Le supernovae di tipo Ia fanno parte di un sistema binario di cui una componente -la futura supernova- è una nana bianca.

Se il sistema è abbastanza “stretto” l’attrazione gravitazionale della nana bianca rende possibile il trasferimento di materia dalla stella compagna creando un disco di accrescimento attorno alla stella collassata, la quale incrementa la propria massa e temperatura causando il bruciamento del carbonio. L’aumento di massa termina una volta che la stella ha superato il limite di Chandrasekar (1,4 Ms), esplodendo infine come supernova.

Le supernovae di tipo I mostrano caratteristiche spettrali variabili nel tempo, ed emettono principalmente nell’ottico. Al massimo di luminosità le supernovae di tipo I sono più brillanti di circa una magnitudine rispetto a quelle di tipo II.

Il picco iniziale ha una durata di circa 30 giorni; successivamente si osserva una lenta diminuzione esponenziale con un periodo intorno ai 50 giorni.

Questo tipo di supernovae vengono inoltre utilizzate come “candele standard” per calcolare la distanza delle galassie che le ospitano. Infatti poiché queste stelle esplodono una volta raggiunto il suddetto limite di Chandrasekhar, che ovviamente è sempre lo stesso, anche l’energia liberata sarà la stessa, raggiungendo la medesima magnitudine assoluta.

Maurizio Cervoni

Avuto notizia di questo passaggio il gruppo di ricerca ATA si è attivato immediatamente per seguire questo raro evento. Purtroppo il piccolo preavviso non ci ha permesso di effettuare una preparazione come avremmo desiderato. Quindi la sera dell’avvicinamento alcuni volenterosi del Team si sono dati appuntamento all’Osservatorio Fuligni con tutte le buone intenzioni di effettuare riprese alla camera  CCD per poter successivamente eseguire analisi fotometriche e astrometriche. La ripresa mostrava non poche difficoltà in quanto l’asteroide presentava una velocità angolare stimata in circa 8,3 arcosec per secondo pari a circa 17 diametri di luna piena in un ora di tempo!

Durante la messa in opera della strumentazione (acclimatazione, puntamento telescopio,  installazione camera CCD e messa a fuoco, ecc) sono intervenuti a complicare la situazione piccoli problemi tecnici di allineamento, del fuocheggiatore, ecc che hanno ritardato l’inizio delle operazioni di ripresa. Una volta superati i problemi tecnici  e tutto era pronto per la ripresa delle prime immagini ci siamo accorti che una debole, evanescente velatura ricopriva la porzione di cielo interessata dalle nostre riprese. La Luna, ormai quasi piena, era circondata da un bellissimo (quanto pernicioso per noi) alone di luce che ricordava molto da vicino i famosi anelli di diffrazione di Airy. Le immagini riprese alla camera CCD apparivano desolatamente di un chiarore diffuso. Abbiamo atteso un po’ di tempo nella speranza che la visibilità del cielo migliorasse ma senza risultato. Alla fine abbiamo dovuto, con molta delusione, desistere dall’impresa e rimandare la ripresa di asteroidi a tempi migliori.

A questo punto non ci rimane che visionare il sito web della NASA e compiacersi delle riprese eseguite da Osservatori che hanno avuto la fortuna di avere in quel momento cieli migliori del nostro.

Orbita del pianetino 2005 YU55

Immagine Radar di 2005 YU55

Il giorno 2011-10-14 gli astronomi  Fabio Martinelli, Riccardo Mancini e Fabio Briganti dell’Osservatorio Montecatini Val di Cecina hanno segnalato la scoperta di una possibile supernova nei pressi della galassia NGC 7485 (costellazione del Pegaso), alla quale è stata data la denominazione provvisoria di “PSN J23060280+3406367”.

