n.5 SETTEMBRE 2011

EAN– European Astrosky Network
n. 5, settembre 2011
Webzine gratuita
www.eanweb.com
[email protected]
ASTRONOMIA & INFORMAZIONE
INDICE
• Editoriale
• Lorenzo PRETI, Esperienza di astrometria su alcune stelle multiple e analisi degli
errori di misura.
• Francesco ONGARO, La rivoluzione lenta
• Alberto VILLA, Una notte di lavoro in Osservatorio per la ripresa dello spettro
della cometa C/2009 P1 Garradd
• Redazione EAN, Il progetto ATRA NOCTIS
Pagina 2
ASTRONOMIA NOVA
n. 5, settembre 2011
REDAZIONE
Direttore editoriale: Rodolfo Calanca, [email protected] Co-direttore: Angelo Angeletti, [email protected] Redattore responsabile: Manlio Bellesi, [email protected]
Redattore: Lorenzo Brandi, [email protected]
Responsabile dei servizi web: Nicolò Conte [email protected] SPONSOR PROGETTI EAN
ASTRONOMIA NOVA
n. 5, settembre 2011
Pagina 3
EDITORIALE A CURA DELLA REDAZIONE EAN
Anche questo numero di settembre di ASTRONOMIA NOVA contiene interventi di indubbio interesse.
Chi si occupa di stelle doppie potrà leggere con profitto il bell’articolo di Lorenzo Preti (si veda anche il
video: www.youtube.com/watch?v=92Ey-7SyfyU), che confronta le prestazioni di due software molto
utilizzati dagli astrometristi: IRIS e REDUC.
Il contributo di Francesco Ongaro, fisico, saggista e storico riguarda invece gli inizi della rivoluzione
scientifica, tra il sedicesimo e il diciassettesimo secolo, quando il sistema aristotelico-tolemaico fu attaccato alle fondamenta da Copernico, Keplero e Galileo. A parere di Ongaro, certamente condivisibile, la
rivoluzione copernicana fu conclusa con la pubblicazione del Dioptrice di Keplero (1611), anche se i guai
dei copernicani, all’epoca, erano appena iniziati. Purtroppo però, non si trattava di un confronto tra idee
scientifiche, bensì uno scontro, impari, tra la libertà di pensiero e le imposizioni di una Chiesa cattolica,
autoritaria e in lotta con le eresie scismatiche che divampavano in tutta Europa. A farne le spese fu soprattutto Galileo.
Alberto Villa ci offre un meritevole esempio di proficua serata osservativa al Centro Astronomico di Libbiano—Peccioli (PI), mirata alla raccolta di spettri di una cometa abbastanza luminosa: la C/2009 P1
Garradd. Villa dimostra che non è necessario possedere uno spettrografo professionale (e quindi molto
costoso) per ottenere risultati interessanti. Egli infatti utilizza uno Star Analyser, un dispositivo davvero
a basso costo che è in grado, se accoppiato ad un buon telescopio, di riprendere spettri con un dettaglio
sufficiente per evidenziare le principali righe di assorbimento ed emissione.
Infine, la redazione EAN ha messo a punto un documento con il quale si illustra il progetto ATRA NOCTIS, il monitoraggio, a livello internazionale, dell’inquinamento luminoso, la cui caratteristica saliente,
grazie ad uno script messo a punto da Cristian Fattinnanzi, è di poter stimare la luminosità del cielo attraverso immagini ottenute con una normale fotocamera digitale.
ATRA NOCTIS si propone, nei prossimi mesi, di mettere a punto delle applicazioni per telefoni cellulari che trasformeranno questi ormai comunissimi dispositivi, in accurati fotometri per la misura del fondo
cielo. La prima nottata dedicata al monitoraggio dell’inquinamento luminoso, con la fotocamera digitale
ed il telefono cellulare, coinciderà con la Giornata della Terra, la notte tra il 21 e il 22 aprile 2012, http://
it.wikipedia.org/wiki/Giorno_della_Terra . Il progetto ha uno slogan ambizioso: “Un milione di clic per salvare il buio della notte”.
LA REDAZIONE DI ASTRONOMIA NOVA
Da sinistra: Rodolfo Calanca, Angelo Angeletti, Manlio Bellesi, Lorenzo Brandi, Nicolò Conte
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Esperienza di astrometria su alcune stelle multiple e analisi degli errori di misura
Lorenzo Preti
[email protected]
Introduzione
L'astrometria è quella branca dell'astronomia che misura, in alta precisione, la posizione delle stelle rispetto ad
un sistema di riferimento. In un certo senso è grazie ai
progressi dell'astrometria che si è cominciato a misurare il tempo in modo sempre più accurato, a creare calendari sempre più precisi e ad orientarci correttamente
durante la navigazione in mare aperto. Queste genere di
ricerche ha rappresentato per secoli il settore più vitale
della scienza del cielo. L’interesse per lo studio dei sistemi multipli di stelle si è imposto a partire dal XIX secolo, quando studiare la dinamica di un sistema doppio
rappresentava l'unica possibilità per distinguere un sistema doppio fisico (ovvero con stelle legate gravitazionalmente) da un sistema doppio prospettico.
Negli ultimi decenni si è sempre più spesso utilizzata la
spettroscopia per accertare la “fisicità” di una stella doppia. Un limite di questo metodo è semplicemente costituito dall’enorme quantità di stelle doppie e sistemi
multipli (o sospetti tali) che popolano il cielo. Pertanto,
lo studio astrometrico classico ha ancora ampi spazi di
utilizzo, specialmente per l’astrofilo, purché dotato di
una strumentazione minima: un telescopio in montatura equatoriale motorizzata con un diametro di almeno
15 centimetri e un sensore CCD o CMOS nel suo fuoco
(una fotocamera reflex digitale, quali le Canon EOS o le
Nikon).
Ho iniziato ad occuparmi di astrometria stellare, rimanendone subito affascinato, dopo aver acquisito delle
immagini di stelle doppie classificate come “neglette” (la
cui ultima misura ufficiale di catalogo risaliva a più di
un secolo fa!) in collaborazione con l'astrofilo italiano,
esperto di astrometria, Giuseppe Micello (sito: https://
sites.google.com/site/passioneastronomiait/). In particolare, tale collaborazione ha portato all'aggiornamento
delle misure del catalogo ufficiale Washington Double
Star Catalogue (WDS) e ad un articolo sul Journal of
Double Star Observer (JDSO, www.jdso.org/ ), il webmagazine di riferimento mondiale per gli appassionati
del campo. Data la portata del risultato raggiunto, di
comune accordo con il sig. Micello, abbiamo deciso di
mettere alla prova gli strumenti a mia disposizione con
una ulteriore serie di misure. Era infatti di primaria importanza capire l'entità dell'errore di misura; i sistemi
multipli misurati sono stati scelti da Micello, sulla base
del numero di componenti, delle separazioni angolari e
delle magnitudini.
Misurare una stella doppia
Misurare una stella doppia significa trovarne le coordinate polari, prendendo come stella di riferimento la
componente più luminosa.
Le coordinate polari sono composte da due grandezze:
la separazione angolare ρ, la distanza in secondi
d'arco tra la stella primaria e la secondaria, e l'angolo
polare θ, che indica l'angolo tra il vettore congiungente
le due stelle ed il Nord, fig. 1. Per trovare queste due
grandezze, si può procedere in diversi modi. E’ tramite il
Fig. 1: Angolo polare θ e separazione angolare ρ di una
coppia di stelle A, B.
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confronto dei dati restituiti da questi diversi metodi che
si è pensato di ricavare una stima dell'errore nelle misurazioni.
Il primo metodo è quello astrometrico “classico”: si effettua un allineamento tra l'immagine che abbiamo ottenuto al telescopio ed un'immagine di catalogo precedentemente calibrata con le coordinate equatoriali, cosicché
anche ogni punto della nostra immagine possa essere
associato ad una coordinata di Ascensione Retta, α, e
Declinazione, δ. Dopo la calibrazione, otterremo le coordinate equatoriali delle due componenti A (αA, δA)e B
(αB, δB), e da queste passeremo alle coordinate polari
tramite semplici formule di trasformazione.
L'angolo di posizione θ vale:
θ = arctan (Δα cos δA/Δδ)
dove Δδ è la differenza della declinazione e Δα la differenza della ascensione retta tra la stella B e la stella A.
La separazione ρ invece, si calcola con il teorema di Pitagora:
ρ = ((Δα cos((δA + δB)/2))2 + Δδ2)1/2
E’ necessario precisare che le formule sopra riportate
sono soluzioni approssimate, poiché valide, a rigore, per
la geometria piana, non sferica! Sono comunque ottime
approssimazioni per valori angolari molto piccoli (quali
quelli normalmente in gioco durante queste misurazioni). Le due precedenti formule non possono essere utilizzate per qualsiasi valore di separazione. Quelle accurate, valide per qualsiasi valore di distanza angolare,
possono essere riprese dal libro di Jean Meeus, Astro-
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Fig. 3: Stella doppia orientata casualmente su una
“griglia” (sensore con pixel quadrato)
nomia con il Computer (Hoepli editore, diverse edizioni).
Il secondo metodo di misura non necessita di alcun allineamento dell'immagine. In questo caso, immediatamente prima di iniziare le riprese, si fotografa una stella
doppia (prospettica o con periodo orbitale millenario),
di coordinate note, ed in base ad essa sarà poi possibile
ottenere la scala di campionamento e la rotazione corretta del sensore di ripresa rispetto al Nord. Supponiamo che la doppia in Fig. 3 sia una doppia di calibrazione, ovvero di coordinate note e che i centroidi delle stelle A e B siano posti alle coordinate del sensore (Xa,Ya) e
(Xb,Yb). L’angolo αp sarà dato allora da:
αp = arctan ((Xb-Xa)/(Yb-Ya))
con il quale otteniamo facilmente l’orientamento
dell’immagine Δ.
