10 Arietis

Ieri sera alle 20:00 ora locale, ho osservato 3 doppie nell’ariete.

Gamma Ari, molto semplice, si sdoppia già a 80x con il vmc.
Lambda Ari, anche lei molto semplice a 80x.

Il clou della mezz’oretta sul balcone, in attesa che dentro finisse la poppata, è stata 10 Ari, un po’ più tosta: 1,4″ di separazione e mag I 5,82 mag II 7,87.
Osservata a 280x, I gialla, II bianca. La II era un punto fermo sopra il primo anello di rifrazione. Si capiva che era lei per due motivi: era l’unico punto dell’anello fermo ed era di un colore nettamente diverso dall’anello. Angolo stimato 340°, molto vicino alla misura reale di 346°. Ho usato il VMC200L con un ortoscopico di Plossl Vixen da 7mm, barilotto da 1″. Ho riconfermato la visione con l’orto da 5mm, stesso marchio.

Al link la scheda della stella:

http://stelledoppie.goaction.it/index2.php?iddoppia=7637

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Un pomeriggio su Giove

Ieri pomeriggio, complice una congiunzione larga tra luna e giove, son riuscito a puntare il gigante gassoso.

E’ strano osservare un pianeta con l’azzurro del cielo intorno, al posto del grigio/nero.

Comunque, se alle 17:00 il seeing era abbastanza buono, la troppa luce non permetteva di risolvere dettagli a basso contrasto. Con il passare del tempo però, dalle 19:00 in poi, ho notato belle sfumature.

In particolare hanno attirato l’attenzione due oggetti nella zona equatoriale. Se questa aveva una colorazione bianco azzurra, c’erano due begli ovali color crema, bianco gialli.

Verso le 19 ho anche puntato la luna. Il cielo chissà perchè, sui pianeti non perdona niente. Sulla Luna invece basta un po’ di calma per tirar fuori dettagli a iosa. E’ così che ieri mi son concentrato su una rima davvero piccola: Rima Calippus. Posta a Sud del Cratere Alexander, è lunga 40km. Particolare la forma in quanto, parte dritta e poi fa una curva quasi ad uncino. Dettaglio davvero minuto, comunque: segno di gran seeing e di ottima collimazione.

Eh sì, ieri pomeriggio ho ricentrato per benino il secondario del newton da 10″, che non vedeva tutto il primario. Dopodichè ho collimato per benino con il barilotto forato. Ho controllato la collimazione infine con il laser: naturalmente il laser era scollimato… Non ne ho mai avuto uno a posto, incredibile! Comunque, ho ricontrollato in serata a 300x con lo star test e le figure di diffrazione erano quasi perfette.

In serata ho puntato Marte, ma era veramente troppo basso, ribolliva tutto.

Magnitudine, questa sconosciuta

MAGNITUDINE INTEGRATA, MAGNITUDINE TOTALE E LUMINOSITA’ SUPERFICIALE

 

 

La “magnitudine”, come misura della luminosità, (i due termini sono spesso usati come sinonimi), è disponibile in molte forme diverse: Si parla di B-, V-, integrata, totale, magnitudine fotografica o magnitudine superficiale. Per comprendere questi valori, ad esempio elencati nei cataloghi di galassie, si dovrebbe avere familiarità con le relative definizioni. Si noti che non vi è uniformità, anche per quanto riguarda le unità di misura utilizzate, così, diverse fonti di dati non sono facilmente comparabili.

Spero che le seguenti spiegazioni possano aiutare a chiarire la situazione.

 

In linea di principio, la luminosità è disponibile in due modi opposti: da sorgenti puntiformi o da aree estese.

Sorgenti puntiformi, come le stelle o quasar, non causano problemi, perché la loro luminosità è naturalmente concentrata (integrata) in un punto.

Ma una “magnitudine integrata” può anche essere definita per oggetti estesi come le galassie. In questo caso si pensa alla luce della galassia concentrata (“focheggiata”) in un punto, da confrontare con la magnitudine di una stella di riferimento.

La magnitudine integrata può essere determinata con un fotometro, in cui la radiazione è focalizzata sul rivelatore. In realtà l’intensità della radiazione è misurata e differisce dalla luminosità.

La luminosità è proporzionale al logaritmo dell’intensità ed è così che il nostro occhio risponde alla luce: in un modo più o meno logaritmico.

