numero 53 - Associazione Pordenonese di Astronomia

MONTEREALE VALCELLINA
PORDENONE
LO SCOPO DEL NOSTRO NOTIZIARIO
IN QUESTO NUMERO
 La misura del tempo e gli anni .....................................................................pag. 1
 I telescopi – Spigolature di Dino Abate ........................................................pag. 5
 L’APA nelle scuole di Azzano Decimo........................................................pag. 8
 Le ultime immagini riprese al CCD (cometa Hartley e Deep Sky) ..............pag. 10
Notiziario stampato in proprio e distribuito a soci e simpatizzanti
Gli articoli e le relazioni sono ad uso interno e riservate ai soci
Per questo numero hanno collaborato: Carrozzi Giampaolo – Abate Dino – Luigi De Giusti
Mauro Gasparotto – Stefano Zanut – Stampa curata da Luigi De Giusti
IL DIRETTIVO DELL’ASSOCIAZIONE PER IL BIENNIO 2009 – 2010
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5.
PRESIDENTE: Giampaolo Carrozzi
VICE PRESIDENTE: Zanut Stefano
DIRETTORE OSSERVATORIO: Salamon Franco
SEGRETARIO: Abate Dino
MEMBRI:
- Berzuini Andrea
- De Giusti Luigi
- D’Oria Domenico
- Gasparotto Mauro
- Doretto Gianfranco
- Vanzella Piermilo
LA MISURA DEL TEMPO E GLI ANNI
G. Carrozzi
ANNO SIDERALE
L’orbita apparente percorsa in un anno dal Sole è definita “eclittica”.
L' anno siderale è il tempo che impiega il Sole ad apparire nella stessa posizione rispetto alle stelle. Coincide anche con il periodo orbitale della Terra
ed è pari a 365,25636 giorni solari medi (365 giorni, 6 ore, 9 minuti e 9,5
secondi). Corrisponde nella realtà al tempo che la Terra impiega per compiere una completa Rivoluzione terrestre.
Ma un osservatore sulla Terra non può vedere il Sole e le stelle contemporaneamente, per cui anticamente l’anno siderale veniva determinato osservando il sorgere delle stelle al mattino. Osservando il cielo ad est, ad ogni alba,
si può notare che le ultime stelle che appaiono non sono sempre le stesse, ma
si riscontra un loro spostamento verso l'alto. Per esempio nelle albe di luglio,
nell'emisfero boreale, non si può vedere la costellazione di Orione (tipicamente invernale), ma in agosto comincia già ad essere visibile. Nell'arco di
un anno, tutte le costellazioni ruotano attraverso l'intero cielo. Quando col
ritardare del Sole rispetto alle stelle (in conseguenza del suo moto apparente
verso est lungo l’eclittica) si vedeva riapparire, all’alba, una medesima stella
si considerava concluso un anno.
Fino al tempo di Ipparco di Nicea, si pensava che gli anni misurati dalle stelle fossero identici agli anni tropici. Di fatto, gli anni siderali sono lievemente
più lunghi. La differenza è causata dalla precessione degli equinozi. Un anno
siderale è pari a 1,000039 anni tropici. L'anno siderale è di 20 minuti e 24,6
secondi più lungo dell'anno tropico.
ANNO TROPICO o SOLARE
(dal greco rotazione)
È l’intervallo di tempo compreso tra due passaggi successivi del Sole allo
Zenit di uno stesso tropico (cioè di due solstizi od equinozi) e corrisponde al
tempo che la Terra impiega a chiudere la rivoluzione rispetto alla posizione
equinoziale.
Sull'anno tropico è fondato il nostro calendario. È in sostanza il ciclo delle
stagioni, o il tempo impiegato dal Sole per tornare nella stessa posizione, vista
dalla Terra, lungo l'eclittica e che ha come punto zero il punto vernale (punto
d’Ariete o punto γ gamma).
Durata: 365 giorni, 5 ore, 48 minuti, 45,2 secondi = 365,24219879 giorni
DIFFERENZA TRA ANNO SIDERALE E TROPICO
Il moto terrestre lungo l’eclittica è soggetto ad alcune anomalie - Precessione
e Nutazione - che determinano la sostanziale differenza tra l’anno siderale e
l’anno tropico. Queste anomalie sono causate essenzialmente da due fattori:
1. La forma della Terra che non è sferica ma geoidale (schiacciata ai poli e
sporgente all'equatore).