L’oggetto ha le seguenti coordinate: RA: 23h06m02.79s, Dec: +34°06’36.7″ e si presentava con una magnitudine pari a 17.4. La figura seguente mostra la foto della scoperta:

Discovery Image

Abbiamo voluto anche noi verificare la presenza della supernova, comparando una foto storica:

Foto storica

con una foto da noi ripresa il 2011-10-16:

ATA: foto ripresa il 2011-10-16

Si nota chiaramente la presenza del nuovo oggetto, cui magnitudine abbiamo stimato pari a 15.7.

Posizione della supernova SN 2011gb

Successive osservazioni hanno confermato l’evento ed alla supernova è stata data la designazione finale di SN 2011gb con le seguenti coordinate:

RA= 01h 33m 42.9s;  Dec=+34° 48’ 37”.

Di seguito vengono mostrate due foto: la prima è una foto “storica” della galassia ospite mentre la seconda è stata scattata nella notte del 30 Settembre 2011; in entrambe la galassia è evidenziata con due righe gialle. Nella seconda foto è evidente l’aumento di luminosità della galassia ospite rispetto alle stelle circostanti, aumento dovuto alla presenza della supernova.

Foto storica

Foto scattata il 30 Settembre 2011

La seconda foto è stata ripresa con un telescopio Newton 1200/250 ed una ccd QHY8 con una esposizione di 300 secondi.

La stima della magnitudine condotta con il metodo di “apertura” ha fornito il valore di m=16.2.

Misura della magnitudine

La previsione dava come  molto prossime al centro di detta fascia le postazioni di osservazione  degli astrofili del Settore Ricerca dell’ATA; in conseguenza di ciò dette postazioni si sarebbero potute trovare in una condizione particolarmente favorevole (e relativamente rara) per massimizzare la probabilità di registrare l’evento. Ciò ci ha spinto a pianificare le osservazioni con molta cura al fine di non mancare l’opportunità se questa si fosse realmente presentata.

E così è stato! Le previsioni circa la fascia di visibilità si sono rivelate esatte e, tra le ore 03:20 le 04:20 (01:20UT 02:20UT) le nostre postazioni hanno registrato l’evento.

Sono state acquisite centinaia di immagini, in formato .FIT,  che documentano il percorso dell’asteroide Marghanna mentre si avvicina alla stella, inizia a sovrapporsi ad essa fino a che le due immagini si “fondono” l’una nell’altra; poi l’errante asteroide, continuando la sua orbita, torna a “separare” la propria immagine da quella della “impassibile“ stella.

Il video sotto allegato, realizzato montando solo alcune delle immagini raccolte, mostra quanto osservato e sopra descritto. Il video mostra il fenomeno in forma “accellerata”; l’intera sequenza è durata in realtà più di un’ora.

Le immagini raccolte saranno analizzate dal Settore Ricerca dell’ATA al fine di estrarne, tramite le opportune elaborazioni,  i numerosi dati che tali eventi  sono in grado di fornire ai ricercatori; via via che saranno disponibili, pubblicheremo i risultati.

Come già segnalato nel “Team ricerca” è stata recentemente scoperta una supernova di tipo Ia (SN2011fe) il 24/08/2011 in M101, nella costellazione dell’Orsa Maggiore.

Il 2011 sembra un anno favorevole per chi segue questi oggetti, basta pensare infatti che negli ultimi mesi si sono succedute almeno tre esplosioni di supernovae abbastanza luminose da poter essere fotografate ed osservate anche con strumenti amatoriali (SN2011by; SN2011dh; SN2011fe).

La foto allegata è stata ripresa il 5 settembre 2011 tramite filtro fotometrico V, con magnitudine stimata di 10.766. Purtroppo le condizioni meteorologiche non erano favorevoli per la presenza di nubi che ad intervalli solcavano il cielo.
Vorrei invitarvi alla ripresa di questa supernova, sia per costruirne la curva di luce sia per evidenziare le ipotizzabili differenze con la supernova 2011dh, la quale era di tipo II-L.

