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B2-γOri (Bellatrix)

La stella γ della costellazione di Orione è di tipo B2 III e si trova tra 240 A.L. dalla nostra stella. Questa ruota su se stessa con una velocità di circa 50 km/s. La stella è una gigante blu anche se l’assegnazione a questa categoria di stelle è ancora controversa. La temperatura stimata è intorno ai 22’000 K.

L’immagine in figura rappresenta lo spettro di γOri ripresa il giorno 19 Dicembre 2012 alle ore 23.19 (TMEC) da Briosco (MB) con un telescopio Newton SkyWatcher 200mm f/4 + reticolo di diffrazione StarAnalyser 100 + camera Magzero MZ-5m. Di seguito è riportato l’istogramma dellla regione di interesse. L’offset ottenuto tramite fit gaussiano è 28.3933 pixel. La massima luminosità è raggiunta per lunghezze d’onda pari a 5275.3 Å. Scarica il file di testo della misura.

Spettro di assorbimento non calibrato (Visual Spec)

A questo punto si è proceduto alla realizzazione dello spettro MAX-assorbimento al fine di semplificare le future operazioni di fit. Effettuando un fit gaussiano sui picchi otteniamo:

  • 3882.5 Å linea Hζ dell’HI (3888.6 Å)
  • 3968.2 Å linea Hε dell’HI (3969.7 Å)
  • 4099.0 Å linea Hδ dell’HI (4101.3 Å)
  • 4338.7 Å linea Hγ dell’HI (4340.0 Å)
  • 4466.8 Å
  • 4527.9 Å
  • 4549.0 Å
  • 4633.0 Å
  • 4856.6 Å linea Hβ dell’HI (4860.8 Å)
  • 4912.1 Å
  • 5189.7 Å
  • 5781.2 Å
  • 5864.4 Å
  • 6553.7 Å linea Hα dell’HI (6562.1 Å)
  • 6656.4 Å
  • 6865.1 Å
  • 7170.1 Å
  • 7592.7 Å
  • 8183.4 Å



B0-εOri (Alnilam)

La stella ε della costellazione di Orione è di tipo B0 Iab e si trova tra 1’300 e 1’600 A.L. dalla nostra stella. Questa ruota su se stessa con una velocità di circa 25.9 km/s. La stella è una supergigante blu molto calda e molto luminosa. La temperatura stimata è intorno ai 28’500 K.

L’immagine in figura rappresenta lo spettro di εOri ripresa il giorno 19 Dicembre 2012 alle ore 23.29 (TMEC) da Briosco (MB) con un telescopio Newton SkyWatcher 200mm f/4 + reticolo di diffrazione StarAnalyser 100 + camera Magzero MZ-5m. Di seguito è riportato l’istogramma dellla regione di interesse. L’offset ottenuto tramite fit gaussiano è 25.8346 pixel. La massima luminosità è raggiunta per lunghezze d’onda pari a 5301.6 Å. Scarica il file di testo della misura.

Spettro di assorbimento non calibrato (Visual Spec)

 A questo punto si è proceduto alla realizzazione dello spettro MAX-assorbimento al fine di semplificare le future operazioni di fit. Effettuando un fit gaussiano sui picchi otteniamo:

  • 3969.2 Å linea Hε dell’HI (3969.7 Å)
  • 4094.4 Å linea Hδ dell’HI (4101.3 Å)
  • 4347.2 Å linea Hγ dell’HI (4340.0 Å)
  • 4470.2 Å
  • 4649.8 Å
  • 4864.1 Å linea Hβ dell’HI (4860.8 Å)
  • 4926.3 Å
  • 5049.6 Å
  • 5201.1 Å
  • 5455.5 Å
  • 5487.5 Å
  • 5579.4 Å
  • 5778.0 Å
  • 5868.1 Å
  • 6264.8 Å
  • 6661.8 Å
  • 6866.0 Å
  • 7175.0 Å
  • 7266.4 Å
  • 7600.2 Å

La stessa stella è stata ripresa con il medesimo setup anche allre ore 23.30 (TMEC). L’offset ottenuto tramite fit gaussiano è 31.9885 pixel. La massima luminosità è raggiunta per lunghezze d’onda pari a5279.5 Å. Scarica il file di testo della misura.

Spettro di assorbimento non calibrato (Visual Spec)

A questo punto si è proceduto alla realizzazione dello spettro MAX-assorbimento al fine di semplificare le future operazioni di fit. Effettuando un fit gaussiano sui picchi otteniamo:

  • 4337.0 Å linea Hγ dell’HI (4340.0 Å)
  • 4453.9 Å
  • 4639.0 Å
  • 4854.0 Å linea Hβ dell’HI (4860.8 Å)
  • 4908.6 Å
  • 5196.1 Å
  • 5464.6 Å
  • 5775.7 Å
  • 5864.3 Å
  • 6223.1 Å
  • 6255.8 Å
  • 6654.4 Å
  • 6861.1 Å
  • 7166.1 Å
  • 7590.6 Å



La “modifica Baader” per DSLR

L’avvento della fotografia digitale ha aperto un nuovo mondo all’astrofotografo che da pellicole ipersensibilizzate, tiraggi e rullini in frigorifero si è ritrovato catapultato nel pianeta del rumore elettronico, somme e flat field.

Se però in passato per riprendere il cielo era necessaria tanta esperienza sul campo e una reflex, oggi non è più cosi. Infatti gran parte dell’esperienza la si fa davanti al computer sfogliando i numerosi articoli presenti sul web mentre una reflex digitale offre si la possibilità di riprendere il cielo ma con molte limitazioni. Infatti al fine di migliorare le immagini fornite dai sensori digitali, che altrimenti risulterebbero poco definite, si è deciso di montare di fronte al sensore CMOS un filtro IR-cut. Questo è importantissimo per le riprese diurne ma è un peso insostenibile per l’astrofotografo notturno. Tale filtro è vero che taglia l’IR ma, allo stesso tempo, diminuisce notevolmente la sensibilità del sensore nella regione rossa dello spettro elettromagnetico ed in particolare in prossimità della lunghezza d’onda a 6561.1 Å nota come linea Hα dell’Idrogeno. Gran parte delle nebulose purtroppo emettono in questa frequenza e una riduzione di efficienza quantica in tale zona risulta pertanto dannosa in termini astrofotografici.

Ecco quindi che l’azienda Baader ha messo in produzione alcuni filtri che, se sostituiti a quelli ufficiali posti di fronte al sensore delle DSLR, permettono di recuperare completamente l’efficienza quantica in quella regione dello spettro. I filtri Baader rimangono dei filtri IR-cut, dato che la radiazione IR deve comunque essere bloccata al fine di salvaguardare la qualità dell’immagine, ma allo stesso tempo risultano trasparenti alla linea Hα dell’Idrogeno. Ovviamente la Baader non è l’unica azienda che produce filtri del genere ma ad oggi la sostituzione del filtro originale con uno astronomico prende generalmente il nome di “modifica Baader”. Anche Canon ha prodotto due modelli di reflex digitali con filtri modificati per l’astronomica ed esattamente la Canon EOS 20Da e la moderna Canon EOS 60Da.

Figura 1: L'efficienza quantica dei pixel rossi di una Canon EOS 40D originale (linea tratteggiata) e modificata Baader (linea continua). La banda nera rappresenta la posizione della linea Hα dell'Idrogeno, lunghezza d'onda dove emettono gran parte delle nebulose.

Escludendo questi modelli “commerciali”, la sostituzione dei filtri Baader è a carico del consumatore che può comunque fare affidamento su persone specializzate nel settore che sostituiscono il filtro ad un prezzo contenuto.