2. Le forze gravitazionali combinate della Luna e del Sole che, agendo sulla
sporgenza equatoriale, cercano di allineare l'asse della Terra con la perpendicolare al piano dell'eclittica.
Precessione degli equinozi: da quanto sopra deriva che l’asse di rotazione
della Terra terrestre non può mantenere immutata la propria direzione, ma descrive un cono di 23°26’ di ampiezza con un periodo di 25 mila anni. (moto
analogo a quello descritto dall’asse di una trottola).
Da questo moto deriva che anche l’equatore si sposta contestualmente, per cui
si sposteranno anche le intersezioni dell’equatore celeste con l’eclittica, seguendo un giro completo in 25 mila anni.
Si sposterà perciò anche il riferimento fondamentale celeste: il punto di Ariete (vernale o punto γ); cambia quindi anche la posizione dell’equinozio di
primavera (naturalmente anche quella dell’altro equinozio e dei solstizi). Questo lento spostamento del punto equinoziale avviene in senso opposto al moto
orbitale della terra, per cui ogni anno la Terra arriverà al medesimo punto equinoziale con un certo anticipo
rispetto al compimento di una rivoluzione completa attorno al Sole. Da
ciò deriva che ogni anno l’equinozio di primavera anticipa, cioè «precede» di 20 minuti e 24,6 secondi.
Questo anticipo dell’equinozio di primavera equivale nel cielo ad uno
spostamento del punto di Ariete di quasi 1’d’arco. Infatti la Terra impiega una ventina di minuti a percorrere un arco d’orbita di circa 1’. Essendo la velocità orbitale 30km/sec alla terra, quando ritorna l’equinozio
di primavera, mancano ancora 35 mila chilometri per arrivare al compimento di un giro completo attorno al Sole.
Nutazione: l’attrazione perturbatrice della Luna sul rigonfiamento della
Terra varia periodicamente in conseguenza dello spostamento periodico
dei nodi dell’orbita lunare, i quali compiono un giro completo
dell’eclittica in 18,6 anni. Come conseguenza l’asse terrestre non segue
un moto perfettamente conico, ma leggermente ondulato con oscillazioni
che si ripetono appunto ogni 18,6 anni.
Pertanto anche il polo celeste, oltre al moto progressivo che si compie in
25 mila anni lungo il cerchio di precessione, di 23° 26’, compie anche
piccole oscillazioni di 9,2 secondi d’arco e che si ripetono ogni 18,6 anni. Questo fenomeno è detto «nutazione»
e
BESSELIANO
Introdotto nel XIX secolo dall’astronomo F.W.Bessel è uguale all’anno
tropico o annus fictus ed inizia quando l’ascensione retta del Sole è di
18h 40min, ovvero di 280°: all’incirca a capodanno.
L' inizio di un anno besseliano, che in passato veniva tradizionalmente
impiegato come "epoca standard", è denotato con il suffisso ".0" p.e.
1950.0. Dal 1984 le epoche standard vengono definite usando l’anno
giuliano anziché il besseliano.
ANOMALISTICO
E' il tempo intercorrente fra due ritorni consecutivi della terra al PERIELIO.
Non coincide con l'anno siderale in quanto l'asse maggiore dell'ellisse
orbitale terrestre, cioè la semiretta perielio - afelio (linea degli "absidi"),
ruota lentamente nel piano orbitale facendo perno sul sole.
Lo spostamento del perielio, che avviene nel medesimo senso della rivoluzione terrestre, è di 11",3 d'arco per anno è definito anche come «precessione del perielio» (da non confondere con la precessione degli equinozi). Da ciò deriva che il tempo, necessario alla Terra per ritornare due
volte consecutive al perielio, è più lungo dell'anno siderale di tanto quanto impiega la Terra a percorre nella sua orbita questi 11",3 d’arco che a
30 Km/s diventa 4 minuti e 43 secondi.
Si chiama anno anomalistico perché l'angolo che il raggio vettore fa con
la direzione del perielio si definisce «anomalia» (riferito alle coordinate
polari). Tornare al perielio equivale a tornare ad anomalia zero.