Fig.2: Esempio di immagine
calibrata tramite sovrapposizione di stelle con il programma Aladin 6.0
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Δ = αp - θ
Il valore della scala di campionamento passa attraverso
la misura in pixel della distanza tra il centroide di A e
quello di B. Applicheremo il teorema di Pitagora per il
calcolo di β:
β = ((Xb-Xa)2 + (Yb-Ya)2)1/2
Il valore di campionamento Σ dell'immagine sarà dato
dal rapporto tra la distanza nota in secondi d'arco e la
distanza in pixel appena calcolata:
Σ = ρ/β
A questo punto, se non avremo ruotato né, tanto meno,
cambiato sensore, per ottenere i valori di ρ e θ della
stella doppia incognita, sarà sufficiente applicare le medesime equazioni con Δ e Σ noti, e αp e β ricalcolati in
base al fotogramma della stella doppia da misurare.
Esplicitiamo per maggior chiarezza:
θ = αp — Δ
ρ = Σβ
Questi due metodi di misura hanno sia pregi sia difetti,
come evidenzieremo nel corso di questa esperienza astrometrica.
Descrizione preliminare dei sistemi stellari multipli oggetto della misurazione
Il sistema multiplo Sh355 (catalogo South & Herschel,
1824, designazione catalogo WDS: SHJ355, fig. 4) è un
bel sistema stellare multiplo nella costellazione Cassiopea, in cui la stella principale è di magn.4,9 di un bel
Fig. 4: Il campo di SHJ 355 in Cassiopea.
colore azzurrato (classe spettrale B3IV). Il sistema è costituito da 8 componenti. Le coppie AB e CD sono coppie strette; le componenti B e D risultano in realtà invisibili al telescopio a medi ingrandimenti. Anche riprendendo al fuoco diretto (1 metro di focale, fig. 5) con il
mio telescopio di 20 centimetri, queste componenti non
sono risolte, pertanto in questo studio analizzeremo il
sistema solo nelle sei componenti normalmente rilevabili visualmente. Le componenti F e G formano a loro volta una doppia con tanto di nomenclatura ufficiale: HJ
1887 (catalogo John Herschel). La componente I è la più
distante e venne attribuita allo stesso sistema nel catalogo di Sherburne Wesley Burnham nel 1906 con la sigla
BU 1149. Nel medesimo campo di ripresa, a circa 10'
Sud-Est, è visibile anche il sistema STF3022 (catalogo
Friedrich Georg Wilhelm von Struve): è composto da tre
stelle, di cui solo le prime due costituiscono una coppia
evidente, mentre la componente C rimane più separata.
Strumentazione utilizzata (fig. 5): telescopio
“Skywatcher” Newton 8” f/5, montatura “EQ6 GoTo”,
fotocamera CMOS “MagZero MZ5-m” (5,2x5,2 micron,
1280x1024 fotoelementi), correttore di coma “MPCC
Baader Planetarium”
Le riprese: sono state effettuate l’8 ottobre 2010. Ho
prestato particolare attenzione all'allineamento degli
assi del telescopio con quelli del sensore, poi ho ripreso
10 fotogrammi della durata di 10 secondi ciascuno, con
sottrazione automatica dei dark.
Fig.5 : La stazione osservativa dell’autore
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tabella 1: Media delle 10 misure astrometriche effettuate sulle immagini, Software IRIS 5.59
Analisi dei dati
Per l'analisi dei fotogrammi ho utilizzato due metodi
diversi e due software distinti. Con il software IRIS 5.59
di Christian Buil (www.astrosurf.com/buil/us/iris/
iris.htm), si può applicare una riduzione astrometrica di
tutte le stelle del campo, utilizzando come riferimento il
catalogo GSC-ACT che raggiunge la magnitudine 14,5.
IRIS implementa anche un'utile funzione di correzione
delle distorsioni ottiche, che permette di raggiungere un
ottimo livello di sovrapposizione tra le stelle “virtuali”
del catalogo e quelle reali delle immagini.
In un primo momento ho cercato di evitare che il software creasse il polinomio di riduzione astrometrica
includendo anche le stelle da misurare. Per fare ciò, con
il comando FILL_ELLIP (www.astrosurf.com/buil/us/
iris/reference/commands_iris_v5.58.pdf ) ho cancellato
manualmente le stelle da misurare, ma ciò ha creato un
problema di riconoscimento del campo da parte del sof-
tware, a causa della carenza di parte delle stelle più luminose. Dal momento che le stelle di campo riconosciute per l'allineamento erano un buon numero, (circa una
trentina), dopo alcune prove ho concluso che la presenza delle doppie da misurare non compromette affatto la
riduzione delle posizioni. Ho quindi misurato la posizione di 9 stelle su tutte e 10 le immagini, più altre 9 misurazioni per l'immagine “media” delle 10 foto, per un totale di 99 posizioni astrometriche (tabelle 1 e 2).
Dal confronto fra la tabella 1 e la tabella 2 (si veda anche
la fig. 6), appare chiaro che le misure medie presentano
differenze minime rispetto alle misure dirette eseguite
sull' immagine media, con un errore di allineamento
abbondantemente sotto il decimo di secondo d'arco.
Per il calcolo di ρ e θ delle componenti stellari si utilizzano i dati della Tabella 1, poiché dai dati che hanno
originato tale tabella, si otterrà anche la serie dei valori
delle deviazioni standard.
tabella 2: Misurazioni effettuate sull'immagine media delle 10 immagini. Software IRIS 5.59
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Rho
SH355CD
SH355 E
SH355 AB
76,088
39,881
SH355 CD
112,698
SH355 E
SH355 F
SH355 G
Rho
STF3022 B STF3022 C
STF3022 A
20,449
117,622
STF3022 B
101,781
SH355 F SH355 G SH355 I
67,091 66,937 231,422
81,815 90,847 205,720
100,764 97,544 234,943
10,761 279,659
285,754
Dev.St.
SH355CD
SH355 E
SH355 F SH355 G SH355 I
Rho
SH355 AB
0,077
0,079
0,060
0,062
0,097
SH355 CD
0,082
0,089
0,080
0,091
SH355 E
0,047
0,041
0,070
SH355 F
0,034
0,045
SH355 G
0,060
Dev.St.
STF3022 B STF3022 C
Rho
STF3022 A
0,041
0,056
STF3022 B
0,068
Fig. 6: In grafico le differenze tra le coordinate equatoriali delle stelle riportate nella tabella 1 e 2.
Theta
SH355CD
SH355 AB
268,53
SH355 CD
SH355 E
SH355 F
SH355 G
Theta
STF3022 B
STF3022 A
226,60
STF3022 B
SH355 E
117,31
98,34
SH355 F
337,91
38,41
322,98
SH355 G
347,12
42,30
328,92
73,33
tabella 3: Dati riassuntivi: media delle 10 misurazione della
separazione in secondi d'arco e relative deviazioni standard,
effettuata per ogni componente. Le misure sono state calcolate
manualmente attraverso un foglio elettronico.
SH355 I
207,41
188,52
217,19
196,89
198,69
STF3022 C
190,64
183,86
Dev.St.
SH355CD
SH355 E
SH355 F SH355 G SH355 I
Theta
SH355 AB
0,04
0,12
0,07
0,09
0,02
SH355 CD
0,05
0,05
0,06
0,02
SH355 E
0,03
0,03
0,01
SH355 F
0,24
0,01
SH355 G
0,01
Dev.St.
STF3022 B STF3022 C
Theta
STF3022 A
0,09
0,06
STF3022 B
0,05
tabella 4: a sinistra, media delle 10 misurazione dell'angolo di posizione in gradi e relative deviazioni standard,
effettuata per ogni componente. Le misure sono state
calcolate manualmente attraverso un foglio elettronico.
Si nota come le deviazioni standard di θ siano grosso
modo inversamente proporzionali a ρ, e le deviazioni
standard di ρ siano approssimativamente proporzionali a ρ. Ciò si può ritenere fisicamente coerente con
il fatto che si sta lavorando sulla matrice di fotoelementi di un sensore.
Si esegue ora un diverso procedimento di misura
tabella 5: Dati in formato tabulare per le
coppie più interessanti, ottenuti con il programma IRIS 5.59
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Fig. 7: Differenza tra i dati di tabella 5 e tabella 6, relativamente ai valori di θ, normalizzato sui valori forniti dal
programma IRIS
sulle medesime immagini utilizzando il software REDUC 3.88 di Florent Losse.
Come anticipato, per effettuare le misure con REDUC
occorre fare una calibrazione su una coppia di stelle di
misure note per trovare orientamento dell'immagine ed
il campionamento. Purtroppo in fase di ripresa non si è
fatta l'immagine di calibrazione, cosicché si è dovuto
utilizzare un metodo di calibrazione diverso.
Con IRIS si è potuto verificare che il campionamento
dell'immagine è esattamente uguale a quello teorico e
quindi lo si è assunto come dato noto, poi si è ricavato
l'orientamento delle immagini facendo il calcolo trigonometrico fra due punti molto distanti dell'immagine
media. I dati di calibrazione così trovati sono stati:
Campionamento Σ=1,072572”/fotoelemento
Orientazione Δ=0,211°
A questo punto può risultare utile fare un grafico riassuntivo delle differenze fra i valori ottenuti con IRIS ed i
valori ottenuti con REDUC, per valutare le prestazioni
dei due software.
In fig. 7 si prendono in considerazione i valori dell'angolo di posizione: in blu è la serie di θ relativi ad IRIS, i
quali, venendo normalizzati, valgono zero. In rosso i dati
di θ ottenuti con REDUC sottratti del valore ricavato
con IRIS. Per entrambe le serie ottenute, si sono evidenziate le deviazioni standard. Analogamente (fig. 8), ho
normalizzato a zero i valori di ρIRIS (in giallo), per evidenziare le differenze con ρREDUC, in verde.
