Anno 1, numero 3 06 giugno 2008 Circolare n. 03/2008 · laudate tecniche d’osservazione visuale...

PREMESSA

E’ dai tempi della Restaurazione di inizio Ottocento che la figura dell’astronomo ha assunto un profilo professionale ben defini-to e prima ignoto, nettamente separato dal semplice amatore che scruta il cielo per di-letto. Secondo i canoni attuali, sarebbe senz’altro difficile inquadrare in una categoria profes-sionale personaggi del secolo dei Lumi come Charles Messier che Luigi XV chiamava iro-nicamente le furet des comètes (il furetto delle comete, giocando sul doppio senso del-la parola furetto, che in francese significa anche ficcanaso). Messier iniziò la propria carriera come scrivano di un astronomo e, successivamente, pur non avendo compiuto studi regolari, divenne uno dei maggiori osservatori del cielo e tra i più celebrati sco-pritori di comete di ogni tempo.

Ancora ai nostri giorni, chi si occupa di sco-prire comete è spesso un amatore le cui col-laudate tecniche d’osservazione visuale sono assai simili a quelle di Messier. Benché sia difficile avanzare una stima plausibile, si ritiene che nel mondo operino centinaia di amatori i quali, con metodo e regolarità, scandagliano visualmente il cielo con piccoli telescopi alla ricerca di quegli elusivi corpi celesti. Un’eventuale scoperta, con la benedi-zione della dea bendata, costituisce una gra-tificazione impareggiabile che si accompa-gna all’inebriante consapevolezza di aver messo per primo gli occhi su di una cometa,

un autentico passaporto per l'ingresso negli annali dell'astronomia. La strumentazione e le tecniche d’osservazione si sono però evo-lute di pari passo con i progressi tecnologici. Ciò è avvenuto negli ultimi due decenni dello scorso secolo attraverso un’autentica rivo-luzione “digitale”, ancora pienamente in essere e che ha dato un impulso straordina-rio allo sviluppo dei sistemi di ripresa delle immagini. Ne ha beneficiato ampiamente la ricerca astronomica, sia professionale sia amatoriale. Le nuove camere CCD e le digita-li reflex con sensori CMOS, dispositivi con prestazioni enormemente superiori alla tra-dizionale fotografia su emulsione chimica, hanno oggi un costo alla portata dell’amatore medio che ha così modo di am-pliare le proprie prospettive di ricerca e, di conseguenza, aumentare le probabilità di scoperta. Non è affatto raro leggere sulle riviste specializzate che diverse comete sono state scoperte da amatori con l’ausilio di digitali reflex commerciali del valore di po-che centinaia di euro. E’ anche per questi motivi che invitiamo tutti coloro che intendono aderire al pro-getto “Caccia alla cometa!” (si veda la circo-lare EAN n. 3/2008, http://www.crabnebula.it/EAN/circolariEAN.htm) e che dispongono di telescopi/teleobiettivi e sistemi digitali di ripresa a partecipare atti-vamente alla campagna osservativa, di se-guito descritta, che ha lo scopo di valutare le prestazioni della strumentazione e delle tecniche osservative utilizzate.

Il Team suggerisce l’impiego di una stru-mentazione “minimale”, relativamente sem-plice e molto meno costosa di quella che, di solito, l’amatore pensa sia necessaria per conseguire risultati significativi dal punto di vista scientifico; pertanto, niente telescopi e neppure sofisticate e costose camere CCD.

A chi dovesse sollevare dubbi sulla vali-

Rodolfo Calanca PROGETTO “CACCIA ALLA COMETA!”

TEST DI VALUTAZIONE DEI SISTEMI DIGITALI DI RIPRESA A GRANDE CAMPO

Notiziario dell’European Astrosky Team

Sedi: Osservatorio Astronomico di Monte d’Aria — Serrapetrona (MC) Osservatorio Astronomico Comunale di S. Giovanni Persiceto (BO)

06 giugno 2008

Anno 1, numero 3 Circolare n. 03/2008

Sommario:

UN NUOVO IMPULSO AL PROGETTO NETWORK Grazie al determinante contributo di Fabiano Barabucci e di Angelo Angeletti, i l progetto NETWORK si sta positivamente evolvendo. E’ in fase di preparazione la struttura del portale, in particolare quella par-te che riguarda la trasmissione sul web del not iziario TV giornaliero.

Circolare a cura di:

Rodolfo Calanca, Angelo Angeletti

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Informazioni e notizie sui pro-getti dell’EAN nel sito:

www.crabnebula.it

E-mail: [email protected]

R. Calanca, Progetto “Caccia alla cometa!”, Test di valuta-zione dei sistemi digitali di ripresa a grande campo

p. 1

C. Fattinnanzi, Sky Quality Action

p. 9

N. Cornero, Una variabi le sconosciuta in M20?

p. 11

R. Calanca, Note sul progetto Network

p. 11

dità del nostro suggerimento, ribadiamo che non è affatto vero che, per ottenere risultati scientificamente validi siano SEMPRE necessari telescopi di grandi dimensioni o sofisticatissime camere CCD! E’invece molto più importante utilizza-re un sistema ottico integrato con un valido sistema di ripresa, esattamente mirato alla ricerca che si vuole intraprendere, piuttosto che inseguire il sogno del “grande”, e spesso inutile, telescopio. Un esempio eclatante a sostegno della no-stra asserzione ci viene da Cristian Fattin-nanzi, uno dei migliori astroimager italiani, grande esperto di immagini planetarie. Il suo telescopio, che ha prodotto straordina-rie immagini di pianeti, assemblato anche con qualche pezzo di fortuna (il tubo in PVC è reperibile nei negozi per edilizia, ad esem-pio), ha un diametro di “appena” 25 cm.

Ma non dovete pensare che la scelta di Cri-stian non sia ragionata! E’ inutile munirsi, infatti, di un telescopio di dimensioni mag-giori, per realizzare immagini planetarie in alta definizione, quando sappiamo che il seeing medio in Italia non ne consentirebbe, praticamente mai, lo sfruttamento integrale!

