Fare e disfare gli oroscopi - CAMPUS MFS · LE COORDINATE CELESTI Osservatorio Astronomico di...

Alberto Cora(1)(2)

Luca Zangrilli(1)(2)

(1) Istituto Nazionale di Astrofisica(2) Società Astronomica Italiana

Osservatorio Astronomico di torino

2

“INTRODUZIONE ALLA

SMARTASTRONOMY”

Parte 1: Le Costellazioni


2

PROGRAMMA

CORSO “INTRODUZIONE ALLA SMARTASTRONOMY”

Docenti prof. Luca Zangrilli e prof. Alberto Cora

Contenuti del Corso

Il modo in cui possiamo avvicinarci all'Astronomia può e deve stare al passo con

i tempi. Con il termine smart-astronomy vogliamo indicare tutte le attività in

campo astronomico che possiamo fare utilizzando uno smart-phone. Possiamo

orientarci in cielo con molta semplicità; possiamo fare fotografia astronomica, e

perché no, fare anche ricerca scientifica.

Lungi dall'essere un semplice oggetto di svago, lo smart-phone è un aiuto per

imparare l'astronomia e averne delle soddisfazioni. Il corso consisterà quindi

nell'indagare i temi dell'Astronomia di base con l'utilizzo degli smartphone.

Inoltre, lo studio del funzionamento di questi dispositivi e degli applicativi per

uso astronomico, porterà naturalmente approfondire anche la comprensione del

funzionamento dei telescopi e dei rivelatori per l'indagine astronomica (CCD e

APS).


2

SOMMARIO

Nella prima parte del corso impareremo:

- Come orientarsi nel cielo utilizzando SkyMap (Bluestacks) e Stellarium.

- Cosa sono le costellazioni


2

WWW.STELLARIUM.ORGdisponibile anche x smartphone!

UN VIRTUAL OBSERVATORY IN TASCA

Durante le lezioni teoriche dell corso faremo uso di strumenti di

virtual observatory

Osservatorio Astrofisico di torino

Grotte di Lascaux, nella valle del Vézère (Francia) 15-20000 ac

LE COSTELLAZIONI

Iadi

PleiadiTORO

Aldebaran

Montignac (France) 4 Agosto 15240 aC

Ardeche (France) Cave La-Tete-du-Lion 20.000 aC

65 al155 al

360 al417 al

LE COSTELLAZIONIOsservatorio Astronomico di torino

2

24

88 costellazioni ricoprono la volta celeste

• I popoli antichi guardavano lestelle in cielo e immaginavanofigure raggruppandole

• Ancora oggi ci riferiamo a molti diquei raggruppamenti.

• Gli astronomi li chiamanocostellazioni (ovvero gruppi distelle).

LE COSTELLAZIONIOsservatorio Astronomico di torino

2

2525

• Nelle moderne carte astropnomiche, ilcielo è diviso in 88 regioni.

• Ciascuna di queste regioni è unacostellazione.

• La maggior parte delle stelle in unacostellazione non è per niente vicina aun’altra.

• Esse semplicemente appaiono vicineperchè sono quasi nella stessa direzionevista da Terra.

e … un modo più efficicae per

memorizzare le posizioni stellari:

LE COORDINATE CELESTI!

L’ASTROLOGIA NON HA NIENTE A CHE FARE CON L’ASTROMIA!!!

Personificazione dell'Astrologia (ca. 1650-

1655), olio su tela del Guercino.

La linea degli equinozi quindi si sposta nel tempo girando in senso

orario e compiendo un giro completo di 360° in circa 25920 anni

(anno platonico). Visto che i segni sono sfalsati di circa 30° (1/12)

otteniamo che l'orscopo che noi conosciamo è nato circa 2160 anni

fa... 150 aC circa!


2

ELENCO DELLE APP

Abbiamo utilizzato le seguenti App:

- SkyMap (planetario virtuale).

- Bluestacks (emulatore di Android).

- Stellarium (planetario virtuale).

FINE PRIMA PARTE

Alberto Cora(1)(2)




2


SMARTASTRONOMY”

Parte 2: le coordinate celesti


2

SOMMARIO

Nella seconda parte del corso impareremo:

-Cos’è il sistema di riferimento Azimutale

-Le Coordinate Celesti e il sistema Equatoriale

-Cos’è il Tempo Universale e il Tempo Siderale

-Come utilizzare le coordinate celesti per puntare un telescopio

amatoriale sugli oggetti celesti.

LE COORDINATE AZIMUTALIOsservatorio Astronomico di torino

2

Ma le coordinate altazimutali

mutano in continuazione…

Il modo più semplice per descrivere la posizione di una stella è quella riferita

all’orizzonte dell’osservatore.

LE COORDINATE AZIMUTALIOsservatorio Astronomico di torino

S Norizzonte (h=0°,0°< A<360°)

Zenith (h=90°,0°< A<360°)

IL CATALOGO DI IPPARCOOsservatorio Astronomico di torino

2

Ipparco fu uno dei maggiori astronomi

dell'antichità, e il suo catalogo stellare fu

probabilmente il primo nel mondo nel suo

genere, oltre che uno dei più importanti e

influenti. Il catalogo venne perduto agli inizi

dell'era cristiana, forse nell'incendio della

grande biblioteca di Alessandria.

