C.F.F.L.M.P. Planetary Research Team
Associazione Astronomica Nazionale di Liberi Pensatori
Sede: c/o Osservatorio Astronomico Comunale di S. Giovanni Persiceto - BO
Circolare n. 5/2007
a cura di Rodolfo Calanca
e-mail: [email protected]
Indice
•
NOTE ESPLICATIVE PER L’OSSERVAZIONE DI VESTA
o Considerazioni sui telescopi e sistemi di ripresa per il progetto Vesta
o L’influenza del seeing nelle riprese digitali in alta risoluzione
o Criterio di valutazione della qualità delle immagini digitali
o Il “Decalogo Fattinnanzi” per ottenere il meglio dalla propria strumentazione
o Programma delle osservazioni di Vesta tra il 4 e 20 maggio p.v.
o
Questo documento è stato trasmesso a:
Cristian Fattinnanzi
mail: [email protected]
Gilberto Forni
mail: [email protected]
Valentino Luppi
mail: [email protected]
Ferruccio Zanotti
mail: [email protected]
Pietro Bergamini
mail: [email protected]
Valerio Fontani
mail: [email protected]
Giuseppe Pupillo
mail: [email protected]
Giovanni Anselmi
mail: [email protected]
Carmelo Zannelli
mail: [email protected]
Germano Borgatti
mail: [email protected]
Angelo Angeletti
mail: [email protected]
Claudio Bottari
mail : [email protected]
Claudio Lopresti
Mail: [email protected]
Claudio Bertozzi
Mail:[email protected]
Silvano Paglierini
Mail: [email protected]
La presente circolare è inviata anche ad un’ampia lista di appassionati di astronomia,
potenzialmente interessati ai programmi descritti nel seguito. Nel caso però che esse non
fossero gradite (e di ciò ci scusiamo), per sospenderne il ricevimento inviare un messaggio a:
[email protected], riportando la dicitura: “circolari non gradite”.
7 maggio 2007
1
PROGETTO VESTA 2007
promosso in collaborazione con la rivista COELUM Astronomia
NOTE ESPLICATIVE PER L’OSSERVAZIONE DI VESTA
Considerazioni sui telescopi che si utilizzeranno per il Progetto Vesta
IMMAGINI IN ALTA RISOLUZIONE: I telescopi “ideali” per le riprese in alta risoluzione di
Vesta, sulla base delle considerazioni che saranno svolte nel prossimo paragrafo, non supereranno il
diametro di 30 o 35 cm. Naturalmente ciò non vuol dire che faremo qualche sperimentazione
con telescopi di diametro maggiore, ad esempio, da 40 fino a 60 cm, sperando fervidamente in
serate di buon seeing! Il Team si augura, poi, di poter eseguire riprese con il rifrattore di 40 cm
dell’Osservatorio di Pino Torinese, attualmente in riparazione.
Come dispositivi di ripresa, si consiglia di impiegare delle webcam, possibilmente di buona qualità.
FOTOMETRIA ED ASTROMETRIA DI VESTA: per i programmi di fotometria, astrometria e
calcolo della parallasse di Vesta sono già più che sufficienti telescopi di 8-10 cm. Le riprese
potranno essere effettuate sia con CCD classici, sia con fotocamere digitali (per queste ultime si
consiglia di operare sempre a 400 ISO).
Come sarà spiegato più avanti in questa stessa circolare, è di fondamentale importanza
determinare il corretto tempo di esposizione di Vesta, in modo da ottimizzare la qualità delle
misure fotometriche e quindi della sua curva di luce. Ricordo, inoltre, che anche il calcolo
della posizione astrometrica dovrà essere eseguita su immagini di Vesta non sature. La
presenza di pixel saturi nel dischetto di Vesta rende imprecisa la determinazione della
posizione del suo centroide, introducendo così errori, assolutamente inaccettabili, di parecchi
secondi d’arco! Errori di questo genere rendono totalmente vano ogni tentativo di
determinare la sua parallasse.
FORMULA UTILE PER UNA PRIMA STIMA DEL TEMPO DI ESPOSIZIONE: nel seguito
riporto una formula che può essere impiegate per trovare, IN PRIMA APPROSSIMAZIONE, il
tempo di esposizione di VESTA con una fotocamera digitale applicata ad un telescopio. In questi
nostri calcoli, considereremo Vesta alla stregua di una stella pressoché puntiforme.