 

Parlando di magnitudine, di solito ci si riferisce alla “magnitudine integrata,” abbreviata con m.

La sua unità è “mag,” scrivere m = 13,5 mag, si usa anche m (da non confondere con il “minuto”). Confrontando diverse magnitudini, un valore più basso si riferisce a una sorgente più luminosa; matematicamente è 9mag <10mag, ma 9mag è più luminoso di 10mag!

 

 

Il concetto di “luminosità superficiale” (SB) è del tutto opposto. E’ definito, per oggetti estesi, dalla magnitudine apparente per unità di superficie, di solito abbreviata con m’ e misurata in mag/arcmin2 o mag/arcsec2. La differenza di valore tra i due è 8,89. Vale a dire, 10 mag/arcmin2 è pari a 18,89 mag/arcsec2.

 

Ogni unità di superficie ha una luminosità specifica, si pensi ad esempio, a un “pixel” di un’immagine CCD. Assegnare a un galassia m’ = 13 mag/arcmin2 vuol dire che una frazione di 1’x1’=1 arcmin2 mostra una luminosità pari a una stella 13 mag.

Per ottenere un’impressione visuale di quanto sia brillante, utilizzare un oculare a elevato ingrandimento e sfocate una stella 13 mag fino a che occupi un campo di 1’.

 

La luminosità superficiale è calcolata dividendo la magnitudine integrata per la zona coperta dall’oggetto (vedi formule seguenti). Si ha di solito una luminosità media di superficie, che è una misura adatta solo per gli oggetti che mostrano una luminosità più o meno omogeneamente distribuita come, ad esempio, per le galassie compatte. Galassie luminose (come M 33 o M 82) mostrano dettagli di diversa luminosità superficiale. Così la media non rappresenta la situazione reale. La luminosità superficiale è una quantità essenziale per le osservazioni visuali, mentre la mera magnitudine integrata spesso non dice molto sulla visibilità delle galassie.

 

La magnitude di solito si riferisce ad uno standard di “colore”. Il sistema UBV definisce grandezze dello spettro nel vicino ultravioletto, blu, e visivo (giallo).

Per la misura il fotometro è dotato di un filtro standard con trasmissione di picco a 365 nm (U), 440 nm (B), o 550 nm (V). In aggiunta, ci sono R-(rosso) o I-(infrarossi), definiti rispettivamente  a 700 e 900 nm.

 

Per designare la parte dello spettro utilizzato, si scrive ad esempio, mB or mV (in alternativa B, V) nel caso della magnitudine integrata e m’B or m’V (in alternativa B’, V’) per la luminosità superficiale.

 

Normalmente gli indici U-, B-, e V- di una galassia sono diversi. Questo porta alla definizione di indici di colore: B-V o U-B.

Per la maggior parte delle galassie è B>V (sono deboli nel blu, ma luminose visualmente).

 

Valori tipici di B-V sono: 1.1 per le galassie ellittiche, 0,7 per le galassie a spirale, 0,4 per galassie irregolari, e 0.0 per “galassie compatte blu”. I Quasar mostrano una variazione tra 0,0 e 1,0, mentre galassie di Seyfert sono circa 0,5.

 

MAGNITUDINE STANDARD, MAGNITUDINE TOTALE, DIAMETRO STANDARD

 

Per misurare la luminosità delle galassie spesso si utilizza un diaframma. Il valore della magnitudine integrata dipende dalla sua apertura. Con l’aumento delle dimensioni, la magnitudine sale a raggiungere la saturazione, rappresentata da un diaframma “infinito” (cioè all’aumentare del quale, da un certo punto fino all’infinito, la luminosità non cambia, resta satura NdT). Questo limite si chiama “magnitudine totale” abbreviato BT o VT.