Per prima usa coordinate celesti quali

l’ascensione retta.

L’Atlante Farnese è probabilmente copia

di una statua greca che rappresenta

proprio il cielo osservato da Ipparco, con le

cstellazioni che I greci ci hanno tramandato.

IL CATALOGO DI FLAMSTEEDOsservatorio Astronomico di torino

2

John Flamsteed, nel

1714 pubblica il suo

catalogo stellare di quasi

3000 stelle, Historia

Coelestis Britannica. E’il primo astronomo

moderno che utilizza la

declinazione e

l’ascensione retta per

descrivere la posizione

delle stelle. L’atlante

uscirà postumo nel 1729.

Per la cronaca JF…

avvista Urano, ma la

scambia per una stella

(34TAU)

LE COORDINATE CELESTIOsservatorio Astronomico di torino

2

Immaginiamo di espandere le coordinate geografiche terrestri sulla volta celeste…

in particolare prolunghiamo l’asse di rotazione ed espandiamo il cerchio equatoriale fino a raggiungere la volta celeste


2

Definiamo declinazione δ (abbreviata

Dec) l'angolo celeste al centro della terra

sotteso da un arco di meridiano celeste

compreso fra l'equatore celeste e il parallelo

passante per l'oggetto (è la latitudine

proiettata sulla sfera celeste anziché sulla

superficie terrestre). Per convenzione i

punti a nord dell'equatore celeste hanno

declinazione positiva, mentre quelli al di

sotto hanno declinazione celeste.

La declinazione è espressa in gradi, primi

e secondi


2

• Come nel caso delle coordinate geografiche, anche nel caso delle

coordinate celesti dobbiamo definire un punto di origine…

• Nel caso della Longitudine si è fissato per convenzione il meridiano 0 detto di Greenwich

• Nel caso dell’ascensione rette utilizzeremo l’intersezione di 2 piani astronomicamente notevoli (equatore ed eclittica)


2

• L’intersezione dei piani eclittica ed equatoriale consente di individuare 2 punti sulla volta celeste (Nodi), i cui sarà visibile il Sole negli istanti dell’equinozio invernale e autunnale.

• Il nodo invernale è noto anche come punto γ.


2

Definiamo Ascensione Retta (spesso indicato con la sigla AR, o con la lettera greca α, o anche RA dalle iniziali della sua traduzione inglese right ascension) la distanza angolare fra il meridiano fondamentale (individuato dal punto γ dell’Ariete) e il meridiano passante per l'oggetto celeste. L'Ascensione Retta è analoga alla longitudine, ma proiettata sulla sfera celeste anziché sulla superficie terrestre. L'ascensione retta è misurata in ore, minuti e secondi, corrispondenti alla rotazione terrestre: 24 ore di ascensione retta sono un giro completo. Un'ora equivale a 15 gradi.

le coordinate celesti

Mutano lentissimamente!

CONFRONTO TRA COORDINATE Osservatorio Astronomico di torino

2

La congiungente il centro della Terra e

l’Osservatore definisce lo Zenith. Il

piano dell’orizzonte passa per

l’osservatore ed è tangente alla sfera

terrestre.

Confronto, coordinate


2

In base alla latitudine dell’osservatore I moti delle apparenti saranno diversi

Infatti l’altezza del polo celeste sull’orizzonte

è pari alla latitudine!

h(polo)=λ=Lat

LA SFERA CELESTEOsservatorio Astronomico di torino

2

45

Le stelle circumpolari boreali, prive di

moti apparenti sotto l’orizzonte… non

sorgono ne tramontano! (non si

vedono di giorno a causa della

diffusione della luce, ma sono sempre

presenti) δ<+(90°-Lat)

In base alla latitudine dell’osservatore le stelle visibili saranno diverse

la zona del cielo dove le stelle

sorgono è tramontano è identificabile

con una fascia δ = ±(90°-Lat)

Le stelle circumpolari australi, tutte

con moti apparenti sotto l’orizzonte…

non sorgono mai! δ<-(90°-Lat)


2

• Ma le coordinate celesti, si modificano nel tempo, infatti la terra ruota come una trottola e questo causa la precessione degli equinozi.

IL MOTO PROPRIO DELLE STELLEOsservatorio Astronomico di torino

2

47

2006

La stella di Barnard

Tecnicamente anche le coordinate delle stelle dovrebbero essere

continuamente aggiornate per effetto della precessione e a causa dei

moti propri delle stelle… questi ad eccezione di alcune stelle, possono

essere “quasi sempre” trascurati!


2

48

IL MOTO PROPRIO DELLE STELLE

RIEPILOGO COORDINATE

CELESTIOsservatorio Astronomico di torino

2

Author: Tfr000 (talk) 20:50, 17 April 2012 (UTC)


2

Blanchard and Lartet bones, more than 30,000 years old

Per collegare le coordinate Azimutali a quelle celesti,

Servono informazioni sullo spazio (cordinate geografiche) e sul tempo!

Vale anche l’inverso … e quindi osservando il cielo si ha l’informazione sul

Luogo e sul tempo!!!

L’ASTRONOMIA E’ IL PRIMO CALENDARIO DELL’UMANITA’

IL TEMPO


2

L’osso di Lebombo (35.000 a.c)

Border Cave - swaziland


2

L’osso di Lebombo (35.000 a.c)

Uno dei più antichi manufatti conosciuti è una

fibula di babbuino su cui sono incise 29 tacche.