Se avete già effettuato delle foto, oppure siete intenzionati a riprenderle in futuro siete inviatati ad inoltrarle alla sezione ricerca o direttamente via mail al sottoscritto (1970maurizio@gmail.com).

Maurizio Cervoni

Nel grafico viene presentata la curva di luce relativa alla supernova 2011dh, scoperta il 31 maggio 2011 in M51.

Le riprese sono state effettuate tramite un rifrattore ED da 102mm di diametro, utilizzando un filtro standard fotometrico V per rendere la banda passante di ogni ripresa CCD molto simile tra loro, ottenendo così delle stime fotometriche molto precise e confrontabili con quelle riprese da altri osservatori. Le magnitudini riportate sono state ricavate tramite la fotometria di apertura impiegando Maxim DL.

Il grafico evidenzia una diminuzione uniforme della luminosità senza specifiche variazioni su piccola scala, mostrando una tipica una curva di tipo II-L (Lineare), come già comunicato da vari autori.

Le supernovae di tipo II hanno origine da stelle di grande massa -maggiori di 8 masse solari- presenti di solito in galassie a spirale; raggiungono la magnitudine assoluta di -16.5 e manifestano nei loro spettri la presenza di righe dell’idrogeno.
Sono classificate in due tipi: II-L e II-P, riconoscibili per la forma della curva di luce che nel primo caso, come sopra riportato, mostra una diminuzione lineare della luminosità nel tempo dopo il massimo; mentre il tipo II-P (Plateau) da luogo ad un caratteristico “appiattimento” dopo il picco, in cui la luminosità resta costante, seguito poi da una decremento della luminosità affine a quella di tipo L.

I risultati ottenuti verranno presentati al congresso UAI che si terrà dal 15 al 18 settembre 2011.

Maurizio Cervoni

Gli appunti sono il risultato di considerazioni, esperienze e commenti dei soci ATA, in particolare di coloro che fanno parte del Gruppo Ricerca ATA.

Considerazioni preliminari

Occorre prima di tutto assicurare, per ovvi motivi, un minimo di standardizzazione dei file delle immagini che verranno prodotti e scambiati; ciò permetterà l’analisi e la comparazione di immagini riprese da distinti osservatori.

Formato dei file

Il formato di riferimento per i file delle immagini è quello “.fit” (formato normalmente restituito automaticamente dai SW di acquisizione delle immagini).

Referenziazione delle immagini acquisite

Sarà necessario che i tutti file siano referenziati intendendo con ciò che siano stati risolti tramite “plate solving”([1]).

Riferimenti temporali

E’ necessario che il “fit_header” dei file/immagine contenga almeno le seguenti informazioni temporali:

-          DATA (riferita a Universal Time), nel formato yyyy-mm-ddThh:mm:ss (es.: 2011-07-29T21:11:33) con specificato se si riferisce all’istante di inizio, medio o di fine esposizione

-          DURATA dell’esposizione.

Per limitare l’errore temporale a non più di qualche secondo ([2]), si ritiene opportuno, che ciascun osservatore:

-          Predisponga la propria attrezzatura con un sistema di sincronizzazione automatica (GPS; Internet) dell’orologio del proprio PC e/o del SW di acquisizione;

-          Provi in anticipo a valutare le latenze in giuoco della propria attrezzatura, per tenerne poi conto in fase di elaborazione.

-      Se disponibile, compari anche l’ora mostrata dal proprio PC/SW (sincronizzato come sopra descritto) con quella fornita da un “radio orologio” il cui errore è, generalmente, molto minore di un secondo.

Uso di filtri fotometrici

L’impiego di un filtro fotometrico è necessario qualora sui file/immagini acquisiti si volessero realizzare, oltre che misure astrometriche, anche misure fotometriche.

Programmi “on-line” di analisi fotometrica, quali per esempio “VPHOT” dell’AAVSO, accettano di elaborare fotometricamente l’immagine solo se è stata ripresa tramite un filtro fotometrico.