Allora, il tempo di esposizione t per Vesta (in secondi), che ha magnitudine m, con sensibilità del
sensore ISO e diametro D (mm) del telescopio, sarà dato dalla formula:
t = (10^0.4(m+13.3))/(ISO *D2)
Ad esempio, il 31 maggio Vesta è di magnitudine m = 5,4 e se il sensore è tarato su di una
sensibilità ISO = 400, con un telescopio di diametro D = 200 mm, avremo: t = 2 secondi circa,
mentre se D = 400 mm, avremo: t = 0.5 secondi.
2
L’influenza del seeing nelle riprese digitali in alta risoluzione
Qualcuno forse ricorderà un articolo, mio e di Cristian Fattinnanzi, sull’influenza del seeing nelle
riprese digitali in alta risoluzione apparso nel numero di maggio 2006 di COELUM (pp. 56-59). In
quelle pagine facevamo delle considerazioni quantitative sulle grandezze che devono essere tenute
in conto per valutare la qualità delle immagini planetarie.
In particolare, si definiva il parametro di Fried, una misura delle dimensioni medie delle “bolle”
che generano la turbolenza atmosferica. Occorre sempre tener presente un fatto fondamentale:
maggiore è il parametro di Fried, migliore è il seeing.
Ora, solo in poche località “astronomiche” del pianeta tale parametro ha un valore compreso tra i
250 e i 300 mm, mentre nella nostra penisola solo raramente le bolle di turbolenza superano le
dimensioni medie di 80-90 millimetri, a cui corrisponde un seeing di 1”,5 (alla lunghezza d’onda
della luce di 0,55 micron). E’ invece assai più probabile che il loro valore sia mediamente di 40 o
50 mm.
La tabella n. 3 del citato articolo (p. 58), associa poi, ad un determinato valore del seeing, il
diametro massimo utilizzabile del telescopio (che si può prendere pari a 3,5 volte il valore del
parametro di Fried).
Scopriamo allora che con bolle di 90 mm, il seeing è 1”,5 ed il diametro massimo utilizzabile
del telescopio è 32 centimetri (guarda caso, pochi centimetri in più del telescopio normalmente
impiegato da Cristian Fattinnanzi!).
Ora, se con questo seeing volessimo usare, ad esempio, un telescopio professionale di 1,5
metro (come abbiamo già fatto all’Osservatorio di Loiano con riprese di Saturno e Marte)
avremmo una spiacevolissima sorpresa: con tale telescopio è infatti praticamente impossibile
ottenere delle immagini planetarie ( e quindi anche di Vesta) di buona qualità!
Per chiarirne il motivo è opportuno non dimenticare ciò che qualsiasi buon astroimager sa: i pianeti
si riprendono in modo ottimale solamente se è possibile rispettare due condizioni operative.
La prima è che l’effetto negativo della turbolenza si riduce in modo sostanziale solo quando il
tempo di integrazione è brevissimo, dell’ordine dei centesimi di secondo o anche meno.
La seconda condizione è che occorre raccogliere, da un filmato, un gran numero di frame sui quali
si opererà una rigorosa selezione qualitativa. E’ perciò conveniente utilizzare le piccole ed
economiche webcam, i cui filmati, opportunamente processati, daranno migliaia di immagini
singole del pianeta sulle quali si opererà una selezione (automatica, grazie a software come IRIS)
che ne ridurrà, a seconda della qualità del seeing, il numero, anche di una percentuale molto
consistente.
Le immagini selezionate saranno messe tutte “a registro” e sommate per aumentare in modo
sostanziale il rapporto segnale/rumore dell’immagine finale. E’ fondamentale tenere presente che se
il numero delle immagini utilizzabili per la somma è piccolo (minore di 300, ad esempio),
l’immagine finale, anche se pesantemente elaborata con potentissimi algoritmi software, non sarà
mai di alta qualità.
Qualche lettore potrebbe chiedermi: è possibile quantificare la percentuale delle immagini
planetarie utilizzabili, ricavate da un filmato con la webcam, sia per il telescopio di 1,5 metri
sia con quello di 25 centimeri, ovviamente a parità di seeing?