Un altro esempio notevole ci viene da uno dei campi più innovativi e fruttuosi dell’astronomia del XXI secolo: la ricerca di pianeti extrasolari. Diversi programmi di ricerca professionali, basati sul rilevamento dei transiti planetari, fanno uso di telescopi di piccolo diametro (anche minore di 15 cm) e di CCD commerciali alla portata dell’amatore. Per ulteriori informazioni si veda il mio articolo su Coelum, n. 113, gen-naio 2008, pp. 32-37 e le circolari del Plane-tary Research Team dalla n. 11/2007 in a-v a n t i : w w w . c r a b n e b u l a . i t /circolari_Planetary_Research_Team.htm

Per il progetto “Caccia alla cometa!” una buona configurazione è la seguente: una reflex digitale di buona qualità, con sen-sore CMOS di 15x22.5mm (o superiore), un teleobiettivo di focale compresa tra 100 e 200 mm, una montatura equatoria-le motorizzata (figg. 1-2) ed un PC di ge-stione.

I motivi di questa scelta sono molteplici: con teleobiettivi di corta focale si ha un campo coperto molto ampio (tabella A), una discre-ta risoluzione spaziale ed una magnitudine limite accettabile. Queste caratteristiche sono perfettamente compatibili con l’obiettivo del progetto: scoprire la cometa dell’anno galileiano, con mezzi non profes-

sionali e con l’applicazione di un paziente programma mirato di ricerca. Senza dimen-ticare che una “sorveglianza” del cielo, con sistemi a grande campo, portata avanti con continuità da un consistente numero di ama-tori, può produrre risultati di grande inte-resse in termini di probabilità di scoperta di stelle variabili, novae, flash ottici, ecc. 1. RIPRESE DIGITALI DI UN CAMPO STELLA-

RE CON COMETA

Obiettivi delle riprese

Determinare la magnitudine limite stellare e superficiale in funzione del tempo di esposi-zione. Stimare la magnitudine totale della cometa. Eseguire il blink di due o più imma-gini successive dello stesso campo stellare. Attraverso l’applicazione di un algoritmo di sottrazione, verificare se la presenza di una cometa debole è effettivamente rilevata. Ricordiamo che questi algoritmi (si veda nel seguito) ci consentono di rilevare variabili, nove, flash ottici, ecc.

Strumentazione consigliata

Per le riprese si utilizzi una digicam + teleo-biettivo 135mm (in mancanza del 135mm, si impieghi un teleobiettivo con focale compre-sa tra 100 e 200mm). La digicam sia installa-ta su di una montatura equatoriale di buona qualità. Il Target: riprese della cometa C/2005 L3 (MCNaught)

Nel periodo: fine maggio-30 giugno, il target è la cometa C/2005 L3 (McNaught) , assai debole, al limite della capacità di rilevamen-to del nostro sistema di ripresa (www.cfa.harvard.edu/iau/Ephemerides/Comets/2005L3.html). Infatti, il 25 aprile è stata stimata di magni-tudine 13.4 ed ora è in continua diminuzione di luminosità.

Abbiamo scelto una cometa de-bole perché vogliamo mettere alla prova le nostre risorse stru-mentali ed il software di suppor-to per l’analisi delle immagini.

Modalità delle riprese

- La montatura, con il suo tele di 135mm ed il corpo macchina (fig. 2), deve essere ben stazionata per evitare il mosso e la rotazione del campo. Sarebbe bene installare la testa equatoriale su di una robusta colonna fissa.

Pagina 2 Circolare n. 03/2008

“Il Team sugge-risce l’impiego di una stru-mentazione “minimale”, perché si può fare ricerca al-tamente pro-duttiva anche se non si di-spone di un te-lescopio di grandi dimen-sioni”

. E’ assolutamente consigliabile un buon bilanciamento del carico sulla montatura stessa. - Si acquisiscano le immagini in RAW, 800 ISO, massima apertura del diaframma, no filtri.

1° TEST DI RIPRESA

- Centrare il campo della cometa. - Realizzate delle esposizioni successive del medesimo campo: di 10 – 20 – 30 – 40 - 60 – 90 – 120 secondi - Attendere 1 ora e ripetere la sequenza di acquisizione sul campo della cometa.

2° TEST DI RIPRESA

- Eseguire una scansione in A.R. di 10 campi stellari adiacenti, con un’esposizione fissa di 60 secondi per ogni immagine, seguendo lo schema di fig. 3. Al termine della ripresa, si passerà da un campo di ripresa all’altro con uno spostamento di 36m (= 9°) in A.R. Arrivati al campo n. 10, si torna sul campo n. 1, operazione che va effettuata dopo circa 1 ora dalla prima ripresa, ripetendo così l’intera procedura. Ora, con un semplice calcolo, vediamo che la cometa C/2005 L3 (McNaught) ha uno spostamento di circa 50”/ora, pari a 5 pixel/ora, che non è rileva-bile dal semplice confronto visuale delle due immagini. Le due serie di immagini saranno poi analizzate come indicato nei punti a) e b) che seguono. Una ricerca sistematica di og-getti celesti in movimento o con apprezzabili variazioni di luminosità, è certamente effica-ce e promette sicure soddisfazioni. Ciò e-merge chiaramente dalle considerazioni che

seguono. Supponiamo di dare inizio alle ri-prese appena fa buio e che continuiamo ad acquisire senza interruzioni per 6 ore conse-cutive e che ogni esposizione ha la durata di 1 minuto. Inoltre, per puntare il telescopio e scaricare l’immagine, supponiamo occorra un altro minuto. Ciò significa che per realiz-zare due riprese dello stesso campo occorro-no 4m, per complessivi 15 campi/ora e 6x15 = 90 campi in 6h. La superficie di cielo scan-sionata equivale perciò a: 60 gradi quadra-ti x 90 campi = 5 400 gradi quadrati/notte

Ricordando che la semisfera celeste ha una superficie di poco superiore a 20 000 gradi quadrati, possiamo dire che la nostra scan-sione, eseguita nel corso di una singola not-te, ci consentirebbe di coprire oltre il 20% dell’intero cielo visibile. E’ certamente au-spicabile che un gruppo minimo di 5 osser-vatori, dotato di un apparato strumentale identico (digitale reflex, teleobiettivo e mon-tatura equatoriale con GOTO) si coordinasse per riprendere con continuità, in contempo-ranea e per diverse notti all’anno, tutta la volta celeste. Un tale programma di collabo-razione, che vorremmo vivamente consi-gliare ai nostri lettori, ha delle straordinarie possibilità di scoperta per un’ampia catego-ria di oggetti celesti.

