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ASTRONOMIA NOVA
n. 13, maggio 2012
L. Franco, P. Bacci, 2012 EG5
L’ASTEROIDE NEA 2012 EG5
Lorenzo Franco e Paolo Bacci
L‘Osservatorio astronomico di San Marcello Pistoiese
L'asteroide NEA (Near Earth Asteroid, http://
it.wikipedia.org/wiki/Oggetto_near-Earth ) 2012 EG5 è
stato scoperto il 13 marzo 2012 dal telescopio PanSTARRS 1, Haleakala nelle Hawaii. Si tratta di un asteroide di tipo Apollo (http://it.wikipedia.org/wiki/
Asteroide_Apollo), con un diametro inferiore ai 100
metri, che al momento della scoperta si trovava a circa
36 volte la distanza Terra-Luna. L'asteroide è stato subito classificato come un potenziale impattore virtuale
dal JPL Sentry e dal NEODyS di Pisa. Le osservazioni
astrometriche pervenute al Minor Planet Center nei
giorni successivi hanno permesso di determinare con
maggiore precisione l'orbita, scongiurando così ogni
immediata possibilità di impatto. L'asteroide sarebbe
comunque passato molto vicino alla Terra il 1° Aprile,
ad una distanza di poco superiore alla metà della distanza Terra-Luna (Fig. 1); infatti il 4 aprile era stata
programmata la sua osservazione radar attraverso il
radiotelescopio di Goldstone, ma purtroppo senza alcun
risultato. L'asteroide è stato osservato con il telescopio
dell'osservatorio di San Marcello Pistoiese - MPC 104
da Paolo Bacci, Luciano Tesi, Giancarlo Fagioli,
Simone Vergari, nei giorni 21, 27 e 30 marzo. In particolare in quest'ultima data sono state effettuate alcune
sessioni osservative finalizzate alla fotometria per cercare di determinare il periodo di rotazione dell'oggetto.
Nel corso della sessione osservativa del 30 Marzo sono
state acquisite un totale di 479 immagini non filtrate da
15 secondi di esposizione su un intervallo temporale di
2.5 ore. Tutte le immagini sono state riprese con il telescopio principale da 0.6 m ed una camera CCD Apogee
Alta 1024 x 1024 con un campo di vista di 35x35 minuti
d'arco ed un campionamento di 2 secondi d'arco per
pixel. Nonostante l'ampio campo inquadrato è stato necessario spostare più volte l'inquadratura per seguire
l'oggetto che si muoveva velocemente (Fig. 2).
Le immagini calibrate (con dark e flat) sono state analizzate nei giorni successivi da Lorenzo Franco con MPO
Canopus (Fig. 3). L'analisi dei dati fotometrici, nonostante il basso segnale rumore dovuto al breve tempo di
esposizione ed alla bassa luminosità dell'asteroide, hanno permesso comunque di determinare con buona precisione un periodo di rotazione molto veloce di P = 0.2924
± 0.0002 h (poco più di 17 minuti).
L. Franco, P. Bacci, 2012 EG5
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Fig. 1.
Il Period Spectrum (Fig. 4) mostra il
risultato della ricerca del periodo,
dove il valore più probabile corrisponde a quello con l'errore RMS
più basso.
Il grafico in Fig. 5 mostra la curva di
luce completa ottenuta dalle tre sessioni osservative messe in fase.
L'ampiezza della variazione luminosa è risultata di 0.42 ± 0.01 mag.
Il risultato originale ottenuto da
questo lavoro è stato sottomesso per
la pubblicazione sul prossimo numero del Minor Planet Bulletin.
Fig. 2. La traccia lasciata dall'asteroide durante
il suo veloce movimento
Fig. 3. La sessione
fotometrica con MPO
Canopus. In primo
piano il tool Comp Star
Selector che permette
di scegliere le stelle di
confronto, selezionandole tra quelle con colore simile a quello
Solare.
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L. Franco, P. Bacci, 2012 EG5
Fig. 4. Il grafico mostra il risultato della ricerca del periodo.
Il valore più probabile è quello con l'errore RMS più basso.
Fig. 5. Curva di fase che mostra due massimi e due minimi di profondità diversa. L'ampiezza della curva di luce
A = 0.42 ± 0.01 magnitudini.
Una raffigurazione artistica dell‘asteroide 2012
EG5.