Durata: 365 giorni, 6 ore, 13 minuti, 53 secondi = 365,25964 giorni
CIVILE
Ai fini pratici per altro interesserà soprattutto il ritorno stagionale per cui
nell'elaborare il calendario civile si farà riferimento soltanto all'anno
tropico. Ma sarà altresì opportuno avere, in un anno, un numero sempre
intero di giorni: verrà allora stabilito l'anno di 365 giorni.
Però, non considerando il ritardo annuale di 20 minuti, ci sarebbe uno
scollamento tra le stagioni in calendario ed il tempo reale di stagione,
per cui oggi l'equinozio di primavera cadrebbe il 20 febbraio anziché il
21 marzo. La differenza di 5 ore e 49 minuti rispetto all'anno tropico si
ricupera allora con un giorno in più ogni 4 anni con l'anno «bisestile ».
Sistema di computo convenzionale, usato in astronomia dal 1984, per
evitare segnature quali «a.C.» e «d.C.».
L’origine è stata fissata convenzionalmente il 1 gennaio del 4713 a.C. e,
più precisamente, al mezzogiorno di Greenwich di quel giorno.
Il giorno Giuliano inizia a mezzogiorno di Greenwich e non a mezzanotte.
GIULIANO
CALCOLO DEL TEMPO
TEMPO SIDERALE
TEMPO SIDERALE
LOCALE
L’ascensione retta di un astro è uguale al tempo che l’ orologio siderale segna all’astante
in cui l’astro passa in meridiano. Infatti in quell’istante l’angolo orario H è zero e se nella formula H = S – α si pone il valore zero per H si ha che S = α. In questo modo si ottiene l’ascensione retta degli astri: leggendo sull’orologio siderale il tempo dell’istante del
loro passaggio in meridiano. L’orologio viene tarato sullo zero quando passa in meridiano il punto d’Ariete. Per queste misurazioni viene usato un particolare telescopio «Cerchio meridiano», girevole attorno ad un solo asse. Asse che viene orientato esattamente
nella direzione est - ovest in modo che l’asse ottico ruoti solo sul piano del meridiano.
All’istante del passaggio dell’astro sulla linea di fede viene letta l’ora che dà l’ascensione
retta.
Tempo trascorso dall’ultimo passaggio al meridiano del sito dell’osservatore, del punto
equinoziale. T.S. di Greenwich è il suo T.S.L. per un osservatore situato sul meridiano
fondamentale. Siccome l’A.R. si misura dal punto γ, osservare quali stelle passano al
meridiano corrisponde a leggerne il T.S.L.
TEMPO UNIVERSALE
Tempo segnato dagli orologi situati esattamente sul meridiano di Greenwich. Misura il
giorno, definito come il tempo trascorso tra due successivi passaggi del SOLE in meridiano (0) di Greenwich: è formato da 365,25 giorni.
CORREZIONE DEI DATI ASTRONOMICI
Lo spostamento del punto di Ariete e dei poli celesti comporta un cambiamento dei riferimenti fondamentali per la
determinazione delle coordinate degli astri. Di conseguenza variano sia l’ascensione retta sia la declinazione delle
stelle. La variazione è diversa a seconda della posizione dell’astro.
Ad esempio presso l’equatore celeste l’ascensione retta aumenta di circa 3 secondi per anno: mezzo minuto in 10
anni. Ed per questo motivo che, in astronomia, quando si indicano le coordinate di un astro si deve sempre specificare l’anno al quale si riferiscono. Più precisamente si fa riferimento alla posizione del punto di Ariete all’inizio
dell’anno (besseliano).
LONGITUDINE
I dati forniti dalle effemeridi sono, quasi sempre, riferiti al meridiano centrale del fuso del sito.
Il meridiano centrale del nostro fuso ha longitudine 15° Est, e passa per la congiungente Salerno - Catania.
Questi dati perciò corrispondono al tempo segnato sugli orologi dislocati esattamente sul meridiano di Long.15° Est.
Per altri osservatori i dati temporali vanno corretti di 4 minuti per ogni grado di distanza da tale meridiano.