La scelta di normalizzare i dati di IRIS rispetto a REDUC è assolutamente arbitraria, quindi da questi grafici
non si può ancora leggere qual'è il software più efficiente! Si può notare che per quanto riguarda l'angolo di
posizione i valori si possono considerare discretamente
sovrapponibili. Ciò non avviene per la separazione, dove
l'errore aumenta con il valore assoluto della misura.
Inoltre, gli scostamenti dei dati si possono mettere in
relazione al valore assoluto di ρ e scoprire così che l'errore relativo Δρ/ρ si mantiene intorno all' 1% per tutti i
dati.
tabella 6:Dati
riguardanti le
coppie di stelle più
interessanti, ottenuti con il programma REDUC
3.88
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Confronto con misure professionali e dati di catalogo
Per non andare oltre gli scopi di questo articolo, essenzialmente descrittivi, e poiché non è tra i nostri obiettivi
la determinazione di eventuali moti propri e/o orbitali,
confronteremo i valori ottenuti esclusivamente con i
dati più recenti e neppure per tutte le stelli componenti.
Il primo catalogo di confronto è il Washington Double
Star Catalogue (WDS), poi si farà riferimento a due cataloghi molto recenti e precisi, l'UCAC3 (The third US
Naval Observatory CCD Astrograph Catalog, 2009) ed
il PPMXL (Catalog of Positions and Proper Motions on
the ICRS, 2010).
Per determinare le differenze rispetto ai dati di catalogo
prendiamo come valore di riferimento il valore medio
tra i dati forniti dal catalogo UCAC3 ed il catalogo
PPMXL e calcolare l'errore relativo e% percentuale delle
nostre misurazioni. La formula usata è la seguente:
e%=100 x |(misura-riferimento)|/misura
Ad IRIS spetta l'errore relativo massimo mentre a REDUC spetta l'errore medio percentuale più elevato. In
entrambi i casi, i dati ottenuti sono indubbiamente incoraggianti se paragonati con le “prestazioni” del catalogo
ufficiale del Washington Double Star Catalogue.
Conclusioni
1. I dati analizzati con due software e metodi differenti
SHJ355 AC
rho
theta
WDS
UCAC3 (2009)
PPMXL (2010)
75,860
75,615
75,655
268,5
268,76
268,74
forniscono valori di ρ e θ assai simili. Per quanto riguarda il valore della separazione, possiamo considerarlo affidabile con un errore relativo dell' 1%, mentre per
θ possiamo valutare la soglia di affidabilità =0,2° per
un ampio range di misure (anche se, chiaramente, anche questa soglia dipende in realtà da ρ: si abbassa per
ρ elevati e si alza per ρ molto bassi).
2. Va ricordato che in questa esperienza, con REDUC,
non si è operato misurando un'immagine di calibrazione
ma riportando dati teorici di campionamento e di angolo, già verificati e accertati con altro software, quindi il
test astrometrico del software si deve considerare incompleto. Nonostante ciò, possiamo affermare che IRIS
dovrebbe fornire dati leggermente più precisi di REDUC, grazie al fatto che, durante la calibrazione, si è
operata un'approssimazione non lineare sulle coordinate dell'intero campo stellare, per minimizzare l’effetto di
distorsione introdotto dal sistema ottico del telescopio.
REDUC invece opera esclusivamente per approssimazioni lineari: ciò è rischioso in quanto, su separazioni
angolari elevate tra le due componenti e ad alti valori di
campionamento, gli errori possono diventare niente
affatto trascurabili.
3. IRIS necessita di un campo assai ampio e ricco di stelle sulle quali eseguire, con sufficiente precisione, le misure. Se si riduce il campo angolare di ripresa, con una
conseguente diminuzione del numero di stelle luminose
SHJ 355 AE
rho
theta
40,480
40,582
40,580
116,8
116,6
116,7
SHJ355 FG
rho
theta
10,790
10,718
10,787
72,9
73,24
72,91
STF3022 AB
rho
theta
20,330
20,410
20,451
226,1
226,26
226,33
STF3022 AC
rho
theta
117,630
117,705
117,807
190,4
190,48
190,49
media IRIS
76,088
268,53
39,881
117,31
10,761
73,33
20,449
226,6
117,620
190,64
media REDUC
76,768
268,42
40,308
117,15
10,862
73,09
20,707
226,32
118,898
190,64
Tabella 7: Tavola riassuntiva dei dati di catalogo per stella doppia, confrontati con le misurazioni ottenute.
media dati UCAC3
PPMXL
WDS
media IRIS
media REDUC
SHJ355 AC
rho
theta
75,635
268,750
e%
0,30
0,60
1,48
e%
0,09
0,08
0,12
SHJ 355 AE
rho
theta
40,581 116,650
e%
0,25
1,76
0,68
e%
0,13
0,56
0,43
SHJ355 FG
rho
theta
10,753 73,075
e%
0,35
0,08
1,01
e%
0,24
0,35
0,02
STF3022 AB
rho
theta
20,431 226,295
e%
0,49
0,09
1,34
e%
0,09
0,13
0,01
STF3022 AC
rho
theta
117,756 190,485
e%
0,11
0,12
0,96
e%
0,04
0,08
0,08
media e%
0,21
0,38
0,61
Tabella 8: Errori relativi percentuali rispetto al valore medio fra i cataloghi UCAC3 e PPMXL
dev.st.e%
0,14
0,52
0,56
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misurabili (come nei casi di riprese ad alta risoluzione
oppure con l’impiego di sensori di ridotte dimensioni
lineari) IRIS potrebbe fornire risultati meno accurati di
REDUC.
4. Per doppie molto strette diventa problematico indicare ad IRIS quali sono i pixel da utilizzare per una componente e quali no, col rischio di falsare la posizione del
centroide (fig. 8). REDUC, invece, è molto più efficace
nell'evitare questo difetto di prossimità, in quanto effettua le misurazioni sempre al medesimo grado di precisione, quasi indipendentemente dall' “abilità” dell'utente di selezionare i pixel giusti.
5. Le prestazioni di IRIS si potrebbero migliorare se si
potessero utilizzare i database di cataloghi stellari più
recenti, come l'UCAC3. REDUC, basandosi solamente
sulle coordinate relative dei centroidi rispetto alle immagini di calibrazione, non ha questo genere di problema.
6. Un vantaggio di IRIS rispetto a REDUC , è che dispone di una serie di comandi che consentono di correggere le distorsioni delle immagini introdotte sia dal sistema ottica che dal seeing.
7. Le misure astrometriche ricavabili dall'immagine media sono perfettamente confrontabili, a livello di precisione, con le misure prodotte dalla media dei valori delle singole immagini. Il lavoro descritto in questo articolo ci consente di affermare che si può tranquillamente
utilizzare la sola immagine media per fare misure astrometriche di qualità, con entrambi i software da me utilizzati.
Fig. 08: Con il software
IRIS occorre delimitare
l’area di misura con un
rettangolo, all’interno
del quale viene calcolato
il centroide della stella.
La sovrapposizione con
pixel appartenente alla
stella compagna, riduce
la precisione della misura.
Pagina 11
Bibliografia:
Per il software IRIS 5.59 di Christian Buil http://
www.astrosurf.com/buil/us/iris/iris.htm.
Sezione tutorial astrometria: http://www.astrosurf.com/
buil/iris/tutorial13/doc31_us.htm
1
Per il software REDUC 3.88 di Florent Losse http://
astrosurf.com/hfosaf/
Sezione tutorial ITALIANO http://astrosurf.com/hfosaf/
Reduc/Tutoriit.htm
2
Aspetti pratici per la riduzione astrometrica: http://
astrosurf.com/hfosaf/uk/dored.htm
Per i dati di catalogo:
“The Cambridge Double Star Atlas” di James Mullaney,
Wil Tirion
Centre de Données astronomiques de Strasbourg http://
cds.u-strasbg.fr/
Per la visualizzazione dei cataloghi e la generazione delle
query, si è utilizzato Aladin V.6.0 http://aladin.ustrasbg.fr/aladin.gml
Ricerche di altri cataloghi e dati astrometrici http://vizier.u
-strasbg.fr/viz-bin/VizieR
Per nomenclature e misurazioni professionali: Washington
Double Star Catalogue http://ad.usno.navy.mil/wds/
Per i grafici ed il calcolo delle coordinate polari si è creato
un apposito foglio elettronico con OpenOffice.org Calc
http://it.openoffice.org/
Lorenzo Preti vive da 37 anni in un luogo certamente
non ideale per fare astronomia: l'inquinata, piatta, afosa
e nebbiosa Pianura Padana, in provincia di Ferrara.
Nonostante ciò, osserva assiduamente la volta celeste
da una quindicina di anni e trae soddisfazione ogni
qualvolta riesce ad unire questa sua passione con la sua
formazione, prettamente tecnica. Dice che non si dedica
volutamente allo studio di una branca specifica dell'astronomia, poiché la bellezza dell'astrofilia sta nell'esplorare la vastità dell'argomento, in assoluta libertà di
tempo e mezzi impiegati.
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ASTRONOMIA NOVA
n. 5, settembre 2011
La rivoluzione lenta
Francesco Ongaro
Siamo per abitudine portati ad associare al termine rivoluzione l’idea di un cambiamento. E in particolare l’idea
di un cambiamento repentino che stravolge il senso e le
relazioni tra gli elementi in gioco. Non è questo il caso
della rivoluzione copernicana che produsse sì un cambiamento epocale, ma su tempi dilatati. Nell’ordine di
svariati decenni, fino quasi a un secolo. Si può quindi a
ragione parlare di rivoluzione lenta, anche se
l’accostamento dei due termini appare di primo acchito
un ossimoro.
