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OSSERVATORIO ASTRONOMICO GALILEO
GALILEI
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BOLLETTINO N. 250
Mercoledì 1 settembre 2010, dopo le ore 21, in osservatorio, per i tradizionali incontri del primo
mercoledì di ogni mese, vi sarà una serata di osservazioni al telescopio.
La Luna sarà all’ultimo quarto. Sorgerà tardi e pertanto si potranno osservare gli oggetti del cielo
profondo estivo, quali gli ammassi di Ofiuco, il globulare M13 in Ercole, la nebulosa anulare della Lira,
al nebulosa Dum Bell nella Vulpecola, le costellazioni del Cigno, dell’Aquila, di Acquario e Pesci.
Giove sarà visibile dopo le 22; sarà basso all’orizzonte est nella costellazione dei Pesci ed in
congiunzione con Urano.
Venere, Marte e Saturno saranno visibili al tramonto molto bassi all’orizzonte ovest nella
costellazione della Vergine, immersi nel bagliore del crepuscolo.
Mercurio non sarà visibile in quanto in congiunzione con il Sole.
Nelle scorse settimane non è quasi stato possibile osservare lo sciame delle stelle cadenti delle
Perseidi in quanto nei giorni opportuni il tempo è stato prevalentemente nuvoloso. Dal 25 agosto al 8
di settembre si potranno vedere le Aurigidi, il cui massimo è previsto il giorno 01/09.
MERIDIANE E QUADRANTI SOLARI
Sempre in comune di Orta,
in Via Giovannetti n. 38,
s’intravede un quadrante
solare disposto su parete
declinante verso Ovest con
stilo polare e linee orarie
francesi. È parzialmente
coperto da un pino
(a cura di Salvatore Trani)
RECENSIONI
Federico Taddia, Margherita Hack
PERCHE’ LE STELLE NON CI CADONO IN TESTA?
Editoriale Scienza – Pag. 96 – ed. 2010-08-26
Formato 21x16 cm Euro 11.90
"Perché le stelle non ci cadono in testa?" è il primo libro a
carattere astronomico di una nuova collana, "Teste Toste",
lanciata recentemente da Editoriale Scienza.
Ma chi sono le "teste toste"? Sono quelle di tutti i bambini e i
ragazzi curiosi di scienza da un lato, e, dall'altro, sono quelle degli
scienziati, donne e uomini che alla scienza, alla ricerca e allo
studio dedicano la loro vita.
Federico Taddia, giovane autore radiofonico e televisivo,
conduttore di programmi per ragazzi e collaboratore di diverse
testate giornalistiche, ha avuto l'idea di raccogliere dubbi e quesiti
dei primi e di fare da "mediatore" con i secondi. Non da scienziato
quindi, ma, vestendo i panni dello studente curioso e insaziabile, ha voluto mettere in comunicazione i
due mondi: quello dei ragazzi con i loro tanti "perché" e quello della scienza.
La "testa tosta" intervistata in questo libro è Margherita Hack, astrofisica di fama internazionale,
appassionata e instancabile divulgatrice. A lei Federico Taddia rivolge tanti quesiti: sulle stelle,
l'Universo e il sistema solare, sulla Luna, la Terra e i pianeti, sui buchi neri e i misteri della fisica, su
l'effetto serra e la vita extraterrestre....e molti altri ancora.
C'è spazio anche per qualche domanda più personale, su come è nata in lei la passione per
l'astronomia e sul suo lavoro di scienziata. A tutte, Margherita Hack risponde con un linguaggio
scientificamente rigoroso, ma semplice e accessibile (e talvolta anche con un pizzico di ironia).
Il libro, arricchito dalle divertenti illustrazioni di Roberto Luciani a commento di ogni tema trattato, è
adatto ai bambini tra gli 8 e i 10 anni, ma anche i grandi non si annoieranno.
Come ci suggerisce l'autore stesso, l'opera può essere letta in tanti modi: dall'inizio alla fine o dalla
fine all'inizio, scegliendo un argomento o saltellando qua e là.
I giovani lettori poi che non si accontentano, che hanno qualche domanda in più da porre, qualche
curiosità in più da soddisfare, potranno rivolgersi direttamente a Margherita (le istruzioni su come fare
si trovano in fondo al libro) e lei risponderà personalmente.