Se non diversamente richiesto dalla particolare misura fotometrica, si impiegherà un filtro “V.

Sessioni di “controllo”

1. A partire da qualche notte prima dell’evento atteso (per esempio 5 notti prima) riprendere alcuni file/immagini di “controllo”; in sintesi si tratta di identificare e fotografare gli oggetti coinvolti:
   • l’oggetto occultante (tipicamente un asteroide). Per esso è opportuno acquisire almeno 3 immagini ([3]) riprese con un intervallo l’una dall’altra di circa 30min e comunque tale da far percorrere all’oggetto, passando da un’immagine all’altra, un angolo sufficiente (diciamo almeno 10arcsec) per poter ben evidenziare e misurare la variazione di posizione dell’oggetto (l’intervallo di tempo con cui intercalare la ripresa delle immagini potrebbe quindi dover essere anche più lungo per oggetti che si muovono relativamente lenti e/o per “pixel_scale” elevati);
   • l’oggetto che verrà occultato (tipicamente una stella); basterà una sola immagine.

Dai file/immagine di controllo acquisiti si potrà elaborare/stimare:

1. la distanza che separa i due oggetti (stella-asteroide);
2. la velocità angolare dell’oggetto occultante (asteroide);
3. la “finestra temporale” disponibile per ciascun osservatore per registrare/fotografare l’evento, in funzione dei parametri FoV (“Field of View”) e “pixel_scale” della propria attrezzatura ([4]);
4. il tempo mancante all’evento, e quindi la sua data stimata (yyyy-mm-ggThh:mm:ss) da confrontare con quella prevista dalle Organizzazioni.

Ripetere la procedura di cui al punto 1 possibilmente tutti i giorni fino al giorno dell’evento.

La notte dell’evento:

1. Qualche ora prima dell’evento si dovrà ripetere il procedimento di cui al punto 1 al fine di affinare un’ultima volta soprattutto la DATA prevista.
2. Da notare che, a questo punto, i due oggetti (stella ed asteroide) dovrebbero essere così vicini fra loro da rientrare all’interno del FoV della CCD à Con una sola immagine di controllo potranno essere acquisite entrambe le immagini degli oggetti!
3. Assicurarsi di impiegare un tempo di esposizione tale da far comparire nei file/immagini di controllo entrambi gli oggetti evitando al contempo fenomeni di “blooming”.

Sessione di registrazione dell’evento

L’acquisizione dell’evento di occultazione tramite il metodo della “strisciata” in sintesi consiste nel:

1. portare l’immagine dell’oggetto da fotografare (stella che verrà occulta) al limite EST del FOV (vedere anche figura seguente);
2. all’istante prefissato, attivare l’esposizione della CCD disattivando contemporaneamente l’inseguimento siderale della montatura;
3. La durata dell’esposizione dovrà essere quella che consentirà all’oggetto di percorrere tutto il campo della CCD.

Il risultato sarà qualcosa di simile all’immagine di esempio sotto riportata, nella quale ciascuna striscia rappresenta un oggetto, tipicamente una stella. In tale esempio, dato l’orientamento dell’immagine, l’inizio della registrazione è a destra (Est), la fine a sinistra (Ovest) e la durata dell’intera finestra temporale disponibile è di circa 56 secondi ([5])

Se l’evento è stato interamente compreso nella finestra temporale, la striscia della stella occultata presenterà un tratto con una variazione di luminosità: la lunghezza di tale tratto rappresenta la durata dell’evento; la variazione di luminosità dipende dalla magnitudine della stella occultata e da quella dell’asteroide occultante e potrà essere misurata tramite SW e metodi opportuni la cui descrizione esula dallo scopo di questo documento; entrambi i suddetti parametri dipendono inoltre dalla prospettiva con cui l’evento si presenta nel sito di osservazione.

