M 82 Galassia Sigaro

La forma allungata ricorda un sigaro e da qui il suo nome dista da noi circa 12 milioni di anni luce. Conosciuta come starbust per via dell’interazione con M 81 la prima delle quali avvenuta circa 250 milioni di anni fa l’ultima delle quali 4/6 milioni di anni, queste interazioni vengono datate in questo modo per l’intensa formazione di stelle che si stimano nate in quelle epoche. Viene catalogata come galassia irregolare fino al 2005 quando vengono osservati all’infrarosso due bracci simmetrici. Con M81 fa parte dell’omonimo gruppo  che comprende 34 galassie situate tutte  nella costellazione dell’orsa distante in media 11,5 milioni di anni luce. E’ il gruppo di galassie più vicino al gruppo locale.

68 Leto

Era stato scelto questo oggetto in quanto la notte di Natale sarebbe transitato vicinissimo all’ammasso aperto M37 di mag. 5,6 nella costellazione dell’Auriga, il più esteso degli ammassi della costellazione, individuabile con facilità 5 gradi a SSW della stella Theta Aurigae.

Nella mappa, il percorso dell’asteroide (con indicato, inoltre, il tragitto dell’asteroide 22 Calliope) per individuarlo nel cielo. (fonte:  Il cielo del mese -Dicembre 2016, Unione Astrofili Italiani)

68 Leto è un asteroide appartenente alla Fascia principale, regione del Sistema Solare tra i pianeti Marte e Giove, densamente popolata da numerosi corpi detti asteroidi o pianeti minori.

È un asteroide di tipo S, ossia composto soprattutto da silicati (nichel, ferro e magnesio), da cui la sigla, moderatamente brillante (albedo 0,22).

Ha un diametro di circa 122-124 km, una massa di circa 3,28×1018 kg, un periodo di rotazione di circa 15 ore, una velocità orbitale media di 18 km/s, un periodo di 4,64 anni; la magnitudine assoluta è pari a 6,78. Al perielio si trova a circa 2,26 UA, mentre all’afelio la distanza è di circa 3,30 UA.

Leto fu scoperto il 29 aprile 1861 dall’astronomo tedesco Karl Theodor Robert Luther presso l’Osservatorio di Düsseldorf.

Fu battezzato così in onore di Leto, madre dei gemelli Apollo e Artemide nella mitologia greca.

Der Name ist durch Herrn Prof. Argelander, Herrn Dr. Krueger and Herrn Tiele in Bonn, wie mir scheint, sehr glücklich gewählt.” [The name is due to Prof. Argelander, Dr. Krueger and Mr. Tiele in Bonn, it seems to me very well chosen.] (Karl Theodor Robert Luther, Astronomische Nachrichten, 55, 191.).

Nella foto, scattata dal socio Aldo Proietti, l’asteroide è indicato dalle due frecce.

dati tecnici:

data 30.11.2016

ora centro posa 22h 58m 41s

astrografo RILA 325/1850

CCD Apogee Alta U16M ABG

pixel 9 micron 4096×4096

binning 2×2

temperatura – 25° C

posa 300 sec. senza guida

 

centro immagine:

AR : 6h 17m

Dec : +30° 57’

 

campo immagine:

1°10’x1°10’

 

magnitudine dell’asteroide: 11a

Il campionamento – scegliere l’ottica adatta

Purtroppo quando riprendiamo il cielo notturno non siamo nello spazio ma sotto una spesso prisma di 85km: la nostra atmosfera. Come una pentola piena d’acqua, quando l’atmosfera è calma la luce riesce a attraversarla senza grossi mutamenti ma in presenza di venti e turbolenza il discorso cambia: maggiore sarà il moto dell’aria (soprattutto i jet stream di alta quota) e maggiormente la luce che proviene dallo spazio subirà delle variazioni.
Ma queste variazioni come si manifestano? Fatta eccezione per le stelle più vicine (Alpha Centauri, la Stella di Barnard, Wolf 359, ecc) tutte le stelle appaiono agli strumenti terrestri come sorgenti di luce puntiformi: il punto, inteso come spazio geometrico, è adimensionale, quindi una sorgente luminosa puntiforme apparirà sul nostro sensore come una campana gaussiana il cui centro ha l’intensità maggiore che decresce lungo la periferia. In condizioni di turbolenza (seeing) moderata le gaussiane delle nostre stelle saranno nette e con una base molto ridotta; al contrario con seeing pessimo la base si allargherà e l’informazione si distribuirà su una superficie maggiore.