Ma allora....perché le stelle non ci cadono in testa? La risposta è a pagina 71.
(a cura di Silvano Minuto)
RW AURIGAE
RW Aurigae: AR 05 07 49 Dec + 30 24 05 Spettro G5
Variabile peculiare, prototipo delle stelle della sua classe, la scoperta è avvenuta nel 1906, Ceraski,
all’Osservatorio di Mosca. Si può rintracciare tra le stelle iota Aur e beta Tau. La magnitudine varia tra
9,6 e 13,6 con periodi irregolari di poche ore. Si tratta di una variabile eruttiva con espulsione di gas e
perdita di massa. Stella molto giovane che dista circa 230 anni luce da noi.
DIARIO ASTRONOMICO – SETTEMBRE 2010
Data
Ora (TT)
1
08 55
Fenomeno
Massimo dello sciame meteorico della Alfa Aurigidi, osservabili dal 25 agosto
all’8 di settembre
1
19 21
Luna: ultimo quarto
1
20 03
Venere a 1,2° a sud di Alfa Virginis (Spica – mag. 1.0)
1
21 58
Luna 7.2° a nord di Aldebaran (Alfa Tauri – mag 0.8). Migliori condizioni di
osservabilità dopo la levata della Luna, attorno alle 23.30
2
05 00
Massima librazione lunare in longitudine. Visibile il lembo orientale
3
14 34
Mercurio in congiunzione inferiore con il Sole
4
16 27
Marte 2.2° a nord di Spica (Alfa Virginis – mag. 1.0)
5
04 46
La Luna occulta la stella SAO 97318, di mag. 6.0; la riapparizione avviene sul
lembo oscuro. L’occultazione non è visibile dalle estreme regioni settentrionali,
radente per parte della Liguria, Toscana, Emilia Romagna e Veneto
6
07 43
Venere all’afelio (0,72825 UA)
8
05 58
Luna al perigeo (357190 Km)
8
12 29
Luna Nuova
10
01 00
Massima librazione lunare in latitudine. Visibile il polo nord
11
03 17
Luna 3.5° a sud di Spica (Alfa Virginis, mag. 1.0). Migliori condizioni prima che
la Luna tramonti, attorno alle 20 10 del giorno precedente
11
09 01
Luna 5.4° a sud di Marte. Migliori condizioni di osservabilità poco dopo il
tramonto, attorno alle 20.00
11
14 47
Luna 1.1° a sud di Venere. Occultazione non visibile dall’Italia; migliori
condizioni di osservabilità poco dopo il tramonto, attorno alle 20 00
12
05 09
Mercurio stazionario in Ascensione Reetta
13
13 56
Mercurio 5.6° a sud-est di Regolo (Alfa Leonis, mag. 1.3)
14
01 50
Minimo di Algol, ben osservbile
14
03 00
Massima librazione lunare in longitudine. Visibile il lembo occidentale
14
07 41
Luna 1.8° a nord di Antares (Alfa Scorpii, mag. 1.0). Migliori condizioni prima
che la Luna tramonti, attorno alle 22 10 del giorno precedente
15
07 49
Luna: primo quarto
16
22 40
Minimo di Algol, ben osservabile
19
19 10
Mercurio alla massima elongazione ovest (18° dal Sole)
20
16 49
Luna 3.7° a nord di Nettuno. Migliori condizioni di osservabilità poco dopo il
tramonto, attorno alle 19 40
21
10 02
Luna all’apogeo (406 165 Km)
21
11 46
Mercurio al perielio (0.30650 UA)
21
13 35
Giove in opposizione al Sole
21
18 58
Urano in opposizione al Sole
22
21 27
Giove 53’ a sud di Urano
23
02 49
La Luna occulta la stella 16 Piscium, di mag. 5.7; la scomparsa avviene dietro il
lembo oscuro così come la riapparizione che si verifica alle 3 12,. L’occultazione
è visibile dall’Italia centro-settentrionale, radente per parte della Sardegna,
Lazio, Abruzzo, Molise
23
05 09
Equinozio autunnale
23
11 17
Luna Piena
23
12 47
Luna 6.5° a nord di Giove. Migliori condizioni di osservabilità poco prima
dell’alba, attorno alle 6 30
24
02 00
Massima librazione lunare il latitudine. Visibile il polo sud
28
08 48
Luna 1.5° a sud di M45 (Le Pleiadi). Occultazione non visibile dall’Italia. Migliori
condizioni di osservabilità poco prima dell’alba, attorno alle 6 40
29
04 48
Luna 7.5° a nord di Aldebaran (Alfa Tauri, mag. 0.8)
29
08 24
Venere 6.5° a sud di Marte
30
09 00
Massima librazione lunare in longitudine. Visibile il lembo orientale.