La risposta è affermativa per qualsiasi dimensione del telescopio, sempre che sia conosciuto il
valore del parametro di Fried durante le riprese. L’espressione che fornisce questa percentuale è
data alla p. 58 dell’articolo citato. Se vi inseriamo il diametro D del telescopio (1 metro) e un
parametro di Fried r0 di 70 mm, vedremo (con sgomento!) che solo una immagine su 40 milioni è
di buona qualità! Si spiega così l’affermazione che, in queste condizioni di seeing, il telescopio di
1,5 metro non può fornire immagini planetarie di alta risoluzione.
Invece, con un telescopio di 250 mm, e r0 di 70 mm, 76 immagini su 100 sono di elevata qualità,
una percentuale assai interessante.
3
Un criterio oggettivo di valutazione della qualità delle immagini digitali
Qualcuno potrebbe però obiettare: in base a quale criterio si può giudicare la qualità delle
immagini? In altre parole come facciamo a scegliere, tra diverse immagini, la “migliore”?
Il mezzo c’è ed è sostanzialmente obiettivo, si tratta di determinarne il contenuto di entropia: non
facciamoci spaventare dal suono di questa parola che può riportare alla mente spiacevoli ricordi
scolastici su nebulosi e mal digeriti concetti di termodinamica!
In questo caso, per entropia intendiamo la “quantità” di informazione contenuta in
un’immagine.
Possiamo creare una scala arbitraria di valutazione della
qualità delle immagini basata sul concetto di entropia, divisa
in dieci classi di valori, che applichiamo all’analisi delle
immagini di un qualsiasi oggetto planetario. Ad esempio,
con entropia 10 indichiamo una immagine di Marte
poverissima di informazioni (è stata ottenuta con un seeing
stimato 5/10 e una risoluzione peggiore di 0,6”). Con
entropia 8, la risoluzione è compresa tra 0,5” e 0,6”; con
entropia 3, invece, la risoluzione è migliore di 0,2” e, infine,
per rappresentare l’entropia 1 mostriamo un’immagine dello
Hubble Space Telescope ottenuta il 3 novembre 2005, la cui
risoluzione è assai prossima al potere risolutivo del
telescopio (le immagini caratterizzate da entropia 3, 8, 10
sono state ottenute nel 2005 da Cristian Fattinanzi con il suo
riflettore di 25cm e webcam).
Minore è l’entropia e maggiore è la qualità dell’immagine. Naturalmente è possibile attribuire
un valore numerico all’entropia, tramite un algoritmo di calcolo piuttosto complesso che qui non
riporterò per non appesantire ulteriormente il testo (ne parlerò diffusamente in un articolo su
Coelum). Grazie ai fondamentali concetti di entropia e di ridondanza di informazione, si sono
studiati gli algoritmi di compressione delle immagini con la minima perdita di informazione, tra i
quali il notissimo formato JPG.
Il “DECALOGO FATTINNANZI” per ottenere il meglio dal proprio sistema
di ripresa
Nel seguito riporto le operazioni che Cristian Fattinnanzi - che, come tutti sapete, è in assoluto uno
dei migliori astroimager in circolazione, e non solo tra gli italiani - esegue prima di dare inizio ad
una sessione di ripresa in alta risoluzione.
Voglio ricordare a chi legge queste note che Cristian non utilizza una strumentazione con
caratteristiche particolari. Il suo telescopio, un newton di 25 cm è, tutto sommato, di
costruzione abbastanza “casalinga”. Sono le superlative capacità di Cristian, e la sua non
comune abilità nel mettere a punto delle efficaci procedure osservative, che fanno la
differenza! Invito tutti coloro che intendono effettuare riprese in alta risoluzione di Vesta, ad
applicare, passo passo, le operazioni qui sotto elencate.
1. Prima di iniziare le riprese, attendere che le ottiche si stabilizzino termicamente. Possono esser
necessari dai 10 ai 60/80 minuti. Nel frattempo prepareremo il computer, gli accessori, e
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controlleremo la collimazione delle ottiche (se lavoriamo con un riflettore oppure un S-C) e del
cercatore.
