenta-le. In particolare ci si aspetta di trovare oscillazioni con periodo di 5 minuti nelle regio-ni attive in fotosfera e di 3 minuti in cromosfe-ra. Tale spostamento della frequenza
dominante è da attribuirsi a complessi fenome-ni di filtraggio che avvengono durante la propa-gazione delle onde verso l'alto. Le onde nel plasma solare possono essere osservate come piccole variazioni locali di intensità o di veloci-tà. Nella cromosfera solare, poi, il rilascio di energia proveniente dagli strati più bassi può anch'esso generare locali aumenti improvvisi dell'intensità visibili sotto forma di locali brilla-menti.
Si propone pertanto lo studio di questi fenome-mi attraverso l'utilizzo di piccoli telescopi H-alpha. La riga H-alpha è infatti una riga spettrale che si forma a circa 2000 km sopra la fotosfera solare e pertanto può essere uti-lizzata come diagnostico della cromosfera.
Metodologia
Si ottengono serie di immagini della du-rata di circa un'ora o più e con una ca-denza temporale di almeno un minuto. Sul disco solare devono essere presenti regio-ni attive.Le serie temporali vengono processate correggendo gli shift residui nelle immagi-ni.Si ottengono mappe delle oscillazioni in funzione della frequenza e/o curve di luce di regioni di interesse.
Strumenti
Gli strumenti messi a disposizione dall'Associa-zione sono un telescopio coronado H-alpha, strumenti di acquisizione delle immagini. Le analisi e la riduzione dei dati verranno rea-lizzate tramite dei software specifici messi a disposizione degli interessati.
I programmi di Ricerca Amatoriale della nostra Associazione Marco Stangalini
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Il nostro Referente per le attività di Ricerca Amatoriale ci presenta le schede dei programmi relativi. Adesso la parola passa ai Soci: diamo il nostro contributo a questi programmi!
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I dati sperimentali indicano che tutte le stelle si formano in ammassi. In una nube primordia-le di idrogeno, elio e tracce di altri elementi, qualcosa di imprevedibile innesca un processo di collasso gravitazionale che porta alla forma-zione di nuove stelle ed alla creazione di un ammasso “aperto”. Nel tempo, l'attrazione gra-vitazionale della galassia distrugge la geome-tria dell’ammasso ma, finché esso dura, rappresenta un’istantanea di un numeroso gruppo di stelle che si sono formate quasi nello stesso momento e nello stesso luogo e che si trovano approssimativamente alla stes-sa distanza dal sistema solare. Non sorprende, pertanto, che le caratteristiche di questi ammas-si siano di grande interesse per gli astronomi, nello studio della formazione delle stelle e della loro dinamica.
Gli ammassi aperti studiabili dalla terra si trova-no all’interno della Galassia. Quelli di altre ga-lassie sono troppo deboli perché siano osservabili con telescopi amatoriali o anche con quello dell’osservatorio. Alcuni di questi ammassi non sono stati studiati da anni: per esempio spesso la loro distanza è stata determi-nata da lastre fotografiche riprese nei lontani e gloriosi anni ‘30 del secolo scorso. Come in ogni area della scienza, la possibilità di migliora-re la conoscenza utilizzando mezzi messi re-centemente a disposizione degli astronomi, anche dilettanti, è un’occasione da non perde-re.
Misure di luminosità relativa effettuate sulle stelle dell’ammasso messe in associazione con le caratteristiche spettrali delle stesse, rilevate con un semplice spettrografo basato su retico-lo di diffrazione trasmissivo, permettono di co-struire il diagramma Hertzsprung-Russel (HR) associato all’ammasso. Questo diagramma è uno degli strumenti fondamentali per lo studio
dell’evoluzione stellare, specialmente per quanto riguarda una popolazione di stelle omo-genea come quella di un ammasso. Nel corso del progetto saranno affrontati problemi come quello della verifica dell’appartenenza delle stelle all’ammasso stesso o all’insieme delle stelle di sfondo e del calcolo della distanza dell’ammasso mediante il confronto con stelle di magnitudine e distanza nota.
Metodologia
Si determinano le caratteristiche (FOV, tempo di esposizione, distanza ottimale re-ticolo-sensore) delle riprese da effettuare in funzione della luminosità delle stelle dell’ammasso, della loro numerosità e della distanza angolare media tra di esse, sulla base delle caratteristiche della CCD e del telescopio da utilizzare..Si riprendono immagini CCD con inqua-drature e tempi di esposizione sopra de-terminati senza filtri né reticolo di diffrazione.Si determinano le magnitudini relative delle stelle riprese utilizzando una stella dell’ammasso come riferimento.Si riprendono immagini CCD attraverso il reticolo di diffrazione posto a una distanza dal sensore in precedenza determinata.Si estraggono gli spettri ottenuti al punto precedente e, dalla loro analisi, si determi-na la classe spettrale di appartenenza e la relativa temperatura superficiale.Si costruisce il diagramma Classe-Lumino-sità (HR) dell’ammasso mettendo in grafi-co le luminosità calcolate in funzione delle classi spettrali o della temperatura superfi-ciale.
Strumenti
Gli strumenti messi a disposizione dell’ATA so-no il telescopio principale, in attesa che si renda disponibile il nuovo telescopio recente-mente acquistato, la CCD (ST8XME e/o ST9E), il reticolo di diffrazione Star Analyzer e gli stru-menti software necessari. Alcune riprese, so-pratutto a scopo di controllo e verifica, saranno effettuate dai soci con la loro stru-mentazione personale.
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RICERCA AMATORIALE
Uno dei campi di ricerca al quale da sempre gli astrofili hanno potuto dare un grandissimo contributo è quello della fotometria di oggetti variabili stellari e non stellari. Ciò ha reso possibile ottenere una copertura osservativa senza precedenti di interessanti fenomeni, quali ad esempio la variabilià dei nuclei galattici attivi (AGN) o la ricerca di supernovae. In questo contesto l'ATA si propone di fornire il proprio supporto alle richieste osservative che quotidianamente vengono lanciate dall'AAVSO (American Association of Variable Star Observers), fornendo stime fotometriche di AGN, transiti di pianeti extrasolari, stelle variabili e altri oggetti, secondo le richieste che giungeranno di volta in volta e che serviranno a supportare progetti di ricerca professionale e/o osservazioni da satellite.
MetodologiaSi effettuano acquisizioni CCD per uso fotometrico secondo le specifiche richieste
pervenute. Dopo le calibrazioni standard (Flat field, Dark frame,...), si stima la magnitudine attraverso fotometria di apertura e mediante l'uso di appositi software in dotazione.Le stime fotometriche vengono infine inviate al database AVVSO.
StrumentiGli strumenti messi a disposizione dall'ATA sono il telescopio principale dell'osservatorio Franco Fuligni, le camere CCD e il set di filtri fotometrici necessari alle stime fotometriche in diverse bande spettrali (UBVRI).
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LE VOSTRE FOTO
Giuseppe Mittiga