TT – 1 minuto = TU (TT tempo terrestre – TU tempo universale)
Tempo civile = TU più 1 ora o 2 ore (nel periodo di ora legale)
MANUALE AAVSO – PARTE DODICESIMA
Pensando di fare cosa gradita a tutti, proseguiamo la pubblicazione della traduzione del manuale
AAVSO con le indicazioni per l’osservazione delle stelle variabili. Le prime quattro parti del manuale
sono state pubblicate in precedenti bollettini.
Tipi di stelle variabili
Esistono due specie di stelle variabili: quelle intrinseche o fisiche, nelle quali la variazione è dovuta a
variazioni fisiche nella stella o nel sistema stellare, e quelle ottiche o pseudo-variabili, nelle quali la
variabilità è dovuta all’eclisse di una stella da parte di un’altra o all’effetto della rotazione stellare. Le
stelle variabili vengono solitamente suddivise in quattro classi principali: le variabili intrinseche
pulsanti e cataclismiche (eruttive), e le variabili ottiche binarie ad eclisse e stelle rotanti.
Di solito, ai principianti si raccomanda di osservare variabili pulsanti a lungo periodo e semiregolari,
che hanno un intervallo di variazione molto ampio. Inoltre, sono sufficientemente numerose cosicché
molte di esse si trovano vicino a stelle luminose, cosa molto utile quando bisogna localizzarle.
In questo capitolo verrà data una breve descrizione dei tipi principali in ciascuna classe. Verrà anche
menzionato il tipo spettrale della stella. Se vi interessa saperne di più su spettri stellari ed evoluzione
stellare, potrete trovare notizie su questi argomenti in testi di base di astronomia.
VARIABILI PULSANTI
Le variabili pulsanti sono stelle che mostrano espansione e contrazione periodica degli strati
superficiali. Le pulsazioni possono essere radiali o non radiali. Una stella pulsante radialmente rimane
di forma sferica, mentre una stella con pulsazioni non radiali può deviare periodicamente dalla sfera. I
tipi seguenti di variabili pulsanti possono essere distinti in base al periodo di pulsazione, alla massa ed
allo stadio evolutivo della stella, e alle caratteristiche delle pulsazioni.
Cefeidi – Le variabili cefeidi pulsano con periodi tra 1 e 70 giorni, con variazioni luminose tra 0.1 e 2
magnitudini. Queste stelle massicce hanno luminosità elevata e sono di tipo spettrale F al massimo e
tra G e K al minimo. Più la classe spettrale di una Cefeide è avanzata, più lungo è il periodo. Le
Cefeidi obbediscono alla relazione periodo-luminosità. Le variabili Cefeidi possono essere buoni
candidati per progetti osservativi per studenti poiché sono luminose ed hanno periodi brevi.
Stelle RR Lyrae – Queste sono stelle giganti bianche, pulsanti, a breve periodo (da 0.05 a 1.2 giorni),
di solito di classe spettrale A. Esse sono più vecchie e meno massicce delle Cefeidi. L’ampiezza della
variazione delle RR Lyrae va generalmente da 0.3 a 2 magnitudini.
Stelle RV Tauri – Sono supergiganti gialle con una variazione luminosa caratteristica con minimi
alternativamente più o meno profondi. I periodi, definiti come l’intervallo di tempo tra due minimi
profondi, vanno a 30 a 150 giorni. Le variazioni luminose possono arrivare a 3 magnitudini. Alcune di
queste stelle mostrano variazioni cicliche a lungo termine da centinaia a migliaia di giorni.
