La cometa C/2019 Y4

Tra le varie attivitá che sono servite a passare il tempo in casa durante l’emergenza dovuta all’ormai famigerato Covid-19, ci sono sicuramente quelle del Gruppo Ricerca dell’Associazione Tuscolana di Astronomia.
Il telescopio usato per la ricerca amatoriale é infatti ormai completamente remotizzato e questo permette di riprendere il cielo standosene comodamente a casa e magari sorseggiando una birra mentre si parla via skype con gli altri membri del gruppo.
La scelta dell’oggetto da riprendere é come sempre non facile…tra tutte le possibili mete si potrebbe cercare una bella cometa! E perché non la C/2019 Y4?
Questo “corpo minore” é stato scoperto dal sistema di allerta asteroidale ATLAS a fine Dicembre 2019 ed ha un’orbita quasi-parabolica ovvero una eccentricitá vicino ad 1 (0.9987) ed un periodo orbitale di piú di 5500 anni. Probabilmente questi oggetti vengono dalla cosiddetta nube di Oort, una nuvola di comete orbitanti intorno al sole approssimatamente tra le 2.000 e le 200.000 UA ( 1 UA = 1 unitá astronomiche = distanza media tra terra e sole). Una qualche perturbazione avrá probabilmente deviato la sua orbita mandandola vicino al sole per poi ricominciare il suo allontanamento ben oltre l’orbita di Plutone. Avendo un orbita simile alla cosiddetta Grande Cometa del 1844 che illuminó i cieli australi del XIX secolo, si pensa che possa essere un suo frammento da cui si é separata tempo addietro e visto che il perielio (punto piú vicino al sole) é previsto per fine maggio, c’é speranza che diventi un oggetto visibile anche ad occhio nudo nei mesi a venire. Le nostre riprese sono state fatte senza filtri per permettere a tutta la luce possibile di arrivare alla CCD; alle foto sono stati sottratti i cosiddetti dark frames cioé foto con lo stesso tempo di esposizione dei light ma con l’otturatore chiuso. Questi dark servono ad eliminare i difetti sistematici e gli errori dovuti al rumore caratteristico del sensore usato. Nell’immagine qui sotto si può vedere come appare una singola foto.

Siamo nella costellazione dell’Orsa Maggiore e con 90 secondi il nucleo é giá sovraesposto ma per avere qualche dettaglio della coda decidiamo di mantenere questo tempo di esposizione. Una serie di immagini ci permetterá di estrarre alcune informazioni utili quindi avviamo una ripresa automatica di 30 foto. Una volta riprese le foto, sono state eseguite varie elaborazioni in grado di mettere in evidenza diversi aspetti. Per accumulare il piú possibile dati é stato fatto uno stack centrato sul nucleo della cometa.

Le strisce e i puntini intorno chiaramente sono le stelle di campo che con una somma delle singole riprese vengono in una posizione diversa per ogni foto, mentre la cometa, essendo ora statica, viene molto piú brillante.
Un’altro utile punto di vista consiste nell’eseguire una mediana delle immagini invece che una somma. Questo permette di evidenziare meglio il nucleo e la coda della cometa mentre tutte le stelle spariranno dall’immagine finale. Purtroppo la coda é ancora solo parzialmente visibile nell’immagine di seguito ma chissá che una nuova sessione di ripresa in futuro possa dare risultati sul suo sviluppo ulteriore.

Nei riquadri della figura uno zoom sul nucleo e un profilo di luminositá mostrano dei dettagli agguntivi sull’area centrale della cometa.
Infine un utile esercizio é stato produrre la cosiddetta Isofoto ovvero a linee di luminositá costante. L’immagine sotto, fatta unendo due foto processate per mettere in risalto sia le zone vicine al nucleo che quelle piú distanti, rivela una estensione della luminositá su una grande zona del fotogramma.

Le riprese sono state eseguite dai seguenti soci ricercatori:
Angelo Tomassini
Maurizio Scardella
Fernando Pierri
Post produzione: Angelo Tomassini

 

 

 

 

 

 

Confronto tra misurazioni di stelle doppie con Reduc e AstroimageJ

Autore: Cervoni Maurizio (Velletri -Roma) 1970maurizio@gmail.com

Abstract: Several shots were taken to measure double stars and to compare two software, Reduc and AstroimageJ. The results are quite similar, differing on average by less than a 0,2° for the angular separation, and even less for the angle of position (about 0,06°).