Paolo Bacci, nato nel 1968, astrofilo sin dall'adolescenza,
quando si associò al GAMP Gruppo Astrofili Montagna Pistoiese, e si occupava dell'osservazione visuale di meteore e stelle
variabili. Successivamente è entrato a far parte dell'AAAV
Associazione Astrofili Alta Valdera, dove si occupa di asteroidi
e comete. Osserva da: Capannoli (PI), Osservatorio ―G. Galilei‖ Centro Astronomico Libbiano Peccioli (PI), San Marcello
Pistoiese (PT). Il suo sito www. backman.altervista.org
Lorenzo Franco, nato a Monte S. Angelo (FG), è appassionato di Astronomia da sempre, tanto da conseguire la Laurea in Astronomia presso l'Università di Bologna. Vive e lavora a Roma nel settore dell' Information Tecnology di una
Banca. Dal 2005 si dedica nel tempo libero all'osservazione
di asteroidi e comete ed alla ricerca scientifica amatoriale,
collabora con la Sezione Stelle Variabili dell'UAI.
L. Franco, Fotometria
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FOTOMETRIA DI ASTEROIDI E STELLE VARIABILI
Un’invito all’osservazione
Lorenzo Franco
Asteroide 1269 Rollandia
1269 Rollandia è un asteroide di fascia principale, scoperto il 20 settembre 1930 da G. Neujmin a Simeis in
Crimea (Ucraina), con un diametro di circa 100 km.
Le sue principali caratteristiche sono consultabili sul
sito JPL Small-Body Database Browser all'indirizzo:
http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=rollandia&orb=1
L'asteroide è stato osservato da A. Ferrero, L. Franco e
R. Zambelli in sei diverse sessioni osservative che hanno permesso di ottenere una prima stima del periodo di
rotazione P = 16.40 +/- 0.01h con un' ampiezza della
curva di luce A = 0.05 mag. Sarebbe necessaria qualche
altra sessione osservativa per poter confermare con
maggiore certezza il periodo di rotazione.
Vi invito pertanto ad osservare 1269
Rollandia!
La tecnica osservativa è ampiamente descritta nel mio
articolo: http://www.eanweb.com/2012/fotometriadelle-stelle-variabili-come-si-realizza-una-curva-diluce/
Stelle Variabili
A maggio sono osservabili le seguenti stelle variabili
pulsanti, che rientrano anche nel programma osservativo della sezione stelle variabili SSV-UAI-GRAV.
RS Boo (fig. 1)
Variabile pulsante di magnitudine: 9.69 - 10.84 V con
un periodo di
0.3773 d (circa 9.06 h).
La cartina di riferimento e la magnitudine delle stelle di
c o n f r o n t o
s i
t r o v a n o
s u :
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L. Franco, Fotometria
ST Boo (fig. 4)
variabile pulsante di magnitudine 10.49 - 11.41 V con un
periodo
di
0.6223
d
(circa
14.9
h).
La cartina di riferimento e la magnitudine delle stelle di
c o n f r o n t o
s i
t r o v a n o
s u :
http://stellevariabili.uai.it/images/6/6e/
S T _ B o o _ E _ c h a r t . p n g
http://stellevariabili.uai.it/images/9/94/
ST_Boo_field_photometry.pdf
Fig. 1. Curva di luce di RS Boo, in ascissa la fase. Il grafico
è tratto da: A. Nagy, “Studies on amplitude modulated RR
Lyrae Stars. II. RS Bootes”, http://adsabs.harvard.edu/
abs/1998A%26A...339..440N
http://stellevariabili.uai.it/images/2/29/
R S _ B o o _ E _ c h a r t . p n g
http://stellevariabili.uai.it/images/e/e5/
RS_Boo_field_photometry.pdf
SW Boo (fig. 2)
variabile pulsante di magnitudine 11.76 - 12.88 V con
un periodo di 0.5135 d (circa 12.3 h).
La cartina di riferimento e la magnitudine delle stelle di
c o n f r o n t o
s i
t r o v a n o
s u :
http://stellevariabili.uai.it/images/f/fe/
S W _ B o o _ E _ c h a r t . p n g
http://stellevariabili.uai.it/images/1/1c/
S W _ B o o _ f i e l d _ p h o t o m e t r y . p d f
TV Boo (fig. 3)
variabile pulsante di magnitudine 10.71 - 11.30 V con un
periodo
di
0.3126
d
(circa
7.5
h).
La cartina di riferimento e la magnitudine delle stelle di
c o n f r o n t o
s i
t r o v a n o
s u :
http://stellevariabili.uai.it/images/8/80/
T V _ B o o _ E _ c h a r t . p n g
http://stellevariabili.uai.it/images/b/b3/
T V _ B o o _ f i e l d _ p h o t o m e t r y . p d f
Fig. 2. Curva di luce di SW
Boo, ottenuta da A.D. Bonov a
Budapest nel 1955, http://
adsabs.harvard.edu/
abs/1955CoKon..38....1B
Fig. 3. Osservazione di un periodo principale di TV Boo, dal
sito: http://www.univie.ac.at/tops/blazhko/Winter.html
Fig. 4. Curva di luce di ST Boo, tratta da: http://
adsabs.harvard.edu/abs/1993A%26AS..101..195P