Generalmente, le classi spettrali vanno da G a K.
Variabili a lungo periodo – Le variabili a lungo periodo (Long Period Variables, LPV) sono giganti o
supergiganti rosse pulsanti con periodi tra 30 e 1000 giorni. Di solito sono di tipo spettrale M, R, C o N.
Ne esistono due sottoclassi: Mira e Semiregolari.
Mira – Queste giganti rosse variano con periodi tra 80 e 1000 giorni e variazioni luminose visuali di
oltre 2.5 magnitudini.
Semiregolari – Sono giganti e supergiganti che mostrano una periodicità apprezzabile accompagnata
ad intervalli di variazione semiregolare o irregolare. I periodi vanno da 30 a 1000 giorni, generalmente
con ampiezza di variazione inferiore a 2.5 magnitudini.
Variabili irregolari – Queste stelle, che comprendono la maggior parte delle giganti rosse, sono
variabili pulsanti. Come il nome implica, queste stelle mostrano variazioni di luminosità con periodicità
assente o appena apprezzabile.
VARIABILI CATACLISMICHE
Le variabili cataclismiche (note anche come variabili eruttive), come il nome implica, sono stelle che
subiscono occasionali, violente esplosioni, causate da processi termonucleari localizzati negli strati
superficiali oppure in quelli interni.
Supernovae – Queste stelle massicce mostrano improvvisi, drammatici e conclusivi aumenti di
luminosità, fino a 20 o più magnitudini, come conseguenza di un’esplosione stellare catastrofica.
Cos’è una curva di luce?
Le osservazioni di stelle variabili vengono generalmente riportate su un grafico chiamato curva di
luce, come luminosità apparente (magnitudine) in funzione del tempo, di solito espresso come
data giuliana (JD, Julian Day). La scala di magnitudine è disposta in modo che la luminosità
aumenti dal basso in alto lungo l’asse Y, mentre il JD aumenta andando da sinistra a destra lungo
l’asse X.
Dalla curva di luce possono essere determinate direttamente informazioni sul comportamento
periodico delle stelle, il periodo orbitale delle binarie ad eclisse, o il grado di regolarità (o
irregolarità) delle eruzioni stellari. Analisi più approfondite delle curve di luce permettono agli
astronomi di calcolare parametri quali le masse o le dimensioni delle stelle. Diversi anni o decenni
di dati osservativi possono rivelare una variazione nel periodo di una stella, che può essere un
indizio di una variazione nella struttura della stella stessa.
Diagrammi di fase
I diagrammi di fase (noti anche come “curve di luce ripiegate”) sono utili strumenti per studiare il
comportamento di stelle periodiche come le variabili Cefeidi e le binarie ad eclisse. In un
diagramma di fase, diversi cicli di variazione luminosa sono sovrapposti l’uno all’altro. Invece di
tracciare la magnitudine in funzione del JD come in una normale curva di luce, ogni osservazione
viene tracciata in funzione della fase, ovvero di quanto è “avanzata nel ciclo”. Per gran parte delle
stelle variabili, un ciclo ha inizio in corrispondenza della massima luminosità (fase=0), passa
attraverso il minimo e torna di nuovo al massimo (fase=1). Nelle stelle binarie ad eclisse, lo zero
della fase si ha al centro dell’eclisse (minimo). Un esempio di diagramma di fase per illustrare la
curva di luce caratteristica è quello di beta Persei.
CONGRESSO UAI 2010 A NAPOLI
Nei giorni dal 23 al 26 settembre si svolgerà a Napoli il 43° Congresso dell’Unione Astrofili Italiani.
Il Congresso avrà sede nell’auditorium dell’Osservatorio Astronomico di Capodimonte e prevede, oltre
le Sessioni scientifiche, anche vari momenti di premiazione di astrofili ed associazioni particolarmente
distintesi nelle loro attività in campo astronomico. Saranno inoltre presenti ditte che mostreranno
prodotti inerenti al settore dell’Astronomia.
Nel pomeriggio di Giovedi 23 Settembre sarà possibile effettuare la visita dell’Osservatorio e della
Sede dell’UAN, ospitata nell’Osservatorio dal 1976; seguirà la conferenza di apertura del Congresso,
tenuta dal Direttore dell’Osservatorio, il prof. Massimo Della Valle.