Per meglio intenderci, proviamo a porre qualche paletto
cronologico. L’idea di un sistema eliocentrico viene riproposta (nota 1) da Copernico nel 1543. Come tutte le
teorie scientifiche incontra sostenitori e oppositori. Il
dibattito coinvolge la comunità degli studiosi
dell’Europa intera e dura a lungo.
Le prove irrefutabili a suo favore, almeno ai nostri occhi
di uomini del XXI secolo, sono contenute
nell’Astronomia Nova di Keplero (1608) e nel Sidereus
Nuncius di Galileo (1610) (nota 2). Dal 1543 al 1610
trascorrono però quasi settant’anni che andremo ora ad
esaminare nel loro sviluppo più da vicino.
Il De Revolutionibus, nel quale Copernico ripropone il
sistema eliocentrico, esce per la prima volta presso uno
stampatore di Norimberga, nel 1543, e avrà in seguito,
nel breve giro di pochi decenni, altre due edizioni - Basilea, 1566, e Amsterdam, 1628 - (fig. 1). Come ha dimostrato Owen Gingerich in uno scrupoloso censimento
delle copie che sono sopravvissute fino ai nostri giorni,
il libro circola in tutta Europa e, a dispetto della sua
complessità, viene letto e meditato con attenzione.
Il testo, ricco di riferimenti matematici, ha una lunga
incubazione (nota 3) e vede la luce soltanto negli ultimi
giorni di vita dello studioso polacco (nota 4), grazie alla
premura e alle insistenze di un giovane matematico tedesco, Rheticus, che lo fa precedere da una prima parte
di un testo introduttivo, la Narratio Prima, che poi non
avrà più seguito a causa della pubblicazione del De Revolutionibus. Per meglio comprendere però le novità
introdotte da Copernico e i suoi debiti nei confronti della visione tolemaica, dobbiamo fare un piccolo passo
indietro e analizzare ciò che c’era prima.
Quello che noi indichiamo come sistema tolemaico è in
Fig. 1: Frontespizio
della prima edizione
del 1543, del De Revolutionibus, pubblicata
a Norimberga.
realtà figlio di tre padri: Platone, Aristotele e Tolomeo.
Ciascuno dei quali contribuisce in maniera differente
alle sue fortune. Il contributo di Platone è di carattere,
possiamo dire, filosofico. A lui si deve la convinzione,
l’ultima che crolla di fronte all’evidenza delle misure di
Tycho Brahe e ai calcoli di Keplero, che i movimenti celesti descrivano la più regolare e perfetta delle traiettorie: la circonferenza senza fine. Prima di tutto le stelle,
oggetti per loro natura eterni e immutabili, le quali si
muovono nei cieli con velocità uniforme, ruotando attorno alla Terra lungo tali circonferenze. Inoltre, anche
se alcuni oggetti celesti - il sole, la luna e i pianeti - seguono cammini più complessi, inclusi pure dei moti retrogradi, proprio perché corpi celesti, anch’essi debbono
sicuramente muoversi in maniera conforme al loro rango. In conseguenza di ciò i loro moti, dal momento che
non descrivono esattamente delle circonferenze perfette, non possono che derivare da una qualche combinazione di circonferenze perfette. Tolomeo è colui che dà
veste matematica a queste idee. Nel secondo secolo dopo Cristo, ad Alessandria d’Egitto, redige un testo,
l’Almagesto, giunto in Occidente attraverso gli arabi
(nota 5), che influenzerà il pensiero astronomico per
più di un millennio. Tolomeo parte dall’asserto che tutti
gli oggetti celesti si muovono lungo circonferenze che
hanno come centro la Terra.
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n. 5, settembre 2011
Fig. 2 : Deferenti ed
epicicli del sistema
tolemaico
Dal momento però che questa affermazione è apparentemente smentita dalle osservazioni dei moti dei cieli soprattutto quello delle stelle erranti (pianeti) che hanno delle fasi di moto retrogrado - completa il proprio
systema mundi con un armamentario di strumenti il cui
unico scopo è rendere ragione dei movimenti reali. Tra
le pagine dell’Almagesto si incontrano dunque circonferenze principali (deferenti) lungo le quali si muovono
centri di circonferenze secondarie (epicicli), centri dei
deferenti che non coincidono alla perfezione con la Terra (eccentrici) e punti rispetto ai quali le stelle erranti si
muovono con velocità costanti (equanti), fig. 2. Combinando questi strumenti, Tolomeo dà ragione di tutti i
movimenti dei cieli facendo salvo il principio enunciato
da Platone.
Egli non si è mai preoccupato di attribuire realtà fisica al
cosmo da lui descritto (nota 6). Il suo è semplicemente
un modello geometrico che “funziona”. In altre parole,
in un’epoca in cui lo studio dei cieli è legato a doppio filo
alla compilazione degli oroscopi, il sistema tolemaico è
uno strumento che risulta in grado di predire, con una
precisione che verrà eguagliata e superata solo molti
secoli dopo, i movimenti attraverso le costellazioni dei
pianeti. Aristotele invece, grazie alle sue fortune medio-
Fig. 3: Il sistema aristotelico
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evali, dà una veste fisica al sistema tolemaico, partendo
dalla contrapposizione tra il caos del mondo sublunare,
caratterizzato dai quattro elementi
(nota 7), e
l’immutabile ed eterna perfezione delle sfere celesti, che
divengono il luogo deputato per eccellenza ad essere la
dimora di Dio. Una contrapposizione che può essere
interpretata anche in chiave teologica (mondo del
peccato/presenza costante della divinità) ma che soprattutto descrive un cosmo antropocentrico, costruito attorno all’uomo, il quale vive sì nel peccato, però al centro dell’intera creazione, sotto lo sguardo tutelante e
benevolo di Dio, fig. 3. Il sistema eliocentrico copernicano parte da queste convinzioni millenarie e perciò, dal
momento che non ci si libera del passato con un semplice colpo di spugna, risulta debitore sotto molti aspetti
nei confronti del sistema tolemaico. Innanzitutto la
struttura del De Revolutionibus ricalca quella
dell’Almagesto, come a volersi rifare a un modello, poi
Copernico fa ampio uso di deferenti, epicicli ed eccentrici. Rinuncia solo agli equanti. Scelta che lo obbliga a
utilizzare un numero di circonferenze di poco superiore
a quello di Tolomeo. Alla fine le uniche novità che il polacco introduce sono il sole spostato al centro
dell’universo e la conseguente spiegazione dei moti retrogradi dei pianeti come semplici moti apparenti. Non
poco, a dire il vero. Però siamo ancora distanti dalla
complessità e dall’accuratezza della visione kepleriana.
È passata alla storia l’introduzione che precede la prima
edizione del De Revolutionibus (nota 8), nella quale,
con l’intento di evitare l’ostilità dell’Inquisizione, si afferma che quanto descritto nel libro è una semplice ipotesi matematica, priva di alcuna realtà fisica. Stratagemma che di per sé avrebbe il solo fine di agevolare i calcoli
nel determinare la posizione dei pianeti. Idea che, con
buona probabilità, non sarebbe stata condivisa da Copernico, il quale era invece convinto della realtà fisica
del proprio sistema. È a questo punto che entra in gioco
un’altra figura che all’atto pratico funge da traghettatore
tra Copernico e la coppia Keplero/Galileo. Si tratta
dell’astronomo Tycho Brahe, fig. 4. Tycho è di nobili
origini, la famiglia dei Brahe fa parte del Consiglio della
Corona danese, e il giovane ha davanti a sé due carriere:
quella militare e quella politica. Altro, significherebbe
venir meno al proprio rango. Tycho però è attratto dai
cieli e dallo studio dell’astronomia. La famiglia, pur non
approvando, lo lascia sfogare. Compiuti gli studi universitari gli concede di percorrere per un paio d’anni
l’Europa, come era costume a quel tempo, per allacciare
rapporti e imparare lingue. Al suo rientro pare che
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Tycho abbia messo la testa a posto e sia pronto a intraprendere la carriera che è stata scelta per lui. Rovina
però i piani dei Brahe l’improvvisa comparsa, nella primavera del 1572, di una stella nova. L’oggetto celeste
che, con la sua sola presenza, smente il dogma
dell’incorruttibilità dei cieli, viene osservato da centinaia
di studiosi. In particolare si cerca di misurare la sua distanza dalla Terra attraverso l’angolo di parallasse. Come spesso accade quando si è convinti dell’esattezza a
priori del proprio pensiero, atteggiamento che nella storia della scienza è meno raro di quanto si ritenga, i più
collocano la stella nova all’interno della sfera sublunare,
il solo posto dove la teoria aristotelica accetta l’esistenza
di un oggetto in grado di mutare l’eterna inalterabilità
dei cieli. Uno dei pochi che colloca l’oggetto celeste tra le
stelle fisse è proprio Tycho, il quale comprende in quella
circostanza che non ci sarebbe stato accordo o ordine
all’interno dell’astronomia fino a quando non si sarebbero usati strumenti adeguati e precisi (nota 9).
L’astronomia deve essere rifondata e Tycho è l’uomo
che, rompendo anche i rapporti con la famiglia (nota
10), si incarica di portare a termine quel compito.
Tycho viene “infeudato” dal re di Danimarca Federico II
nell’isola di Hven, fig. 5, in mezzo allo stretto
dell’Oresund. Qui fonda Uraniborg. Un vero e proprio
centro di ricerca che per la sua modernità non ha ancora
finito di stupire. In un periodo storico nel quale lo scienziato è un individuo solitario che conduce le proprie ricerche per conto suo, Uraniborg, fig. 6, è un luogo nel
quale convergono studenti universitari da tutta Europa
che si fermano a studiare e lavorare per diversi anni prima di tornare in patria.