Sono state riprese 15 stelle doppie nel periodo giugno-agosto 2019 nelle costellazioni Hercules, Draco e Cygnus. L’intento era sia di verificare eventuali differenze nelle doppie riprese antecedentemente al 2017, sia di mettere a confronto due software: Reduc [1], nato esclusivamente per la misurazione delle stelle doppie e AstroimageJ [2]. Con Reduc è necessario acquisire molte immagini del target e della stella di calibrazione, in modo da ridurre l’errore e ottenere una media attendibile dei risultati; indispensabile risulta la conoscenza dell’orientamento della camera di ripresa, fattore che permette di determinare l’angolo di posizione della coppia. AstroimageJ ricava i risultati dalla risoluzione astrometrica (plate solving) delle foto riprese e non richiede la conoscenza dell’orientamento della CCD, quindi l’elaborazione risulta molto più veloce e agevole anche come aiuto nel centrare la stella esattamente sul centroide. Attrezzatura: per il seguente lavoro è stata impiegata la strumentazione dell’Associazione Tuscolana di astronomia (ATA) composta dal telescopio Meade ACF 35/3500; CCD Sbig ST8; montatura GM2000.
Conclusioni: nella tabella Risultati vengono riportate le misure ottenute con Reduc, e confrontate le differenze (O-C) con quelle riportate sul sito WDS (vedi tabella Doppie misurate).
Per quanto concerne invece le discordanze tra i due software utilizzati per elaborare i dati, ritengo che siano minime, nonostante usino algoritmi differenti per il calcolo. I dati similari ottenuti nei due programmi garantiscono una certa affidabilità delle misure ottenute. Per l’angolo di posizione ho trovato una differenza in media di 0.158°; ancora inferiore risulta lo scarto sulla separazione angolare, con una media di 0,062°. Il campione confrontato non è così ampio da avere una valenza statistica, infatti le riprese andrebbero ripetute su un numero di doppie molto più alto.
Una forte limitazione all’utilizzo di AstroimageJ è data dal fatto che il plate solving non funziona quando ci sono poche stelle nel campo di ripresa, situazione abbastanza frequente per chi segue questi target.

Riferimenti
[1] Reduc – http://astrosurf.com/hfosaf/
[2] AstroimageJ – https://www.astro.louisville.edu/software/astroimagej/
Stelle Doppie – https://www.stelledoppie.it/ (Gianluca Sordiglioni)
Duplice Sistema – http://duplicesistema.blogspot.com/ (Giuseppe Micello)

 

ROTATIONAL PERIOD DETERMINATION OF TWO MAIN BELT ASTEROID: (4807) NOBORU AND (1435) GARLENA

Angelo Tomassini, Maurizio Scardella,
Francesco Franceschini, Fernando Pierri
ATA (Associazione Tuscolana di Astronomia)
“F. Fuligni” Observatory    (MPC D06)
Via Lazio, 14 – Rocca di Papa (RM) – 00040 – ITALY

The observations of the analysed asteroids were carried out from F. Fuligni Observatory using a 0.35-m f/10 ACF telescope and SBIG ST8-XE CCD camera with Clear filter and from Franceschini’s equipment using a 9.25″ f/6.3 reflector telescope equipped with Atik 314L- CCD camera with Clear filter.  All images were dark and flat-field calibrated with Maxim DL. Differential photometry and period analysis performed using MPO Canopus (Warner, 2012).

(4807) Noboru. This inner main belt asteroid (discovered on January 10, 1991 by T. Kobayashi) has taken the name of Noboru Yamada (1950-1989), one of the greatest Japanese climbers. Its orbit ranges between 1.83 to 2.82 AU from the Sun. Our measurements have been taken from 18 December since 11 of January (4 sessions in total). The observations carried out from “F. Fuligni” Observatory and from Franceschini personal equipment, allowed to derive the synodic period of P = 4.00 ± 0.01 h with an amplitude of A =  0.18 mag (Figure 1).