Per ottenere immagini astronomiche di buona qualità dobbiamo partire da un dato molto pulito; la pulizia (Q) del dato è data dal rapporto segnale(S)/rumore(N):

Q={S \over N }

Il rumore dell’immagine è dato dalla somma di tutte le componenti di disturbo: rumore termico del sensore, rumore di lettura del sensore, polveri e altri elementi assorbenti lungo il cammino ottico. Il segnale invece è legato solo al tempo di esposizione: maggiore sarà l’esposizione e maggiore sarà il numero di fotoni raccolti.
Purtroppo non c’è modo di discriminare il segnale degli oggetti astronomici dalle fonti di inquinamento luminoso che vengono rifratte dal pulviscolo o dall’umidità atmosferica, quindi l’unico modo per avere un segnale elevato è di raccoglierlo in luoghi privi di questi due inquinanti, ossia riprendendo sotto cieli limpidi e poco inquinati.
Il rumore del rivelatore invece andrà mitigato attraverso l’acquisizione di frame di calibrazione (i dark e i bias), mentre i difetti lungo il cammino ottico andranno corretti attraverso i flat.

Al netto di tutti questi accorgimenti rimane sempre un ostacolo: il seeing. Mediamente in Italia il seeing si attesta intorno ai 4″arc, valore che può migliorare quando ci si allontana dalle montagne o da fonti di calore. Ma una volta trovato un luogo in cui il cielo è fermo cosa possiamo fare? Bisogna scegliere l’accoppiata sensoretelescopio che ci permetta di sfruttare al meglio il campionamento del nostro sistema di ripresa.
Il teorema di Nyquist ci dice che il rivelatore deve avere una risoluzione tale da poter raccogliere la quantità più piccola di informazione almeno su due pixel; per questo, in presenza di seeing di 4″arc dovremo campionare su 2″arc.

Campionamento

Poiché spesso l’osservatore possiede già un sensore, la variabile rimane la scelta dell’ottica. Per quanto riguarda i CCD i produttori specificano sempre le dimensioni dei photosite, mentre per le macchine fotografica ci possiamo affidare alle indicazioni dei database online. Una volta raccolte tutte le informazioni, è possibile utilizzare la seguente formula per calcolare la focale ideale:

F ={ {p_{x}*206265}\over{seeing \over 2}}

Dove:

  • px è la dimensione del photosite espressa i mm
  • il seeing è presso in secondi d’arco

Se prendiamo ad esempio una DSLR Canon EOS 7-D II (dotata di photosite da 4µm) con un seeing medio da 4″, la focale ottimale sarà: 412mm

Cosa  succede se non rispettiamo questi valori?

Sottocampionamento

Se scegliamo una focale più corta di quella consigliata per il nostro sensore le più piccole potrebbero cadere su un singolo photosite e quindi appariranno nell’immagine finale come dei puntini di un singolo pixel: oltre ad essere antiestetico, due stelle che cascano i due pixel adiacenti appariranno come un’indistinguibile linea di 2×1 pixel.

Sovracampionamento

Viceversa, se usiamo un sensore con photosite troppo piccoli o un telescopio con focale troppo lunga, tutte le stelle occuperanno molti photosite e quindi l’informazione sarà sparsa su una superficie maggiore. Il problema è che i singoli photosite si scalderanno durante la ripresa e il rapporto S/N tenderà ad essere più basso; questo comportamento si traduce in un contrasto minore dell’immagine che può degenerare fino all’assorbimento del segnale dal parte del rumore (Q=1).

Le Pleiadi

Pleiadi
Pleiadi – Rossella Fava

Ammasso aperto visibile nella costellazione del Toro. Conosciute anche come le 7 sorelle; chioccietta, e conosciuta come oggetto M45 nel catalogo di Messier. 5-6 stelle sono visibili ad occhio nudo anche da un cielo mediamente inquinato; sotto un cielo pulito se ne possono vedere fino a 12, con un binocolo l’ammasso appare già molto definito con strumenti più performanti invece si potranno vedere i dettagli e non l’insieme. le stelle sono circondate da nebulose a riflessione. L’ammasso è formato per lo più da stelle bianche o blu molto luminose. Si trova nell’emisfero boreale a circa 24 gradi nord di declinazione, quindi osservabile da tutte le aree popolate della terra; a nord del circolo polare appare circumpolare mentre ad 1 grado N dal tropico del Cancro si possono osservare allo zenith. Nell’emisfero nord è visibile da metà autunno all’inizio della primavera, in quello sud è un oggetto tipico del cielo estivo. Siccome sono poste a soli quattro gradi dall’eclittica sono frequenti transiti e occultazioni con corpi del Sistema Solare. molto frequenti quelli con la Luna, meno con i pianeti anche se più facile con quelli interni: affascinate il transito di marte che mette in contrasto il suo colore rosso con il peculiare azzurro dell’ammasso.