Fig. 5 : L’isola di Hven nello stretto dell’Oresund
Sono organizzati in gruppi di lavoro, ciascuno dei quali
si occupa di misure accurate e sistematiche. Soprattutto
hanno a loro disposizione strumenti che raggiungono un
grado di precisione impensabile (nota 11). Il tutto per
più di vent’anni. Nel periodo di suo massimo splendore
sull’isola di Hven sono presenti vivai ittici, una cartiera,
un laboratorio alchemico, officine per la fabbrica di
strumenti, una stamperia. È completamente autosufficiente. Tycho arriva non solo a collezionare una serie di
misure senza precedenti, ma si produce anche la carta e
si stampa i libri che poi manda in giro per l’Europa con i
risultati delle osservazioni fatte a Uraniborg. Tycho non
è un copernicano. E non lo è per una ragione molto semplice. Se la Terra fosse in movimento, sarebbe possibile
misurare la parallasse delle stelle fisse. Lui non riesce a
misurarla (nota 12). Da ciò se ne deduce che le stelle
fisse sono così distanti che non è possibile apprezzare il
loro angolo di parallasse, il che implica un universo di
dimensioni infinite, oppure che la Terra è ferma.
Fig. 4: a sinistra: Tycho
Brahe
Fig. 6: a destra,
l’Osservatorio
di
Uraniborg sull’isola
di Hven, circondato
da splendidi giardini.
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Tycho opta per la seconda delle due ipotesi, anche perché non riesce ad accettare l’idea di un universo infinito
che è l’esatto opposto di un universo antropocentrico
come quello aristotelico. Però è sufficientemente onesto
dal punto di vista intellettuale per riconoscere che le
cose non funzionano come ha descritto Tolomeo. Pertanto elabora un proprio systema mundi che passa alla
storia come sistema tychonico, fig. 7. Nel suo sistema
(nota 13) la Terra rimane ferma al centro dell’universo
e attorno a lei orbita il sole che è a sua volta il centro di
rotazione di tutti gli altri pianeti. Il meccanismo è abbastanza complesso, al punto che l’orbita solare e l’orbita
marziana arrivano a intersecarsi. Pur conservando orbite circolari, egli rifiuta la convinzione aristotelica che i
pianeti si muovano incastonati dentro sfere trasparenti
chiamate cristallini. Inizia perciò una lunga e puntigliosa osservazione di Marte che si protrarrà per quasi
vent’anni. Queste misure, nelle intenzioni di Brahe, dovrebbero permettere la ricostruzione dell’orbita del pianeta e confermare le sue teorie riguardo il movimento
degli astri. Il re di Danimarca Federico II però muore e i
rapporti con il figlio, Cristiano IV, peggiorano rapidamente (nota 14). Tycho abbandona prima l’isola di
Hven e poi lo stesso regno di Danimarca. Dopo una lenta peregrinazione di un paio d’anni attraverso l’Europa
con tutta la numerosa famiglia e la carovana dei suoi
preziosi strumenti al seguito, approda a Praga alla corte
di Rodolfo II. L’imperatore lo nomina matematico imperiale e gli concede l’uso del castello di Benatky, dove il
danese sogna di poter allestire una nuova Uraniborg.
Rodolfo è prodigo di promosse, però quando si tratta di
allargare i cordoni della borsa il ministro del Tesoro gli
fa notare che i forzieri della Corona sono vuoti.
Fig. 7 : Il sistema tychonico
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Fig. 8: Ritratto di Johannes Kepler
Tycho è costretto allora ad anticipare di tasca propria i
pagamenti per le ristrutturazioni che devono essere apportate al castello per adeguarlo alle sue esigenze. Un
inizio non proprio promettente. Comunque, le migliorie
vengono condotte a termine e finalmente le osservazioni
possono riprendere con una regolarità che manca dai
tempi di Hven.
A questo punto l’astronomo danese si trova tra le mani
una serie di misure che non ha eguali nella storia
dell’astronomia, però né lui né i suoi assistenti possiedono
le
capacità
matematiche
necessarie
all’organizzazione e all’interpretazione di questa mole di
dati. All’apparenza ci si trova in un vicolo cieco. Invece
la situazione muta all’improvviso.
Nel febbraio del 1600 varca il portone del castello di
Benatky una carrozza che trasporta un passeggero proveniente dalla Stiria. È un giovane tedesco. Il suo nome
è Johannes Kepler, fig. 8.
Lui e Tycho si sono conosciuti tramite lettera, non di
persona. Kepler è un copernicano e ha inviato a Tycho
un suo libro, il Mysterium Cosmographicum. Un’opera
fondata su una visione geometrica dell’universo, nella
quale si ipotizza che esista una particolare relazione di
proporzionalità tra i cinque solidi platonici e le orbite
dei sei pianeti allora conosciuti (nota 15).
Un’opera piena elucubrazioni e di speculazioni a priori
che non entusiasma Tycho, il quale però, sotto la superficie del testo, intuisce le grandi capacità matematiche di
Kepler. Proprio ciò di cui avrebbe bisogno. Egli si trova
però in quel momento in esilio, in viaggio prima di giungere a Praga, e risponde al tedesco in maniera diplomatica. Ne loda l’impegno e le qualità e lo invita a continuare gli studi astronomici.
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In calce, come è suo costume fare con molti che gli paiono promettenti, lo invita a unirsi a lui e ai suoi assistenti
per lavorare un po’ di tempo assieme e contribuire alla
realizzazione del grande edificio della nuova astronomia. Passano i mesi. Tycho si accasa a Benatky e nel frattempo si creano le condizioni perché i due si possano
incontrare di persona. L’arciduca Ferdinando, governatore della Stiria, dopo un pellegrinaggio a Loreto, emana
un editto nel quale impone a tutti i protestanti presenti
in Stiria di abiurare oppure di abbandonare il territorio
della regione entro un certo lasso di tempo. Benché abbia sposato una cattolica (nota 16), il protestante Kepler non è personaggio da abiura e si prepara ad abbandonare Graz. Dove andare però? Ciò di cui ha bisogno è
di un posto tranquillo, dove poter continuare i suoi studi
senza troppi assilli economici. È a quel punto che si ricorda delle parole di Tycho e che prende alla lettera il
suo invito. La collaborazione tra i due è complicata. Entrambi hanno un carattere poco incline alla conciliazione e al compromesso. Tycho si fida fino a un certo punto. Kepler è una mente brillante, ma è anche un copernicano. Lo assegna al gruppo di studio sui movimenti lunari. Kepler si sente sminuito da quel ruolo. Non è capace di far lavoro di squadra. Lui è un solitario. Un teorico.
Vorrebbe mettere le mani sulle misure di Marte e lavorare alla ricostruzione della sua orbita. Per conto proprio. Tycho tentenna. Vorrebbe conoscere il tedesco un
po’ meglio prima di affidargli il frutto di vent’anni di
osservazioni. A tutto ciò si aggiungono le difficoltà legate ai mancati pagamenti promessi da Rodolfo. Tycho è
spesso a Praga per perorare la propria causa. Kepler esasperato abbandona Benatky. Si rifugia presso
l’abitazione di un conoscente. La moglie, spaesata e lamentosa, non lo aiuta a ragionare con serenità sulla situazione. Tycho invia uno dei propri figli a far da mediatore. Lo strappo è ricucito. Kepler ottiene il permesso di
lavorare da solo, ma non ha ancora accesso alle misure
di Marte. Il suo stipendio, come quello di molti altri,
continua a non essere pagato. Il che non contribuisce
certo a rasserenare gli animi. All’improvviso, autentico
fulmine a ciel sereno, arriva la morte di Tycho. Con buona probabilità per avvelenamento da mercurio sulle cui
cause si sta ancora discutendo (nota 17). È l’autunno
del 1601. Tutto pare crollare. In realtà, nella confusione
dei giorni immediatamente successivi al funerale, i quaderni con tutte le misure di Marte finiscono nelle mani
di Kepler, il quale li restituisce parecchi mesi dopo, e
solo su richiesta dei parenti di Tycho, a conclusione del
lungo inventario dei beni dello scienziato scomparso.
Fig. 9:Frontespizio
dell’Astronomia Nova. Si
noti il riconoscimento di
Kepler al lavoro di Tycho
A parte la modalità alquanto singolare con la quale riesce a entrare in possesso delle misure, Kepler si dedica
con scrupolo allo studio dell’orbita di Marte. Egli pensa
di potersela cavare in otto settimane di lavoro. In realtà
il compito assorbe tutte le sue energie per quasi otto
anni. Partendo dall’assunto che l’orbita marziana dovrebbe svilupparsi in circolo lungo un deferente costruito attorno a un eccentrico, si trova in difficoltà nel calcolo dell’equante corrispondente. Gli errori che commette
sono nell’ordine dei minuti d’arco. Per l’epoca un errore
del tutto trascurabile, ma Kepler sa che le misure di
Tycho sono così precise che anche un errore
all’apparenza tanto insignificante non può essere tollerato. Ricomincia allora da capo. Più volte. Alla fine, per
disperazione, abbandona l’idea delle orbite circolari
(nota 18) e tenta con altri tipi di curve. Le coniche si
rivelano adatte. L’orbita di Marte è un’ellisse perfetta anche se la sua eccentricità la rende molto simile a una
circonferenza - nella quale il sole occupa uno dei fuochi.
Inoltre Kepler capisce che la differente velocità dei pianeti lungo l’orbita è determinata dal fatto che ciò che
rimane costante è l’area spazzata dalla congiungente
sole/pianeta, il che archivia anche gli equanti.
I risultati delle sue ricerche vengono pubblicati
nell’Astronomia Nova, fig. 9. Testo nel quale vengono
per la prima volta esposte le tre leggi oggi note come “tre
leggi di Keplero”(nota 19). La base dell’astronomia moderna. Nella copertina del libro Kepler, nel frattempo
nominato matematico imperiale, non dimentica di rendere il dovuto tributo a Tycho, senza le misure del quale
il suo lavoro non avrebbe visto la luce. Un anno dopo
che è stato dato alle stampe l’Astronomia Nova, Galileo
Galilei, fig. 10, ha tra le mani uno strumento di fabbricazione parigina, “col quale le cose lontane si vedevano
così perfettamente come se fussero state molto vicine”.
