Osservazione dell’occultazione della stella UCAC4 419-096262 da parte del TNO 2002MS4 (307261)

Articolo a cura di : Claudio Costa

La notte del 8 Agosto 2020, tra le ore 20:38 e 20:48 UTC ho registrato l’occultazione asteroidale della stella UCAC4 419-096262 da parte del TNO2002MS4 (307261). La stella è di mag. 14.7, ma nel rosso la sua magnitudine sale fino a 11.3. Il pianetino, un Trans Neptunian Object (TNO), era invece di magnitudine prevista 20.4, per cui la caduta di luce era di circa 6 magnitudini (anche di più nel rosso). La campagna di osservazione, sponsorizzata dal gruppo di ricercatori francesi del LESIA (https://lesia.obspm.fr/lucky-star/occ.php?p=39844) ha visto la partecipazione di oltre 50 osservatori distribuiti su tutta l’Europa e coordinatesi tramite il software OccultWatcher di Hristo Pavlov.

Ho utilizzato un telescopio Celestron 11 EdgeHd portato al rapporto focale f/7 con l’apposito riduttore e una camera QHY174MGPS Cooled che ha la caratteristica, fondamentale per questo tipo di osservazioni, di avere un ricevitore GPS incorporato il quale, una volta collegata un’antenna GPS esterna, fornisce immediatamente una marca temporale precisa, (circa a 10-6 s) su ogni singolo fotogramma ripreso.

La stellina era già stata individuata la sera prima con l’ausilio dei due planetari Guide 9 e Cart du Ciel. Immersa in un ricco campo di stelle nella costellazione dello Scudo in prossimità dell’ammasso M11 che forniva anche un comodo riferimento per il puntamento automatico era facilmente visibile sullo schermo del computer.

Il telescopio era montato su una equatoriale Linear della Avalon Instruments, più che dimensionata a sostenerlo. Le prove del giorno prima mi hanno permesso di decidere i parametri della ripresa da eseguire con il software SharpCap Pro: alla fine i principali sono stati i seguenti:

QHY174M
Output Format=AVI files (*.avi)
Binning=2×2
Capture Area=1600×1200
Colour Space=MONO8
Amp Noise Reduction=On
Frame Rate Limit=Maximum
Gain=360
Exposure=2000
Timestamp Frames=On
Temperature=-12,2
TimeStamp=2020-08-08T20:38:01.6952060Z
SharpCapVersion=3.2.6383.0

Come si vede ho iniziato le riprese alla 20:38 e le ho terminate alle 20:48.

La scomparsa della stella è avvenuta alle 20:43:08.53 UTC e la ricomparsa alle 20:43:43.54 con una durata quindi di 36s +/- 1s, visto il tempo di integrazione scelto di 2s per ciascun fotogramma.

L’analisi col software Tangra, messo a disposizione dal solito Hristo Pavlov) ha permesso di determinare la cura di luce del fenomeno (la linea blu in figura) comparandola con tre stelle di riferimento (le altre linee colorate).

Claudio Costa
Gruppo Ricerca ATA

 

 

 

 

 

Misurazione astrometrica di 7 stelle doppie

Maurizio Cervoni
e-mail: 1970maurizio@gmail.com

Abstract
Le riprese effettuate risalgono al periodo compreso tra ottobre 2019 e gennaio 2020, con la strumentazione dell’Associazione Tuscolana di Astronomia (ATA), con sede a Rocca di Papa e precisamente un telescopio Meade ACF 35/3500, CCD Sbig ST8 e montatura GM2000. Segue la presentazione dei risultati relativi alle misurazioni ottenute.

Abstract
Shooting during the period between October 2019 and January 2020, with the instrumentation of the Associazione Tuscolana di Astronomia (ATA, based in Rocca di Papa): Meade ACF 35/3500 telescope; CCD Sbig ST8; GM2000 mount.
Presentation of the results of the measurements obtained.