In giapponese Subaru.

Nel 1767 John Mitchel calcolò che la probabilità che l’allineamento fosse fortuito sarebbe stata 1 su 500000 quindi ne dedusse che erano fisicamente correlate. Messsier la inserì nel suo catalogo del 1771 come M45. fatto strano, ma non unico (ad es.:nebulosa di Orione o ammasso del Presepe), perché difficilmente si può scambiare per una cometa, probabilmente era in competizione con Nicolas Luis de Lacaille che nel 1755 compilò un catalogo con 42 oggetti.

Ha un’età stimata di 100 milioni anni ed avendo stelle poco dense si pensa che la sua vita sarà di altri 250 milioni. Il nucleo ha un raggio di 8 anni Luce mentre l’area interessata è circa di 43 anni luce. Ha un  contenuto di circa 800 masse solari. Sebbene la popolazione sia abbastanza uniforme contiene anche diverse nane bianche (probabilmente nane bianche per “sottrazione”)  e parecchie nane brune (con massa inferiore all’8% della massa solare) che sebbene rappresentano il 25 % del numero di stelle incidono solo per il 2 % sulla massa totale.

Le stelle sono contornate da Nebulose a riflessione la più intensa è catalogata come NGC 1435 ed avvolge Mereope a nord dell’ammasso e NGC 1432 che avvolge le stelle più occidentali. Le nebulose non sembrano essere il rimasuglio del processo di formazione perché in 100 milioni anni (età generalmente accettata) tutta la polvere o quasi dovrebbe essere dispersa dalla pressione di radiazione (venti solari). e’ molto più facile che siano dovute al transito nel mezzo interstellare polveroso, il tutto può essere confermato dal fatto che hanno differenti velocità radiali.

La costellazione del Toro
La costellazione del Toro

Precedentemente alle misurazioni del satellite Hipparcos (Esa 1980) le pleiadi erano stimate a 135 parsec, le misurazioni da esso effettuate erano di 118 parsec dopo le correzioni dovute ad un errore di calcolo la distanza venne aggiornata a 122 parsec cioè 339 anni luce. Hubble misura invece 135 parsec (440 anni luce circa) ma Hubble misurò su una sola stella mentre Hipparcos la media di 54 stelle. Nell’agosto del 2014 NRAO tramite una rete mondiale di radiotelescopi ha misurato la distanza in 443 anni luce che ad oggi è ritenuta la stima più precisa.

L’immagine è stata realizzata nel settembre del 2010 da Rossella Fava, utilizzando una Canon 7D non modificata su un riflettore newton Vixen R150S (150F5); si tratta di una somma, tramite PS, di 6 pose da 30″ non guidate e calibrate con 5 dark frames.

Il mosso nelle riprese con stativo

A causa della rotazione terrestre, le riprese effettuate con un semplice cavalletto fotografico ed una macchina digitale mostreranno gli oggetti celesti mossi (le strisciate) con l’aumentare del tempo di posa.
Per ridurre questo effetto è possibile limitare il tempo di posa ad un valore massimo in funzione di:

  • lunghezza focale dell’obiettivo espressa in millimetri (F)
  • declinazione dell’oggetto da riprendere espressa in gradi (D)
  • dimensione dei photosite della camera espressa in millimetri (px)

Otterremo quindi un tempo massimo di esposizione espresso in secondi secondo la formula:

T={{p_{x}*1.5} \over {F*{2\pi \over 86400}*\cos(D)}}

Le dimensioni dei photosite che compongono il sensore della camera sono reperibili presso il costruttore o sui database online come questo.

Facciamo un esempio, voglio calcolare il tempo massimo di esposizione per una Pentax K-3D II dotata di photosite da 3.88µm (0.00388mm) con un obiettivo da 17mm puntato su un’altezza di 45° di declinazione, la mia formula quindi assumerà questo aspetto:

T={{0.00388*1.5} \over {17*{2\pi \over 86400}*\cos(45)}}

T=6.65

N.B.: 1.5 pixel rappresenta un mosso veramente piccolo da tenere in considerazione in caso si volesse stampare la foto a piena risoluzione; nel caso la foto debba poi essere ulteriormente ridotta (per esempio per pubblicarla online) tale valore può assumere valori più alti, come per esempio 4 o anche 10 pixel.