 

La “magnitudine standard” è anche lei una magnitudine integrata (di solito in B), ma necessita

della luminosità superficiale per essere definita. Tracciando isofote, cioè le linee di superficie a costante luminosità, il “bordo” di una galassia può essere definito dalla “isofota standard” a livello di 25 mag/arcsec2 (in B). Ciò corrisponde a 1/10 della luminosità superficiale del cielo notturno. L’isofota a forma di ellisse standard definisce i “diametri standard” a25 e b25. Vengono utilizzati  anche i diametri di Holmberg, definiti dalla isofote a livello di 26,5 mag/arcsec2. La magnitudine integrata all’interno dell’isofote standard  si chiama “magnitudine standard” b25. È pari a circa il 90% della magnitudine totale in B(BT). Si può calcolare la luminosità superficiale media all’interno di isofote standard con la seguente formula:

 

B’25 = B25+ 2.5 log (a25· b25) – 0.26

 

Si utilizza la magnitudine standard in B e i diametri standard in minuti d’arco. Il termine “0.26” converte l’area rettangolare in un’ellisse. Spesso i parametri di input (standard) non sono presenti. Se sono disponibili solo la magnitudine totale VT e una dimensione non specificata (a o b), la seguente formula dà approssimativamente la luminosità superficiale media visiva:

 

V’ = VT + Δ + 2.5 log (a·b) – 0.26

 

La costante Δ corregge la magnitudine standard in magnitudine totale. E’ 0.25 per le galassie ellittiche, 0,13 per le galassie lenticolari, e 0,11 per le galassie a spirale. Se VT non è disponibile, ma abbiamo BT e (B-V) T, si può calcolare VT = BT – (B – V) T. Se un catalogo di galassie elenca luminosità superficiale, di solito è sottinteso un valore calcolato di V’ (o B’25). Si noti che per piccole galassie (a x b <1), la luminosità superficiale diventa significativamente superiore alla magnitudine integrata.

Questo è più accentuato per gli oggetti quasi stellari, come i quasar. In questo caso, la misura “Luminosità superficiale” non ha alcun senso.

 

Traduzione personale di un capitolo dello stupendo libro di Wolfgang Steinicke “Galaxies and How to observe them”

montature che vanno, montature che vengono

Domenica arriverà la eq6. Sarebbe la mia prima montatura seria, con cui poter fare qualcosa di interessante. Il primo progettino in campo è sulla luna, Vorrei fotografare crateri e zone della luna sotto diversa illuminazione. Non so ancora a che mi servirà, forse a creare delle gif, forse a creare un atlante personale. Bòh!

Nel frattempo devo salutare la fida t-sky. L’ho usata spesso dal balcone. E’ molto pratica, ma il problema delle montature altazimutali manuali è l’inseguimento. Senza inseguimento non si può fare niente altro che mera contemplazione. Vorrei iniziare a fare cose un po’ più serie. 

E poi vogliamo mettere la comodità di avere il l’oggetto sempre al centro dell’oculare?

Speculazioni mentali sulla scoperta delle galassie

William Herschel è stato il più grande osservatore del profondo cielo. Primo perché ha creato il metodo, secondo perché ha fatto veramente tante scoperte. Certo il figlio John Herschel è stato grandissimo anche lui. Certo, anche John Dreyer si può annoverare tra i migliori. Ma sir William è stato il pioniere della ricerca nel profondo cielo.

Ora la domanda che mi pongo, data la sua grandezza, è: come ha fatto a non vedere certi oggetti? Come ha fatto a vederne altri?

Un esempio su tutti è nella lista di oggetti che dovrò vedere nella prossima sezione osservativa: ngc 1278, scoperta da Herschel nel 1786 con il 18,7 pollici.
A pochi primi di distanza si trova una galassia ben più luminosa: Perseus A, alias ngc 1275, centro di Abell 426, uno degli ammassi di galassie più vicini al nostro gruppo locale.
Se la 1275 ha una luminosità superficiale pari a 13.0, quella scoperta da herschel è molto più debole, essendo di 13.6.
Come fece a non vedere la galassiona e a vedere la galassietta? E’ pensabile che ci si sia sbagliati nell’interpretare ciò che ebbe descritto il grande William?
D’altronde anche nell’Historical Ngc/ic di Wolgang Steinicke si fa riferimento alla ngc 1278 come galassia scoperta da Herschel Padre.

Addirittura, la 1275 verrà scoperta solo nel 1863, quasi novant’ani dopo, da Heinrich d’Arrest con un misero 😀 rifrattore da 11 pollici!

Una scampagnata al Monte Lema

Sabato pomeriggio il sottoscritto, il prode Andrea77 e un recalcitrante yourockets siamo saliti in cima al Monte Lema per compiere l’osservazione del profondo cielo novembrino.
Siamo partiti da Maccagno in valle intorno alle 17:30 e siamo arrivati in loco intorno alle 18, questo il panorama che si presenta di solito al viaggiator che capita di giorno:
http://montelema.ch/webcam.php?wcn=3
Arrivati fin su ci sono due bellissimi lampioni, per questo Andrea77 si era raccomandato di stare qualche tornante più giù. Tant’è che ci siamo sistemati sotto una curva che ci schermava dalla fastidiosa luce.