(1435) Garlena. The second object observed during the period 06-22 of February in 4 sessions, is another main belt asteroid discovered on November 23, 1936 by K. Reinmuth at Heidelberg Observatory and named in honor of an acquaintance of the German astronomer W. Schaub. Our observations show a synodic period of P = 5.75 ± 0.01 h with an amplitude of A =  0.62 mag (Figure 2).

References

Warner, B.D. (2012). The MPO Software, Canopus version 10.4.1.9. Bdw Publishing, http://minorplanetobserver.com/

Warner, B.D. (2012). The MPO User Guide: A Companion Guide To The MPO Canopus/PhotoRed Reference Manual. BDW Publishing, Colorado Spring, CO.

Warner, B.D. (2018) “Lightcurve Photometry Opportunities: Oct-Dec 2018”. MPB 45-4.

Warner, B.D. (2019) “Lightcurve Photometry Opportunities: Jan-Mar 2019”. MPB 46-1.

Kenneth Zeigler, Tyler Barnhart, Armand Moser, Tatiana Rockafellow (2019) “CCD Photometric Obsevations of asteroids 2678 Avasaksa, 3769 Arhturmiller, 4807 Noboru, (7520) 1990 BV, and (14510) 1996 ES2”. MPB 46-2.

Daniel A. Klinglesmith III, Zackary Goodwrench (2019) “Etscorn  Lightcurves: January 2019 – April 2019”. MPB 46-3.

Figure 1. Lightcurve of 4807 Noboru. Period P = 4.00 ± 0.01 h with an amplitude A = 0.18 mag.

Figure 1. Lightcurve of 4807 Noboru. Period P = 4.00 ± 0.01 h with an amplitude A = 0.18 mag.

Figure 2.The lightcurve of 1435 Garlena. The period found is P = 5.75 ± 0.01h with an amplitude of A = 0.62 mag.

Acknowledgement

We would like to thank Simone Nodari and Samuele Piscitello for their help in taking the images and for the maintenance tasks of the ATA observatory instruments.

 

Periodo di rotazione di 3766 Magnusson

Angelo Tomassini, Maurizio Scardella, Francesco Franceschini
Fernando Pierri
Associazione Tuscolana di Astronomia (D06)
F. Fuligni Observatory
Via Lazio, 14 – località Pratoni del Vivaro – 00040
Rocca di Papa (RM) – ITALY

The inner main-belt asteroid (3677) Magnusson has been observed over several nights in the late 2018 summer in order to determine its synodic rotation period
and amplitude. Lightcurve analysis shows a synodic period P = 7.90 ± 0.01 h with an amplitude A = 0.89 mag.

The main-belt asteroid 3677 Magnusson has been selected from the listing of “Lightcurve Photometry Opportunities” July-September (Warner, 2018). This asteroid, belonging to the Flora family, has been discovered by Edward Bowell in 1984 and is named in honor of Per Magnusson, a planetary astronomer at
Uppsala Observatory. All the observations were carried out from F. Fuligni Observatory, using a 0.35-m f/10 Advanced Coma Free telescope and SBIG ST8-XE CCD camera with Bessel R filter and from Franceschini’s equipment using a 9.25″ f/6.3 reflector telescope equipped with Atik 314L- CCD camera with Astrodon R
filter. All images were calibrated with dark frames. Differential photometry and period analysis was done using MPO Canopus (Warner, 2012).

The derived synodic period was P = 7.90 ± 0.01 h (Fig.1) with an amplitude of A = 0.89 mag.

References
Harris, A.W., Young, J.W., Scaltriti, F., Zappala, V. (1984).
“Lightcurves and phase relations of the asteroids 82 Alkmene and 444 Gyptis.” Icarus 57, 251-258.
Warner, B.D. (2012). MPO Software, Canopus version 10.4.1.9.
Bdw Publishing, http://minorplanetobserver.com/
Warner, B.D. (2018). “Lightcurve Photometry Opportunities 2018 July-September.” MPB 45-3.

Figure 1.The lightcurve of (3677) Magnusson with a period of 7.90 ± 0.01 h and an amplitude of 0.89 mag.