TRATTAMENTO DELLE IMMAGINI PER

IL 1° E 2° TEST

CALIBRAZIONE DELLE IMMAGINI

- Realizzare i relativi dark e flat field. Si ten-ga presente che per delle buone misure foto-metriche è fondamentale ottenere degli otti-mi flat field.


Fig. 1: La LXD 75 della MEADE, una bella ed economi ca montatura equatorial e con Autostar che consente la ricerca rapida dell’oggetto tramite GO TO.

Fig. 2: Tipico montaggio di una digitale reflex su di una montatur a equatoria-le.

Tabella A

CAMPO ANGOLARE DI UNA FOTOCAMERA DIGITALE CON DIVERSI OBIETTIVI

formato del sensore: 22.5x15mm (3:2; 1 px = 6.4 µ di lato)

Focale teleobiettivo Dimensioni angolari Campo sensore Dimensioni del campo in gradi quadrati

50mm 26.4” 16.7° x 24.5° 409

100mm 13.2” 8.5° x 12.5° 106

135mm 9.8” 6.3° x 9.3° 59

200mm 6.6” 4.3° x 6.3° 27

300mm 4.4” 2.9° x 4.2° 12

400mm 3.3” 2.2° x 3.2° 7

- Convertire tutte le immagini in FITS - Calibrare le immagini con sottrazione del dark e divisione del flat field. A) COME EVIDENZIARE OGGETTI IN MO-

VIMENTO CON IL COMANDO BLINK (COMETE E ASTEROIDI)

Uno strumento potente, per rilevare diffe-renze tra immagini dello stesso campo stel-lare, è il blink. Nel primo test, durante il qua-le avremo eseguito due serie di immagini del campo della cometa, confronteremo con il blink le immagini ottenute. Il software IRIS dispone del comando BLINK [I1] [I2] [D], dove I1 e I2 sono le due immagini da analiz-zare, D è il tempo in millisecondi tra la vi-sualizzazione della prima e della seconda immagine, (comandi simili sono disponibili anche con diversi altri software). Per l’uso del BLINK si veda: www.astrosurf.com/buil/iris/tutorial12/doc29_us.htm ).

Con IRIS è possibile eseguire il blink su tre

immagini che dovranno essere messe a “registro” con il comando COREGISTER. B) COME RILEVARE STELLE VARIABILI,

NOVAE, SUPERNOVAE, ECC. CON IL COMANDO OPT_SUB

Altro strumento di analisi delle immagini di grande potenza è il comando OPT_SUB di IRIS. Si tratta di un comando molto sofisticato per mezzo del quale si sottrae da una immagine di riferimento, un’altra immagine dello stesso campo ottenuta nelle medesime condizioni di ripresa.

Il comando va utilizzato con una procedura che deve prevedere, in primo luogo la messa a registro delle immagini con COREGISTER e, successivamente il rilevamento di stelle “variabili” con il comando FINDSTAR. Esempi del comando OPT_SUB alla pagina: www.astrosurf .com/buil/iris/tutorial18/doc32_us.htm


EFFEMERIDI della cometa C/2005 L3 (McNaught)

“Un consiglio ai nostri let-tori più moti-vati: pro-muovete un programma di survey d el l ’ i n t e ro cielo ad alta potenzialità di scoperta. R i c o r d a t e che non è ri-chiesta una st ru men ta -zione costo-sa o troppo sofisticata”

Data TT R. A. (2000) Decl.

h m ° ' 2008 giu 04 15 50.55 +22 14.3

2008 giu 05 15 49.33 +22 18.1

2008 giu 06 15 48.13 +22 21.7

2008 giu 07 15 46.93 +22 25.1

2008 giu 08 15 45.73 +22 28.3

2008 giu 09 15 44.55 +22 31.4

2008 giu 10 15 43.37 +22 34.3

2008 giu 11 15 42.20 +22 37.0

2008 giu 12 15 41.04 +22 39.5

2008 giu 13 15 39.89 +22 41.9

2008 giu 14 15 38.75 +22 44.1

2008 giu 15 15 37.62 +22 46.1

2008 giu 16 15 36.50 +22 47.9

2008 giu 17 15 35.39 +22 49.6


h m ° ' 2008 giu 18 15 34.29 +22 51.1

2008 giu 19 15 33.21 +22 52.4

2008 giu 20 15 32.13 +22 53.6

2008 giu 21 15 31.07 +22 54.7

2008 giu 22 15 30.02 +22 55.6

2008 giu 23 15 28.99 +22 56.3

2008 giu 24 15 27.96 +22 56.9

2008 giu 25 15 26.95 +22 57.3

2008 giu 26 15 25.96 +22 57.6

2008 giu 27 15 24.97 +22 57.7

2008 giu 28 15 24.00 +22 57.7

2008 giu 29 15 23.05 +22 57.6

2008 giu 30 15 22.11 +22 57.3

2008 lug 01 15 21.18 +22 56.9


h m ° ' 2008 lug 02 15 20.27 +22 56.4

2008 lug 03 15 19.37 +22 55.7

2008 lug 04 15 18.49 +22 54.9

2008 lug 05 15 17.62 +22 54.0

2008 lug 06 15 16.77 +22 53.0

2008 lug 07 15 15.93 +22 51.9

2008 lug 08 15 15.11 +22 50.7

2008 lug 09 15 14.31 +22 49.3

2008 giu 10 15 13.52 +22 47.9

2008 lug 11 15 12.74 +22 46.3

2008 lug 12 15 11.98 +22 44.7

2008 lug 13 15 11.24 +22 42.9

2008 lug 14 15 10.51 +22 41.1

2008 lug 15 15 09.80 +22 39.2

Fig. 3: Un esempio che illustra la tecnica di ripresa utilizzata per la ricerca di comete, novae, flash ottici, ecc, realizzata con due scansioni successive di una striscia di cielo. Notare la piccola sovrapposizione tra i campi adiacenti. La lunghezza dell’intera striscia, in A.R., è di oltre 90° con una copertura complessiva di quasi 600 gradi quadrati di cielo. L’intera scansione si può effettuare in meno di un’ora.