Procedimento e conclusioni
La mia intenzione è stata sempre quella di ampliare il lavoro di confronto tra Reduc e AstroimageJ, già iniziato nel numero precedente del “Il Bollettino delle Stelle Doppie” n° 30, per avere un maggior numero di sessioni e quindi una migliore statistica delle differenze tra i due software.
Purtroppo sono sopraggiunti vari inconvenienti e vicissitudini, in primis la chiusura dell’Osservatorio causa Covid-19, e la conseguente impossibilità di effettuare il numero delle riprese da me preventivate.

Biografia
Socio dell’Associazione Tuscolana di Astronomia (ATA) sita a Rocca di Papa in Via Lazio, frazione Vivaro. Collaborazione con la sezione UAI “stelle binarie” pubblicate sul bollettino IBVS, per il calcolo dei minimi primari e secondari. Curve di luce asteroidi (software Canopus) ed occultazione asteroidali con l’associazione ATA. Collaborazione attuale con ANS (Asiago Novae & Symbiotic stars Collaboration), un progetto di collaborazione astronomi-astrofili per misurazioni in ambito fotometrico multi banda, riferito principalmente a stelle simbiotiche, novae, variabili cataclismiche.

DOPPIE MISURATE CATALOGO WDS

WDS name
WDS id
dM
m1
m2
sep (ρ)
pa (Ɵ)
Last
Cst
HU518AB,CD
01042+5038
0.68
9.80
10.48
151.09
24.1
2003
Cas
STTA198AC
20066+0735
6.28
7.12
13.40
36.09
173.6
2016
Aql
TVB2
00020+2347
0.65
8.98
9.63
27.925
292.1
2015
Peg
ES114AC
00107+6709
0.89
9.67
10.56
111.661
19.3
2015
Cep
FYM210AC
00514+5705
0.41
11.19
11.60
23.718
104.3
2015
Cas
UC279
22504+3344
1.16
11.80
12.96
19.647
48.3
2015
Peg
LDS2041
23262+7336
0.62
10.14
10.76
45.597
26.5
2015
Cep

Risultati elaborati con software Reduc

WDS id
dM
pa (Ɵ)
sigma
O-C
sep (ρ)
sigma
O-C
JD
HU518AB,CD
22
0.7
25.47
0.06
1.86
150.027
0.088
1.202-
2458778.28148
STTA198AC
19
5.5
173.22
0.17
0,38-
35.074
0.048
1,016-
2458778.30537
TVB2
22
0.8
291.23
0.02
0.87-
28.273
0.015
0.348
2458848.26239
ES114AC
26
1.3
18.35
0.01
0.95-
111.602
0.015
0.059-
2458851.32332
FYM210AC
21
2.1
103.56
0.03
0.74-
23.769
0.016
0.051
2458851.34438
UC279
20
1.5
47.42
0.06
0.88-
19.53
0.046
0.117-
2458857.28359
LDS2041
20
0.6
25.25
0.1
1.25-
45.505
0.044
0.092-
2458857.25459

 

Confronto dati Reduc/AstroimageJ

WDS id
sep AstroimageJ
sep Reduc
differenza
pa AstroimageJ
pa Reduc
differenza
HU518AB,CD
150.922
150.027
0,895
25.273
25.47
-0.197
FYM210AC
23.691
23.769
-0.078
104.254
103.56
0.694
UC279
19.590
19.53
0.06
48.467
47.42
1.047
LDS2041
45.596
45.505
0.091
26.551
25.25
1.301

XO-1b

Nel mese di luglio del 2020, nell’ambito del progetto di ricerca UAI DETEX [1], l’ATA ha effettuato la ripresa del transito del pianeta extrasolare XO-1b posto alla distanza di 536 anni luce da noi, della dimensione di Giove e in orbita attorno a una stella simile al nostro Sole. [2] Il pianeta è stato scoperto nel 2006 tramite una collaborazione internazionale denominata XO, composta da astronomi professionisti e astrofili, battezzato in seguito XO-1b dal  team guidato da Peter McCullough dello Space Telescope Science Institute di Baltimora e quattro astronomi dilettanti provenienti dal Nord America e dall’Europa. [3] Una conferma indipendente della presenza del pianeta è stata appurata nello stesso anno dalla strumentazione utilizzata nel progetto Wide Angle Search for Planets[4] mentre le riprese per la valutazione dei parametri fisici del corpo sono state effettuate dall’Osservatorio McDonald in Texas.[5]