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Fig. 11: Frontespizio del Sidereus
Nuncius
Fig. 10: Ritratto di Galileo Galilei
L’italiano comprende che può avere applicazioni scientifiche oltre che militari e ne realizza un esemplare nella
propria officina, grazie all’aiuto di Marcantonio Mazzoleni. Quindi lo punta verso i cieli. Quello che Galileo vede, viene a sua volta pubblicato, nel marzo del 1610, sotto il titolo di Sidereus Nuncius , fig. 11, nel quale si descrivono i rilievi lunari e gli ammassi di stelle che formano la Via Lattea, invisibili a occhio nudo, ma soprattutto
si annuncia la scoperta di satelliti che ruotano intorno a
Giove (nota 20). La comunità scientifica accoglie il Sidereus con molta cautela e un certo scetticismo, anche
perché le lenti, delle quali non si comprende ancora bene il funzionamento, sono considerate più strumenti da
maghi che da scienziati. L’unico che difenderà fin dal
principio il lavoro di Galileo, senza peraltro poter usare
il cannocchiale fino alla fine dell’estate, è proprio Kepler. Il matematico imperiale scrive all’italiano appoggiando e sostenendo le sue affermazioni. Quindi lavora
alla stesura del Dioptrice - del quale nel 2011 ricorre il
quarto centenario della pubblicazione - di fatto un testo
di ottica nel quale dà ragione dell’impiego delle lenti,
confutando le obiezioni di tutti coloro che ne contestano
l’utilizzo (nota 21), e propone un modello migliorato
del telescopio con due lenti convesse che producono
un’immagine molto più nitida anche se ribaltata. Dopo
la pubblicazione del Dioptrice – fig. 12 - la rivoluzione
copernicana, nel senso in cui è stata trattata in queste
pagine, può dirsi conclusa. Chi, nella comunità scientifica, possedeva l’apertura mentale per essere convinto,
aveva a disposizione le prove inconfutabili della correttezza del sistema eliocentrico. La fragile caravella messa
in acqua da Copernico a questo punto ha percorso molta
strada e affrontato molte tempeste. Il suo viaggio però è
ancora lungo. Molte altre tempeste sono da venire. Ma
si tratta di tempeste nelle quali l’aspetto scientifico è
relegato in secondo piano.
Fig. 12: Il frontespizio
della Dioptrice, l’opera
di Keplero con la quale
ha avuto inizio l’ottica
moderna.
NOTE
Nota 1: Ricordiamo che nell’antichità un sistema eliocentrico era già stato introdotto da Aristarco di Samo e anche
dai Pitagorici.
Nota 2: Il che non implica che dopo questa data tutti siano
diventati copernicani. Queste letture a posteriori sono sempre un po’ artificiali e c’è sempre qualcosa o qualcuno che
sfugge tra le maglie delle reti con cui si vogliono imbrigliare
gli eventi.
Nota 3: Quasi tutta la vita di Copernico.
Nota 4: Una leggenda vuole che Copernico lo abbia avuto
tra le mani, fresco di stampa, solo pochi istanti prima di
spirare. Qualche decennio prima era comunque circolato in
Europa un manoscritto, il Commentariolus, nel quale Copernico aveva anticipato il suo pensiero e prometteva presto la pubblicazione di un testo che sarebbe entrato in merito all’argomento con maggiori dettagli.
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Nota 5: In arabo al-magest significa il Supremo.
Nota 6: Questa è un’esigenza che fu propria dell’epoca
medioevale.
Nota 7: Acqua, aria, terra, fuoco.
Nota 8: Al principio attribuita per errore allo stesso
Copernico, poi correttamente ascritta a un amico dello
studioso polacco: il vescovo Osiander.
Nota 9: Tanta diversità di interpretazione del fenomeno è infatti ascrivibile all’inaffidabilità degli strumenti
in uso rispetto alla misura da compiere e ai modi maldestri di chi li adopera.
Nota 10: Ricordiamo che arriverà a contrarre un matrimonio morganatico.
Nota 11: Misure astronomiche migliori di quelle che
Tycho ottenne a occhio nudo verranno prese solo al
principio del XIX secolo.
Nota 12: L’angolo di parallasse delle stelle fisse è troppo piccolo per la sensibilità dei suoi strumenti.
Nota 13: In realtà, come già aveva fatto Copernico con
Aristarco di Samo e i Pitagorici, Tycho rielabora un’idea
del mondo antico, in questo caso di origine egiziana.
Nota 17: Forse in seguito ad alcuni esperimenti alchemici oppure alle cure somministrategli per problemi ai
reni di cui Tycho aveva sofferto nei giorni precedenti la
morte. Oppure, meglio ancora, per entrambe le cause.
Nota 18: L’ultimo grande baluardo della visione tolemaica.
Nota 19: La prima afferma l’ellitticità delle orbite planetarie, la seconda la costanza della velocità areolare e
la terza introduce una proporzionalità tra il periodo di
rivoluzione di un pianeta attorno al sole e il semiasse
maggiore della sua orbita. Quest’ultima, che verrà meglio approfondita in un testo successivo – l’Harmonice
mundi – è di fatto un retaggio della visione geometrica
del cosmo che Kepler aveva introdotto nel suo Mysterium.
Nota 20: “Un eccellente argomento per togliere ogni
dubbio a coloro che pur accettando la rivoluzione dei
pianeti intorno al sole nel sistema di Copernico, sono
turbati dal movimento della luna intorno alla Terra”
Kepler, Dissertatio cum Nuncio Sidereo.
Nota 21: Alcuni illustri luminari aristotelici dell’epoca
non solo rifiutano le conclusioni del Sidereus, ma addirittura si rifiutano di accostare l’occhio al telescopio
galileiano.
Nota 14: In parte per alcune inadempienze di Tycho
nei confronti della Corona che si sommano al suo pessimo carattere, in parte perché il re preferisce convogliare i fondi destinati all’isola di Hven in investimenti per
il miglioramento dell’esercito.
Nota 15:“Il Creatore Ottimo Massimo, nella creazione
di questo nostro mondo mobile e nella disposizione dei
cieli, ha guardato a quei cinque corpi regolari che hanno goduto di ‘si gran fama dai tempi di Platone, e alla
loro natura ha accordato il numero e la proporzione dei
cieli e i rapporti dei moti celesti” Kepler, Mysterium
Cosmographicum.
Nota 16: La figlia di un mugnaio, due volte vedova, con
una figlia alla quale Kepler è legato da sincero affetto.
Francesco Ongaro è nato a Brescia nel 1966, vive in Franciacorta. È laureato in fisica, si divide tra la scrittura e
l’insegnamento. Ha pubblicato due romanzi storici che sono
stati tradotti in diverse lingue: L’uomo che cambiò i cieli
(imperniato sulla figura dell’astronomo danese Tycho Brahe e
sulla rivoluzione copernicana) e Memorie di un cartografo veneziano (che ha per protagonista Sebastiano Caboto ed è ambientato nel secolo delle grandi esplorazioni).
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Una notte di lavoro in Osservatorio per la ripresa dello spettro
della cometa C/2009 P1 Garradd
Alberto Villa
[email protected]
www.astrofilialtavaldera.it/
La cometa C/2009 P1 Garradd
La cometa C/2009 P1 è stata scoperta la notte del 13
agosto 2009 su di una immagine ripresa al Siding
Spring Observatory, Australia, da G.J. Garradd con un
telescopio Schmidt di 0.5-m, con una magnitudine stimata di 17.5a .
I calcoli subito eseguiti dal compianto B.G. Marsden,
del Minor Planet Center, indicavano un’orbita iperbolica ed una distanza al perielio (che sarà raggiunto il 23
dicembre 2011) di 1,25 Unità Astronomiche.
Nei restanti mesi del 2009 essa si è mantenuta intorno
alla 17a magnitudine e fino alla metà del 2010 la sua
luminosità non è stata superiore alla 15a. La prima osservazione visuale risale al 20 agosto 2010, quando lo
spagnolo J.J. Gonzales, con un riflettore di 0.2-m l’ha
stimata di 13a e con una parte centrale moderatamente
condensata. Dopo essersi avvicinata al Sole negli ultimi
mesi del 2010, è stata osservata visualmente in Australia da C. Wyatt, che il 3 aprile 2011 l’ha stimata di 13a.
In agosto 2011 ha attraversato le costellazioni di Pegaso, Delfino e Sagitta. Non si avvicinerà mai molto alla
Terra, raggiungendo due distinti minimi, di 1,39 UA in
agosto e di 1,26 UA a marzo 2012. Notevole l'inclinazione della sua orbita, ben 106°, in pratica, passerà quasi
perpendicolarmente al piano delle orbite planetarie, da
sud a nord. Dovrebbe raggiungere la massima luminosità, la 7a circa, verso la metà di febbraio 2012.
Organizzazione della serata in Osservatorio
Il Centro Astronomico di Libbiano, nell'omonima frazione del Comune di Peccioli (Pisa), è gestito dalla AAAV, www.astrofilialtavaldera.it/, è attivo dall'ottobre
2006, ed è composto da due distinte strutture: il Centro
Didattico e l'Osservatorio "GALILEO GALILEI", che
ospita il i due telescopi principali, il Ritchey-Chretien
0.5-m, f/8 ed il rifrattore apocromatico da 0.18-m.
Fig. 2: In alto, il Centro astronomico di Libbiano – Peccioli (PI)
Fig. 1: Rolando Ligustri ha ottenuto
questa bella immagine della C/2009
P1 Garradd l’8 luglio scorso, utilizzando il telescopio remoto GRAS
(New Mexico, USA) di 0.5-m e una
FLI 11002 CCD camera (cortesia R.