2. Puntare il soggetto da riprendere e verificare le condizioni del seeing. Se ad un ingrandimento
uguale al diametro del telescopio in millimetri l’immagine non è nitida, difficilmente otterremo
ottime immagini (esempio, con un 25cm useremo 250x).
3. Applicare la webcam al telescopio con gli accessori adatti ad allungarne la focale fino al valore
desiderato. In campo planetario, se il seeing ce lo consente, possiamo portare la focale (con Barlow
o per proiezione) fino al valore massimo “F” (in mm) ottenuto dalla seguente formula:
F=DxPxC
La focale dipende quindi dal diametro del nostro strumento “D” (espresso in mm) e dalla lunghezza
del lato del pixel del nostro sensore, “P”, espressa in micron (per le webcam Philips questo valore è
5,6 micron). “C” ha un valore 7, con buon seeing, che diventerà 5 o 6 se il seeing peggiora. Così,
con D = 250mm, P = 5,6 micron, C = 7, la focale sarà: F = 9800 mm
4. Porre al massimo la risoluzione di ripresa (in genere 640x480) e l’esposizione, facendo
attenzione che nessuna zona dell’immagine vada in “saturazione”.
5. Focheggiare accuratamente. Se possibile, utilizzare un focheggiatore elettrico, utilissimo per
ridurre le vibrazioni.
6. Curare l’inquadratura del soggetto, facendo in modo che i lati del sensore paralleli ai punti
cardinali.
7. Prima di iniziare la registrazione dei filmati, ridurre al minimo ogni possibile disturbo: vibrazioni
indotte da rumori o dal traffico, colpi di vento, folate di aria calda (anche di origine “umana”)
vicino all’imboccatura del telescopio, vibrazioni dei motori….
8. Riprendere diversi filmati per ciascun soggetto, che forniscano un buon numero di fotogrammi,
compatibilmente con le potenzialità del nostro computer. Con le webcam USB 1.1, non superare la
frequenza video di 15 fotogrammi al sec.
9. Annotare accuratamente i dati di ripresa, ora e data (in genere memorizzati col filmato, ma
verifichiamo sempre la precisione degli orologi dei PC), importante anche il tipo di strumentazione,
gli accessori utilizzati (in alcune riprese è necessario il filtro IR-cut), le condizioni atmosferiche e la
località da cui si riprende.
10. In fase di elaborazione, non esagerare mai col contrasto, rendere leggibile l’intera immagine,
allineare se necessario i tre canali R G B (con Iris o Photoshop). Archiviare i filmati originali: non
si finisce mai di imparare, sarà sempre possibile rielaborarli con tecniche e programmi sempre più
raffinati.
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In collaborazione con altri
componenti del Planetary
Team, Cristian ha anche
lavorato al riflettore di 1,5 m di
Loiano (foto a sinistra), ma il
suo strumento preferito è
certamente il 25 cm, in
apparenza un normalissimo
telescopio newtoniano, ma
guardate qui sotto che
immagine di Saturno!
Il Programma di Fotometria e Astrometria di Vesta
• QUANDO ESEGUIRE LE RIPRESE CON CCD O FOTOCAMERE DIGITALI?
• Dal 10 al 20 maggio: iniziare le riprese tra le 23:00 TU e 01:30 TU. Riprese
fotometriche ad intervalli di 2 minuti: ad esempio: 23:30; 23.32; 23:34….
•
LE RIPRESE PER DETERMINARE LA PARALLASSE DI VESTA SI DOVRANNO
TENERE, NEL PERIODO INDICATO, TRA LE 23:30 E LE 24:00 TU, CON
L’ISTANTE CENTRALE DELL’ESPOSIZIONE COINCIDENTE CON L’INIZIO DI
UN MINUTO, E DISTANZIATE TRA LORO DI 60 secondi. AD ESEMPIO: se
l’esposizione è di 2 secondi, iniziare alle 23:29:59 TU, l’esposizione successiva sarà alle
23:30:59 TU….
PROCEDURA
1. Data l’alta luminosità di Vesta, si possono utilizzare anche piccoli telescopi (rifrattori da 8
cm in su; per i riflettori si può tranquillamente partire dal 114). Chi possiede fotocamere
digitali le preferisca ai CCD classici, in modo da sfruttare il maggior campo angolare
coperto. Infatti, in un campo di grandi dimensioni possiamo reperire un numero molto
maggiore di stelle per la fotometria e l’astrometria. Qualunque siano le dimensioni del
telescopio, per il programma di fotometria ed astrometria consiglio di non superare i 2 o 2,5
metri di focale. Chi possiede filtri V oppure R li utilizzi senza incertezze.