Trovato sulle montagne di Lebombo tra il

Sudafrica e lo Swaziland negli anni 70 durante

gli scavi di Border Cave, una grotta che abitata

sin dal 35000 avanti Cristo, è il primo artefatto

astronomico/matematico che ci suggerisce

come vi fosse già l’interesse a misurare il

trascorrere dei giorni e di metterli in relazione

con il periodo sinodico delle fasi lunari, oppure

il ciclo femminile?


2

L’osso di Blanchard (28.000 a.c)

Un osso istoriato da incisioni di forma circolare proviene da Abri Blanchard,

regione di Les Eyzies de Tayac sita nel Perigord francese. Questo oggetto,

appartenente al Periodo Aurignaziano (28.000 a.C.), presenta 69 incisioni . Le

istoriazioni furono eseguite in periodi diversi con 24 strumenti differenti.


2

L’osso di Blanchard (28.000 a.c)


2

IL TEMPO

Sostanzialmente sono tre i fenomeni cosmici che hanno permesso per

lungo tempo all'umanità di misurare lo scandire del tempo:

• il giorno (legato alla rotazione della Terra sul proprio asse),

•il mese (il succedersi delle fasi lunari)

• l'anno (rivoluzione della Terra intorno al Sole), e di come questi fenomeni

siano stati studiati possiamo trovarne tracce sin dagli albori della civiltà

umana.

IL TEMPO: il Giorno SolareOsservatorio Astronomico di torino

2

56

definiamo giorno solare :il periodo di

tempo tra due successive culminazioni

del Sole al meridiano: 24h !!!

Il mezzogiorno è caratterizzato anche dal fatto che le ombre sono

minime (corte!)

IL TEMPO SOLAREOsservatorio Astronomico di torino

2

57

Il mezzogiorno locale

varia con la

longitudine

dell’osservatore!

IL TEMPO CIVILEOsservatorio Astronomico di torino

2

58Culminare del

sole

Il tempo civile o tempo legale o tempo medio del fuso è il tempo solare medio del meridiano centrale di un fuso. Questo tempo, deciso per legge, è valido per tutte le

località poste entro uno stesso fuso orari Il planisfero è suddiviso in 24 spicchi di 15°.

Un acuto osservatore (a bardonecchia) si accorge che il mezzogiorno, segnato

da una Meridiana anticipa, nel periodo invernale, di 27’ il mezzogiorno civile.

Sapete determinare la sua longitudine?

IL TEMPO UNIVERSALEOsservatorio Astronomico di torino

2

59

Per comodità gli astronomi hanno deciso di riferirsi all’osservatorio

Astronomico di Greenwich e al suo meridiamo (GMT) per fissare un tempo

unico su tutto il planisfero detto Tempo Universale (UT).

In realtà la definizone è molto più complicata….

Il tempo coordinato universale (UTC), conosciuto anche come tempo civile, è il

fuso orario di riferimento da cui sono calcolati tutti gli altri fusi orari del mondo.

Esso è derivato dal tempo medio di Greenwich , con il quale coincide a meno

di approssimazioni infinitesimali, e perciò talvolta è ancora chiamato GMT.

Per il nostro utilizzo UT=GMT

IL TEMPO SIDERALEOsservatorio Astronomico di torino

2

60

Il giorno solare è dovuto alla

composizione di 2 moti:

1) la rotazione terrestre…


2

61



1)la rotazione terrestre

2)la rotazione della terra intorno al Sole


2

62



1)la rotazione terrestre

2)la rotazione della terra intorno al Sole

Per questa ragione dobbiamo distinguere

Il giorno solare dal giorno siderale, che

tiene conto solo della rotazione terrestre.

Il tempo siderale è utile per determinare

dove si trovano le stelle in un certo istante.

Il tempo siderale divide una rotazione

completa della Terra in 24 ore siderali;

allo stesso modo, la mappa del cielo è

divisa in 24 ore di ascensione retta (AR).

Il tempo siderale locale (TSL) indica l’AR

che sta passando sul meridiano.


2

63

RIEPILOGHIAMO: giorno siderale e giorno

solare

Il tempo tra due transiti del sole(1-3) è maggiore di

4 minuti del tempo tra due transiti di una stella,

individuati dalle situazioni (1-2). Nella situazione 1

stella e Sole sono allineati al meridiano dell’oss.,

nella situazione 2, a causa del moto di rivoluzione

della Terra, l’osservatore vede il transito in

meridiano della stella prima di quello del Sole.

Il giorno siderale è il periodo impiegato dalla Terra

per eseguire un'intera rotazione attorno al

proprio asse: 23h 56' 4,1”

Il giorno Solare è il frutto di 2 moti, quello di

rotazione della terra su se stessa e quello di

rivoluzione intorno al Sole!!!

L’ora solare è il tempo trascorso dalla

mezzanotte, l’ora siderale è il tempo trascorso

dal passaggio del punto Υ dell’ariete al

meridiano … sembra complicato, ma ha una

sua utilità….


2

LA MONTATURA EQUATORIALEIl sistema delle coordinate celesti è utilizzato nella

montatura equatoriale dei telescopi

POLO NORD


2

LA MONTATURA EQUATORIALEL’asse polare deve essere inclinato di un angolo, pari

alla latitudine dell’osservatore

POLO NORD


2

LA MONTATURA EQUATORIALEIl telescopio deve essere orientato appropriatamente

a Nord … può essere utile una bussola!