I lavori Congressuali inizieranno ufficialmente Venerdi 24 e proseguiranno sino nella giornata di
Domenica 26, con Sessioni che spaziano dal Sistema Solare all’ArcheoAstronomia, dall’Astronomia
galattica alla divulgazione e didattica dell’Astronomia: relatori saranno astrofili e, tra questi, i
Responsabili delle Sezioni di Ricerca dell’UAI. Presidenti delle Sessioni saranno professionisti ed
esperti della materia, che apriranno i lavori con un loro intervento.
Sabato pomeriggio sarà ospite del Congresso il prof. John Gribbin, autore di oltre 100 libri di
divulgazione dell’Astronomia, che riceverà dalle mani del Presidente dell’UAI il Premio “G.B.
Lacchini”; seguirà poi una conferenza pubblica. Il Congresso avrà termine poi nella tarda mattinata di
Domenica 26.
DANTE (1265 – 1321)
Maestoso Divin poeta........astronomico!
Voglio rammentare solo due frasi scritte ben prima dei tempi di
Galileo (1564-1642).
Sulle Stelle Cadenti (Paradiso XV, 13-18)
"e sembra stella che tramuti loco
se non che dalla parte ove s'accende
nulla sen perde , ed esso dura poco "
Sulla Via Lattea (Convivio trattato secondo XIV , 7)
"La Galassia non è altro che moltitudine di stelle fisse in quella
parte,
tanto picciole che distinguere di qua giù non le potemo....
Meglio non commentare, ma solo gustare a fondo le affermazioni !
URANIO
LENTA EVOLUZIONE DEGLI ASTEROIDI
Le nuove osservazioni hanno confermato che molti degli asteroidi più grandi sono aggregati di rocce
più piccole tenute insieme gravitazionalmente e si fissionano per effetto della radiazione solare
La fascia degli asteroidi tra Marte e Giove viene
spesso descritta come una zona morta di rocce
solcata occasionalmente da un oggetto diretto a
grande velocità verso il Sole. Ora un nuovo studio
dipinge un quadro del tutto diverso, in cui avvengono
cambiamenti graduali ma continui, in cui la radiazione
solare porta questi oggetti a dividersi in due e a dare
origine ad asteroidi tra loro indipendenti.
“Le nostre analisi mostrano che gli asteroidi non sono
inerti, né oggetti privi di interesse per gli scienziati”, ha
spiegato Franck Marchis, astronomo dell'Università
della California a Berkeley e coautore dello studio
apparso sulla rivista Nature. “In realtà, i piccoli
asteroidi evolvono molto lentamente verso sistemi
binari e infine coppie di oggetti separati”.
Marchis, con la collaborazione di colleghi statunitensi e cechi, ha analizzato l'evoluzione di 53 coppie
e asteroidi binari separati. Dai dati raccolti, è emerso che tutte le coppie hanno masse e velocità tra
loro simili, un dato che porta a ipotizzare un unico tipo di origine per fissione.
I dati sperimentali ottenuti sono in buon accordo con una teoria di formazione degli asteroidi binari
elaborata originariamente da Daniel Scheeres, docente di Scienze aerospaziali dell'Università del
Colorado a Boulder, secondo cui essi si formerebbero per fissione rotazionale. I due membri della
coppia, in tale teoria, possono divergere nelle loro traiettorie se il più piccolo ha meno del 60 per
cento delle dimensioni dell'asteroide più grande. In tutte le coppie considerate nello studio, l'asteroide
più piccolo ha massa inferiore a tale soglia relativa.
Gli asteroidi di diametro maggiore o uguale a un chilometro che orbitano intorno al Sole sono circa un
milione e si ritiene che molti di essi sono aggregati di rocce più piccole tenute insieme
gravitazionalmente. Precedenti studi avevano mostrato come gli oggetti di questo tipo con diametro
inferiore a 10 chilometri possono cominciare a ruotare più velocemente a causa dell'effetto
Yarkovsky–O'Keefe–Radzievskii–Paddack (YORP): lo squilibrio tra radiazione assorbita su un lato e
quella emessa dall'altro lato determina il moto di spin negli oggetti che differiscono dalla forma sferica.