Ma quanto si guadagna in termini astrofotografici con la sostituzione del filtro? La risposta è semplice: molto. Se si considera ad esempio una Canon EOS 40D; l’efficienza quantica dei pixel rossi passa dal 8.09% originali al 24.61% del modello modificato Baader (vedi Figura 1). Un fattore 3 in efficienza quantica svolge un ruolo fondamentale nella buona riuscita di una ripresa astronomica. Un confronto tra due riprese effettuate con una Canon EOS 500D originale e modifica è riportato in Figura 2.

Cosa possiamo dire riguardo i pixel verdi e blu? Come influisce la modifica su questi tipi di pixel? La risposta è semplice e la trovate nella figura 1 dell’articolo “Efficienza Quantica”. La modifica Baader sostanzialmente non modifica l’efficienza quantica dei pixel verdi e blu. Questo si traduce nel non avere nessun tipo di guadagno in luminosità per oggetti di quel colore. Pertanto, riprendere nebulose come quella che circondano le Pleiadi o galassie come la Grande Galassia di Andromeda, con filtro originale o Baader, non comporta nessuna differenza.

Figura 2: Un confronto tra due immagini della nebulosa M8 ed M20 nel Sagittario riprese con una Canon EOS 500D originale (immagine di sinistra) e modificata (immagine di destra).




NGC 7635 – 10/12/2012

Telescopio o obiettivo di acquisizione (Imaging telescope or lens): Newton SkyWatcher BlackDiamond 150 mm f/5

Camera di acquisizione (Imaging camera): CCD Atik 314L+ B/W [6.45 μm]

Montatura (Mount): SkyWatcher NEQ6

Telescopio o obiettivo di guida (Guiding telescope or lens): Rifrattore ED (ED reftactor) Tecnosky Carbon Fiber 80mm f/7

Camera di guida (Guiding camera): Magzero MZ-5m B/W [5.2 μm]

Riduttore di focale (Focal reducer): non presente (not present)

Software (Software): IRIS + Adobe Photoshop CS3/CS6

Accessori (Accessories): correttore di coma Baader MPCC (coma corrector)

Filtri (Filter):  Astronomik CCD Hα 13nm, Astronomik CCD RGB

Risoluzione (Resolution): 1391 x 1039 (originale/original), 1291 x 951 (finale/final)

Data (Date): 06-10/12/2012

Luogo (Location): Briosco – MB, Italia (Italy)

Pose (Frames): 5 x 900 sec bin 1×1 Hα (06/12/2012) a/at -17.0°C, 6 x 480 sec bin 1×1 R (10/12/2012) a/at -14.9°C, 4 x 480 sec bin 1×1 G (10/12/2012) a/at -14.9°C, 4 x 480 sec bin 1×1 B (10/12/2012) a/at -14.9°C.

Calibrazione (Calibration): 5 x 900 sec dark Hα (06/12/2012), 9 x 480 sec dark RGB (10/12/2012), 50 bias Hα (06/12/2012), 50 bias RGB (10/12/2012), 50 flat Hα (06/12/2012), 50 flat R (10/12/2012), 50 flat G (10/12/2012), 50 flat B (10/12/2012)

Fase lunare media (Average Moon phase): 42% (06/12/2012), 6% (10/12/2012)

Campionamento (Pixel scale): 660 sec / 374.66 pixel = 1.7616 arcsec/pixel

Focale equivalente (Equivalent focal lenght): 750 mm

Note (note): LRGB (HαRGB)

NCG 7635 - 10/12/2012

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Efficienza Quantica

Nell’articolo Il fotoelemento: fotodiodo e photogateabbiamo visto come un fotone di lunghezza d’onda compresa tra 350 e 1100 nm ha una certa probabilità di venir “convertito” in elettroni liberi. Ovviamente quanto detto è un concetto generale che in questo post andremo ad approfondire più dettagliatamente. In primo luogo ricordiamo che il limite a bassa lunghezza d’onda è fissato dalla riflessione dei fotoni incidenti sul Silicio che compone il fotoelemento mentre quello ad alta lunghezza d’onda è fissato dall’energy gap del materiale. A lunghezze d’onda inferiori e superiori il Silicio diviene praticamente trasparente (riflettente) alla radiazione luminosa.

Nell’articolo E’ questione di elettroni abbiamo detto che se un fotone si trova nel range di lunghezze d’onda appropriato, questo verrà assorbito dal fotoelemento. Questo è vero se lo spessore del Silicio fosse infinito. Infatti un fotone di lunghezza d’onda λ ha una determinata probabilità P di essere assorbito da uno spessore d di Silicio. Per un fotoelemento, tale probabilità è generalmente inferiore al 100% e aumenta all’aumentare di d. Questo spiega perché i sensori retroilluminati (più spessi) sono anche quelli più sensibili alla radiazione luminosa.

Ora, P(λ) rappresenta veramente la probabilità che un fotone di lunghezza d’onda λ venga registrato dal nostro sensore, sia esso di tipo CCD o CMOS? Ovviamente no. Infatti P(λ) non tiene in considerazione la geometria del fotoelemento, la capacità di raccogliere la carica depositata e molti altri fattori. La grandezza fisica che raccoglie tutte queste informazioni è detta efficienza quantica QE. Ovviamente QE è funzione di λ e riflette complessivamente l’andamento di P(λ).

L’efficienza quantica, per definizione, è riferita ad un singolo fotoelemento e quindi è un concetto generalizzabile ad un sensore a patto di considerare la risposta di ciascun pixel alla luce identica. Inoltre la risposta del Silicio alla luce dipende dalla temperatura dello stesso ed in particolare si ha una riduzione di QE al diminuire della temperatura di funzionamento. Quindi non è sempre detto che un Silicio funziona tanto meglio quanto raffreddato (si veda l’articolo “Il dark frame”).

Al fine di migliorare l’assorbimento della luce, solitamente viene posto uno strato antiriflesso di fronte al fotoelemento.

Nel caso delle DSLR è necessario prendere in considerazione anche la presenza dei filtri interposti nel cammino ottico. In particolare il filtro IR-cut posto di fronte al sensore e la matrice di filtri colorati RGB. Ecco quindi che rivenditori, come ad esempio Nikon o Canon, forniscono per ogni fotocamera digitale tre curve di efficienza quantica, una per ciascun filtro colorato.

In figura 1 riportiamo l’efficienza quantica dell’occhio umano, di un sensore CCD (Atik 314L+ monocromatica), di un sensore CMOS (Magzero MZ-5m) e di una reflex digitale (sensore CMOS Canon EOS 40D) con e senza modifica Baader.

Figura 1: confronto tra efficienze quantiche di diversi strumenti per la visione/ripresa notturna.