POLO NORD


2

LA MONTATURA EQUATORIALEPer verificare/perfezionare la messa in postazione

si consiglia di puntare la stella polare o al telescopio

oppure tramite il cannocchiale polare.

POLO NORD

Polaris View


2

LA MONTATURA EQUATORIALEora il telescopio è pronto ad essere puntato con le coordinate:

Declinazione e Ascensione Retta (Angolo Orario) dell’oggetto.

POLO NORD

DEC

AR (AO)

L’ANGOLO ORARIOOsservatorio Astronomico di torino

2

69

L'angolo orario (AO) è una delle coordinate usate nel sistema

equatoriale per esprimere la direzione di un punto sulla sfera celeste,

rispetto al meridiano. Viene comunemente usato per puntare i telescopi.

SUD

O

γ

TS

Il Tempo Siderale (TS) ci dice quanto tempo

è passato dal transito del p.to γ al merdiano

(SUD)


2

70




SUD

O

γ

TS

AR



(SUD)

L’Ascensione Retta (AR) è la

coordinata con origine nel p.to γ.


2

71




SUD

O

γ

TS



(SUD)

L’Ascensione Retta (AR) è la

coordinata con origine nel p.to γ.

AO

L’Angolo Orario (AO) esprime la

distanza angolare dell’ogetto rispetto al

meridiano.

AO=TS-AR

Il tempo siderale è locale!!!!!

CHI HA INVENTATO LE NOSTRE COSTELLAZIONI

Costellazioni tolemaiche

• Le 48 costellazioni tolemaiche sono: Andromeda, Acquario, Aquila, Altare, Nave (oggi suddivisa in Carena, Poppa, Bussola e Vela), Ariete, Auriga, Boote, Cancro, Cane Maggiore, Cane Minore, Capricorno, Cassiopea, Centauro, Cefeo, Balena, Corona Australe, Corona Boreale, Corvo, Cratere, Cigno, Delfino, Dragone, Cavallino, Eridano, Gemelli, Ercole, Idra Femmina, Leone, Lepre, Bilancia, Lupo, Lira, Ofiuco, Orione, Pegaso, Perseo, Pesci, Pesce Australe, Freccia, Sagittario, Scorpione, Serpente, Toro, Triangolo Boreale, Orsa Maggiore, Orsa Minore e Vergine.

Costellazioni Recenti IAU

• Gru, Tel, Indiano, Ara, Pavone, Ottante, Aps, Cha,Musca, Hyi, Tucano …..

MAUNDER : 36° NORD circa 2500 aC

tavoletta risalente a circa il 1700 a.C.

Sulla diagonale orizzontale sono incisi i valori 1, 24, 51, 10 (da essere intesi come 1 + 24/60 + 51/602 + 10/603, cioè 1.414213, che è il valore ben noto della radice di 2, approssimato alla sesta cifra decimale)

un caso speciale del teorema di Pitagora, milleduecento anni prima del grande nativo di Samo

ASTRONOMIA/ASTROLOGIA BABILONESESumeri (scrittura) , Caldei, Accadi e Babilonesi-periodicità dei fenomeni astronomici - primi ad applicare la matematica alle loro predizioni.- ciclo di saros

Bisogna attendere la scoperta delle tavolette di "Mulapin" per poter parlare di Zodiaco delle costellazioni. Datate intorno al 700 a.C. e vi si legge che la Luna, il Sole e gli astri mobili (7 in tutto) seguono un sentiero celeste attraverso 15 costellazioni.

… da loro deriva l’Astromia occidentaleOttimi osservatori precisione sotto il 1’


2

COSA ABBIAMO IMPARATO…

Le costellazione sono un metodo per

riconoscere le stelle

Sistema Altazimutale (altezza, azimuth)Lat,Long

Coord. Celesti (α,δ)t

Ho trascurato i moti propri… ma…

abbiamo quello che serve per puntare

un telescopio…


2

ELENCO DELLE APP


- Sidereal Clock (orologio).

- Clinometer + bubble level (inclinometro)

- Compass 360 Pro Free (bussola)

- Polaris View (visualizzatore stella polare)

- Bluestacks (emulatore di Android).

- Stellarium (planetario virtuale).

FINE SECONDA PARTE

Alberto Cora(1)(2)




2


SMARTASTRONOMY”

Parte 3: le magnitudini


2

SOMMARIO

Nella terza parte del corso impareremo:

- cos’è la magnitudine

- a stimare la luminosità delle stelle con il metodo Argelander

- come si misura la distanza delle stelle con le candele standard

- come funziona il sistema occhio-cervello

- perché si preferisce l’oggettività della fotografia all’osservazione visuale

- cosa è un sistema ottico afocale.

Perchè il cielo notturno è buio???

Se l’universo è: eterno,

infinito,

statico e …

riempito uniformemente

di stelle!

<paradosso di Olbers>

(F)(F)

(F)

(galassie!)

In cielo si incontra una grande varietà di luminosità

1) Le stelle sono intrinsecamente diverse l’una dall’altra

2) Si trovano a distanze differenti

Betelgeuse α Ori gigante rossa

Rigel β Ori gigante azzurra

Aldebaran α Tau 65 a.l.