"La luce solare che incide su un asteroide di meno di 10 chilometri di diametro può cambiarne lo stato
di rotazione su un periodo di alcuni milioni di anni, una versione a bassa velocità di come un mulino a
vento reagisce al vento”, ha concluso Scheeres.
Fonte: Le Scienze
COPERNICO
Due pubblicazioni ante De Revolutionibus Orbium Caelestium (1543) per comunicare la Teoria
Eliocentrica di Copernico.
Questa nota vuole ricordare che altre due pubblicazioni
hanno annunciato al mondo il sistema eliocentrico prima
della stampa e della divulgazione del "De revutionibus
oorbium caelestium" di Nicolò Copernico (1473-1543),
anche se divulgate in modo ristretto ad uomini di cultura.
Le due pubblicazioni coinvolgono lo stesso Copernico ed il
suo allievo Giorgio Gioacchino Retico (1514-1574).
La prima pubblicazione porta il titolo "Nicolai Copernici de
hypothesibus motuum caelestium a se constitutis
commentariolus" nota con il semplice nome di
"Commentariolus" è del 1514, quindi ben 29 anni prima del
De Revolutionibus. Era un manoscritto in sei fogli nel quale
è esposto una teoria che asserisce che la Terra si muove
mentre il Sole è immobile "sexternus Theorice asserentis
Terram moveri Solem vero quiescere".
La seconda pubblicazione e la "Narratio prima" del Retico
ed è del 1540 scritta dopo che lo stesso Retico aveva letto e
studiato in anteprima del sistema copernicano in una copia
già scritta del De Revolutionibus e del quale sistema
eliocentrico si entusiasmò. Quindi arriviamo al 1543 quando
viene presentato , sul letto di morte, a Copernico la prima
copia del "De revolutionibus orbium caelestium" stampato a Norimberga dall'editore Johannes
Petreius, che si svolgeva sulla traccia dell'Almagesto di Tolomeo che andava a sostituire nella
cultura della scienza delle scienze , ovvero nell'Astronomia.
URANIO
LA COSTELLAZIONE DELLA FRECCIA
Benché la costellazione della Freccia (Sagitta) sia di piccole dimensioni, le leggende a lei collegate
sono varie. Questa peculiarità è dovuta al fatto che arco e freccia furono tra le armi più utilizzate
nell’antichità.
Le frecce più conosciute della mitologia sono senz’altro quelle appartenenti ad Eros, dio dell’amore.
La storia a cui si fa in particolare riferimento narra, della freccia che scatenò la passione di Zeus per il
fanciullo Ganimede. Il dio lo rapì portandolo con sé sull’Olimpo e lo fece diventare suo coppiere.
Era risaputo per la sua bellezza della quale non aveva rivali. Vaticinio, divinazione, musica e medicina
di queste arti e di molte altre Apollo ne era il dio, per esempio della sapienza, della verità, del Sole e
come la sua gemella era un dio arciere. Fece particolare uso di questa arma per vendicarsi della
morte di suo figlio Asclepio, dio della medicina. Fulminato per mano di Zeus, fece ciò per chetare le
lamentele del dio degli inferi privato di nuovi sudditi a causa delle cure mediche.
La vendetta di Apollo fu talmente piena di ira che scoccando una sola freccia riuscì ad uccidere i tre
Ciclopi che rifornivano con tuoni e fulmini l’arsenale di Zeus. Secondo alcuni, questa sarebbe la
famosa freccia posta nel cielo.
L’ultima storia narra di Zeus, il quale, volendo distruggere tutto il genere umano sostituendolo con uno
migliore, iniziò privandolo del fuoco e affamandolo. Il dio però, non aveva preso in considerazione chi
invece avesse a cuore il destino della popolazione costui, era il titano Prometeo (il nome significa
previdenza). Infatti, il titano rubò dall’Olimpo una brace ardente che nascose nel cavità di una pianta
di finocchio e la donò al genere umano. Zeus, sentendosi ingannato ordinò a Ermes ed Efesto di
legare Prometeo ad una roccia del Caucaso, dove un avvoltoio doveva divorargli il fegato che di notte
ricresceva, in modo che, il supplizio fosse eterno. Venne poi liberato quando il centauro Chitone si
immolò per salvarlo e Eracle uccise con una freccia l’aquila.