Ligustri).
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ASTRONOMIA NOVA
n. 5, settembre 2011
questa sessione di lavoro è stata intrapresa per:
•
testare la possibilità di applicare lo Star Analyser
al suddetto CCD verificando che la scala di immagine ottenuta renda visibile sul sensore contemporaneamente l’oggetto ripreso e il suo spettro completo;
•
in caso di esito positivo della precedente prova,
calcolare su una sorgente nota la risoluzione
“Angstrom per pixel” (ApP) dello spettro così
ottenuto con il software Visual Spec;
•
Fig. 3: Il telescopio Ritchey-Chretien 0,5-m, f/8,
con sistema di puntamento FS2, messa a fuoco
micrometrica Robofocus, ruota porta filtri
FLICFW-2-7, camera CCD FLI ML1001E
Nell’Osservatorio “Galileo Galilei” si svolgono alcuni
programmi di ricerca, tra i quali, l’osservazione di comete.
Nel corso della nottata del 9 agosto 2011, sono state
programmate una serie di attività che ci hanno consentito di fotografare ed individuare le principali righe dello spettro della cometa C/2009 P1 Garradd. E’ stata
anche l’occasione per testare le prestazioni della camera
CCD FLI, appena rientrata da una necessaria revisione
presso il produttore.
La serata si è svolta così:
•
Inizio osservazioni: ore 21.10 – fine osservazioni:
ore 00.15
•
Soci presenti: Alberto Villa e Paolo Piludu della
Sezione Spettrografia AAAV
•
METEO: Seeing buono – Cielo terso con Luna al
primo quarto.
tentare di riprendere immagine e spettro della
cometa C/2009 P1 Garradd.
Il CCD FLI accessoriato con lo Star Analyser viene posto al fuoco diretto del rifrattore APO 180mm – f/9 che
produce immagini più puntiformi del Ritchey Chretien
0.5-m, f/8, garantendo quindi una migliore risoluzione
dello spettro (ricordiamo che quando si utilizza lo Star
Analyser si opera senza fenditura). Lo Star Analyser è
stato descritto dall’Autore nell’articolo: “Spettrografia
amatoriale: utilizziamo lo Star Analyser Test eseguiti
dal Centro Astronomico di Libbiano”, si veda ASTRONOMIA
NOVA,
n.
2,
pp.
10-19,
www.eanweb.com/2011/astronomianova-n-2-2011download-pdf/
Lo Star Analyser è stato collocato davanti al sensore del
CCD FLI con un raccordo artigianalmente costruito e
ovviamente provvisorio, ad una distanza che – sulla
base delle prove precedentemente effettuate con la digicam Canon 20D – sembrerebbe adeguata affinchè
l’oggetto ripreso ed il suo spettro completo siano ben
visibili nel campo inquadrato. La prima ripresa effettuata conferma l’esito positivo del test come illustrato
in figura 5.
La camera CCD, fig. 4, è un FLI (www.flicamera.com,
sensore Kodak KAF 1001E): n. 1024 x 1024 pixels di
forma quadrata con lato da 24,0 micron per un’area
utile di 24,6 x 24,6 mm (sensore raffreddato).
Fig. 4: Camera CCD FLI e il sensore
Kodak da 1024x1024 fotoelementi
Fig. 5: Spettro di Deneb ripreso con lo Star Analyser applicato
al CCD FLI. Al centro l’immagine di ordine zero ai lati della
quale compaiono i due spettri di ordine 1: quello di sinistra è
quello da utilizzare essendo notevolmente più luminoso.
L’immagine riproduce l’intera superficie utile del CCD FLI.
ASTRONOMIA NOVA
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Fig. 7 : Spettro di HD 192163 ottenuto con il CCD FLI + Star Analyser posti al Fuoco diretto del rifrattore Apo
180mm – f/9n del Centro Astronomico di Libbiano. Evidenti le righe di emissione caratteristiche di una stella
Wolf Rayet.
Per il punto 3 situato a pixels 662 ricaviamo Å:
662 – 333 = 329 x 19,9404 = 6561 Å ovvero la riga
Hα a 6563 Å
Ricaviamo il valore in Å anche per il punto 4 situato a
pixels 690:
690 – 333 = 357 x 19,9404 = 7118 Å ovvero la riga He
IV a 7117 Å
Fig. 6: Spettro della stella Wolf Rayet HD 192163 ottenuto con il CCD a Libbiano. Nel cerchio rosso la riga di
emissione non rilevata con la fotocamera digitale (N
IV , 7117 Å).
Per calcolare la risoluzione ApP dello spettro così ottenuto analizziamo una delle stelle Wolf Rayet già calibrate nel corso dei precedenti test effettuati con il CCD
di guida non raffreddato e con un sensore dalle dimensioni molto più contenute, lo Starlight SXV-H5. La scelta è caduta su HD 192163, stella Wolf Rayet che si trova
nella costellazione del Cigno all’interno della nebulosa
Ngc 6888, più nota come “Crescent Nebula”. In fig. 6 lo
spettro di HD 192163 già elaborato dalla AAAV.
In fig. 7 l’immagine dello spettro di HD 192163 ottenuta
con la strumentazione utilizzata.
Nella successiva fig. 8, lo spettro di HD 192163 elaborato con il software Visual Spec nel quale sono state evidenziati quattro punti.
Rilevando la posizione del cursore in Visual Spec durante l’elaborazione e dal confronto con la fig. 6, possiamo ricavare i seguenti valori per i punti 1 e 2:
punto 1: Immagine di ordine Zero / Posiz. pixel =
333 / Å = 0
punto 2: riga di emissione He II / Posiz. Pixel = 568 /
Å = 4686
La risoluzione ApP del grafico è quindi:
04686 : (568 – 333) = 4686 : 235 = 19,9404 ApP
La risoluzione ApP di 19,9404 ci consente di individuare con buona precisione le righe note sulla base dei calcoli effettuati. In fig. 9 lo spettro calibrato di HD 192163
ricavato sempre con Visual Spec.
Successivamente riprendiamo lo spettro della cometa
con la stessa strumentazione utilizzata in precedenza
per HD 192163. L’immagine ottenuta con una posa di
60 secondi è illustrata in fig. 10: la cometa e il suo spettro sono indicati con le frecce di colore giallo.
Fig. 8: Spettro di HD 192163 elaborato con Visual Spec. I
quattro punti identificano quattro relativi picchi di intensità
Fig. 9: Spettro di HD 192163 calibrato con Visual Spec
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ASTRONOMIA NOVA
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Conclusioni
Lo spettro della cometa appare, nel momento in cui
scriviamo (metà agosto 2011), privo di righe di emissione evidenti, probabilmente per la sua attuale grande
distanza dal Sole del quale ora riproduce in sostanza lo
spettro. Come evidenziato in fig. 8, eventuali righe di
emissione presenti sono sicuramente alla portata della
strumentazione utilizzata. Addirittura si notano righe di
assorbimento che sono messe in evidenza in spettri di
altre stelle all’interno dei cerchi rossi visibili sempre in
fig. 10, a testimoniare la buona risoluzione degli spettri
registrati. Per consentire una agevole e corretta elaborazione, lo spettro da analizzare deve risultare parallelo
alla base dell’immagine ripresa. In fig. 11 viene proposto il grafico dello spettro della cometa C/2009 P1 Garradd elaborato con Visual Spec, utilizzando per la calibrazione il valore di 19.9409 precedentemente ricavato
quale risoluzione ApP. Per verificare l’attendibilità del
risultato ottenuto si è consultata la pagina web:
http://astrosurf.com/buil/garradd/obs.htm
nella quale viene riportato lo spettro della Cometa Garrad mostrato in fig. 12, e che viene definito come
“specchio dello spettro solare” ad eccezione di una debole riga di emissione dovuta al Cianogeno (CN) nella
parte ultravioletta dello spettro, che il CCD utilizzato
non è in grado di rilevare. Questa cometa è un oggetto
sicuramente interessante da seguire sia fotograficamente che dal punto di vista dello spettro. Essa potrà essere
osservata ancora per molto tempo, certamente anche
nei primi mesi del 2012. Possiamo pertanto sperare di
poterne seguire l’evoluzione sia con l’imaging che riprendendone periodicamente lo spettro, alla ricerca di
sue possibili variazioni.
Fig. 11: Lo spettro della cometa C/2009 P1 Garradd calibrato
in lunghezza d’onda con Visual Spec. In corrispondenza dei
valori caratteristici della luce visibile lo spettro segue la curva
del continuo, senza evidenziare al momento fenomeni significativi di emissione. Le piccole “punte” a destra del cursore
rosso sono state generate da piccole stelle di campo che interagivano con lo spettro analizzato.
Fig. 12: Spettro della cometa Garrad reperito in rete, ottenuto dal Castanet-Tolosan Observatory (France).
Alberto Villa è Presidente della AAAV - Ass.ne Astrofili Alta Valdera di Peccioli (PI), nell’ambito della quale
è responsabile delle sezioni “Spettrografia”, “Eclissi” e
“Pianeti extrasolari”. Osserva dall' Osservatorio “Galileo
Galilei” del Centro Astronomico di Libbiano.
Una bella animazione della cometa C/2009 P1 Garradd è
stata realizzata da Paolo Bacci:
Fig. 10: La cometa C/2009 P1 Garradd ed il suo
spettro evidenziati dalla freccia gialla. I riferimenti in rosso attirano l’attenzione su righe di
assorbimento ben evidenti negli spettri di altre
stelle.
http://b09-backman.blogspot.com/2011/08/c2009-p1
-m71.html
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IL PROGETTO “ATRA NOCTIS”
Un milione di click per salvare il buio della notte!
One million click to save the darkness of the night!