Essendo un passo alpino, il vento la fa da padrona, dunque il seeing non è stato eccezionale. L’ho valutato 6/10. La trasparenza del cielo era nonostante tutto buona, con una bellissima vialattea estiva a dominare la volta celeste.

Io e yourockets abbiamo osservato per circa 4 ore. Alle 23:00 infatti siamo ripartiti, consapevoli della lunga strada del ritorno.

Mentre yourocheks insultava la montatura goto, ho osservato 44 oggetti, fra vecchi e nuovi, con il fido dobson autocostruito da 42cm, puntamento e inseguimento manuale 8)
Riporto di seguito i nuovi oggetti degni di nota:

ngc1023, galassia in andromeda: di taglio, alone a palla. Due stelle stelline sovrimpresse ai lati;
ngc1056, galassia in andromeda: nucleo puntiforme, alone a triangolo, un vertice è il nucleo;
ngc678/680, coppia larga di galassie in andromeda: la prima ha un nucleo puntiforme e un alone tondo, la seconda ha alone a cuspide con vertice verso 678;
ngc772, galassia in ariete: nucleo allungato, sembra a barra, alone di forma non simmetrica;
ngc972, galassia in ariete: alone a forma di occhio o di pesce, nucleo tondo. 3 stelline formano un archetto sopra la gx;
ngc925, galassia in triangolo: molto estesa e luminosa, a forma di S storta!

Al ritorno l’osservazione più bella: abbiamo incrociato la strada con 4 cervi, 3 femmine e 1 maschio. Quest’ultimo era enorme, con le corna superava i 2 metri! Al contrario delle femmine, quando ci ha visti non è scappato di corsa, ma ha rallentato per un po’ e poi si è spostato per farci passare, come a dire: qua comando io!

Kapp

PS: con questa osservazione sono arrivato a 181 oggetti osservati quest’anno, di cui 128 sono tra i 2500 scoperti dal grande W. Herschel.

Un tuffo nel passato

Era il 1997. La cometa Hale Bopp dava spettacolo nel cielo. Da milano la intravedevo ad occhio nudo, o almeno credevo, non ricordo.
Una sera mio padre torna a casa e dice di aver comprato un telescopio. Era un cannocchiale azzurro in ghisa, 50mm f/10 50x. All’epoca non capivo cosa fossero quelle scritte.
Era fornito di traballante treppiede da tavolo, come tutti i cannocchiali in ghisa.

La sera provavo a scovare la cometona appoggiando il cannocchiale all’angolo del lucernaio in mansarda, senza però capire dove puntavo. Il campo piccolo, di circa 1°, del telescopietto certo non aiutava. Cercavo di capire la posizione delle stelle consultando “stelle e pianeti” di Rukl, ma niente, non riuscivo ad inquadrare niente. Presto mi stufai e abbandonai Rukl e Cannocchiale in un cassettone. Passeranno molti anni, 10, prima che la passione per l’astronomia torni dirompente.

Ieri dopo pranzo mi torna in mente il mio primo telescopio e chiedo a mia madre dov’è finito, quel vecchio cannocchiale. E’ sempre nel cassettone in mansarda! Lo recupero e tutto contento corro a casa. Mi piazzo sul tavolo e gli applico una barra a coda di rondine, per piazzarlo sulla montatura.

foto (6)

foto (7)

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Iera sera dunque prima vera luce, dopo 16 anni!
Gli oggetti puntati sono stati pochini, ma delle chicche.

M2 si percepisce come una stellina sfocata, gamma ari è una bellissima doppia stretta al limite (ben 7 primi), giove mostra le sue bande principali (neb e seb) senza dettaglio. I satelliti medicei danzano allegramente intorno al disco “fasciato”.

Questo romantico tuffo nel passato avviene alla vigilia del grande evento di quest’anno: la ison. Che sia di buon auspicio per avere finalmente una grande cometa? La cometa che non riuscii a vedere con il telescopietto 16 anni fa, ma che spero di puntare fra una settimana, quando avrà oltrepassato il cielo e scopriremo se sarà sopravvissuta o meno.