2. Mettere a fuoco con precisione.
3. Riprendere (ad ISO 400) almeno 3 flat con il metodo “Valentino”, usando cioè lo schermo
di un portatile (vedere mio articolo su Coelum n. 103, pp. 44-50), sempre che il telescopio
non superi i 20 cm di diametro. In alternativa, riprendere uno schermo da diapositive
uniformemente illuminato da lampade alogene. Eseguire i dark e i bias.
4. Puntare il campo di Vesta ed acquisire le immagini necessarie per determinare con
esattezza il tempo di esposizione, con la procedura seguente. Non è necessario ripetere
questa procedura tutte le serate in cui si eseguiranno le riprese. Se non vi sono grandi
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variazioni di trasparenza tra una sera e l’altra, il livello ADU dell’asteroide e delle stelle di
confronto dovrebbe rimanere sufficientemente costante. Eseguire le riprese con tempi di
esposizione crescenti, esempio da 1 a 10 secondi, quindi trasformare le immagini in FITS e
calibrarle.
5. Misurare Vesta, prendendo il valore del suo pixel più luminoso, inserire quindi i diversi
punti, in funzione del tempo di esposizione, in un grafico EXCEL (si veda sotto il grafico
d’esempio).
6. Ora si potrà determinare il tempo di esposizione prendendo quello che fornisce un valore del
pixel più luminoso dell’asteroide pari a circa il 40% della FWC. QUESTO TEMPO DI
ESPOSIZIONE E’ QUELLO CHE SARA’ UTILIZZATO DURANTE TUTTE LE
RIPRESE DI VESTA.
7. Le riprese dell’asteroide ai fini fotometrici ed astrometrici si effettueranno ogni due minuti e
per un tempo di 3-5 ore.
8. Si ricordi che gli istanti delle riprese indicate nella tabella di cui sopra dovranno essere
rigorosamente rispettati con l’approssimazione del secondo. Questa precisione è
necessaria perché la differenza di posizione di Vesta tra due località italiane è minima: tra
Bolzano e Palermo la sua immagine è spostata (il 30 maggio, ripresa contemporanea) di soli
0”,7!!!. Le riprese dovranno iniziare in prossimità del passaggio al meridiano. Questa è una
condizione fondamentale: se iniziassimo le riprese appena fa buio, Vesta sarebbe ancora
troppo basso sull’orizzonte. Infatti, raggiunge la massima altezza, alla latitudine di 46,° di
30° ca., mentre a 37° è 38° di altezza.
9. Dalle immagini dell’asteroide si ricaveranno le seguenti informazioni: curva di luce,
posizione astrometrica, valore del seeing e magnitudine limite.
10. Una copia delle immagini calibrate, in formato FITS, dovrà essere inviata all’Osservatorio
di San Giovanni Persiceto, Via Vicolo Baciadonne, 1 – 40017 San Giovanni Persiceto (BO).
Diamo qualche ulteriore informazione con le seguenti procedure.
TROVIAMO IL VALORE DEL SEEING CORRISPONDENTE AD UN TEMPO
INTEGRAZIONE DI ALCUNI SECONDI E LA SUA EVOLUZIONE DURANTE LA NOTTE
DI
Le sequenze di immagini di Vesta, ottenute nel corso di alcune, ci consentiranno di stimare le variazioni del
seeing durante le riprese.
1. Convertire le immagini (anche i flat e i dark) da RGB in B/N con la precedente procedura n. 5 di
IRIS.
2. Con IRIS dopo aver centrato l’asteroide, trovare la sua FWHM, che convertiamo in secondi d’arco
(una volta che sia noto il valore in secondi d’arco di un pixel della digicam).
3. Una volta trovato così un congruo numero di valori del seeing, li mettiamo in grafico in funzione del
tempo. Ciò ci darà un’idea della variazione del seeing e darà risposte quantitative a domande
importanti, come le seguenti: quando migliora? All’inizio della serata oppure verso le prime ore del
mattino?