360° = 24 ore - 15° = 1 ora - 1° = 4 minuti - 15' = 1 minuto - 1' = 4 secondi
Se il sito si trova ad ovest rispetto al meridiano 15° la correzione va aggiunta al tempo letto e sottratta se si trova ad
Est.
EQUAZIONE DEL TEMPO
Il tempo solare, come angolo orario del Sole, risulta dalla differenza di due moti apparenti che sono il riflesso uno
del moto di rotazione della Terra su se stessa, l’altro del moto di rivoluzione della terra attorno al Sole.
Orbita terrestre: viene percorsa con una velocità che varia da un massimo (circa 30,3 km/s) quando la Terra è vicina al perielio (gennaio) ad un minimo (circa 29,3 km/s) quando è vicina all’afelio (luglio). Di conseguenza l’asse
terrestre dovrà compiere un ulteriore e diverso angolo per inseguire la concorde rotazione apparente del Sole, per
cui i giorni invernali risulteranno leggermente più lunghi rispetto ai giorni estivi che saranno leggermente più corti.
Questa differenza non va intesa come periodo di illuminazione ma come intervallo di tempo tra due successivi passaggi del Sole al meridiano. Per quanto sopra tra il giorno più lungo, intorno al 3 gennaio, ed il giorno più corto attorno al 3 luglio vi è una differenza di circa 15 secondi. Può sembrare poco ma sommando opportunamente il diverso contributo di tanti giorni si perviene ad uno spostamento molto sensibile rispetto dell’ora del passaggio del
sole al meridiano e quindi dell’ora solare rispetto all’indicazione di un orologio meccanico uniforme. Cumulativamente si ottiene una differenza di oltre 7 minuti in anticipo o in ritardo detta «Equazione del centro».
Però il moto del Sole non avviene lungo l’equatore celeste, ma lungo l’eclittica, che è inclinata di circa 23° 26’ su
quello; ciò comporta una ulteriore variazione della velocità angolare apparente del Sole e quindi della durata del
giorno. Variazione che si aggiunge alla precedente (riduzione all’equatore).
La differenza tra il giorno più lungo e quello più corto dell’anno arriva complessivamente a circa 40 secondi.
I due effetti non sono i fase e la loro combinazione fa si che la differenza tra il più lungo giorno solare, a metà dicembre, ed il più corto, a metà settembre assommi a circa 52 secondi ( l’1 per mille della durata di un giorno di
86.400 secondi). L’effetto totale da origine ad uno sfasamento di oltre 15 minuti in anticipo (verso il 10 febbraio)
e in ritardo (verso il 4 novembre) dell’ora segnata da un quadrante solare e quella di un orologio meccanico uniforme (pendolo) regolato mediante l’osservazione delle stelle.
Alla combinazione di tali correzioni viene dato complessivamente il nome di «Equazione del tempo».
Questa varia anche di anno in anno, con un ciclo di circa 4 anni. Questa regolarizzazione del tempo solare attraverso l’equazione del tempo equivale a prendere in considerazione, anziché il Sole, un astro fittizio: il «sole medio», il
cui moto si svolge lungo l’equatore celeste , con velocità uniforme pari alla velocità media del Sole nella sua orbita apparente lungo l’eclittica. Viene così introdotto come misura del tempo il «tempo solare medio»: angolo orario
del Sole medio. Essendo questa una scala uniforme si può ricavare un intervallo di durata costante: «giorno solare medio», inteso come differenza tra gli
istanti di due successivi passaggi al meridiano del Sole medio, del quale il secondo costituisce un preciso sottomultiplo: 1 secondo solare medio =
1/86.400 giorni solari medi. Questa unità fu adottata, come misura del tempo,
nel Sistema Internazionale (SI) ed è rimasta in vigore sino al 1955.
La durata del giorno solare medio così definito, equivale alla media su un anno delle durate dei giorni solari. L’equazione del tempo quindi non è altro che
la differenza tra il tempo vero segnato da un quadrante solare) ed il tempo
medio. Con l’introduzione dell’equazione del tempo è quindi possibile correggere l’indicazione dei quadranti solari (meridiane) per poterne desumere il
tempo solare medio. Per semplificare il quadrante la correzione viene tracciata solo per il mezzogiorno. Alla retta meridiana si sostituisce una particolare
curva chiusa a forma di otto la «lemniscata del tempo», lungo la quale sono
segnati giorni dell’anno corrispondenti ai diversi valori assunti dalla declinazione del Sole.