La scelta di monitorare ed analizzare XO-1b si è resa necessaria per individuare nel modo più accurato possibile i tempi di inizio e di fine transito (valori che il progetto DETEX si pone di ottenere come obiettivi per svariati corpi esoplanetari di cui si ha già almeno una conoscenza base). Inoltre XO-1b ha attualmente le caratteristiche favorevoli riferibili ad una buona altezza sull’orizzonte del target, ad una discreta caduta di luce del sistema stella-pianeta (almeno qualche centesimo di magnitudine) e infine all’intervallo temporale ottimale, considerando che un transito medio dura circa 3 ore a cui vanno aggiunte altre due ore (all’incirca un’ora prima l’inizio e un’ora dopo la fine) in modo da essere sicuri di rilevarne il transito completo). La strumentazione utilizzata per le riprese è quella preposta alla ricerca installata attualmente nella cupola principale del Parco Astronomico Livio Gratton e composta da:

  • telescopio Meade ACF 14”;
  • CCD Sbig ST8 XE;
  • ruota portafiltri Sbig CFW-10;
  • fuocheggiatore elettronico;
  • filtro fotometrico Ic di tipo Johnson-Cousins.

Sono stati ripresi 136 light frame nell’arco di quattro ore circa. Ogni singolo frame per l’analisi scientifica ha una durata di 130 secondi ed è stato acquisito in binning 2×2 per massimizzare la sensibilità della camera di ripresa. Sono stati ripresi inoltre 15 dark frame sempre della stessa durata e quattordici flat con filtri Ic della durata di 2 secondi col fine di effettuare la riduzione e minimizzare la dispersione dei punti ottenuti nei passaggi della fotometria.

La calibrazione delle immagini è stata realizzata tramite il programma Maxim DL v5. Sebbene non ottimizzato per lo studio scientifico delle immagini astronomiche, il software ha il vantaggio di essere veloce e semplice da utilizzare. Inoltre i dati ottenuti possono essere esportati in un file testuale successivamente convertibile nel formato compatibile con il metodo di analisi/fitting del sito della Czech Astronomical Society (BRNO/TRESCA/ETD) utilizzato per l’elaborazione finale della curva di luce.[6]

La figura 1 mostra la curva di luce relativa al transito osservato; questa è già corretta degli effetti dovuto al contributo della massa d’aria attraversata, che varia a seconda dell’altezza del target e delle stelle di riferimento sull’orizzonte. Sono inoltre evidenziati nel riquadro colorato il tempo medio ricavato, la durata e la profondità del transito. Invece nella figura 2 vengono riportati i valori residui e gli errori delle misure.

Fig. 1 Curva di luce del transito planetario

Fig. 2 – Diagramma degli errori di misura

Il metodo di analisi dei dati oltre alle informazioni sopra descritte, fornisce anche una stima di alcuni parametri fisici, come il raggio del pianeta Rp (espresso in raggi gioviani) ricavato dalla profondità del transito; il raggio stellare R*, la distanza pianeta stella A, il periodo Per e l’inclinazione i. Quest’ultima viene ottenuta dalla durata del transito stesso, interpolando vari parametri che comprendono il raggio della stella, il periodo orbitale ed il semiasse maggiore.

Rp: 1.184 +/- 0.04 RJup 1.271 -0.038+0.037 RJup
R*: 0.928 +/- 0.03 RSun fixed, errors included in i
A: 0.0488 +/- 0.0005 AU fixed, errors included in i
Per: 3.9415128 days fixed
i : 89.31 +/- 0.5 ° 88.35 -0.34|0.93+0.44|1.65 °

Tab. 1: alcuni parametri fisici ricavati dall’analisi dei dati.