NGC 7635 – 06/12/2012

Telescopio o obiettivo di acquisizione (Imaging telescope or lens): Newton SkyWatcher BlackDiamond 150 mm f/5

Camera di acquisizione (Imaging camera): CCD Atik 314L+ B/W [6.45 μm]

Montatura (Mount): SkyWatcher NEQ6

Telescopio o obiettivo di guida (Guiding telescope or lens): Rifrattore ED (ED reftactor) Tecnosky Carbon Fiber 80mm f/7

Camera di guida (Guiding camera): Magzero MZ-5m B/W [5.2 μm]

Riduttore di focale (Focal reducer): non presente (not present)

Software (Software): IRIS + Adobe Photoshop CS3/CS6

Accessori (Accessories): correttore di coma Baader MPCC (coma corrector)

Filtri (Filter):  Astronomik CCD Hα 13nm, Astronomik CCD SII 13nm, Astronomik CCD OIII 12nm

Risoluzione (Resolution): 1391 x 1039

Data (Date): 06/12/2012

Luogo (Location): Briosco – MB, Italia (Italy)

Pose (Frames): 5 x 900 sec bin 1×1 Hα, 1 x 1024 sec bin 1×1 SII, 1 x 1024 sec bin 1×1 OIII

Calibrazione (Calibration): 5 x 900 sec dark, 1 x 1024 sec dark, 50 bias, 50 flat x  Hα, 50 flat x SII, 50 flat x OIII

Fase lunare media (Average Moon phase): 42%

Campionamento (Pixel scale): 660 sec / 374.66 pixel = 1.7616 arcsec/pixel

Focale equivalente (Equivalent focal lenght): 750 mm

Note (note): LRGB (HαSIIHαOIII)

NGC 7635 - 06/12/2012

NGC 7635 - 06/12/2012 (filtro/filter Hα)

NGC 7635 - 06/12/2012 (filtro/filter SII)

NGC 7635 - 06/12/2012 (filtro/filter OIII)




A0-θAur (Mahasim o Bogardus)

La stella θ della costellazione dell’Auriga è un sistema binario di cui la componente più luminosa di classe spettrale A0pSi e si trova a circa 166 A.L. dalla nostra stella. Questa ruota su se stessa con una velocità di circa 29.5 km/s. La massa della stella è circa il triplo di quella del Sole ed il raggio cinque volte tanto. La temperatura stimata è intorno ai 10’400 K.

L’immagine in figura rappresenta lo spettro di θAur ripresa il giorno 03 Dicembre 2012 alle ore 21.45 (TMEC) da Briosco (MB) con un telescopio Newton SkyWatcher 200mm f/4 + reticolo di diffrazione StarAnalyser 100 + camera Magzero MZ-5m. Una prima analisi dello spettro di assorbimento mostra in modo marcato la presenza della serie di Balmer ed in particolare le linee dalla Hα alla Hζ. Di seguito è riportato l’istogramma dellla regione di interesse. L’offset ottenuto tramite fit gaussiano è 41.6979 pixel. La massima luminosità è raggiunta per lunghezze d’onda pari a 4995.2 Å. Scarica il file di testo della misura.

Spettro di assorbimento non calibrato (Visual Spec)

A questo punto si è proceduto alla realizzazione dello spettro MAX-assorbimento al fine di semplificare le future operazioni di fit. Effettuando un fit gaussiano sui picchi otteniamo:

  • 3882.8 Å linea Hζ dell’HI (3888.6 Å)
  • 3971.0 Å linea Hε dell’HI (3969.7 Å)
  • 4098.4 Å linea Hδ dell’HI (4101.3 Å)
  • 4340.6 Å linea Hγ dell’HI (4340.0 Å)
  • 4620.5 Å linea da identificare
  • 4740.3 Å linea da identificare
  • 4860.7 Å linea Hβ dell’HI (4860.8 Å)
  • 5202.8 Å linea da identificare
  • 5576.4 Å linea da identificare
  • 5623.9 Å linea da identificare
  • 5790.9 Å linea da identificare
  • 5885.9 Å linea da identificare
  • 6257.5 Å linea da identificare
  • 6551.4 Å linea Hα dell’HI (6562.1 Å)
  • 7597.9 Å linea da identificare
  • 7751.6 Å linea da identificare
  • 8184.4 Å linea da identificare



A5-βTri

La stella β della costellazione del Triangolo è di tipo A5III e si trova a circa 127 A.L. dalla nostra stella. Questa ruota su se stessa con una velocità di circa 70 km/s. La stella è una variabile probabilmente di tipo spettroscopica ad eclisse. La temperatura stimata è intorno ai 7’220 K.

L’immagine in figura rappresenta lo spettro di βTri ripresa il giorno 03 Dicembre 2012 alle ore 22.01 (TMEC) da Briosco (MB) con un telescopio Newton SkyWatcher 200mm f/4 + reticolo di diffrazione StarAnalyser 100 + camera Magzero MZ-5m. Una prima analisi dello spettro di assorbimento mostra in modo marcato la presenza della serie di Balmer ed in particolare le linee dalla Hα alla Hη. Di seguito è riportato l’istogramma dellla regione di interesse. L’offset ottenuto tramite fit gaussiano è 25.971 pixel. La massima luminosità è raggiunta per lunghezze d’onda pari a 5095.0 Å. Scarica il file di testo della misura.

Spettro di assorbimento non calibrato (Visual Spec)

A questo punto si è proceduto alla realizzazione dello spettro MAX-assorbimento al fine di semplificare le future operazioni di fit. Effettuando un fit gaussiano sui picchi otteniamo:

  • 3827.3 Å linea Hη dell’HI (3835.0 Å)
  • 3886.2 Å linea Hζ dell’HI (3888.6 Å)
  • 3966.9 Å linea Hε dell’HI (3969.7 Å)
  • 4096.9 Å linea Hδ dell’HI (4101.3 Å)
  • 4336.4 Å linea Hγ dell’HI (4340.0 Å)
  • 4626.0 Å linea da identificare
  • 4860.0 Å linea Hβ dell’HI (4860.8 Å)
  • 5191.8 Å linea da identificare
  • 5588.5 Å linea da identificare
  • 5795.1 Å linea da identificare
  • 6544.8 Å linea Hα dell’HI (6562.1 Å)
  • 7593.2 Å linea da identificare
  • 7746.4 Å linea da identificare
  • 8181.8 Å linea da identificare
  • 8812.7 Å linea da identificare



A1-βAur (Menkalinan)

La stella β della costellazione dell’Auriga è un sistema stellare triplo di cui la stella più luminosa di classe A1IV e si trova a circa 81 A.L. dalla nostra stella. La sua massa è praticamente il triplo di quello del Sole mentre la massa circa il doppio. La temperatura effettiva è pari a circa 9’000 K e ruota su se stessa con una velocità di 33 km/s. Del sistema triplo, la seconda stella Menkalian B ha praticamente le stesse caratteristiche della componente principale. Il sistema Menkalian A e B costituiscono una variabile spettroscopica ad eclisse.

L’immagine in figura rappresenta lo spettro di βAur ripresa il giorno 03 Dicembre 2012 alle ore 21.37 (TMEC) da Briosco (MB) con un telescopio Newton SkyWatcher 200mm f/4 + reticolo di diffrazione StarAnalyser 100 + camera Magzero MZ-5m. Una prima analisi dello spettro di assorbimento mostra in modo marcato la presenza della serie di Balmer ed in particolare le linee dalla Hα alla Hζ. Di seguito è riportato l’istogramma dellla regione di interesse. L’offset ottenuto tramite fit gaussiano è 16.3886 pixel. La massima luminosità è raggiunta per lunghezze d’onda pari a 5285.6 Å. Scarica il file di testo della misura.

Spettro di assorbimento non calibrato (Visual Spec)

A questo punto si è proceduto alla realizzazione dello spettro MAX-assorbimento al fine di semplificare le future operazioni di fit. Effettuando un fit gaussiano sui picchi otteniamo:

  • 3878.5 Å linea Hζ dell’HI (3888.6 Å)
  • 3962.7 Å linea Hε dell’HI (3969.7 Å)
  • 4092.9 Å linea Hδ dell’HI (4101.3 Å)
  • 4332.3 Å linea Hγ dell’HI (4340.0 Å)
  • 4617.7 Å linea da identificare
  • 4854.1 Å linea Hβ dell’HI (4860.8 Å)
  • 5188.8 Å linea da identificare
  • 5480.0 Å linea da identificare
  • 5577.6 Å linea da identificare
  • 5786.7 Å linea da identificare
  • 5892.5 Å linea da identificare
  • 6252.7 Å linea da identificare
  • 6545.8 Å linea Hα dell’HI (6562.1 Å)
  • 7591.8 Å linea da identificare
  • 7744.8 Å linea da identificare
  • 8186.1 Å linea da identificare
  • 8819.4 Å linea da identificare
  • 8966.5 Å linea da identificare

La stessa stella è stata ripresa con il medesimo setup anche il giorno 19/12/2012 ore 23.03 (TMEC). L’offset ottenuto tramite fit gaussiano è 31.4795 pixel. La massima luminosità è raggiunta per lunghezze d’onda pari a 5274.4 Å. Scarica il file di testo della misura.