TROVIAMO LA MAGNITUDINE LIMITE DELLA SERATA
IMMAGINI DI VESTA
RICAVANDOLA DALLE
Dall’esame di un’immagine dell’asteroide possiamo farci un’idea della magnitudine limite raggiungibile
durante la notte con il telescopio utilizzato. Procediamo nel modo seguente:
1. Prendiamo un’immagine calibrata di Vesta (IMPORTANTE: la calibrazione deve essere eseguita
senza alterare il livello del fondo cielo originario) e con IRIS misuriamo il valore medio ADUf del
fondo cielo
2. Determiniamo il flusso fotonico del fondo cielo Fsky con la formula:
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Fsky = ADUf * g/ttest
Nella quale g è il guadagno della fotocamera (per i valori di g relativi ad alcune Canon si
veda il mio articolo su COELUM n. 104, p. 43). Con ttest indichiamo invece il tempo di
integrazione in secondi dell’immagine misurata.
3. Ora troviamo il tempo max tmax (in secondi) di esposizione, al quale corrisponde un rumore di lettura
della fotocamera uguale ad un certo valore p, pari ad una frazione del rumore totale (ad esempio, un
valore conveniente è il 5% del rumore totale, cioè: p = 0.05). Inseriremo questo valore p
nell’espressione:
tmax = RON2/ ([(1+p)2 – 1] * Fsky )
quindi la precedente formula si semplifica così:
tmax = 9.76*RON2/ Fsky
Dove RON è il valore del rumore di lettura della nostra fotocamera (si veda sempre il mio
articolo già citato , p. 43, con i valori di RON di alcune fotocamere CANON).
4. Troviamo ora, con una precisione non elevata ma sufficiente per i nostri scopi, la magnitudine limite
m di questa serata con l’espressione:
m = 2.5 log tmax – 13.3 +2.5 log ISO + 5 log D
Ecco un esempio di come fare per ottenere il giusto tempo di esposizione. Una Canon EOS 20DA è installata sull’APO
Megrez di 8cm, in parallelo al 40cm dell’Osservatorio di Monte d’Aria. In ordinata sono riportati i livelli ADU del pixel
più luminoso di una stella di magn. V = 10.1. L’intervallo entro il quale il sistema fornisce le migliori prestazioni (nei
termini dei valori ADU massimi dell’oggetto) è compreso tra 40 e il 75% della full well capacity. Tali livelli sono stati
raggiunti con tempi di esposizione compresi tra 3 e i 7 secondi. Come nel caso precedente, per avere la certezza di una
precisione elevata è comunque opportuno restringere l’intervallo tra il 40 ed il 60%, che si ottiene con tempi di
integrazione di 3 e 5 secondi. Costruiremo un grafico analogo anche per Vesta, o anche più di uno, se si utilizzeranno
filtri diversi o se si opererà senza filtri.
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Il Programma immagini in alta risoluzione di Vesta
• QUANDO ESEGUIRE LE RIPRESE CON WEBCAM?
• Dal 10 al 20 maggio: iniziare le riprese tra le 23:00 TU e 01:30 TU. Ad esempio: 23:30;
23.32; 23:34….
ALCUNE NOTE UTILI
• Prima di iniziare le riprese con webcam in alta risoluzione, valutare il seeing, secondo le
procedure indicate nell’articolo sul seeing apparso su Coelum n. 95 ed alle note contenute in
questa Circolare (non dimenticate il decalogo Fattinnanzi!). Tali procedure di calcolo
consentono di stabilire sia il diametro ottimale del telescopio da impiegare nelle riprese, sia
la sua focale. I telescopi da utilizzare per risolvere il disco di vesta dovrebbero avere un
diametro minimo di 20 cm. Il diametro massimo è determinato dal seeing, come spiegato
sopra.
• Riprendete i filmati di Vesta solo nei momenti di calma atmosferica. Se vedete
l’immagine troppo agitata dalla turbolenza, non lanciate l’acquisizione: occupereste
inutilmente dello spazio prezioso sull’hard disk!
• Annotate accuratamente il momento dell’inizio delle riprese.