“Le persone delle generazioni future hanno diritto a una Terra indenne e
non contaminata, includendo il diritto a un cielo puro”
UNESCO, Dichiarazione Universale dei Diritti delle Generazioni Future
A cura della Redazione di ASTRONOMIA NOVA
ATRA NOCTIS è un progetto EAN attualmente in fase
di pianificazione. Esso si rivolge a tutti coloro che, a
livello globale, hanno a cuore la salvaguardia
dell’ambiente e si sentono motivati a combattere ogni
forma in inquinamento.
In particolare, ATRA NOCTIS vuole indagare una forma subdola di inquinamento, assai nocivo per l’uomo e
l’ambiente: l’inquinamento luminoso.
E' noto che l'inquinamento luminoso (si vedano gli articoli su ASTRONOMIA NOVA: www.eanweb.com/2011/
la-buiometria-partecipativa-bmp/;
www.eanweb.com/2011/stimare-luminosita-cielonotturno/; www.eanweb.com/2011/la-protezione-delcielo-notturno-in-italia/ ) al pari di quello acustico, può
avere effetti negativi sulla psiche degli individui più
sensibili ma incide negativamente anche sul comportamento degli animali. Gli effetti dell’inquinamento luminoso sulla nostra salute derivano principalmente
dall’alterazione
dei
ritmi
circadiani
dovuti
all’esposizione alla luce durante le ore notturne. Queste
alterazioni possono provocare vari effetti, come disturbi
del sonno e della veglia e disordini metabolici. La melatonina è fondamentale nel regolare i ritmi circadiani e
l’esposizione alla luce ne sopprime o ne diminuisce la
produzione. La melatonina è anche un oncostatico e di
conseguenza abbassarne il livello nel sangue può far
accelerare la crescita di alcuni tipi di cancro. Alle conseguenze dirette dovute alle basse concentrazioni di melatonina nel sangue si sommano anche altri effetti dovuti
a disordini del sonno o alla sua privazione come diabete, obesità ed altri.
Il cielo notturno è parte della natura e del paesaggio che
ci circonda, quindi, come le montagne i laghi e le altre
componenti dell'ambiente, merita di essere salvaguardato; oggi è messo in pericolo dalla luce dispersa dall'illuminazione esterna, pubblica e privata.
Quando si parla di inquinamento luminoso spesso si
dimenticano le considerazioni di carattere economico
ad esso collegate: tutta la luce dell'illuminazione esterna che viene dispersa al di fuori delle zone da illuminare, compresa quella che finisce in cielo, costituisce un
enorme spreco di energia elettrica e, quindi, di denaro,
per lo più denaro pubblico.
Inoltre, dobbiamo tener presente che gran parte
dell’energia che alimenta le sorgenti artificiali di illuminazione è prodotta dalla combustione del carbone, con
conseguenti enormi emissioni di CO2 ed effetti disastrosi sul clima.
Sono molte le nazioni in cui sono in vigore leggi e ordinanze per limitare l'inquinamento luminoso e risparmiare energia, anche se, al momento gli sforzi fatti non
sembrano sufficienti ad arginare il fenomeno.
Un milione di click per salvare il buio della
notte!
ATRA NOCTIS è un progetto internazionale di monitoraggio dell’inquinamento che ha lo scopo di sensibilizzare e coinvolgere associazioni, ambientalisti, studenti, insegnanti ed il pubblico in generale.
Il lancio del progetto avverrà nella notte tra il 21/22
aprile 2012, nel corso delle manifestazioni per
la giornata mondiale della Terra,
http://
it.wikipedia.org/wiki/Giorno_della_Terra.
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In queste immagini è riportata la sbalorditiva
e nefasta evoluzione dell’inquinamento luminoso nei cieli degli Stati Uniti in 75 anni, tra il
1950 ed il 2025. Secondo alcune previsioni,
probabilmente ottimistiche, in questo periodo
di tempo esso aumenterà di centinaia di volte
e in modo assolutamente incontrollato.
TESTIMONIAL, SEDE ORGANIZZATIVA, CONVEGNI
Testimonial dell'evento saranno personaggi di grande
notorietà nazionale ed internazionale.
Stiamo individuando una sede di rappresentanza del
progetto da utilizzare nel corso della settimana dal 16
al 22 aprile 2012. Tra le possibili sedi, la villa il Gioiello
di Arcetri, a due passi da Firenze, dove morì Galileo nel
1642. E' da una location come questa, di grandissimo
prestigio, che si terranno interviste e contatti con i giornalisti dei media e trasmissioni in diretta con gli interventi dei prestigiosi ospiti.
Uno dei obiettivi, non secondari, del progetto è
l’organizzazione di un convegno internazionale sull'inquinamento luminoso, risparmio energetico e fonti al-
Cristian Fattinnanzi illustra il suo metodo di ripresa per
la misura dell’inquinamento luminoso:
www.youtube.com/watch?v=7Ek1xms4EH4
ternative di energia, da tenersi nell'autunno del 2012.
MISSION DEL PROGETTO “ATRA NOCTIS”
PER STIMOLARE L’INTERESSE E L’ADESIONE
DELLA POPOLAZIONE
ATRA NOCTIS si inserisce tra le azioni necessarie per
conoscere e controllare l'incidenza dell'inquinamento
globale sull'ecosistema a livello globale. Esso ha pure
una notevole funzione educativa perché può stimolare,
nelle nuove generazioni, l'interesse ed una maggior
comprensione di quanto sia importante essere parte
attiva, anche a livello individuale, nella salvaguardia
dell'ambiente.
Soprattutto i giovani, con la loro naturale generosità, si
potrebbero sentire pienamente e positivamente coinvolti in questo progetto quando fosse loro spiegato che
con qualche immagine del cielo, ripresa con una normale macchina fotografica durante una notte di luna
nuova, si potrebbero costruire delle mappe istantanee
nazionali o continentali capaci di fornire una visione
globale dell'inquinamento luminoso; un risultato oggi
impossibile da ottenere con le sole immagini satellitari.
Questa conoscenza del fenomeno inquinante ed il suo
manifestarsi, costituisce il primo passo per intraprendere delle azioni capaci di contenerlo e di ridurlo su di
una scala sovranazionale.
Per combattere efficacemente questa forma di inquinamento riteniamo che sia necessario intraprendere due
azioni fondamentali:
•
sensibilizzare, in modo costante, la popolazione
sui rischi e i costi dell'inquinamento luminoso;
ASTRONOMIA NOVA
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•
intraprendere una serie di campagne sovranazionali di osservazione, prolungate nel tempo,
che consentano di stimare l'inquinamento luminoso, per verificare quantitativamente se le misure di contenimento adottate dai governi stanno avendo successo;
Le due azioni sopra indicate potrebbero essere condotte
simultaneamente, grazie al coinvolgimento diretto di
larghi strati della popolazione, non solo europea, nel
seguire le direttive del nostro progetto, che fa ampio
uso di diffusissime tecnologie praticamente alla portata
di tutti. E’ senz’altro possibile procedere al monitoraggio dell’inquinamento luminoso sia attraverso la raccolta continua di dati con le modalità indicate dal presente
progetto, che attraverso la promozione di campagne
annuali di monitoraggio nei giorni di Luna nuova i più
prossimi ai solstizi ed agli equinozi.
Se adeguatamente pubblicizzato sui media e sul web,
ATRA NOCTIS potrebbe attivare l’adesione di una
moltitudine di persone con la produzione di milioni di
dati, generando così delle mappe “istantanee”
dell’inquinamento luminoso. Le mappe ISTANTANEE
dell’inquinamento luminoso così ottenute, anche se
realizzate con una strumentazione non appositamente
studiata, possono essere comunque di notevole utilità
scientifica, in particolare per la verifica dei modelli matematici dell'atmosfera attualmente utilizzati da numerosi centri di ricerca.
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QUANDO E COME ATTUARE IL MONITORAGGIO DEL CIELO NOTTURNO
ATRA NOCTIS prenderà l’avvio nel corso della notte
tra il 21 ed il 22 aprile 2012 (giornata mondiale della
Terra). La semplice tecnica di ripresa è descritta da
Cristian Fattinnanzi nell’articolo:
www.eanweb.com/2011/stimare-luminosita-cielonotturno/
E nel video su Youtube:
www.youtube.com/watch?v=7Ek1xms4EH4
Le operazioni da eseguire sono molto semplici: occorre
sistemare una fotocamera digitale su di un cavalletto,
puntarla allo zenit e scattare la foto secondo le modalità
illustrate da Cristian nel citato articolo.
Due immagini emblematiche degli effetti devastanti dell’inquinamento luminoso: a sinistra, Los Angeles nel 1908, a
destra, Los Angeles nel 1998.
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ASTRONOMIA NOVA
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Nei prossimi mesi studieremo delle applicazioni specifiche per le fotocamere dei telefoni cellulari, anche di
diversa tecnologia, dall’iPhone ai sistemi Android.
Daremo le opportune indicazioni sulle informazioni che
dovranno essere inviate insieme alle immagini
(coordinate geografiche, ecc.), che saranno archiviate in
un data base in fase di preparazione.
L’INVITO E’:
SEGUITECI SU ASTRONOMIA NOVA!
FACCIAMO IN MODO CHE SI POSSANO RACCOGLIERE UN MILIONE DI CLICK PER SALVARE IL BUIO DELLA NOTTE!
In alto, un telefonino con sistema operativo Android,
sotto, iPhone. Prodotti perfettamente utilizzabile per il
progetto ATRA NOCTIS. In un prossimo futuro, tutte le
immagini “fotometriche” finalizzate alla misura della
luminosità di fondo cielo, potranno essere fornite da
telefoni cellulari simili a questi. Con il vantaggio dato
dalla presenza di un sistema GPS.
A sinistra, mappa d’Italia con i punti di misura della luminosità del cielo eseguiti da Buiometria, www.attivarti.org , a destra, l’inquinamento luminoso nella Penisola (Cinzano, 2001).