Curva che rappresenta in forma grafica l’equazione del tempo.
La «lemniscata» del tempo viene sovrapposta ad ogni retta oraria di un quadrante
solare e consente di leggere il tempo medio locale anziché il tempo solare e riproduce graficamente l’equazione del tempo. Sull’asse verticale è riportata la distanza dell’ombra dello gnomone dal piede dello
stilo che dipende dal valore della declinazione del Sole a seconda della stagione. Sull’asse orizzontale è riportato il valore
corrispondente dell’equazione del tempo. I punti nei quali la lemniscata del tempo interseca l’asse verticale, corrispondono
all’annullarsi dell’Equazione del tempo, quattro volte ogni anno.
DURATA DELLE STAGIONI
In figura l’eccentricità dell’orbita della Terra è esagerata, ma la posizione dei punti equinoziali (Ea, Ep) e dei solstiziali (Se, Si) rispetto
alla linea degli absidi (linea che contiene l’asse maggiore
dell’ellisse) è quella esatta.
In evidenza è la diversa durata delle stagioni. I quattro punti equinoziali e solstiziali, visti dal Sole sono necessariamente a 90° uno
dall’altro, ma gli archi orbitali che li collegano sono di diversa lunghezza.
Quello invernale (Si, Ep) è il più corto ed è anche quello percorso
con maggiore velocità: infatti la stagione invernale è la più corta.
Quello estivo (Ea, Se) è il più lungo.
A causa della «precessione degli equinozi» la linea degli equinozi si
sposta «indietro», cioè in senso opposto al moto della Terra di 50”,3
ogni anno.
A causa della «precessione del perielio» l’asse maggiore si sposta in «avanti» di 11”,6 ogni anno, per cui il perielio
si sta allontanando ogni anno di 61”,9 dall’equinozio di primavera, cioè circa 1° ogni 60 anni. La durata delle stagioni con il passare dei millenni varierà sensibilmente.
L’A.P.A. ALLE SCUOLE DI AZZANO DECIMO
di Dino Abate
L’idea è partita dal socio Mauro Gasparotto. Messosi in contatto, tempo fa, prima con il direttivo dell'Istituto Comprensivo di Azzano Decimo e poi con alcune insegnanti delle scuole elementari di Azzano
Decimo, Mauro, con il consueto entusiasmo, ha proposto di realizzare alcune iniziative astronomiche rivolte agli scolari. Detto fatto, ne è saltata fuori una serie di … lezioni ed osservazioni rivolte alle classi
quarte e quinte!
Grazie alla collaborazione la disponibilità dei soci Dino Abate e Giampaolo Carrozzi, si è partiti con due
incontri sul Sole, tenuti il 1° e il 7 giugno 2010 presso l’istituto scolastico.
Alla chiacchierata in aula, durante le quali sono stati spiegati i concetti base riguardanti la nostra stella, è
seguita l’osservazione diretta con due strumenti montati all’esterno della scuola.
Ovviamente la strumentazione utilizzata forniva la massima garanzia di sicurezza ed incolumità per gli
occhi dei giovani ed entusiasti osservatori! In particolare, il piccolo telescopio Coronado PST (foto 3),
mostrando il Sole in luce H
, ha riscosso un notevole successo.
Foto 1
Foto 2
Foto 3
Foto 4
Recentemente, con l’inizio del nuovo anno scolastico, si è ripresa l’iniziativa con ben quattro lezioni in
aula e un’osservazione serale finale. In particolare, le lezioni sono state tenute dai soci Carrozzi, Abate e
Gasparotto il 28 settembre e il 5 ottobre 2010 parlando agli attenti ragazzi delle distanze nell’universo, del
sistema solare con particolare riferimento alla Luna e Giove (in questo periodo di ottima visibilità), e delle stelle.
8
L’osservazione serale poi si è tenuta il 14 ottobre nei pressi del Castello della Mantova, un grande
edificio rurale abitualmente sede di manifestazioni artistiche, ubicato tra Tiezzo e Fagnigola, in Comune
di Azzano Decimo.