M11

M11

M11 è un ammasso aperto visibile nella costellazione dello Scudo, posta tra la costellazione dell’Aquila e quella del Sagittario. Fu scoperto nel 1681 da Gottfired Kirch, un astronomo tedesco, e incluso da Messier nel proprio catalogo nel 1764.

Viene anche chiamato Ammasso delle Oche Selvatiche: questo nome è dovuto all’ammiraglio William Henry Smyth, un astronomo britannico che fondò nel 1825 un osservatorio privato a Bedford equipaggiandolo con un rifrattore da 150mm. L’ammiraglio battezzò M11 con questo nomignolo in quanto gli ricordava uno stormo di oche durante le migrazioni.

Composto da più di 2900 stelle, di cui 400 di magnitudine superiore alla 14, dista 6000 anni luce dalla terra e ha un’età di 250 milioni di anni.

Scutum

M11 è facilmente individuabile attraverso il cercatore, apperando come una macchina lattiginosa mentre al telescopio è risolvibile in stelle. Essendo la costellazione dello Scudo povera di stelle appariscenti è consigliabile individuare dapprima la zona partendo da Altair per poi spostarsi su ð (delta) aquilae, da qui si scende a gamma aquilae e a 12 aquilae. Spostandosi in ascensione retta si raggiunge Eta Scuti; M11 si pone al vertice di un triangolo isoscele i cui due vertici sono Eta Scuti e Beta Scuti.

L’immagine dell’ammasso, ripresa il 27 agosto 2014 da Simone Martina, è stata realizzata con la tecnica LRGB attraverso un Vixen ED102SS dotato di CCD SBIG ST-8XME su montatura equatoriale EQ-G. Si tratta di una somma di 41 immagini secondo la seguente tabella:

  • 7 pose con filtro Rosso BIN 1×1 da 135″
  • 7 pose con filtro Verde BIN 1×1 da 178″
  • 7 pose con filtro Blu BIN 1×1 da 180″
  • 20 pose con filtro UV-IR Cut BIN 1×1 da 180″

I singoli frame, dopo essere stati calibrati con gli opportuni bias, dark e flat, sono stati posti i stacking con algoritmo SD-mark. In seguito, tramite Maxim DL, è stato rimosso il blooming, applicato uno strech max log, un digital development con matrice custom 3×3 di tutti 0 e un 1 nell’elemento centrale, il filtro Kernel low pass e una desaturazione dei colori tramite Camera Raw di Adobe Photoshop CS5.

Poiché l’oggetto è localizzato prospetticamente in mezzo alla Via Lattea, è circondato da altri oggetti tipici della zona, tra cui 3 nebulose oscure dal catalogo di Barnard: B112, B111, B320.

Barnard intorno a M11

Norme di comportamento durante le osservazioni

L’adesione all’iniziativa implica che i partecipanti abbiamo letto, compreso e accettato le seguenti indicazioni:

  1. Durante tutta l’osservazione è vietato l’uso di luci di colore diverso dal rosso. Si specifica quindi che:
    1. È vietato accendere schermi di cellulari, tablet e portatili
    2. È vietato utilizzare accendini
    3. È consentito esclusivamente l’utilizzo di luci rosse non abbaglianti
  2. È vietato l’uso di laser di qualsiasi colore.
  3. È vietato puntare sorgenti luminose negli occhi o verso superfici che possano rifletterne, anche in parte, la luce.
  4. È vietato correre per evitare danni alle attrezzature e alle persone.
  5. I telescopi sono strumenti scientifici molto delicati, per questo è vietato:
    1. Appoggiarsi al telescopio
    2. Toccare il sostengo del telescopio
    3. Toccare le lenti o gli specchi del telescopio
  6. L’accesso all’osservazione è consentito a bambini e animali esclusivamente sotto la totale responsabilità e supervisione di un adulto.
  7. Si chiede quindi di mantenere un tono di voce contenuto e di osservare il silenzio durante le spiegazioni degli esperti. Spostarsi al buio può essere piuttosto rischioso, nel caso non siate dotati di apposita luce rossa chiedete aiuto a chi la possiede.
  8. È necessario dotarsi di abbigliamento e calzature adeguate.

Durante l’osservazione è, in ogni caso, necessario rispettare tutte le indicazioni degli organizzatori e prestare attenzione ai propri movimenti e quelli dei propri bambini e animali.

Il Gruppo Astrofili E. E. Barnard non si assume alcuna responsabilità per danni a cose o persone derivanti dal mancato rispetto delle suddette norme di comportamento.