Spettro di assorbimento non calibrato (Visual Spec)

A questo punto si è proceduto alla realizzazione dello spettro MAX-assorbimento al fine di semplificare le future operazioni di fit. Effettuando un fit gaussiano sui picchi otteniamo:

  • 3810.9 Å linea Hη dell’HI (3835.0 Å)
  • 3878.1 Å linea Hζ dell’HI (3888.6 Å)
  • 3958.4 Å linea Hε dell’HI (3969.7 Å)
  • 4090.3 Å linea Hδ dell’HI (4101.3 Å)
  • 4328.9 Å linea Hγ dell’HI (4340.0 Å)
  • 4849.3 Å linea Hβ dell’HI (4860.8 Å)
  • 5784.8 Å
  • 6240.1 Å
  • 6546.5 Å linea Hα dell’HI (6562.1 Å)
  • 6866.6 Å
  • 7583.2 Å
  • 8188.2 Å



A7-αCep (Alderamin)

La stella α della costellazione del Cefeo è di tipo A7IV-V e si trova a circa 49 A.L. dalla nostra stella. La sua massa è praticamente il doppio di quello del Sole mentre il suo raggio è 2.5 volte. La temperatura effettiva è pari a 7’500 – 8’000 K e ruota su se stessa con una velocità di 246 km/s.

L’immagine in figura rappresenta lo spettro di αCep ripresa il giorno 03 Dicembre 2012 alle ore 21.55 (TMEC) da Briosco (MB) con un telescopio Newton SkyWatcher 200mm f/4 + reticolo di diffrazione StarAnalyser 100 + camera Magzero MZ-5m. Una prima analisi dello spettro di assorbimento mostra in modo marcato la presenza della serie di Balmer ed in particolare le linee dalla Hα alla Hε. Di seguito è riportato l’istogramma dellla regione di interesse. L’offset ottenuto tramite fit gaussiano è 22.0295 pixel. La massima luminosità è raggiunta per lunghezze d’onda pari a 5289.3 Å. Scarica il file di testo della misura.

Spettro di assorbimento non calibrato (Visual Spec)

A questo punto si è proceduto alla realizzazione dello spettro MAX-assorbimento al fine di semplificare le future operazioni di fit. Effettuando un fit gaussiano sui picchi otteniamo:

  • 3959.1 Å linea Hε dell’HI (3969.7 Å)
  • 4093.7 Å linea Hδ dell’HI (4101.3 Å)
  • 4333.4 Å linea Hγ dell’HI (4340.0 Å)
  • 4860.2 Å linea Hβ dell’HI (4860.8 Å)
  • 5187.3 Å linea da identificare
  • 5445.4 Å linea da identificare
  • 5489.7 Å linea da identificare
  • 5552.7 Å linea da identificare
  • 5592.1 Å linea da identificare
  • 5783.4 Å linea da identificare
  • 5891.9 Å linea da identificare
  • 6246.5 Å linea da identificare
  • 6551.3 Å linea Hα dell’HI (6562.1 Å)
  • 7282.8 Å linea da identificare
  • 7600.0 Å linea da identificare
  • 7744.0 Å linea da identificare
  • 8191.7 Å linea da identificare
  • 8650.7 Å linea da identificare
  • 8981.2 Å linea da identificare
  • 9318.4 Å linea da identificare



Misura della costante di Rydberg utilizzando un reticolo di diffrazione

ARTICOLI DI ASTRONOMIA AMATORIALE
VOLUME 1 NUMERO 1 (2012)

ABSTRACT

La temperatura dell’atmosfera stellare di stelle di classe spettrale A è tale per cui gli atomi di Idrogeno presenti si trovano principalmente in uno stato legato con numero quantico principale n maggiore o uguale a due. Le transizioni sullo stato fondamentale risultano quindi sfavorite e il canale aperto più probabile è la transizione dal livello n’ > 2 allo stato n = 2 (Serie di Balmer). Dato che la lunghezza d’onda della radiazione assorbita dal gas stellare è legata ai numeri quantici n ed n’ dalla nota formula di Rydberg, è possibile estrarre il valore dell’omonima costante R a partire dallo spettro elettromagnetico misurato al telescopio con un reticolo di diffrazione di tipo Star Analyser 100. In questo articolo si riportano i dati ottenuti utilizzando gli spettri di 14 stelle di tipo A acquisiti nell’anno 2012.

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Giove – 03/12/2012

Telescopio o obiettivo di acquisizione (Imaging telescope or lens): Newton SkyWatcher WidePhoto 200 mm f/4

Camera di acquisizione (Imaging camera): Magzero MZ-5m B/W [5.2 μm]

Montatura (Mount): SkyWatcher NEQ6

Telescopio o obiettivo di guida (Guiding telescope or lens): non presente (not present)

Camera di guida (Guiding camera): non presente (not present)

Riduttore di focale (Focal reducer): non presente (not present)

Software (Software): Registax6 + Adobe Photoshop CS6

Accessori (Accessories): Lente di Barlow TeleVue Powermate 5x (TeleVue Powermate 5x Barlow lens)

Filtri (Filter): non presente (not present)

Risoluzione (Resolution): 800 x 600

Data (Date): 03/12/2012

Luogo (Location): Briosco – MB, Italia (Italy)

Pose (Frames): somma di 500 frames

Calibrazione (Calibration): non presente (not present)

Fase lunare media (Average Moon phase): 76%

Campionamento (Pixel scale): 48.46 sec / 197 pixel = 0.24599 arcsec/pixel

Focale equivalente (Equivalent focal lenght): 4360 mm

(clicca qui per scaricare l’immagine originale in formato TIFF – click here in order to download the TIFF file)

Giove - 03/12/2012




Sei mesi di ASTROtrezzi.it: AUGURI!

Eccoci qui di nuovo insieme a sei mesi da quell’ormai lontano 28 Maggio 2012 quando decisi di dar vita al sito ASTROtrezzi.it . A quel tempo possedevo già un sito internet personale in cui postare le mie immagini (www.davidetrezzi.it) ma cercavo qualcosa di meglio, qualcosa che potesse dare all’astrofilo esperto così come al neofita una serie di informazioni pratiche sul mondo dell’Astronomia e dell’Astrofotografia.

Ecco quindi l’idea di costruire un sito internet partendo non dalle classiche rubriche “il cielo del mese” o articoli di astrofisica tipo “buchi neri, materia oscura, …”, ma da guide all’utilizzo e sviluppo di tecniche astronomiche come l’astrofotografia, la spettroscopia, la valutazione dell’inquinamento luminoso o la ricerca di posti bui dove osservare il cielo notturno.

Ecco quindi che in soli sei mesi il sito si è arricchito di ben 159 post e 38 pagine: praticamente una media di quasi un articolo al giorno.

Le sezioni del sito non sono ovviamente ancora completate e forse non lo saranno mai dato che gli argomenti da trattare sono infiniti. Bisogna comunque dire che il sito oggi contiene un numero non trascurabile di immagini in altissima risoluzione (le migliori raccolte in ASTROgallery) e che la guida “Astrofotografia Digitale” in ASTROfotografia è ormai a buon punto. Povera rimane ancora la sezione ASTROnomia, che comunque procede seppur a passi lenti. ASTROlink invece si arricchisce giorno dopo giorno di preziosi link grazie anche ai suggerimenti dei lettori.