Infine, sulla base dei valori ottenuti, l’analisi permette anche di mostrare la geometria del transito, come illustrato nella immagine di figura 3.

Fig. 3. Geometria del transito sia calcolato che da catalogo.

Allo stato attuale sono allo studio altre misurazioni sullo stesso esopianeta effettuate da altri partecipanti al Gruppo Astronomia Digitale e facenti parte del progetto DETEX. A breve la curva sarà disponibile anche su portale Curve GAD raggiungibile all’indirizzo: https://www.associazioneastrofilibolognesi.it/gad/elenco

Referenze:

[1] Determinazione Transiti Extrasolari. http://pianetiextrasolari.uai.it/progs/detex/detex.htm

[2] Grazie alla campagna NameExoWorlds della IAU al gigante gassoso è stato dato il nome di Negoiu, dalla seconda vetta più alta della Romania. https://en.wikipedia.org/wiki/XO-1b

[3] L’identificazione dei pianeti extrasolari nel progetto XO impiega un telescopio composto da componenti relativamente economici e quindi realizzato con attrezzature commerciali, progettato appositamente per la ricerca di pianeti extrasolari. Questo telescopio si trova sull’isola hawaiana di Maui (Bonomo A. S. et al. (2017). ”The GAPS Programme with HARPS-N at TNG . XIV. Investigating giant planet migration history via improved eccentricity and mass determination for 231 transiting planets”. Astronomy and Astrophysics. 602. A107. arXiv:1704.00373Bibcode:2017A&A…602A.107Bdoi:10.1051/0004-6361/201629882.

[4] Wilson D. M. et al. (2006). “SuperWASP Observations of the Transiting Extrasolar Planet XO-1b”. The Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 118 (847): 1245–1251. arXiv:astro-ph/0607591Bibcode:2006PASP..118.1245Wdoi:10.1086/507957.

[5] McCullough P. R et al. (2006). “A Transiting Planet of a Sun-like Star”. The Astrophysical Journal. 648 (2): 1228–1238. arXiv:astro-ph/0605414Bibcode:2006ApJ…648.1228Mdoi:10.1086/505651.

[6] http://var2.astro.cz/EN/brno/index.php

Maurizio Cervoni – Fabio Zampetti

Gruppo Ricerca ATA

 

 

HAT-P-23b

HAT-P23 è una stella di tipo G0V simile al nostro Sole. Nel 2010 è stato rilevato un  pianeta in transito di tipo gioviano[1] con ha una temperatura misurata sul lato notturno pari a 2154 ± 90 K e con il colore dell’atmosfera probabilmente grigio.[2] L’orbita planetaria è allineata al piano equatoriale della stella, con un disallineamento pari a 15° ± 22 °.[3] Al gigante gassoso è stato dato il nome di HAT-P23b.[4]

Come il pianeta extrasolare XO-1b già ripreso dall’ATA, HAT-P-23b attende una conferma per i periodi di transito, motivo per cui è stato ripreso il 4 luglio 2020 dal gruppo ricerca in seno al progetto UAI DETEX (Determinazione Transiti Extrasolari) [5]. La scelta della ripresa è caduta su tale esopianeta soprattutto per l’ottima altezza sull’orizzonte e per la luminosità di HAT-P23 con una caduta di luminosità al momento del transito molto accentuata.

La strumentazione utilizzata per le riprese è quella preposta alla ricerca composta da:

  • telescopio Meade ACF 14”;
  • CCD Sbig ST8 XE;
  • ruota portafiltri Sbig CFW-10;
  • fuocheggiatore elettronico;
  • filtro fotometrico Ic di tipo Johnson-Cousins.

Per l’analisi scientifica sono stati ripresi 91 light frame per un totale di 5 ore sebbene in realtà il transito vero e proprio sia durato tre ore. Ogni singolo frame ha una durata di 180 secondi ed è stato acquisito in binning 2×2 per massimizzare la sensibilità della camera di ripresa. Sono stati ripresi inoltre 15 dark frame sempre della stessa durata mentre non c’è stata la necessità di eseguire di flat, essendo già stati ripresi poco tempo addietro e quindi ancora utilizzabili allo scopo. La calibrazione delle immagini è stata realizzata tramite il programma Maxim DL v5. Per la fotometria sono stati utilizzati la totalità dei fit light tranne uno interessato dal passaggio di un satellite proprio sul target motivo valido per la sua esclusione.