L’apparente semplicità di tale metodo, nasconde però un aspetto molto critico che è quello del “timing” intendendo con ciò:

• La necessità di dover misurare con precisione, riportandoli poi negli appositi campi (DATA e DURATA) del “fit_header”,  l’istante di inizio e la durata dell’esposizione dell’immagine.

• La necessità di conoscere a priori l’istante di inizio dell’evento per poter determinare quando iniziare l’acquisizione dell’immagine.

Le incertezze derivanti dalla combinazione degli errori dei due punti precedenti potrebbero portare addirittura a “mancare” l’evento stesso.

Commenti e suggerimenti per mantenere la precisione temporale a livelli “accettabili” per un astrofilo sono già stati menzionati nelle considerazioni preliminari di questo documento.

Per quanto concerne la previsione dell’istante di inizio dell’evento, occorre considerare che le incertezze con cui sono noti i parametri orbitali dell’oggetto/asteroide, seppur molto limitate,  possono portare ad incertezze anche di varie decine di secondi sull’istante atteso di inizio dell’evento nel sito di osservazione. Occorre anche considerare che con il metodo della “strisciata” si dispone di una limitata finestra temporale di registrazione/acquisizione; entro tale “finestra temporale” deve svolgersi l’intero evento, pena la mancata registrazione di qualche fase dello stesso (inizio/fine) se non addirittura dell’intero evento se i parametri orbitali erano affetti da errori maggiori di quanto stimato.

Considerazioni dettagliate riguardo al “timing” dell’evento dovranno essere concordate fra gli osservatori al fine di rendere massima la probabilità di registrazione dell’evento da parte del maggior numero possibile di postazioni.

Infine, è opportuno che almeno una delle postazioni di osservazioni sia dedicata a riprendere di continuo le immagini “fisse” dell’evento (quindi non strisciate) al fine di poter visualizzare/registrare il percorso dell’oggetto occultante e, perché no!, realizzare un filmato dell’evento.

            Per l’anno in corso (2011) la “Sezione Occultazioni” dell’ATA, di recente formazione,  si propone di seguire alcune occultazioni asteroidali che risultano potenzialmente osservabili dalle postazioni fisse dei vari Soci operativi impegnati in questa attività.

 Il passaggio di una occultazione sulla propria postazione osservativa è un evento abbastanza raro e quindi non bisogna meravigliarci se nell’arco di un anno si riescono a seguire solo poche occultazioni.

 Purtroppo fino alla fine del corrente anno non sono previste occultazioni visibili nella fascia della totalità sulle nostre postazioni osservative. Però alcune di queste potrebbero essere ugualmente osservabili per lo meno in maniera parziale. La più promettente dovrebbe essere quella relativa all’asteroide 693 Zerbinetta (figura 1) la cui zona d’ombra dovrebbe passare sulle nostre teste nel mese di dicembre.

 Altri asteroidi occultano stelle ma con una proiezione della zona d’ombra che ricade o poco a nord o poco a sud rispetto alle nostre postazioni. Ad ogni modo vista l’incertezza nelle previsioni delle fasce di occultazione è buona norma seguire ugualmente l’evento anche se non ci si trova al centro della zona d’ombra di modo che se la previsione non è precisa a causa dell’incertezza nella conoscenza dei parametri orbitali, è possibile con un po’ di fortuna essere investiti dal cono d’ombra e quindi acquisire dati astrometrici di notevole importanza scientifica.

 Di seguito si riportano i nomi degli asteroidi e le relative date di occultazioni che andrebbero seguite in quanto potenzialmente visibili dalle nostre postazioni:

- 735 Marghanna     17 settembre  2011 

- 172 Baucis                7 novembre 2011

- 409 Aspasia              8 novembre 2011

- 40 Harmonia             21 novembre 2011

- 22 Kalliope               22 novembre 2011

- 491 Carina                6 dicembre 2011

- 693 Zerbinetta           26 dicembre 2011