Alcyone 360 a.l.


2

Il flusso : luminosità

Poniamo una lampadina che emette

una certa potenza totale L.

L’energia si disperde su superfici,via a

via più grandi S=4πd2. Il flusso di

energia, che è collegato alla

percezione di luminosità diminuisce

F luminosità apparente [watt/m2]

L luminosità intrinseca [watt]

d distanza [m]

La luminosità di una stella può essere definita come la quantità di energia irradiata

ogni secondo: la sua unità di misura, secondo il Sistema Internazionale di misura

(S.I.), è il watt, cioè il joule al secondo (J/s). L’energia viene dispersa radialmente

rispetto alla superficie luminosa; ciò comporta che, mano a mano che ci allontaniamo

da questa fonte di luce, la stessa energia viene dispersa su una ideale superficie

sferica sempre più grande. Questo comportamento viene descritto dalle legge

dell’inverso del quadrato.


2

Ipparco (127 A.C.)

Circa nel 127 a.C., Ipparco di Nicea compila il primo catalogo stellare,

comprendente meno un migliaio di stelle, e ne da la posizione e la luminosità.

Utilizza la pratica ellenistica di dividere le stelle visibili ad occhio nudo in sei

magnitudini. Le stelle più luminose erano dette di prima magnitudine (mag =

+1), quelle brillanti la metà di queste erano di seconda magnitudine, e così via

fino alla sesta magnitudine (mag = +6), al limite della visione umana ad occhio

nudo.

Questa definizione di luminosità si ricollega al fatto che le più brillanti sono

quelle che appaiono per prime (1a grandezza) dopo il tramonto, dopo di che

appaiono quelle meno brillanti (2a grandezza) dopo le quali si scorgono le

meno luminose (dalla 3a alla 6a grandezza) e quindi la grandezza è

storicamente collegata all’ordine di apparizione fino al raggiungimento del

crepuscolo astronomico.

L’unità di misura della luminosità delle stelle è la grandezza definiita da

Ipparco, più correttamente espressa con il termine “magnitudine”


2

Fechner (1860)

Le magnitudini definite da Ipparco, possiedono la curiosa caratteristica, la

stella di 1a grandezza è circa 100 volte più luminosa della stella di sesta!

Tale comportamento è in relazione con la fisiologia dell’occhio umano, che ha

una risposta logaritmica allo stimolo luminoso.

Il rapporto tra stimolo e percezione fù studiata per prima da Weber, che

descrisse come l’uomo percepisse lo stimolo del peso, Fechner formulò la

relazione matematicamente… detta p la percezione e s lo stimolo:


2

Pogson (1856)

Se tra la 6a mag e la 1a mag (5 magnitudini) c’è una differenza di

100 volte del flusso luminoso ricevuto, tra due grandezze limitrofe esiste una

differenza di:

K=1001/5≅2.5 (rapporto di Pogson)

Una stella di 2a mag è circa 2,5 volte meno luminosa di una di 1 mag; la 3a

mag, sarà circa 6 volte meno luminosa. Pogson, con 4 anni di anticipo su

Fechner diede la definizione di magnitudine ancora usata oggi:

nel tentativo di conservare l’analogia con la vecchia classificazione di

Ipparco, pose pari a 2 la magnitudine della stella Polare, fissando la costante

di integrazione.


2

I Telescopi

Consideramo la formula di Pogson:

Sia L la luminosità di una stella visibile al limite a occhio nudo: m2=6.0 mag

con d=6mm (diametro della pupilla al suo massimo di dilatazione).

F2=L2/π (d/2)2

In questo caso non è la superficie dove si distribuisce l’energia della sorgente,

bensì quella di raccolta (pupilla)

A parità di luminosità (L) il flusso (F) dipende solo dalla superficie di raccolta e

possiamo stimare la luminosità della stella più debole osservabile con un

telescopio di dametro D.

m= 6 + 5 log10 D/6

Il telescopio, aumentando la superficie di raccolta, rende visibili stelle più

deboli.


2

Magnitudine apparente, assoluta, modulo della distanza

2

La magnitudine definita da Pogson si dice apparente (m), dato che

l’osservazione e la misura si effettuano dalla Terra. Esiste una relazione che ci

permette di ricavare il valore della magnitudine assoluta di una stella (M), che

esprime la magnitudine apparente di una stella vista da 10 parsec di distanza.

Quindi nota la magnitudine assoluta (M) e quella apparente (m),

possiamo calcolarci la distanza

Modulo della distanza

Magnitudine assoluta

Distanza


2

Il recettore

Ma il flusso di energia misura, non è solo determinato dalla sorgente,

Ma è legato anche al recettore.

Dobbiamo distiguere vari casi: apparente,

assoluta, visuale, fotografica, bolometrica,

U,B,V,R,I etc etc

… ma il recettore finale è pur sempre l’occhio!


2

IL METODO A GRADINI DI ARGELANDER

Un metodo possibile per stimare la luminosità delle stelle è quello a gradini di

Argelander. Si basa sul confronto della luminosità della variabile, con altre due

stelle di luminosità nota una più luminosa, l’altra meno.