 

Calcolo del periodo di rotazione di 16852 Nuredduna

Angelo Tomassini, Maurizio Scardella, Francesco Franceschini
ATA (Associazione Tuscolana di Astronomia)
“F. Fuligni” Observatory (MPC code D06)
Via Lazio, 14 – Rocca di Papa (RM) – 00040 – ITALY

The main-belt asteroid (16852) Nuredduna, was
observed between October and December 2017. The
synodic period is 6.3 ± 0.1 h.
Discovered in June 1995 at Steward Observatory, (16852)
Nuredduna was selected for observation from the “Lightcurve
Photometry Opportunities: Oct-Dec 2017” (Warner, 2017).
The observations of this main-belt asteroid lasted five nights
between October and December 2017. The observations were
carried out from F. Fuligni Observatory using a 0.35-m f/10 ACF
telescope and SBIG ST8-XE CCD camera with Bessel clear filter
and by Francesco Franceschini using a 9.25″ f/6.3 reflector
telescope equipped with Atik 314L+ CCD camera unfiltered. All
images were dark and flat-field calibrated with Maxim DL. The
lightcurve analysis has been performed with a differential
photometry technique extrapolating the best polynomial of
approximation of the observations, using the program MPO
Canopus (Warner, 2012). The resulting synodic period is found to
be P = 6.3 ± 0.1 h with an amplitude of A = 0.41 mag (Figure 1).

                                                      Fig. 1 Curva di luce dell’asteroide 16852 Nuredduna

                                Acknowledgement
We would like to thank Fernando Pierri, Simone Nodari and
Samuele Piscitello for help in taking image frames and
maintenance of the ATA observatory instruments.

ROTATIONAL PERIOD DETERMINATION OF TWO MARS CROSSING, A MAIN BELT ASTEROID AND A PHA: (14309) DEFOY, (56116) 1999 CZ7, (5813) EIZABURO AND (3122) FLORENCE

Angelo Tomassini, Maurizio Scardella,
Francesco Franceschini, Fernando Pierri
ATA (Associazione Tuscolana di Astronomia)
“F. Fuligni” Observatory (MPC D06)
Via Lazio, 14 – Rocca di Papa (RM) – 00040 – ITALY

The main-belt asteroids (5813) Eizaburo and two Mars crossing minor bodies, (14309) Defoy and (56116) 1999 CZ7, have been observed over several nights throughout 2017 March-September in order to determine their synodic rotational period. We also took the opportunity of the (3122) Florence close passage with the Earth in September-October to find its lightcurve.

The observations of the analysed asteroids were carried out from F. Fuligni Observatory using a 0.35-m f/10 ACF telescope and SBIG ST8-XE CCD camera with Clear filter and from Franceschini’s equipment using a 9.25″ f/6.3 reflector telescope equipped with Atik 314L- CCD camera with Clear filter.  All images were dark and flat-field calibrated with Maxim DL. Differential photometry and period analysis was done using MPO Canopus (Warner, 2012).

3122 Florence. This asteroid, discovered from the Siding Spring observatory at the beginning of the ‘80s, belongs to the Amor family and being potentially dangerous for the Earth is also classified as PHA. A diameter of 4.9 Km makes it one of the biggest PHA known. Its orbit, resonant with the Earth, brings this big object close to our planet every 40 years and the 2017 passage has been the closest for at least the next 160 years. During this close flyby a radar observation has shown the presence of 2 natural moons with diameter of around 180-240m and 300-360m. Our measurements have been taken since the first days of September (8 sessions in total) but only the last observations have been used for the lightcurve, fitting these data more coherently with the known asteroid properties. The synodic period found has been of P = 2.36 ± 0.01 h and an amplitude of A = 0.14 mag (Figure 1)

5813 Eizaburo. This Main Belt Asteroid (also called 1988 VL) has been discovered in 1988 by Takuo Kojima. Its semi-major axis is 2.60 AU and the inclination is 11.24º. The observations lasted more than one month, from the Franceschini’s equipment and from the “F. Fuligni” Observatory have confirmed for this MBA a synodic period of P = 2.93 ± 0.01 h and an amplitude of A = 0.26 mag (Figure 2).