C) COME DETERMINARE LA BRILLAN-ZA DEL FONDO CIELO

E’ utile conoscere la brillanza del fondo cielo (in magnitudini per arcsec2) del proprio sito osservativo che determineremo con l’ausilio di un’immagine realizzata per il 1° test (per i dettagli dei calcoli che seguono, si consulti W. Romanishin, Introduzione alla Fotometria Astronomica CCD, pp. 52-56, traduzione ita-liana scaricabile dal sito: http://grav.altervista.org/romanishin.htm ). Elen-chiamo passo passo tutte le operazioni che eseguiremo utilizzando un’immagine d’esempio (fig. 4), ottenuta all’Osservatorio di Monte d’Aria con un astrografo Magrez di 80mm, f/6 (F = 480mm, FOV = 1° 47’x2° 41’) e Canon EOS 20Da, 800 ISO e tempo d’integrazione di 10 secondi (1 pixel ha il lato di 6.4 micron e un’area di 2.75”x2.75”). La stella misurata, di magnitudine 10.1 nel visibile, è indicata con il n. 3.: 1. Scegliamo una stella non satura (la n.

3) e, con il software IRIS, la inscrivia-mo in un box attivato con il tasto sini-stro del mouse, quindi clicchiamo sul tasto destro e scegliamo il comando PSF che ci fornisce la FWHM (la lar-ghezza a mezza altezza) del profilo stellare sui due assi. Prendiamo la media dei due valori: FWHM = 3 pixel.

2. Andiamo in ANALYSIS —>APERTURE PHOTOMETRY e scegliamo un solo cerchio di misura che avrà un raggio pari a 3 volte la FWHM: r = 3x3 = 9

pixel (fig. 5). Posizioniamo il cerchio esattamente sulla stella e leggiamo il valore Bstella degli ADU corrisponden-ti, troviamo: Bstella = 32928 misurato su 253 pixel.

3. Determiniamo ora il numero di con-teggi ADU in una zona di cielo priva di stella di 1 arcsec2. In fig. 7 abbiamo misurato una zona di cielo all’interno di un cerchio di 253 pixel d’area e abbiamo trovato il valore 25787 ADU. Pertanto, l’intensità di ogni pixel è 25787/253 = 101.9. Siccome un pixel ha un’area di 2.75”x2.75” = 7.56 arcsec2, la brillanza del cielo su di 1 arcsec2 è: Bcielo = 101.9/7.56 = 13.5 ADU.

4. Infine, troviamo la brillanza del cielo mcielo, in magn arcsec2, con la formu-la:

mcielo = mstella – 2.5 log (Bcielo / Bstella ) = 10.1 – 2.5 log (13.5/32928) = 18.6 magn arcsec2

3° TEST DI RIPRESA: FOTOMETRIA DIF-FERENZIALE DI STELLE VARIABILI, ASTE-ROIDI….

Ci sono ottimi motivi per analizzare l presta-zioni fotometriche del nostro sistema di ri-presa. In primo luogo, una ricerca sul web dimostra che anche nella letteratura inter-nazionale scarseggiano gli studi sulla foto-metria con sensori CMOS.


<— Fig. 4: Campo della stella SAO 52829 ripreso il 27 otto-bre 2006 dall’Osservatorio di Monte d’Aria.

Fig. 5: Si imposta il raggio del cerchio di lettura, 3 volte la FWHM (è il valore di RADIUS 1). —->

<—— Fig. 6: L’output fornisce i valori della brillanza della stella, Bstella = 32928 ed il numero di pi xel all’interno del cerchio di misura N = 253.

Fig. 7: Misuriamo una zona di cielo di 253 pixel, per determi-nare la brillanza del fondo cielo in ADU/arcsec2. —->

E’ poi necessario stabilire se la precisione fotometrica che possiamo raggiungere ci consente di stimare senza ambiguità, varia-zioni di luminosità dell’ordine di qualche decimo di magnitudine per stelle di lumino-sità inferiore alla 10a magnitudine. In questo periodo dell’anno una variabile di corto periodo (appena 3h 30m) che si presta bene per i nostri test è la DY Her (figg. 8-9):

A.R. (2000.0): 16h 31m 18s

Decl. (2000.0): +12° 00’

Magnitudine V = 10.2 ÷ 10.6

Va ripresa senza filtri, con 60 secondi di e-sposizione a 800 ISO con immagini in se-quenza ad intervalli di 2 minuti e per alme-no 3 ore e 30 minuti, in modo da coprire un intero periodo della variabile. La costruzione della curva di luce si può fare con IRIS ( o software analoghi), un esempio è alla pagina: www.astrosurf.com/buil/iris/tutorial15/doc38_us.htm

UNA SEMPLICE PROCEDURA PER IL CAL-COLO DELLA MAGNITUDINE VISUALE

La fotometria d’apertura applicata ad un’immagine digitale è una tecnica che con-sente misure di precisione di stelle attraver-so la somma dei valori di intensità dei pixel che le compongono, contenuti in una ben definita area di misura quasi sempre di for-ma circolare. Nel nostro programma d’osservazione questa tecnica può assumere

un’importanza decisiva nel caso ci dovessi-mo imbattere in una variabile sconosciuta della quale vogliamo conoscere la magnitu-dine con una accettabile precisione.