Logo di ASTROtrezzi.it su Facebook

La risposta di questi ultimi al sito ASTROtrezzi.it è stata molto positiva. Il numero di visitatori è aumentato mese dopo mese per un totale di 2176 unità. Anche le pagine viste aumentano mese dopo mese. Ad oggi 12251 pagine sono state lette e questa è una delle più grandi soddisfazioni ottenute da questo sito: grazie di cuore!

Di tutti i visitatori ovviamente il 93.29% arrivano dall’Italia, un 0.59% dalla Germania e 0.55% da Francia e Regno Unito. Il 6.71% di visitatori stranieri deve comunque far riflettere e ASTROtrezzi.it non potrà in futuro dimenticarsi di loro.

In Italia la distribuzione delle visite è a macchia di leopardo e concentrata principalmente in Lombardia, Emilia Romagna, Veneto e Campania. Le regioni che non visitano frequentemente ASTROtrezzi sono Puglia, Basilicata e Molise probabilmente a causa della bassa densità abitativa di quelle zone. In futuro ASTROtrezzi.it cercherà di far breccia anche in quelle regioni stingendo collegamenti con associazioni locali.

Le città amiche di ASTROtrezzi.it sono Milano (con il 30.10% delle visite), Roma (10.92%), Torino (2.25%), Genova (1.91%) e Palermo (1.91%).

Facebook

Dal 20 Luglio 2012 ASTROtrezzi è anche su Facebook e Twitter. Questo per far conoscere ASTROtrezzi.it alla comunità dei social network nonché fornire ai lettore uno spazio dove discutere di Astronomia e Astrofotografia. Amici personali e non, vengono così aggiornati giorno dopo giorno dei nuovi articoli postati sul sito nonché delle nuove immagini pubblicate. La comunità degli ASTROtrezzini è cresciuta ed oggi siamo in 84.

I visitatori della pagina Facebook di ASTROtrezzi sono comunque molti di più. Ad oggi ne contiamo quasi 200 e non possiamo lasciarceli scappare! In totale i post di ASTROtrezzi on Facebook hanno ricevuto 658 visite e di questo vi ringrazio moltissimo.

Degli 84 fan della nostra pagina, il 61% sono uomini e quindi in futuro bisognerà pensare ad un ASTROtrezzi.it più rosa. La bassa partecipazione delle donne al mondo dell’Astronomia è nota da anni ma, questo dato di fatto, fornisce ad ASTROtrezzi uno stimolo grandissimo per cercare di invertire la tendenza. La fascia di età favorita, indipendentemente dal sesso, è quella compresa tra 25 e 34 anni. Bisognerà quindi pensare ad un ASTROtrezzi aperto ai giovani.

Anche su Facebook i nostri visitatori provengono principalmente dall’Italia (227) seguita da Romania (17), Svizzera (9), Regno Unito (8) e Messico (5).

Le città amiche di ASTROtrezzi.it su Facebook sono invece Milano (20), Como (12), Bucarest (7), Giussano (7) e Roma (5).

Juza

Il 28 Agosto 2012 a 3 mesi dalla nascita del sito, ASTROtrezzi.it è presente anche su uno dei più famosi siti di fotografia italiana: Juza. Da allora sono state postate 37 fotografie astronomiche che hanno registrato 10090 visite. Juza ha permesso ad ASTROtrezzi.it di diffondersi in Italia anche grazie ai 280 commenti postati sul sito. Ad oggi molti sono gli astrofotografi e neofiti che hanno conosciuto ASTROtrezzi grazie a Juza.

Logo di ASTROtrezzi.it su Juza

Il sito internet ASTROtrezzi.it, Facebook e Juza hanno creato tra loro un network sinergico. Gli utenti di Juza scoprono il fantastico mondo dell’Astrofotografia e dell’Astronomia scattando o visualizzando le immagini dei lettori. Naturale conseguenza è la visita del sito www.astrotrezzi.it che offre approfondimenti dettagliati degli argomenti trattati con superficialità su Juza. Interessati da ASTROtrezzi sono proprio questi visitatori che spesso si “iscrivono” alla nostra pagina Facebook seguendoci giorno dopo giorno. Numerosi sono ovviamente anche gli scambi di link con astrofotografi e gruppi astrofili.

Cosa ci aspetta nei prossimi 6 mesi di ASTROtrezzi.it? Innanzitutto da oggi esisterà uno standard per la registrazione dei dati tecnici delle immagini astronomiche che, per la prima volta, sarà bilingue italiano/inglese. Questo per dare l’opportunità a tutti i nostri visitatori stranieri di poter comprendere le tecniche utilizzate per la ripresa delle immagini. Sempre seguendo questa linea guida, dal 01 Dicembre 2012 tutti i post avranno un riassunto in lingua inglese mentre il sito diventerà completamente bilingue a partire dal 2014. Ovviamente questo allargherà il bacino di utenza, senza dimenticare che l’obiettivo principale di ASTROtrezzi.it è diventare un sito di riferimento per l’astrofotografia e astronomia amatoriale italiana dove l’offerta fornita dalla rete è spesso carente. Il 01 Gennaio 2012 verrà premiato il vincitore del “Concorso Astrofotografico 2012”, il primo di ASTROtrezzi.it . Data la nutrita partecipazione, lo stesso concorso sarà proposto per il 2013.

Dal mondo virtuale a quello reale: Il 2013 sarà l’anno dei workshop gratuiti dove neofiti e neo astrofotografi potranno imparare a conoscere e riprendere il cielo. Inoltre l’operazione “cieli sicuri” permetterà l’aggregazione di persone per l’osservazione di cieli notturni al fine di ridurre episodi spiacevoli legati ad osservazioni solitarie in luoghi isolati.

Oltre a Facebook e Twitter, nel 2013 gli utenti potranno venire informati delle attività del sito anche tramite un’opportuna mailing-list. Dal lato forum, oltre che su Juza, ASTROtrezzi sarà presente sul sito Astrofili.org supportando quello che, ad oggi, è il forum di riferimento dell’astrofilia italiana.

Ovviamente si rafforzeranno i collegamenti con i gruppi astrofili, osservatori e siti di astronomia.

Non mi resta quindi che augurarvi una piacevole lettura e a presto,

Davide Trezzi




Archiviazione delle informazioni

Abbiamo visto in ADC dal mondo analogico a quello digitale” come il risultato finale della nostra ripresa astrofotografica, effettuata con sensori CCD o CMOS, sia una sequenza di segnali digitali in grado di fornire informazioni sul numero di fotoni che hanno inciso durante l’esposizione su ogni singolo fotoelemento a semiconduttore. Questi segnali digitali dovranno quindi essere ora memorizzati in maniera opportuna su un supporto informatico come una scheda di memoria (ce ne sono di diversi tipi tra cui le più diffuse sono le SD e CF) o il disco fisso di un computer (nel caso di scatto remoto). Come sappiamo il risultato di questa memorizzazione sarà un file.

In astrofotografia digitale abbiamo molteplici formati in grado di memorizzare i file contenenti le informazioni della ripresa. In questo post analizzeremo i file più diffusi.

RAW

Con la parola RAW (grezzo) si indicano i file memorizzati dalle fotocamere digitali in grado di contenere tutte le informazioni in uscita dall’ADC. Dato che ogni casa produttrice ha un sistema diverso di acquisizione e conversione del segnale analogico in digitale, esistono molteplici file RAW, ciascuno con la sua estensione proprietaria. Ad esempio Canon utilizza il formato CRW (Canon RaW) con estensione CR2 mentre Nikon utilizza il formato NEF (Nikon Electronic Format) con estensione omonima.