14309 Defoy.  Discovered by J. Palisa in 1908 in Vienna, this asteroid is a Mars Crossing Asteroid with a semi-major axis of 2.60 AU and 0.447 as eccentricity. The observations carried out from “F. Fuligni” Observatory and from Francesco Franceschini during four nights in June 2017 allowed us to derive the synodic period of P = 3.4 ± 0.1 h with an amplitude of A = 0.16 mag (Figure 3).

  (56116) 1999 CZ7.  Discovered in 1999 at Socorro (New Mexico), this minor body is classified as Mars Crossing Asteroid, having a perihelion (1.6653 AU) barely lower than the Mars aphelion (1.666 AU). Its aphelion is about 2.97 AU while the orbital period is 3.53 years. The observations of this asteroid have been carried out by our team during March-April 2017 over four nights. The resulting lightcurve has a synodic period of P = 3.12 ± 0.01 h and amplitude 0.27 mag (Figure 4).

 Acknowledgement
We would like to thank Simone Nodari and Samuele Piscitello for their help in taking the images and for the maintenance tasks of the ATA observatory instruments.

References
Warner, B.D. (2012). The MPO Software, Canopus version 10.4.1.9. Bdw Publishing, http://minorplanetobserver.com/
Warner, B.D. (2012). The MPO User Guide: A Companion Guide To The MPO Canopus/PhotoRed Reference Manual. BDW Publishing, Colorado Spring, CO.
Warner, B.D. (2017) “Lightcurve Photometry Opportunities: Jan-Mar 2017”. MPC 44-1.
Warner, B.D. (2017) “Lightcurve Photometry Opportunities: April-June 2017”. MPC 44-2.
http://www.MinorPlanet.info/PHP/call_OppLCDBQuery.php

 

 

 

Il bolide del 13 agosto 2017

Molto probabilmente nessuno avrà potuto beneficiare dello spettacolo che avrebbe offerto il bolide che ha attraversato  l’atmosfera sopra le nostre teste il 13 di agosto in quanto era pieno giorno  e la luce del Sole, molto intensa a quell’ora, ha sicuramente offuscato quella emessa dal meteoroide.

Per “bolide” s’intende una meteora molto luminosa, più luminosa del pianeta Venere, e quindi molto spettacolare quando appare nel cielo scuro della notte.

Ma se nulla poteva l’occhio nudo , il fenomeno non è passato inosservato alla nostra stazione per radio meteore che era vigile ed attenta in quanto acquisisce in continuo i segnali radio riflessi dalla scia delle meteore e quindi ha registrato la sua “eco”.

La foto mostra la traccia radio registrata dalla nostra stazione per “radio meteore” del bolide apparso nei nostri cieli il 13 di agosto alle 12.22 circa di TU. La traccia dura più di un minuto. Se la “breccola cosmica” avesse ritardato di qualche ora ad impattare contro la nostra atmosfera ci sarebbe stato uno spettacolo pirotecnico non indifferente.

Dal momento che è impossibile in queste condizioni calcolare l’orbita di questo meteoroide non sappiamo a quale cometa o asteroide associarlo. Ad ogni modo possiamo ragionevolmente ipotizzare che appartenga allo sciame meteorico delle “perseidi” sia in quanto coincidente appieno col periodo di massima osservazione di questo sciame meteorico e sia perché a questo sciame è associato il maggior numero di bolidi osservabili.

Quindi non potendo calcolare una traiettoria del bolide, nemmeno possiamo tentare un calcolo di un eventuale impatto col suolo anche se quasi sicuramente il meteoride si sarà completamente volatilizzato in bassa atmosfera. Molto probabilmente il suo pulviscolo residuo dopo essere stato trascinato dai venti in quota avrà raggiunto il suolo terrestre posandosi delicatamente chissà dove…

 

 

Maurizio Scardella
Responsabile Gruppo Ricerca ATA

P.S.
Un doveroso ringraziamento ai Soci Fernado Pierri, Samuele Piscitello e Simone Nodari per l’attenta e accurata gestione tecnica della stazione radio meteore dell’ATA.

Traccia radar lasciata dal meteoroide registrata alla stazione radiometeore ATA