I dati della fotometria sono stati salvati in un file testuale ed importati successivamente nel sito della Czech Astronomical Society (BRNO/TRESCA/ETD) per il metodo di analisi/fitting utilizzato così da ottenere l’elaborazione finale della curva di luce.[6]

Nella figura 1 vengono mostrate le curva di luce relative al transito osservato sia per i dati raw che quelli corretti degli effetti dovuto al contributo della massa d’aria attraversata.

Fig. 1 Curva di luce del transito planetario

Nella figura 2 viene riportato il grafico dei valori di air mass utilizzati per la correzione dei dati grezzi mentre nella figura 3 vengono forniti i valori residui e gli errori delle misure.

Fig. 2 – Diagramma dei valori di massa d’aria utilizzati per la correzione dei dati originali

Fig. 3 – Diagramma degli errori di misura

Nel riquadro colorate sottostante, in figura 4, vengono mostrati i valori ricavati dal transito come  tempo medio, la durata e la profondità del transito.

Fig. 4 – Diagramma degli errori di misura

Il metodo di analisi dei dati oltre alle informazioni sopra descritte, fornisce anche una stima di alcuni parametri fisici, come il raggio del pianeta Rp (espresso in raggi gioviani) ricavato dalla profondità del transito; il raggio stellare R*, la distanza pianeta stella A, il periodo Per e l’inclinazione i. Quest’ultima viene ottenuta dalla durata del transito stesso, interpolando vari parametri che comprendono il raggio della stella, il periodo orbitale ed il semiasse maggiore. I valori sono riportati in tabella 1.

Rp: 1.368 +/- 0.09 RJup 1.502 -0.038+0.037 RJup
R*: 1.2 +/- 0.07 RSun fixed, errors included in i
A: 0.0232 +/- 0.0002 AU fixed, errors included in i
Per: 1.212884 days fixed
i : 85.1 +/- 1.5 ° 82.27 -0.51|2.22+0.56|2.92 °

Tab. 1: alcuni parametri fisici ricavati dall’analisi dei dati.

Infine, sulla base dei valori ottenuti, l’analisi permette di mostrare la geometria del transito, come illustrato nella immagine di figura 5.

Fig. 5. Geometria del transito sia calcolato che da catalogo.

Nell’ambito del progetto DETEX sono state effettuate altre misurazioni sullo stesso esopianeta da altri partecipanti al Gruppo Astronomia Digitale (GAD) con lo scopo di confermare i dati del transito come ottenuti dal gruppo ricerca dell’ATA.

A breve la curva sarà disponibile anche su portale Curve GAD raggiungibile all’indirizzo: http://www.astrofiliabologna.it/curvegad

 

Referenze:

[1] AA. VV.,  Warm spitzer and palomar near-ir secondary eclipse photometry of two hot jupiters: wasp-48b and hat-p-23b.

[2] AA. VV., Physical properties of the HAT-P-23 and WASP-48 planetary systems from multi-colour photometry, arXiv:1503.00762, 2015.

[3] AA. VV., Hat-p-20b–hat-p-23b: four massive transiting extrasolar planets, arXiv: 1008.3388, 2010.

[4] Nel 2019 con la campagna NameExoWorlds della IAU il pianeta ha ricevuto il nome di Jebus mentre la stella ha preso il nome di Moriah, rispettivamente riferiti all’antica Gerusalemme prima dell’avvento dei romani ed al monte presente nel centro città.

[5] http://pianetiextrasolari.uai.it/progs/detex/detex.htm

[6] http://var2.astro.cz/EN/brno/index.php

Maurizio Cervoni – Fabio Zampetti

Gruppo Ricerca ATA

 

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