I file RAW sono importantissimi per l’astrofotografia, dato che contengono le informazioni “originali” del sensore, prima che il processore della camera demosaicizzi l’immagine come descritto in “Costruire un’immagine a colori”. Il processo di demosaicizzazione include un peggioramento della qualità dell’immagine e dovrebbe venire applicato solo una volta che tutti i parametri di ripresa (bilanciamento del bianco, contrasto, …) sono stati opportunamente corretti. Questi parametri vengono corretti automaticamente dal processore. Ma se volessimo correggerli noi? In questo caso solo il file RAW ci permette di accedere alle informazioni necessari.

Ovviamente utilizzando i file RAW si rende necessario una “demosaicizzazione” a mano, oggi automatizzata da software di post produzione come Adobe Camera Raw (plug-in di Photoshop) o IRIS. Questi software sono in grado di leggere gran parte dei formati RAW proprietari oggi presenti sul mercato.

Data l’enorme mole di informazioni contenute nel file RAW, questi occupano molto spazio su disco, aumentando di conseguenza il tempo di salvataggio. Mentre quest’ultimo problema è risolubile solo aumentando la velocità dell’elettronica della camera e dei supporti di archiviazione, la riduzione dello spazio su disco è possibile utilizzando software di compressione.

Come si può ben capire il RAW non è un file immagine ma un file di dati. Una volta modificati opportunamente i parametri di ripresa il software di post produzione procede con la demosaicizzazione generando un’immagine a colore. Questa dovrà essere salvata in un file di tipo immagine. Quindi riassumendo, ad ogni file RAW corrisponde un file immagine. Nelle prossime sezioni vediamo quali sono i file immagini più diffusi in astrofotografia.

TIFF (8 o 16 bit/canale, compresso), PIC e BMP

L’immagine a colori fornita dal file RAW ha un gamma tonale dettata dal numero di bit dell’ADC come illustrato nel post “ADC: dal mondo analogico a quello digitale”. Questa non è ovviamente visualizzabile dato che molto spesso è superiore alla gamma tonale dell’occhio umano pari ad 8bit. Quello che succede è che la gamma tonale viene compressa dal numero di bit dell’ADC a 8bit. Questa “compressione” però è solo visuale, l’immagine che fuoriesce da un file RAW contiene infatti tutta la gamma tonale originale. In questo modo se tagliate parte dell’istogramma dell’immagine ottenuta a partire da un file RAW non perderete in quantità, dato che avrete un numero di toni sovrabbondante rispetto a quelli che può vedere l’occhio umano.

Il formato immagine in grado di memorizzare tutta la gamma tonale originale fornita dal file RAW sono il PIC ed il TIFF a 16 bit/canale. Al momento, dato che il numero di bit (per canale RGGB) fornito dagli ADC di DSLR e CCD è generalmente inferiore o uguale a 16bit, il TIFF a 16 bit/canale ed il PIC risultano essere formati appropriati.

È però possibile salvare l’immagine prodotta dal file RAW in un formato ad 8bit. In questo caso la visualizzazione compressa si trasforma in vera è propria riduzione del numero di bit e quindi della gamma tonale. Esempi sono i formati TIFF a 8bit/canale o BMP.

Perché salvare un’immagine in formato TIFF a 8bit/canale o BMP quando esistono formati come il TIFF a 16bit/canale o PIC? La ragione è ovviamente di natura pratica: diminuire lo spazio occupato dai file su disco.

In astrofotografia digitale, la pratica più utilizzata è quella di salvare l’immagine generata dal file RAW in TIFF a 16bit/canale o PIC ed effettuare la cosmetica su questi tipi di file. In questo modo sfrutteremo al meglio il segnale fornito dall’ADC della nostra fotocamera digitale. Una volta applicate tutte le modifiche sarà possibile salvare l’immagine in formato TIFF a 8bit/canale o BMP ottenendo un file di dimensioni inferiori e di facile trasportabilità. La riduzione della gamma tonale non comporterà perdite alla qualità dell’immagine. Ovviamente una volta convertita in immagine ad 8bit/canale non sarà possibile apportare altre modifiche di cosmetica all’immagine a meno di non voler perdere dettagli o introdurre artefatti (come la posterizzazione, vedi il post “Istogramma e stretching dinamico: come ottenere il massimo dalla dinamica del nostro sensore”).

È possibile inoltre comprimere i file TIFF in modo che questi occupino meno spazio su disco, senza perdere nessuna informazione. Tale formato si chiama, con molta fantasia, TIFF compresso.

JPEG

Il formato JPEG è sicuramente il formato immagine più diffuso, principalmente grazie alle ridotte dimensioni che questo occupa su disco. La gamma tonale che questo file riesce a memorizzare è di soli 8bit/canale, quindi del tutto simile ad un TIFF 8bit/canale o ad un BMP. Perché allora il formato JPEG occupa meno spazio addirittura di un TIFF compresso?

Anche le immagini JPEG sono compresse, ma utilizzano metodi lossy ovvero che durante la compressione perdono informazioni. Questo processo distruttivo per l’immagine permette al JPEG di occupare dimensioni anche molto ridotte. La perdita di qualità dell’immagine a seguito della compressione viene caratterizzata da una grandezza nota come fattore di compressione.

L’utilizzo di immagini JPEG è vivamente sconsigliato in astrofotografia. È comunque possibile salvare una compia dell’immagine finale ad 8bit o 16bit non compressa in JPEG al fine di una sua distribuzione sul web. In tal caso, per mantenerne la qualità si consiglia di utilizzare un fattore di compressione minimo.

Alcune DSLR permettono il salvataggio RAW + JPEG, utile per visualizzare velocemente le informazioni contenute nel file RAW

Ricordiamo infine che le fotocamere digitali, se non indicato diversamente, salvano le immagini su scheda (o disco nel caso di controllo remoto) in formato JPEG. Lo sviluppo RAW in JPEG ovvero la demosaicizzazione, bilanciamento del bianco e compressione, vengono effettuati dal microprocessore della DSLR (DIGIC per fotocamere Canon). Questo perché il tempo di processo sommato a quello di memorizzazione del formato JPEG su scheda è decisamente più veloce del solo salvataggio del file RAW. Ovviamente scattando in JPEG il file RAW (sempre prodotto) rimane in memoria e viene subito cancellato dopo il processo di “sviluppo” in JPEG.

FITS

Il formato FITS è molto diffusi in Astronomia e recentemente è divenuto uno standard per CCD astronomici amatoriali. Come il file RAW, questo formato contiene tutte le informazioni relative al sensore CCD precedenti al processo di demosaicizzazione.

Oltre all’immagine il file FITS può contenere molteplici informazioni e questo ne giustifica l’utilizzo in ambito scientifico professionale. Altro vantaggio che diventerà importante in futuro con le nuove generazioni di ADC, è che il formato FITS permette di salvare immagini a 32bit/canale.

File FITS possono essere interpretati da software come FITS Liberator (Plug-in di Photoshop) o IRIS.

Concludendo quindi abbiamo scoperto come ottenere il massimo dalle nostre immagini digitali ed in particolare è stata illustrata una procedura che a partire dal file RAW ci permette di costruire immagini corrette a 16bit o superiore. Queste possono essere a loro volta modificate grazie ai programmi di post produzione come Photoshop ed infine salvate in formati compressi come il “comodo” JPEG.