Qui forniamo una semplice procedura che ci consenta una buona stima della magnitudine visuale di una stella o di realizzare la curva di luce di una variabile da una serie di im-magini . Determiniamo in primo luogo la magnitudine strumentale m, che ogni sof-tware di riduzione fotometrica calcola in questo modo:

m = -2.5 log (ADU) (1)

ADU è il valore complessivo dei conteggi della stella, dai quali è stato sottratto il fon-do cielo. Ad esempio, IRIS fornisce questa magnitudine entrando nel menù Analysis > Aperture photometry > radius value of the aperture, dove si impostano i valori dei raggi dei cerchi di misura.

Per quanto possibile, la scelta delle dimen-sioni del cerchio interno deve essere molto attenta, si deve infatti fare in modo che tutta la luce emessa dalla stella sia in esso com-presa e, allo stesso tempo, sia ridotto al mi-nimo il contributo del rumore del fondo cie-lo.

Un buon compromesso per il primo raggio interno, quello che circonda la stella, è un valore 2-3 volte l’ampiezza della FWHM (si veda l’esempio a pagina 5).


“E’ necessario stabilire se le precisione foto-metrica di un sistema digita-le di ripresa ba-sato su di un sensore CMOS consente di sti-mare, senza ambiguità, va-riazioni di lumi-nosità dell’ordine di qualche decimo di magnitudi-ne”

Fig. 9: Curva di luce di Dy Her

Fig. 8: Campo della variabile a corto periodo DY Her con due stelle di con-fronto

Centrando i cerchi sulla stella e premendo il tasto sinistro del mouse apparirà l’output come nella figura 10. Per “trasformare” la magnitudine strumentale in un valore di ma-gnitudine V, utilizzeremo una procedura relati-vamente s emplice. Prendiamo il caso dell’asteroide 44 Nysa contenuto in una im-magine digitale dell’Osservatorio di Monte d’Aria di Serrapetrona (MC) il 5 febbraio 2007 e riprodotta in fig. 11. Per migliorare la “qualità” fotometrica delle misure l’immagine è stata leggermente sfocata. La misura della FWHM di 44 Nysa, con IRIS (basta circoscrivere la stella con il mouse, quindi con il tasto destro si seleziona il co-mando PSF), ha dato un valore di 7 pixel. Perciò, nella fotometria d’apertura, sono stati scelti i raggi dei cerchi di misura: il pri-mo di 17 px (7 x 2.5), il secondo di 20 px, infine, il terzo, 25 px. Nel campo dell’asteroide considero solamente le stelle che hanno un indice B-V simile (in altre pa-role, quelle indicate con i numeri 1, 4, 5, 7 nella tabella I). Traccio in EXCEL un grafico (con i dati della tabella II) nel quale metto in relazione la magnitudine visuale delle stelle (colonna 1) con il logaritmo decimale delle intensità ADU (colonna 2 e 3). La retta di regressione dei punti contenuti nel grafico è stata calcolata con EXCEL:

V = -2.4937* I + 22.718

Dove V è la magnitudine e I è il logaritmo delle intensità totali. Da notare che il coeffi-ciente di correlazione della regressione R2 è buono: 0.9827. Così, per trovare la corri-spondente magnitudine V di 44 Nysa, sosti-tuiremo ad I il suo valore:

V = -2.4937 * 185695 + 22.718 = 9.579.

Il Rapporto Segnale/Rumore (S/N) e l’accuratezza delle misure di magnitudine

L’applicazione della fotometria alle immagini ottenute durante la nostro survey non può prescindere dalla conoscenza del rapporto segnale/ru more, S/N. Con S/N indichiamo il rapporto tra il segnale misurato e la sua varia-bilità dal punto di vista statistico. Tale rappor-to ha un’im portanza fondamentale in quan-to, con un unico valore numerico, possiamo farci un’idea della qualità di un’immagine digitale. Pur non desiderando appesantire inutilmente le presenti istruzioni, ritengo comunque necessario riportare un paio di formule fondamentali per determinare sia il rapporto S/N in una immagine digitale, sia l’accuratezza delle misure fotometriche.


Fig. 10: Fotometria d’apertura di una stella con IRIS. Nell’output troviamo indicati: il tipo di fotometria con 3 cerchi e le coordinate del centro dei cerchi di misura. Poi, il numero dei pixel contenuti nel cerchio interno che misura la stella (=441) ; il numero dei pixel per la valutazione del fondo cielo (= 1164) ; con Intensity è invece indicato il valore ADU usato nella formula (1), che fornisce una magnitudine strumentale m = -15.768. Infine, è riportato il livello medio del fondo cielo.

Fig. 11: Campo di 44 Nysa il 5 febbraio 2007 in una immagine digitale ottenuta con Canon 20Da (800 ISO), al riflettore di 40 cm del l’Osse rvatorio di Monte d’Aria. Le stelle di rife rimento sono quelle numerate.

Fig. 12

“La prima fase del progetto “Caccia alla cometa!” è di fonda-mentale im-portanza per caratte-rizzazione del nostro sistema di ripresa”

La prima è la seguente: S/N = Cobj /(Cobj/g + n* σ 2sky + (n/p)*σ 2sky) ½

Nella quale: Cobj = ADUtot – n* xsky

Inoltre: n, è il numero totale dei pixel nel cerchio interno; p, è il numero di pixel utiliz-zato per valutare il fondo cielo; ADUtot, è il numero dei conteggi all’interno del cerchio, di n pixel, che racchiude interamente la stel-la da misurare; xsky, la media dei conteggi di fondo cielo riferita ad un singolo pixel, rica-vata dal cerchio esterno; g, il guadagno del sensore in e-/ADU (per Canon EOS 20Da, a 800 ISO, g è 1.52); σsky, è la dev. Std. dei va-lori dei pixel contenuti nell’area di p pixel che delimita il fondo cielo. Nell’output di IRIS vediamo che: n, (seconda riga) è 901; p, (terza riga), è 704; ADUtot, è il numero dei conteggi all’interno del cerchio, di n pixel, che racchiude interamente la stel-la da misurare, ed è indicato con Intensity, il cui valore è 130241 ADU; xsky, (background mean level) è 33 ADU; g, è il guadagno del sensore in e-/ADU (per la Canon EOS 350 D, a 800 ISO, g è 1.34 e-/ADU, tabella B); σsky, è la dev. Std. dei valori dei pixel contenuti nell’area di p pixel che delimita il fondo cie-lo.