• Periodo durante il quale realizzare le riprese webcam: dal 10 maggio al 10 giugno: dalle
23:00 TU alle 01:30 TU. Ripresa dei filmati ad intervalli di 3 minuti, ad esempio: 23:30;
23.33; 23:36…Dall’11 giugno al 30 giugno: dalle 22:30 TU alle 24:00 TU. Riprese ad
intervalli di 3 minuti: 22:30; 22.33; 22:36…Si potrà iniziare quando si vuole nel corso di
una notte, con l’avvertenza però di sfruttare adeguatamente i momenti di calma atmosferica.
Quando possibile, rispettate gli orari di ripresa: in questo modo sarà più semplice
confrontare le immagini ottenute da località diverse, alla ricerca di variazioni ricorrenti ed
incontestabili di luminosità sul disco di Vesta.
NOTA IMPORTANTE
Cercheremo di organizzare una videoconferenza tra i partecipanti al
progetto, utilizzando il software SKYPE. Il mio username è:
rodolfo.calanca
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PROGETTO VESTA 2007
Elenco partecipanti
Questo è un primo elenco di coloro che hanno espresso l’intenzione di aderire concretamente al progetto, garantendo l’esecuzione di
osservazioni in uno o più dei campi di ricerca previsti (fotometrico, astrometrico, determinazione della parallasse, alta risoluzione). L’elenco
sarà aggiornato con la prossima Circolare. Coloro che desiderano aderire, e ancora non l’hanno fatto, possono richiedere la scheda di
partecipazione a: [email protected]
Osservatorio o persona
Osserv. S. Giovanni P.
Osserv. Monte d’Aria
Osserv. Scandiano
E. Canestrelli
G. Ciampechini
T. Colombo
R. di Nasso
C. Fattinnanzi
G. Fontana
V. Fontani
D. Gasparri
C. Lopresti
R. Pellin
N. Tosi
G. Zanier
C. Zannelli
Latitudine
(N)
Longitudine
(E)
h.s.l.m.
44° 38’ 06”
43° 11’ 29”
11° 10’ 54”
13° 07’ 56”
30 m
830 m
45° 26’ 22”
43° 11’ 29”
43° 43’ 44”
40° 42’ 41”
43° 11’ 29”
44° 28’ 00”
43° 47’ 50”
43° 08’ 35”
44° 07’ 20”
45° 39’ 15”
44° 19’ 39”
46° 01’ 01”
38° 06’ 55”
12° 19’ 27”
13° 07’ 56”
11° 29’ 26”
10° 25’ 53”
13° 07’ 56”
10° 31’ 00”
11° 16’ 28”
12° 40’ 08”
09° 48’ 59”
12° 25’ 11”
10° 33’ 38”
13° 06’ 27”
13° 20’ 30”
12 m
830 m
10 m
10 m
830 m
550 m
85 m
625 m
175 m
10 m
800 m
74 m
60 m
Telescopi utilizzati
Rifl. 40 cm; rifr. 15 cm
Rifl. 41cm; rifr. 17,8 cm
Rifl. 40 cm; rifr. 15 cm
Rifr. 7 cm; rifl. 15 cm
Celestr. XTL 9 1/4
Mak-New 15 cm
SC C91/4; rifl. 8 cm
Rifl. 25 cm
Mak 15 cm; SC 20 cm
SC 20 cm; MTO 100
SC 23 cm; SC 35 cm
Rifr. 12 cm; Rifl. 18 cm
Rifl. 20 cm
Rifr. 12 cm; RC 30 cm
SC 20 cm
SC 28 cm; Rifl. 41 cm
Sistemi di ripresa
Astrom.
Can. 20Da; 350D; Vesta
Vesta Pro, ST7, Can. 20Da
Vesta Pro; Canon 20Da
CCD Meade DSI pro
Vesta Pro, Star. SXV-M7C
Toucam Pro; Meade dsi
SPC900; Can. 350D mod.
Vesta Pro; Can. 20Da
Toucam pro; Pentax ist
Toucam pro; Can. 400D
Vesta Pro, ST-7XME
ST-10xme
Can. 350D
Can. 350D; Can. D1
Vesta pro
Vesta pro; Lumen. 2-1M
x
x
x
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Aree interesse
Fotom.
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x
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x
x
x
Alta
risoluz.
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10