Il file RAW, così come l’immagine a 16bit (o superiore) devono venire archiviate, perché contengono tutte le informazioni sullo scatto. I file JPEG invece possono essere utili per un’eventuale pubblicazione sul web o per inviare le fotografie tramite mail.




Giove – 20/11/2012

Briosco (MB), 20/11/2012 – Giove

Telescopio di ripresa: Riflettore Newton SkyWatcher Black Diamond 150 mm f/5

Montatura: Equatoriale alla tedesca, SkyWatcher NEQ6

Camera di ripresa: MagZero MZ-5m B/W, Celestron NexImage colori, Imaging Source DBK31.AU03 colori.

Elaborazione e note: Immagine ripresa con MagZero MZ-5m – Somma di due immagini, ciascuna somma di 500 frame effettuata con Registax6. Elaborazione finale con Photoshop. Immagine ripresa con Celestron NexImage – Somma di 500 frame effettuata con Registax6. Elaborazione finale con Photoshop. Immagine ripresa con Imaging Source DBK31.AU03 – Somma di 1000 frame effettuata con Registax6. Elaborazione finale con Photoshop.

Giove - 20/11/2012 ripreso con camera MagZero MZ-5m

Giove - 20/11/2012 ripreso con camera Celestron NexImage

Giove - 20/11/2012 ripreso con camera Imaging Source DBK31.AU03




L’Universo a portata di mano

13.75 miliardi di anni fa, tutto lo spazio che oggi possiamo “osservare” con i nostri telescopi aveva dimensioni infinitesime, ben più piccole di un atomo. In questo microcosmo era concentrata tutta la materia (energia) che oggi ritroviamo nell’Universo sotto forma di pianeti, stelle e galassie.

Non ha senso quindi parlare di cosa ci fosse prima od oltre l’Universo dato che il tempo e lo spazio nacquero proprio in quell’istante, noto come Big Bang.

In realtà Big Bang è una parola fuorviante, dato che 13.75 miliardi di anni fa NON esplose proprio nulla. Semplicemente lo spazio (tempo) iniziò a dilatarsi; un processo tuttora in atto.

Molta materia in poco spazio si traduce in urti violenti e quindi altissime temperature. Sono proprio questi urti che nei primi istanti dopo il Big Bang hanno dato luogo alla produzione di tutte le particelle elementari che oggi vengono ricreate, dopo quasi 14 miliardi di anni, nei grandi acceleratori quali, ad esempio, LHC al CERN di Ginevra.

Dopo un minuto dal Big Bang la temperatura ha cominciato ad abbassarsi permettendo la fusione nucleare tra le particelle sopravvissute alle prime fasi turbolenti di vita dell’Universo: protoni e neutroni. In circa 20 minuti vennero sintetizzati i primi elementi chimici presenti nel cosmo: Idrogeno, Elio, Litio e Berillio. Dopo 20 minuti l’espansione fece si che gli spazi divennero sufficientemente grandi da abbassare la temperatura dell’Universo fino alla soglia necessaria per innescare la fusione nucleare. La grande fornace cosmica così si fermò e per 400 mila anni l’Universo cominciò a brillare di luce come un Ferro rovente appena uscito da un forno, senza però produrre nessun nuovo elemento chimico.

Questa fase di “Universo luminoso” finì dopo 379 mila anni quando lo spazio, sempre più grande, permise agli elettroni di legarsi ai nuclei sintetizzati nei primi 20 minuti di vita dell’Universo. Si passa così dal plasma all’atomo: il cosmo cade nell’oscurità; un’oscurità che durerà circa 400 milioni di anni, periodo in cui l’Universo rimase uno spazio buio, senza stelle, riempito da immense nube di Idrogeno ed Elio.

M42 - Nebulosa di Orione

Per motivi ancora non del tutto chiari, queste nubi ad un certo punto cominciarono ad addensarsi, così come fanno le nuvole in un cielo sereno. Al loro interno si formarono delle piccole “gocce”, ovvero dei punti dove i gas cominciarono ad addensarsi maggiormente. Compressi dalla forza di gravità, in poco tempo i gas si portarono a temperature di qualche milione di gradi innescando nuovamente la fusione nucleare. Dopo 400 milioni di anni, al centro di quegli ammassi condensati, l’Universo ricominciò a sintetizzare gli elementi chimici.

Il processo di fusione nucleare libera energia sotto forma di radiazione la quale, passando attraverso il gas compresso dalla gravità, diviene luce. Il gas così si “accende” mantenendosi in un fragile equilibrio: nascono le stelle.

Oggi possiamo vedere in diretta il processo di formazione stellare osservando in dettaglio il centro della nebulosa di Orione (M42) come mostrato recentemente dall’Hubble Space Telescope. Un processo iniziato circa 13 miliardi di anni fa e tuttora in atto.

Una volta nate, le stelle continueranno nel loro centro a dar luogo alla fusione sintetizzando, passo dopo passo, tutti gli elementi chimici presenti nella tavola periodica fino al Ferro.

Tutte le stelle che osserviamo nel cielo si trovano in questo stato. Una volta giunte alla fine della loro vita (ovvero sintetizzato l’elemento più pesante permesso), queste possono o spegnersi dolcemente rilasciando nello spazio il gas che le costituisce oppure esplodere violentemente dando luogo a quei fenomeni noti come esplosioni di supernova. Nel primo caso, l’oggetto che possiamo osservare con i nostri telescopi è un ammasso di gas sferico con al centro quel che rimane del nucleo stellare (nana bianca). Questo tipo di nebulosa è detta nebulosa planetaria.

M27 - Esempio di nebulosa planetaria

L’aggettivo “planetario” è fuorviante, dato che queste nebulose non hanno nulla a che fare con i pianeti. L’origine del nome è da ricercarsi nella difficoltà che i primi astronomi trovarono nel risolvere questi oggetti che apparivano, ai loro telescopi, come dei dischi luminosi immersi nell’oscurità del cielo; dischi del tutto simili a quelli planetari.

Le esplosioni di supernova generano invece nebulose più irregolari. Gran parte delle nebulose ad emissione e oscure hanno avuto origine da un’esplosione di supernova. La stessa nebulosa granchio o M1, nella costellazione del Toro, è il resto di una stella esplosa nel 1054.

Durante un’esplosione di supernova vengono rilasciati nello spazio interstellare tutti gli elementi sintetizzati all’interno della stella e quindi tutti gli elementi chimici dall’Idrogeno al Ferro. Gli altri elementi pesanti, come ad esempio l’Uranio, verranno invece prodotti durante l’esplosione stessa.

Questo gas “sporco” va così a contaminare l’Universo. Stelle che nasceranno dalla contrazione di questo gas partiranno con degli elementi pesanti al loro interno oltre ai sempre abbondanti Idrogeno ed Elio. Tali stelle prendono il nome di stelle di “seconda” generazione. Una stella di questo tipo è ad esempio il nostro Sole. Nel Sole infatti troviamo tracce di elementi pesanti, tra cui il Ferro, necessariamente sintetizzati in passato nel cuore di una stella (più massiva) poi esplosa.

M33 - Esempio di galassia a spirale


Tornando alla storia dell’Universo abbiamo visto come, dopo 400 milioni di anni, all’interno di enormi nubi di gas hanno cominciato ad accendersi le prime stelle. L’insieme di tutte le stelle di una “nube primordiale” è detto galassia. All’interno di ciascuna galassia le stelle possono poi nascere in piccoli aggruppamenti noti come ammassi aperti. Un esempio di ammasso aperto sono le Pleiadi o M45 nella costellazione del Toro, nate da un’unica nebulosa circa 100 milioni di anni fa.