E’ importante scegliere opportunamente le stelle di confronto, che devono avere:

luminosità costante,

Medesimo colore/spettro della variabile

Essere prossime alla variabile (evitare l’estinzione atmosferica)


2

IL METODO A GRADINI DI ARGELANDER

0 GRADINI : Quando le due stelle

appaiono uguali anche dopo una

osservazione prolungata

1 GRADINO : Quando le due

stelle al primo colpo d'occhio

sembrano uguali e solo dopo un

certo tempo ci si accorge che

una è più luminosa dell'altra.

2 GRADINI : Quando le due stelle

sembrano uguali al primo colpo

d'occhio ma subito dopo si nota un

differenza di luminosita'.

3 GRADINI : Quando gia' al primo

colpo d'occhio si nota una certa

differenza.

4 GRADINI : Quando al primo

colpo d'occhio la differenza e' ben

evidente.

5 GRADINI : Quando si ha

un'evidente sproporzione di

luminosita' fra le stelle in esame

A(x)V(y)B

V = A + ( x/x+y) * (B-A)

V

B

C = 4.65 mag B=3.75 mag

C


2

ESERCIZIO Tracciare la curva di luce della supernova 2014J

A

BC

D

2014 01 14,558 2014 01 15,570 2014 1 16,641

MA=10,9 MB=12,6 MC=13,8 MD=14,1 (mag)


2


A

BC

D

2014 01 17,612 2014 01 19,617 2014 1 20,620

MA=10,9 MB=12,6 MC=13,8 MD=14,1 (mag)


2


A

BC

D

2014 01 25,5 2014 02 01,5 2014 3 11,5

MA=10,9 MB=12,6 MC=13,8 MD=14,1 (mag)


2

ESERCIZIO

Esercizio:

Nel nel gennaio 2014, si è osservato l’esplosione di una supernova nella

Galassia M82. Tracciate la curva di luce e determinate il massimo della luminosità

2

2

(continua):

1) Calcolare il modulo della distanza.

Nell’ipotesi che si tratti di una supernova Ia e la sua

magnitudine assoluta sia -19 mag

2) Trascurando l’assorbimento delle

polveri calcolare la distanza in pc

3) In base al risultato ottenuto sapete

dire se l’oggetto è galattico o

Extragalattico

4) Conoscendo la magnitudine assoluta

del Sole (4,83 mag) calcolare quante

volte è più brillante

ESERCIZIO


2

2

SOLUZIONE

1)m-M= 30,9 mag

2) d= 10 0.2(30,9+5) =15 Mpc

3) Extragalattico

4) F1/F2 = 10 (23.8/2.5) ≅ 1010 volte più brillante

NOTA BENE:

La distanza di M82 (galassia a sigaro) è di soli 3,5 Mpc la differenza

è legata all’estinzione dovute a gas e polveri che riducono la luminosità

apparente (di circa 3,2 mag)

SOLUZIONI ESERCIZIO


2

L’OCCHIO E LA VISIONE


2


… ma non dimenticatevi del

Cervello!


2


Il caso dei canali marziani


2

IL CASO DEI CANALI MARZIANI

Giovanni Virginio Schiaparelli

Savigliano (CN) 14/3/1835 Milano 4/7/1910

Ingegnere (Università di Torino nel 1854), studiòastronomia all'Osservatorio di Berlino sotto JohannFranz Encke e all'Osservatorio di Pulkovo sotto OttoStruve. Rientrato in Italia nel 1860, venne nominato"secondo astronomo" all'Osservatorio di Brera e,nel 1862, direttore. Nel 1867 pubblicò la memoria"Note e riflessioni intorno alla teoria astronomicadelle stelle cadenti", nella quale teorizzò il nesso trameteore e comete. Nel 1877 iniziò i suoi studi suMarte…


2


Schiaparelli osservava ad unrifrattore di 214 mm didiametro, ma cosa vedevarealmente?


2



2


http://www.archivistorici.inaf.it/


2


Percival Lowell ricco astronomo statunitense, inizialmente dubbioso, divenne ben presto uno dei più ferventi sostenitori della natura artificiale dei canali marziani.Il termine usato da Schiaparelli: canale è tradotto canal anzichè channel.


2



2


1965 Mariner IV


2

OTTICA AFOCALE


L’importanza delle nuove (vecchie) tecnologie

LA SOCIETA’ DELL’IMMAGINE: 1975

la prima videocamera con CCD da

allora

la pellicola perde terreno (fotocamere,

videocamere, fax, scanner,

apparecchiature mediche anche a

raggi x, cellulari e … imaging

astronomico!)

L’IMMAGINE CONTIENE

INFORMAZIONI: … facilmente

trasportabili e manipolabili …

Dalle missioni spaziali a you-tube

IL PROBLEMA DEI FORMATI

ALMAZ


Charge Coupled Device (CCD)

Viene inventato nel 1969 da Williard Boyle e George E. Smith (nobel 2009)

nei AT&T Bell Labs .

Si tratta di un circuito digitale avente funzioni di registro a scorrimento, con funzioni di

linea di ritardo o anche …. elemento di memoria. Nei test ci si accorge che la carica

depositata tendeva a crescere con I livelli di esposizionie!


Tecnologia CMOS

IL PRINCIPIO DI FUNZIONAMENTO:

E’ L’EFFETTO FOTOELETTRICO

UTILIZZANDO SEMICONDUTTORI

(tipo p o tipo n)

Esiste una energia di soglia e quindi

una lunghezza d’onda:

λc= hc/Eg

superata la quale ……..