Secondo la versione di Luciano (Dialoghi, VIII) fu lo stesso Zeus a liberare Prometeo in cambio di una
preziosa informazione che riguardava un suo futuro figlio.
A cura di Barbara Soldà
IL SOLE IL 27 AGOSTO 2010
Immagine del Sole ripresa il giorno 28 agosto 2010 da Oreste Lesca con Canon 50D ed obbiettivo da
mm. 400 ed Astrosolar. Si nota che è presente una sola macchia che ha comunque un duamtro
paragonabile a quello di Mercurio
INQUINAMENTO LUMINOSO
Falene a rischio estinzione.
Sotto accusa l’inquinamento luminoso. Secondo gli esperti le
luci di lampioni e fari per illuminare le notti italiane attirano a
sé numerosi lepidotteri notturni. Le farfalle mettendosi in
evidenza sotto i riflettori finiscono facile preda di animali come
ragni e pipistrelli che ne fanno vere e proprie stragi.
Giorgio Baldizzone, entomologo astigiano di fama
internazionale per le sue ricerche sui micro-lepidotteri, ha
verificato che l’illuminazione della statua del Cristo di Maratea
provoca la morte di 5mila falene a notte. Ha però aggiunto che
sono soprattutto altre le aree dove gli insetti notturni hanno
vita più difficile: per esempio gli stadi, le centrali elettriche, aree urbane fortemente illuminate.
Soluzioni? L’unica è quella di schermare i lampioni in modo che la luce si concentri verso il basso e
sostituire le lampade con quelle a spettro ristretto o a luce rossa.
Sito: Airone 2009
FLY ME TO THE MOON
Il cratere Schickard
Nel quadrante Sud-Ovest della luna possiamo osservare il cratere "Schickard", un cratere di 233Km
che risale al periodo Pre-Nectariano (da -4.55 miliardi di anni a -3.92 miliardi di anni).
E' una immensa formazione circolare isolata di colore scuro. I suoi versanti sono piuttosto scoscesi e
disseminati di crateri: Lehmann a Nord, Schickard E a Sud, Wargentin A a Sud-Ovest e Drebbel a
Nord-Est.
Le sue pareti sono poco elevate con cime che raggiungono i 2700 m. Nel suo immenso fondo piatto,
scuro e riempito di lava, si trovano Schickard B a Nord-Est e Schickard A a Sud. Ci sono poi numerosi
piccoli crateri a Sud-Ovest tra cui Schickard C.
Infine collinette, solchi, macchie bianche e nere. Il periodo migliore per l’osservazione è 5 giorni dopo il
Primo Quarto oppure 4 giorni dopo l'Ultimo Quarto.
Alcuni dati:
Longitudine: 54.6° Ovest
Latitudine: 44.4° Sud
Quadrante: Sud-Ovest
Area: Regione del cratere Schickard
Origine del nome:
Dettagli: Wilhelm Schickard
Matematico e astronomo tedesco del 17° secolo nato in Germania
Nato a: Herrenberg nel 1592
Morto a: Tübingen nel 1635
Fatti notevoli: Corrispondente e amico di Keplero. Numerosi lavori di meccanica.
Autore del nome: Riccioli (1651)
Nome dato da Langrenus: Nome non assegnato
Nome dato da Hevelius: Fons Tadnos
Nome dato da Riccioli: Schickard
Nelle foto una ripresa del cratere "Schickard " e un ritratto di Wilhelm Schickard. Lo strumento minimo
per poter osservare questo cratere è un binocolo 10x50.
Davide Crespi
LA LUNA IL 28 AGOSTO 2010
Immagine della Luna ripresa la notte del 28 agosto 2010 alle ore 2:30 da Oreste Lesca con Canon
50D ed obbiettivo da mm. 400 a mano libera.
Hanno collaborato
Silvano Minuto
Salvatore Trani
Davide Crespi
Barbara Soldà
Oreste Lesca
Sandro Baroni
Vittorio Sacco