Per ottenere questo dato che, nel nostro caso è σsky = 5.04, ho delimitato un’area di 27x27 pixel, centrata su uno spazio vuoto di stelle in prossimità dell’asteroide e, con il pulsante destro ho richiamato il comando Statistics con il quale si ottiene il valore indicato. Sostituendo, abbiamo:

Cobj = ADUtot – n* xsky = 100508


n. Nome AR(2000.0) Decl.(2000.0) Magn. V B-V 44 Nysa

1 GSC 1325:1528 06h 05m 16s 21° 34’ 32” 10.58 1.67 2 GSC 1325:1868 06h 04m 44s 21° 25’ 27” 9.90 0.01 3 SAO 77926 06h 04m 39s 21° 23’ 43” 8.36 0.42 4 SAO 77939 06h 05m 17s 21° 23’ 13” 8.52 1.25 5 SAO 77951 06h 05m 58s 21° 29’ 52” 9.33 1.49 6 GSC 1325:1893 06h 06m 22s 21° 24’ 36” 10.28 -0.05 7 GSC 1325:463 06h 05m 34s 21° 09’ 03” 10.12 1.52 8 GSC 1325:365 06h 04m 36s 21° 03’ 37” 10.07 2.16 9 GSC 1325:394 06h 04m 15s 21° 05’ 40” 10.45 0.36

TABELLA I. STELLE DI RIFERIMENTO PRESENTI NEL CAMPO DI 44 NYSA IL 5/02/2007

TRA LE 18h 15m TU E LE 23h 00m TU

1 2 3 n.

Nome oggetto Magn. V Intensità totale ADU

Log. Inten-

sità (ADU)

44 Nysa da deter. 185695 5.2688 1 GSC 1325:1528 10.42 67035 4.8263

4 SAO 77939 8.40 448849 5.6521 5 SAO 77951 9.19 255329 5.4071 7 GSC 1325:463 9.98 124796 5.0962

Tabella II – Le intensità ADU delle stelle di riferimento utilizzate per il calcolo della magnitudine di 44 NYSA

Fig. 13: Nell’ immagine del 28 ge nnaio 2007, il dischetto di 44 Ny sa è contornato da tre cerchi di raggio crescente che, a partire da quello interno, sono rispettivamente di 17, 20, 25 pixel. Come spiegato nel testo, l’immagine è sfocata in modo da migliorare la qualità delle misure con

Canon EOS 350D Canon EOS 400D

ISO Guad. (e ./ADU)

Rumore RON e -

Guad. (e ./ADU)

Rumore RON e -

Guad. (e ./ADU)

Rumore RON e -

100 10.52 22 10,98 19 10,44 27

200 5.50 12 5.50 11 5.55 15

400 2.80 7 2.69 7 2.75 8

800 1.34 5 1.37 6 1.52 5

1600 0.68 4 0.69 5 0.76 4

Canon EOS 20Da

TA BELLA B

Il Guadagno ed il rumore in alcune fotocamere digitali

Canon EOS

“L’efficacia del-la nostra sur-vey di ricerca dipende dalla capacità di ge-stire le infor-mazioni conte-nute nelle no-stre immagini. In una notte ti-pica si raccol-gono oltre un GByte di dati”

E dopo alcuni passaggi, che tralasciamo per brevità, otteniamo:

S/N = 321

Se poi vogliamo sapere quanto sono accura-te le magnitudini V da noi trovate, dobbiamo tener conto dell’errore stocastico stan-dard Ses delle nostre misure, che dipende da S/N. Esso si calcola infatti con l’espressione seguente:

Ses = 1.09 / (S/N)

Con S/N = 321, Ses = 0.003 magn.

In altre parole, la qualità fotometrica dell’immagine è indubbiamente ottima (in relazione alla luminosità dell’asteroide mi-surato). Se, invece, S/N fosse stato 10, allora Se = 0.11, un valore difficilmente accettabile per misure di precisione. Infine, un’ultima consi-derazione: è importante notare che S/N è proporzionale alla radice quadrata del tem-po di integrazione t: S/N √t Ciò significa che per migliorare il rapporto S/N di un fattore 2, dobbiamo allungare le riprese per un tempo 4 volte maggiore. Più lunga è la posa, maggiore è il segnale del cielo (e quindi il rumore di fondo), ma il rap-porto S/N aumenta comunque perché il se-gnale dell’oggetto (stella, asteroide, ecc.) cresce linearmente con il tempo, mentre il rumore del cielo cresce soltanto come la radice quadrata del tempo di posa. Per otte-nere un alto rapporto S/N dobbiamo tener conto di molti fattori: le dimensioni del tele-scopio, il tipo di sensore, i filtri, il livello di disturbo del fondo cielo, la qualità dei dark e dei flat field.

CONCLUSIONI

La prima fase del progetto “Caccia alla come-ta!” è di fondamentale importanza per la caratterizzazione del nostro sistema di ri-presa e per testare i comandi software che consentono l’esame delle immagini. La buo-na conoscenza del rapporto S/N nelle nostre immagini, le procedure per la magnitudine stellare e del fondo cielo nonché il corretto uso dei comandi BLINK e OPT_SUB sono tutti fattori che condizionano l’efficacia del-la nostra survey. Per questi motivi consigliamo vivamente l’esecuzione di tutti e tre i test proposti in questo articolo. Nella prossima circolare daremo una descrizione delle modalità di ricerca.