IL PRINCIPIO DI FUNZIONAMENTO:

E’ L’EFFETTO FOTOELETTRICO

UTILIZZANDO SEMICONDUTTORI

(tipo p o tipo n)

Esiste una energia di soglia e quindi

una lunghezza d’onda:

λc= hc/Eg

superata la quale ……..

Tecnologia CMOS


2

CCD vs APS

In primo luogo a tutti qual è la differenza tra una fotocamera astronomica

(CCD) e la nostra macchina fotografica o le camere dei nostri cellulari?

Sia CCD (Charge-Coupled Device) che APS (Advance Photo System) sono

tecnologie CMOS (Complementary Metal-Oxide Semiconductor).

Se si è compreso come lavorano le celle solari lavoro, avete capito una la

base della tecnologia che viene utilizzata per convertire luce in elettroni.

Un modo semplificato di pensare al sensore utilizzato in una macchina

fotografica digitale (o videocamera) è pensare come avere una matrice 2-D di

migliaia o milioni di piccole celle solari, ciascuna delle quali trasforma la luce

da una piccola porzione del immagine in elettroni. Sia CCD che APS

eseguono questa operazione ma utilizzano metodi di lettura della matrice

differenti.


2

In un dispositivo CCD, la carica viene trasportata

attraverso il chip a bordo della matrice e letta. Un

convertitore analogico-digitale trasforma il valore di

ciascun pixel in un valore digitale. Per questa ragione

sono detti dispositivi a scorrimento di carica.

Nella maggior parte dei dispositivi APS, ci sono diversi

transistori ad ogni pixel che amplificano e spostare la

carica con fili più tradizionali. L'approccio CMOS è più

flessibile perché ogni pixel può essere letta

singolarmente.

CCD vs APS


2

CCD vs APS. i CCD, sono caratterizzati da alta qualità, immagini a bassa rumorosità.

. I sensori APS, sono più sensibili al rumore.

. Poiché ogni pixel su un sensore APS ha diversi transistori situato accanto ad esso,

la sensibilità alla luce di un chip APS tende ad essere inferiore. Molti dei fotoni che

colpiscono il chip hit transistori posto del fotodiodo.

. APS consuma tradizionalmente poco potere.

. CCD utilizzano un processo che consuma più energia.

. Chip APS possono essere fabbricati su praticamente qualsiasi linea di produzione

silicio standard, in modo che tendono ad essere estremamente costoso rispetto ai

sensori CCD.

. sensori CCD possiedono un sistema di raffreddamento che consente di ridurre i

rumori.

A causa di queste differenze, i CCD tendono ad essere utilizzati nelle fotocamere di

alta qualità a cui si richiede un'eccellente sensibilità alla luce. I sensori APS ancora di

qualità inferiore, minore risoluzione e minore sensibilità stanno però rapidamente

migliorando al punto da competere con i dispositivi CCD in alcune applicazioni.


2

APPs 4 CAM

Esistono varie APPs per (4) CAMere disponibili per pilotare le camere digitali nei

nostri telefonini:

Open Camera è una delle applicazion open source. Esso include

auto-stabilizzazione, i controlli della fotocamera manuale, varie

modalità per scattare foto (raffica), e comandi vocali. E’

completamente gratuita e senza pubblicità.

Lenx, app gratuita che consente di definire il tempo di esposizione.

Tenendo l’otturatore aperto (particolare meccanico inutile nei

nostri telefonini), permette di integrare l’immagine nel tempo.

Long Exposure, altr app gratuita, che consente di definire il tempo di

esposizione. Permette anche di definirechiaramente la messa a

fuoco a infinito, necessaria per il coretto funzionamento del sistema

a-focale.


2

ELENCO DELLE APP


-Open Camera (fotocamera)

-Lenx (fotocamera)

-Long Exposure (fotocamera)

FINE TERZA PARTE

“INTRODUZIONE ALLA SMARTASTRONOMY”

Parte 4: ASTROFOTOGRAFIA CON LO SMARTPHONE

Alberto Cora(1)(2)


(1) Istituto Nazionale di AstrofisicaOss. Astrofisico di Torino(2) Società Astronomica Italiana


2


SOMMARIO

• L’importanza delle nuove (vecchie) tecnologie

• Charge Coupled Device (CCD)Principio di funzionamento Conversione foto-elettrica

• Advance Photo System (APS)

• Applicare lo SMARTPHONE al Telescopio

• Iniziazione all’astrofotografia


CCD vs APS dei cellulari

Vi è un altro fondamentale differenza tra CCD e la fotocamera del cellulare … Il CCD è sprovvisto di lenti, e utilizza solo le parti ottiche del telescopio. Invece la fotocamera mobile è montato all'interno del telefono e utilizzare un proprio obiettivo.

La telecamera all'interno del vostro telefono cellulare dispone di un sistema di messa a fuoco, controllato da un software. Al fine di fare una foto al telescopio si dobbiamo imparare l'opzioni che si trovane nelle applicazioni della fotocamera:

- Senza flash - Fuoco all’infinito- sensibilità (ISO)- tempo di esposizione.

Non tutte le APP, contengono queste opzioni… spesso (direi sempre) l’incremento di sensibilità è in realtà un’aumento dei tempi di espozione.E l’aumento dei tempi di esposizione spesso le APP lo ottengono applicando lo “stacking” automatico.