Tra le tante “nubi primordiali” una ha cominciato a originare le prime stelle circa 1 miliardo di anni dopo il Big Bang: si tratta della Via Lattea, la galassia di cui il Sole è una delle 300 miliardi di stelle che oggi la compongono. Se guardate il cielo estivo (ma anche autunnale o invernale) vi accorgerete che questo è attraversato da una grande striscia bianca: la Via Lattea appunto. Se la ingrandite con un binocolo vi accorgerete che questa è composta da tantissime stelle.

La Via Lattea non è nient’altro che una galassia “vista dall’interno”.

M13 – Esempio di ammasso globulare

Intorno alle galassie abbiamo spesso anche la condensazione contemporanea di altre piccole nube di gas che danno luogo a quegli ammassi noti come ammassi globulari.

M45 - ammasso aperto delle Pleiadi

Malgrado è usanza parlare in generale di ammassi stellari, bisogna notare che mentre quelli aperti si trovano dentro le galassie quelli globulari sono di natura extra-galattica. Esempio di ammasso globulare è il grande ammasso dell’Ercole o M13 nella costellazione omonima.

Ma quante sono le galassie nell’Universo? Ad oggi conosciamo qualcosa come 100 miliardi di galassie che si muovono nello spazio (sempre più grande a seguito dell’espansione) obbedendo praticamente alla sola forza di gravità. Questa a volte spinge le galassie le une contro le altre dando luogo a veri e propri scontri galattici.

Per comprendere le distanze e le dimensioni di tutti questi oggetti cosmici che abbiamo fin qui descritto ne riportiamo alcuni esempi.

  • Diametro della Terra: 12’700 km
  • Diametro della Luna: 3’500 km
  • Diametro del Sole: 1’400’000 km
  • Dimensione delle stelle più grandi: 1’960’000’000 km
  • Distanza Sole – Plutone: 7’300’000’000 km
  • Distanza Sole – Proxima Centauri (stella più vicina): 39’700’000’000’000 km = 4.2 ly (anni luce)
  • Distanza Sole – M42: 1’344 ly
  • Diametro Via Lattea: 100’000 ly
  • Distanza Sole – M13: 22’000 ly
  • Distanza Sole – Galassia di Andromeda (galassia più vicina): 2’540’000 ly
  • Distanza Sole – galassia più distante: 13’200’000’000 ly

Vediamo ora cosa è successo 4.568 miliardi di anni fa, quando da una nebulosa della Via Lattea, nacque il Sole. Per 10 milioni di anni intorno al Sole è stata presente una nube di gas e polveri che piano piano hanno cominciato a condensare formando corpi minori molto simili a piccoli asteroidi. Questi hanno cominciato a collidere gli uni contro gli altri per 100 milioni di anni, formando a mano a mano corpi di dimensioni sempre maggiori. Al termine di questo processo vennero a costituirsi otto pianeti: Mercurio, Venere, Terra, Marte, Giove, Saturno, Urano e Nettuno.

Il pianeta Giove

Quelli più esterni riuscirono inoltre a raccogliere intorno a se il gas presente, andando ad aumentare sempre più il loro volume. Oggi Giove, Saturno, Urano e Nettuno sono infatti dotati di atmosfere molto estese tanto da dare loro il nome di pianeti gassosi.

Ancor oggi è rimasto qualcosa di quell’insieme di piccoli corpuscoli primordiali: sono gli Asteroidi e i corpi minori della fascia di Kuiper e della nube di Oort.

Dal 24 Agosto 2006 esiste infine una nuova classificazione dei corpi celesti del Sistema Solare. In particolare esistono corpi che sono dei “pianeti” mancati, ovvero oggetti troppo piccoli per essere chiamati pianeti ma troppo grandi e regolari per essere chiamati asteroidi o corpi minori. Tali pianeti mancati prendono il nome di pianeti nani. Ad oggi (2012) i pianeti nani del Sistema Solare sono cinque: Cerere, Plutone, Eris, Makemake e Haumea. Plutone che prima del 2006 era catalogato come pianeta è quindi stato “declassato” al titolo di pianeta nano.

Nella lontana nube di Oort si trovano invece le comete. Ovvero corpuscoli primordiali delle dimensioni variabili da 100 m a diverse decine di chilometri, costituiti prevalentemente da ghiaccio. Questi oggetti, perturbati dalle loro orbite possono cadere verso il Sole. In prossimità della nostra stella il ghiaccio comincia a sublimare lasciando dietro al corpo la nota coda. Sono le comete, che in modo più o meno prevedibile attraversano i nostri cieli notturni. La zona luminosa, costituita dal corpo in sublimazione, è nota come chioma.

La cometa Garradd

Il Sistema Solare è l’unico sistema planetario della Via Lattea? Se si ipotizza che il Sole è una delle tante stelle che costituiscono la nostra galassia, allora è ovvio che il Sistema Solare è solo uno dei tanti. Fino a pochi anni fa questa era però solo una speculazione filosofica. Oggi, grazie alle più recenti tecniche astronomiche è stato possibile “vedere” per la prima volta pianeti che ruotano intorno ad altre stelle. Ad oggi sono stati osservati più di 1000 pianeti detti esopianeti, di cui 8 di dimensioni (e posizioni) simili alla Terra ed altri 8 leggermente più grandi. Se questo fosse generalizzabile a tutta la Via Lattea, avremmo ben 48’000’000 di pianeti simili alla Terra solo nella nostra galassia!

In questo post sono stati riportati solo i concetti base utili al neofita per un’osservazione consapevole dell’Universo attraverso il proprio telescopio. Informazioni più dettagliate le trovate in rete o tra poco anche su ASTROtrezzi.it, sezione ASTROnomia. Non vi resta che augurarvi una buona osservazione e cieli sereni!




M33 (NGC 598) – 07/11/2012

Sormano (CO), 07/11/2012 – M33

Somma di 16 immagini da 195 secondi 800 ISO + 45 bias + 12 dark + 45 flat effettuata con IRIS + Photoshop

Telescopio di guida: Rifrattore ED 80 mm f/7 + Camera Magzero MZ-5m. Software controllo PhD guiding.

Telescopio di ripresa: Newton 150 mm SkyWatcher Black Diamond f/5 + correttore di coma + Camera Canon EOS 500D modificata. Software controllo Canon Utility.

M33 (NGC 598)

presentiamo anche una seconda elaborazione effettuata utilizzando la tecnica del Layered Contrast Stretching

M33 applicando il metodo Layered Contrast Stretching




IC 1396 – 05/11/2012

Briosco (MB), 05/11/2012 – IC1396
Composizione LRGB [HαHαSIIOIII] effettuata con IRIS + Photoshop dove:

  • L: Filtro Astronomik Hα 13nm. Somma di 3 immagini da 1200 secondi bin 1 x 1 effettuata con IRIS.
  • R: Filtro Astronomik Hα 13nm. Somma di 3 immagini da 1200 secondi bin 1 x 1 effettuata con IRIS.
  • G: Filtro Astronomik SII 13nm. Somma di 3 immagini da 1200 secondi bin 2 x 2 effettuata con IRIS.
  • B: Filtro Astronomik OIII 12nm. Somma di 3 immagini da 1200 secondi bin 2 x 2 effettuata con IRIS.

Telescopio di guida: Rifrattore ED 80 mm f/7 Tecnosky Carbon Fiber + Camera Magzero MZ-5m.
Obiettivo di ripresa: Newton 150 mm f/5 SkyWatcher Black Diamond + Correttore di Coma Baader + filtro Astronomik +  CCD Atik 314L+ B/W.

L’immagine è stata pensata come un primo test del nuovo Newton 150 mm f/5 Black Diamond. Purtroppo l’umidità si è depositata sulle ottiche durante la notte rovinando completamente la posa.

IC 1396 - 05/11/2012