Il problema dell’inquinamento luminoso è sempre più evidente e sopra gli occhi di tutti. L’attività di ripresa degli oggetti del cielo profondo, se da una parte è aiutata dalle nuove tecnologie digitali (reflex e ccd digitali hanno quasi completamente sostituito le vecchie e care pellicole), dall’altra si trova a combattere cieli notturni sempre più illumi-nati, nonostante recenti leggi cerchino di limitare l’inquinamento luminoso per favori-re il risparmio energetico e la visibilità della volta celeste. Attualmente comunque gli astrofili sono costretti a muoversi con tutta l’attrezzatura necessaria, alla ricerca di remoti siti osser-vativi, dove il cielo ancora riesce ad essere quello spettacolo che molte persone ormai ricordano solamente. Valutare la qualità del cielo però non è semplice. Da una parte l’occhio, per quanto eccellente strumento d’osservazione, può dare un giudizio atten-dibile ma non accuratissimo, dall’altra, le condizioni del cielo possono variare molto da sito a sito, essendo influenzate da para-metri come il tasso di umidità atmosferica, le polveri sospese, eventuali luci circostanti e molti fattori non è semplici da quantifica-re.

Tutto questo mi ha spinto a cercare un modo per poter valutare la bontà del cielo usando uno strumento elettronico, “imparziale” e preciso, quindi più attendibile del semplice giudizio personale di ciascun osservatore. Lo strumento è una delle ormai diffusissime d igi tal i re fl ex men tre l ’en ti tà dell’inquinamento luminoso è stimata attra-verso l’esame di una fotografia “standard” del cielo. Eseguendo questa foto “standard” in notti consecutive, oppure in posti diversi nella stessa notte per verificare quello mi-gliore, avrebbe potuto fornire un parametro di sicuro aiutato agli astrofili estenuati dalla ricerca delle serate e dei luoghi ideali. L’idea c’era, dovevo solo metterla in pratica e crea-re un sistema semplice e veloce che attri-buisse una specie di “voto” al cielo, partendo da una fotografia del cielo stesso. Ho usato la mia Canon digitale e ho creato un’azione di Photoshop (una sequenza di operazioni registrate e richiamabili tramite un solo clic) in grado di eseguire il lavoro di valutazione di luminosità del fondo cielo.


Cristian Fattinnanzi

SkyQuality ACTION

Nicola Tosi di Montefiorino (MO), a fianco del suo mon-tatura equ atoriale EQ6 SkyScan Pro sulla quale è stato montato il rifrattore Apo 120ED SkyWhatcher ed in parallelo la Canon Eos 30D e teleobbiettivo Nikon 135mm f2,8. Questa è la configurazione strumentale che Nicola ha predisposto per il progetto “Caccia alla cometa!”

Particolare della strumen-tazione di Nicola Tosi. In primo piano la Canon EO S 30D con teleobiettivo 135 mm.

Possiedo una versione di Photoshop 6 in italiano, per cui l’azione creata funziona be-ne con versioni in italiano dalla 6 in poi. Dopo decine di azioni create personalmente per facilitare il lavoro di elaborazione delle immagini astronomiche (utili per ridurre la grana, esaltare i contrasti, ridurre la dimen-sione delle stelle…. E raccolte in un mio cd che spedisco agli eventuali interessati), non è stato particolarmente difficile creare qual-cosa utile a questo scopo. Per eseguire il test è necessaria prima di tutto una fotografia del cielo notturno. Cia-scuno può usare la strumentazione che pos-siede, personalmente ho trovato ottimali le seguenti impostazioni, in grado di fornire una luminosità del cielo sempre ben identifi-cabile dall’azione:

-inquadrare il cielo allo zenit

-reflex impostata in jpg a “qualità elevata”, nel formato massimo, ricordando anche la chiusura del mirino posteriore (dove si guarda con l’occhio), 1600 ISO -impostazioni interne della fotocamera, che sulle canon sono definite “parametri”, a “0”

-tempo di esposizione 60 secondi -apertura del diaframma F3,5 (per avere una buona quantità di luce sul sensore)

-obiettivo 18-55 impostato a 18mm (quindi a grandangolo, per avere un’inquadratura più ampia) -obiettivo con fuoco messo in manuale e ghiera completamente estratta, per sfocare

eventuali stelle presenti o oggetti luminosi inquadrati. Una volta eseguita questa foto, la si scarica sul PC e la si apre con Photoshop per prepa-rarsi ad “analizzarla”.

L’azione va prima installata, richiamandola col comando “carica” dall’apposito menù (visibile se nascosto premendo F9). Basterà selezionare l’azione caricata e pre-mere “play”: dopo diverse decine di opera-zioni eseguite automaticamente dall’azione, la foto di partenza verrà chiusa e rimarrà visualizzata una scala graduata con un indi-ce lungo il lato destro (dalla forma a volte un po’ irregolare, ma comunque ben identifica-bile), ad una altezza che corrisponderà pro-prio alla qualità del cielo. Se l’indice sarà posizionato in basso avremo un cielo molto chiaro, quindi “voti” bassi, mentre salendo potremo arrivare fino al 100%, sotto cieli eccezionali.

A cosa serve:

L’uso di questa azione permette due tipi di verifiche: -la valutazione del cielo da una località de-terminata, ad esempio un osservatorio, per decidere magari se è il caso di fotografare o meno

-l’analisi di più località osservative, magari eseguite da astrofili con la stessa strumenta-zione, per scoprire ad esempio se è media-mente migliore il cielo di una determinata località delle Alpi, dell’Appennino, della Ma-remma o della Sicilia.


“La SkyQuality Action serve a valutare il cielo del nostro sito e per fare con-fronti quantita-tivi tra diverse località della Penisola”

A fianco, la schermata di output dell’azione per la valutazione del cielo notturno. Per ricevere il file della SkyQuality Action o qualsiasi altra informazione, scrivete a Cristian:

fatt [email protected]

Nel numero di settembre 2007 di Nuovo Orione, ospite della rubrica Spazio Aperto-CCD di Federico Manzini, ho dato l’annuncio della “scomparsa” di una stella in M20, la famosa Trifida. Il 18 maggio 2007 ho realiz-zato 12 immagini di M20 da 150 secondi con il mio SCT 300 mm e Canon 350D a 800 ISO. Già dal un primo esame mi sono accorto che mancava una stella!