Dopo i primi momenti un po’… caotici, con decine di ragazzi urlanti e scalpitanti, le ottime insegnanti
presenti sono riuscite a controllare la situazione ed a ristabilire la calma!
Si è quindi potuto osservare: Giove, la Luna, l'ammasso globulare di Ercole (M13), la nebulosa anello
(M57), la galassia di Andromeda (M31), il doppio ammasso di Perseo, la stella doppia Albireo ed molti
altri oggetti celesti che hanno destato il più vivo interesse a ragazzi, genitori ed insegnanti .
Va detto che ai soci APA presenti (Gasparotto, Abate, Berzuini) si sono aggiunti altri tre astrofili: Pino
Fantin di Sacile, Steve Hindle di Montereale Valcellina e Davide Bortuzzo di Tauriano di Spilimbergo, i
quali mettendo a disposizione anche la loro strumentazione hanno contribuito e non poco a compiere la…
missione! A loro va un caloroso ringraziamento da parte dell'APA tutta!
A disposizione dei presenti c'era una nutrita serie di telescopi, alcuni dei quali di potenza ragguardevole:
uno Schmidt Cassegrain da 20 cm, due dobsoniani da 30 cm, un bel rifrattore acromatico da 80 mm ed un
newton da 114 mm.
Foto 5
Foto 6
Per finire, una considerazione personale: le insegnanti hanno manifestato profonda gratitudine per l'impegno profuso dagli astrofili nelle varie iniziative e pare che a scuola i ragazzi parlino ancora e con entusiasmo delle osservazioni fatte dal Castello della Mantova…!
É questo un motivo di grande soddisfazione, perché se riusciamo a trasmettere a qualche ragazzo un po’
di curiosità e di interesse per il Cielo, significa che abbiamo fatto centro!
Per concludere, visto il grande successo riscosso tra insegnanti, genitori e soprattutto scolari, è molto probabile che si continuerà questa felice collaborazione tra l'APA e le scuole elementari di Azzano Decimo,
organizzando altre iniziative astronomiche durante la primavera del 2011!
(1): La luce H-Alfa è la luce alla quale corrisponde una lunghezza d'onda di 6563 Ångström della prima
riga dell'idrogeno ionizzato. In pratica un telescopio attrezzato con un filtro H-Alfa per osservazioni solari
restituirà un'immagine di colore rosso nella quale potranno essere ammirati alcuni fenomeni invisibili in
luce bianca. I più spettacolari tra i fenomeni rilevabili da un filtro solare H-Alfa sono senz'altro le protuberanze solari, ovvero i giganteschi getti di materia che si innalzano dalla superficie.
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LE ULTIME IMMAGINI DAL NOSTRO OSSERVATORIO
Riprese al CCD da Dino Abate
LA COMETA HARTLEY 103P
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DAL PROFONDO CIELO
M1(Crab Nebula) – in Toro
M27 (Manubrio) – in Volpetta
M31 (Andromeda)
M33 (Triangolo)- in Triangolo
M57(Anulare in Lyra)
M76 (Dum Bell) - Perseo
NGC891 – In Andromeda
NGC7293 (Elica) – in Acquario
NGC7331 – In Pegaso
Commento:
Dalle immagini sopra riportate ed acquisite al CCD nel mese di settembre 2010 da Dino Abate in particolare, si può constatare come ormai la strumentazione sia perfettamente operativa sotto tutti i punti di vista:
meccanico ed elettronico, per cui ora siamo in grado di avviare il programma sistematico di ricerca ed
osservazione sul profondo cielo.
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ASSOCIAZIONE PORDENONESE DI ASTRONOMIA
Casella Posta n. 2
33086 MONTEREALE VALCELLINA PN
IL NOTIZIARIO VIVE
SOLO SE TUTTI I SOCI COLLABORANO ALLA SUA STESURA
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secondo o terzo venerdì di ogni mese (aggiornamento sul sito apaweb)
- Incontri mensili in sede: il 1° venerdì di ogni mese (conferma via EMail)
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LA QUOTA ASSOCIATIVA PER L’ANNO 2009
- € 25,00 da versare sul c.c. postale n. 11530599 –
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