OPEN CAMERA

Come abbiamo già visto ci sono un sacco di APP per telecamere ', ho scelto l'applicazione "Open Camera" per controllare il dispositivo a titolo di esempio.

Open Camera è una delle applicazioni “open source”.

Esso include alcune caratteristiche interessanti oltre a quelle necessarie quali: - scatto a raffica- timer o anche comandi vocali (per evitare vibrazioni)- griglia (facilita il centraggio delle ottiche)- consente di definire la cartella di salvataggio e prefisso dei file- consente di denominare il file con data e ora dello scatto- è gratuita- non include spot pubblicitari.


OPEN CAMERA

ISO

BLOCCO

FLASH

SETUP


COSA SERVE … oltre allo smartphone

Bilanciare i pesi!

AR e Dec !!!

Allineare il

Cercatore

… messa in stazione

(rudimentale)

1) TELESCOPIO2



2) ADATTATORE

Il modo più semplice per scattare una foto al telescopio è quello di tenere semplicemente la fotocamera del telefono fino al oculare, ma questo approccio raramente produce buoni risultati. Non solo è molto difficile centrare l'oggetto correttamente, ma è anche difficile assicurare la correttaUn semplice adattatore migliorerà la vostra (vita) astrofotografia.



3) FILTRIE’ una buona idea avere un set di filtri a disposizione. l'ingrandimento determina la grandezza dell'oggetto, ma anche la luminosità. I filtri consentono ulteriormente di regolare la brillantezza e di evitare la sovraesposizione.

2



4) …TANTA PAZIENZA


ELENCO DELLE APP


- Open Camera (fotocamera)

2

FINE QUARTA PARTE

“INTRODUZIONE ALLA SMARTASTRONOMY”

Parte 5: RIDUZIONE DELLE IMMAGINI ASTRONOMICHE

Alberto Cora(1)(2)


(1) Istituto Nazionale di AstrofisicaOss. Astrofisico di Torino(2) Società Astronomica Italiana


2


SOMMARIO

• POSTPRODUZIONE:

• Sottrazione del DARK

• Stacking

• Stiching

• Riduzione di immagine astronomiche (FITS filesFlat Field, Bias, Dark an Raw)


POSTPRODUZIONE

Mentre è possibile scattare istantanee di bella qualità della Luna con uno Smartphone, è difficile prendere una buona immagine di oggetti deboli per i quali necessitano lunghi tempi di esposizione.Per evidenziare i dettagli, può essere utile un breve video o una raffica di scatti. Dopo di ché si procede con una attività di post-produzione, finalizzata a migliorare l’immagine. Gimp "GNU Image Manipulation Program” è simile a Adobe Photoshop per molti aspetti, e può fare quasi tutto quello che serve alla riduzione di immagini astronomiche. Essendo gratuito, è imbattibile per il prezzo.la post-elaborazione astrofotografia può essere suddivisa in un ridotto numero di temi.Sottrazione del Dark frame, Stacking (impilamento) e la regolazione immagini impilate, sticking ovvero incollare immagini insieme per fare una immagine più grande (come ad esempio la costruzione di una immagine lunare da segmenti più piccoli).Gimp è molto utile per tutti questi, anche se per sovrapposizione automatica e la registrazione di centinaia di immagini da fotocamere è meglio con un programma dedicato come Registax.


SOTTRAZIONE DEL DARKFRAME

Con GIMP…


STACKING (impilamento)

Con GIMP…


STICKING (adesivo)

Con GIMP…


Riduzione di immagini astronomiche

I FILE FITS: FLEXIBLE IMAGE TRANSPORT SYSTEMFormato (non lossy) vecchio e utilizzato solo dagli astronomi, ma … professionale, nella

primary header contiene praticamentetutte le informazioni per utilizzare astro-nomicamente l’immagine (NASA ScienceOffice of Standards and Technology)



Durante un’osservazione al CCD si riprendono vari tipi di immagini

•Raw Frame : fotogramma grezzo di



Correzioni Adittive: Rλ(x,y) - D(x,y) = Iλ(x,y)

Raw Frame Dark Frame Unscaled Frame

- =



Raw Frame Flat Field

/ =

Image

Correzioni Moltiplicativeive: Rλ(x,y) / F(x,y) = Iλ(x,y)



(Rλ(x,y,t) - D(x,y,t) )( F(x,y,t’) -D(x,y,t’))

Kλ(t) = Iλ(x,y,t) Kλ(t) = intensità media del flat field

M8 color image is a composite obtained on 1 and 2 August 2008 through a William Optics FLT110 4.3" f/7 refractor with an SXV-H9 monochrome CCD camera. 40 min of luminance-filtered images were combined with 20 min of red-filtered images to create the luminance data. 20 min each of red, green, and blue-filtered images were added to create the (LR)RGB color composite.


ELENCO DELLE APP

Abbiamo utilizzato le seguenti App/software :

- GIMP (fotocamera)- Registax- FitsViewer

2

Fare e disfare gli oroscopi - CAMPUS MFS · LE COORDINATE CELESTI Osservatorio Astronomico di...

Documents

Transcript of Fare e disfare gli oroscopi - CAMPUS MFS · LE COORDINATE CELESTI Osservatorio Astronomico di...