Ora vorrei iniziare un programma foto-metrico d’osservazione (sempre che la stella riappaia nei piccoli strumenti ama-toriali!) per verificare le sue caratteristi-che di variabilità; per fare ciò sarebbe utilissimo l’aiuto di numerosi osservatori che realizzassero immagini della nebulo-sa ogni volta che sia possibile.

Ho anche pensato di chiedere a Skylive del tempo d’osservazione ad uno dei loro tele-scopi in Australia, località dalla quale M20 è visibile alta in cielo, così da ridurre l’influenza della scintillazione atmosferica.

Chi intende collaborare in modo efficace dovrà eseguire delle immagini FITS, senza filtri, con strumenti di almeno 20 cm di dia-metro, con esposizioni di 2 o 3 minuti con camere CCD o digitali reflex CMOS. E’ neces-sario calibrare ogni immagine con bias, dark e flat field. Non si sommino immagini di M20!

NOTA IMPORTANTE

Per stimare la magnitudine della stella in modo accettabile si consiglia di utilizza-re la procedura fotometrica (fotometria d’apertura differenziale) descritta alle pagine 6-9 di questa circolare, dopo aver individuato alcune stelle di confronto che dovranno essere utillizzate da tutti gli osservatori.

Come già annunciato nella pagina di copertina di questa circolare, il progetto Network è riavviato, grazie all’impegno di Fabiano Barabucci e Angelo Angeletti.

Qui voglio riassumere i principali servizi che saranno accessibili dal sito del Network, divisi in quattro punti chiave, e attivati nel corso dei prossimi 12 mesi:

1) TG – Notiziario giornaliero, registra-to, va in onda alle 09 del mattino e per le 24 ore successive. Durata: 6-15 minuti. Formato FLV di Adobe. Gestione del noti-ziario: una “redazione” per la preparazio-ne delle notizie; speaker, sparsi per l’Italia, che si alternano a leggere e com-mentare i fatti “astronomi ci” del giorno all’estero ed in Italia, un occhio di riguar-do per le attività degli amatori. Almeno il 50% delle notizie li riguarderanno: meeting, convegni, star party, conferenze, ecc.


Nicola Cornero Www.cdso.it

Una nuova Variabile in M20? “Importante l’appello che Nicola Cornero rivolge alla co-munità degli a-matori affinché lo aiutino nel tenere sotto controllo una sospetta varia-bile in M20”

ADERITE!

Immagini di M20 realizzate nel corso degli ultimi 6 anni: nell’immagine di Nicola (ultima a destra) manca davvero una stella!

Rodolfo Calanca

NOTE SUL PROGETTO NETWORK

2) Servizi informativi e promozione di progetti, basati essenzialmente sull’uso di trasmissioni in diretta, diffuse via web, realizzate in economia e facilmente fruibili dall’utente possessore di ADSL. Lo scopo è di documentare e commentare eventi astronomici di ogni specie, ordinari o straordinari (eclissi, transiti, occultazio-ni, comete, ecc.). Tali servizi si avvalgono del determinante contributo degli amatori e degli Osservatori professionali. Un esem-pio significativo di questa modalità di ser-vizio lo abbiamo sperimentato, con note-vole successo, con il progetto Extrasolari Live!

3) Promuovere iniziative, coinvolgenti e di forte impatto, rivolte agli amatori, agli studenti ed agli insegnanti, in video-conferenza. Un esempio: corsi di base e di approfondimento.

4) Accogliere filmati astronomici prodotti da professionisti ed amatori con webcam o videocamere a bassa risoluzione. Obiettivo: creare una sorta di YOU TUBE dell’astronomia. Tanti brevi filmati di 2 o 3 min con commenti, realizzati durante le osservazioni astronomiche, sia diurne che notturne, le conferenze, mentre si osserva il Sole, ecc.


“Dal sito EAN sa-ranno disponibili numerosi servizi: un notiziario a-stronomico gior-naliero, un archi-vio di filmati…”

Schermate di prova per il notiziario web TV dell’EAN

COLLABORATE ALLA CREAZIONE DEL NETWORK EAN! UNO STRUMENTO FONDAMENTALE PER DIFFONDERE SUL WEB LE NO-

TIZIE CHE INTERESSANO GLI AMATORI!

Cerchiamo la collaborazione di astrofili volenterosi per:

leggere il notiziario

arricchire i contenuti del portale

Creare le pagine web

A PARTIRE DAL 20 GIUGNO, COMINCIATE AD INVIARCI LE NOTIZIE CHE RIGUARDANO LE VOSTRE ATTIVITA’, SIA COME SINGOLI SIA DELLE AS-SOCIAZIONI OD OSSRVATORI PUBBLICI O PRIVATI.

MANDATECI I VOSTRI COMUNICATI STAMPA, I PROGRAMMI DELLE SE-RATE PUBBLICHE, GLI STAR PARTY, ecc.

NEL NOTIZIARIO WEB TV DEL DAREMO TUTTE LE NOTIZIE CHE RI-GUARDANO GLI AMATORI ITALIANI DI ASTRONOMIA, LE LORO RICER-CHE ED I LORO PROGRAMMI!

MANDATECI I VOSTRI FILMATI IN UN QUALSIASI FORMATO, CON UNA DURATA NON SUPERIORE AI 3 MINUTI: RIPRENDETE LA VOSTRA STRUMENTAZIONE ED IL-LUSTRATELA CON PAROLE VOSTRE.

IN QUESTO MODO CREEREMO UN ARCHIVIO FRUIBILE DA TUTTI!

NELLA PROSSIMA CIRCOLARE DAREMO L’INDIRIZZO DEL PORTALE EAN

CONTATTATECI: [email protected]


Anno 1, numero 3 06 giugno 2008 Circolare n. 03/2008 · laudate tecniche d’osservazione visuale...

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