Lo sciame delle Liridi. Attività 2022 della Stazione Radiometeore ATA

Premessa
La Stazione Radiometeore dell’ATA rileva e registra gli echi radio riflessi dalle tracce meteoriche “investite” dal segnale emesso dal radar francese GRAVES (Grand Réseau Adapté à la Veille Spatiale). Questa tecnica, detta “radio meteor scatter”, consente di monitorare costantemente il flusso di meteoroidi che, attraversando l’orbita terrestre, interagiscono con gli atomi e le molecole della nostra atmosfera e si consumano nell’impatto rilasciando energia e, a volte, suggestive tracce luminose.
Il flusso meteorico è generato da una serie complessa di processi: esso deriva essenzialmente dalla disgregazione di corpi del sistema solare di origine cometaria o asteroidale, oppure dall’espulsione di getti di materia dalle superfici di pianeti e satelliti a causa di collisioni. I flussi di natura cometaria, più frequenti e intensi, sono costituiti da nubi di polveri e frammenti rocciosi che viaggiano in orbite abbastanza stabili e che, per questo motivo, sono intercettati dalla gravità terrestre in precisi periodi dell’anno. È così, per esempio, che il mese di ottobre ci offre lo spettacolo delle Orionidi, il mese di aprile quello delle Liridi e il mese di agosto quello più conosciuto delle Perseidi.
In questo documento sono presentati i risultati dell’elaborazione dei dati relativi agli echi meteorici registrati dalla stazione radiometeore dell’ATA nel corso del mese di aprile 2022. L’obiettivo è quello di identificare il profilo dello sciame delle Liridi, di distinguere le tipologie di tracce di cui è costituito e di calcolare l’indice di massa delle particelle che lo compongono.


L’attività meteorica di aprile 2022
La Figura 1 mostra il profilo giornaliero degli eventi registrati nel mese di aprile 2022, in cui si evidenzia un massimo di attività intorno al giorno 22, coerentemente con la previsione del transito dello sciame delle Liridi in prossimità dell’orbita terrestre. Il profilo orario degli eventi, invece, è mostrato in Figura 2.
Nota: Nei grafici le linee verticali sono posizionate in corrispondenza dell’orario del picco di intensità dei vari sciami, mentre la sigla indica lo sciame secondo la notazione IAU-MDC.

Figura 1: Distribuzione giornaliera degli eventi del mese di aprile 2022

Figura 2: Distribuzione oraria degli eventi del mese di aprile 2022

Legenda:
•KSE – kappa Serpentids
•LYR – April Lyrids
•AVB – alpha Virginids
•PPU – pi Puppidis
•ARC – April rho Cygnids

La distribuzione oraria degli eventi può essere rappresentata anche tramite la mappa di Figura 3, che mette in relazione i conteggi registrati in funzione del giorno (asse orizzontale) e dell’orario (asse verticale). La colorazione delle celle va dal blu scuro (minor numero di eventi) al rosso (maggior numero di eventi) ed evidenzia efficacemente le variazioni di attività meteorica nel corso del mese.

Figura 3: Mappa di intensità degli eventi

Gli eventi del mese di aprile hanno prevalentemente una durata compresa tra 2 e 3 decimi di secondo (rispettivamente 1.342 eventi e 1.494 eventi), come evidenziato dalla Figura 4.

Figura 4: Durata degli eventi nel mese di aprile 2022

Lo sciame delle Liridi
Lo sciame delle Liridi è associato alla cometa C/Thatcher 1861 G1, osservata nel 1861 e caratterizzata da un lungo periodo di 415 anni; esso manifesta il suo tipico picco di attività nella terza decade di aprile. Dal 2002 ad oggi il picco è stato osservato da vari studiosi1 tra 32,0° e 32,5° di longitudine solare.

Sulla base di tali evidenze e considerando le annualità più recenti, la ricerca del picco di attività dello sciame delle Liridi (LYR) si è concentrata intorno a 32° gradi di longitudine solare; come riferimento, nella tabella seguente sono riportati gli orari corrispondenti a 32° di longitudine solare

Sulla base di tali evidenze e considerando le annualità più recenti, la ricerca del picco di attività dello sciame delle Liridi (LYR) si è concentrata intorno a 32° gradi di longitudine solare; come riferimento, nella tabella seguente sono riportati gli orari corrispondenti a 32° di longitudine solare negli anni 2016-2022.
Nel periodo considerato, inoltre, presentano il picco di attività anche due sciami minori: le alfa Virginidi (AVB) e le pi Puppidi (PPU); il primo è caratterizzato da uno ZHR max < 2 e il secondo manifesta un’intensità variabile, raramente significativa.

L’analisi dettagliata degli eventi registrati nel periodo 21-23 aprile 2022 (Figura 5) evidenzia due intervalli di attività meteorica più intensa, collocati tra le 22:00 UTC e le 12:59 UTC (Picco #1 e Picco #2), potenzialmente riconducibili allo sciame delle Liridi.

Figura 5: Profilo orario degli eventi registrati nel periodo 19-25 aprile 2022

Un ulteriore elemento a favore dell’ipotesi che i Picchi #1 e #2 rappresentino effettivamente l’attività dello sciame delle Liridi è stato ottenuto confrontando il profilo orario degli eventi con l’andamento orario dell’altezza del radiante dello sciame (in unità arbitrarie). La Figura 6 mostra una buona correlazione temporale tra le due rappresentazioni (eventi e simulazione dell’altezza del radiante) non solo per il Picco #1 ma anche per il Picco #2. In questo periodo dell’anno, infatti, il radiante delle Liridi culmina alle ore 03:30 UTC, un orario compreso negli intervalli temporali dei Picchi #1 e #2.

Figura 6: Profilo orario delle Liridi confrontato con la simulazione dell’altezza del radiante.

Eliminazione del fondo sporadico
Per avere una migliore definizione del profilo dello sciame nei pressi del massimo, anche al fine di calcolare l’indice di massa, è necessario valutare l’entità del fondo generato da eventi sporadici e sottrarlo dal profilo degli eventi di picco. In questa analisi il fondo è stato stimato come media oraria dei conteggi registrati dal 6 al 9 aprile, un periodo di bassa attività, non molto distante dal picco (vedi Figura 1).
Oltre a ciò, è stato preso in considerazione il transito del radiante dello sciame considerando solo gli eventi compresi nell’intervallo orario di visibilità del radiante stesso (in questo periodo dalle 19:00 UTC alle 12:00 UTC).
In Figura 7 è mostrato il profilo del picco del 22 aprile con e senza la correzione del fondo. In Figura 8 è riportato il profilo del picco del 23 aprile, anch’esso con e senza correzione del fondo.

Figura 7: Profilo del picco del 22 aprile con/senza correzione del fondo.

Figura 8: Profilo del picco del 23 aprile con/senza correzione del fondo.

Calcolo dell’indice di massa
L’indice di massa s esprime la distribuzione della popolazione dei meteoroidi all’interno di uno sciame; valori più elevati di questo indice corrispondono a un numero maggiore di particelle di dimensioni ridotte e a una sezione d’urto maggiore, a parità di massa. Inoltre, “il numero cumulativo Nc di echi iperdensi di durata superiore a TD è legato all’indice di massa s secondo la relazione”3:


Nc∝TD3/4(1−s)


Nota: il “numero cumulativo di echi” Nc è la somma di tutti gli eventi registrati con durata superiore a TD.
Gli echi meteorici si possono collocare in due classi fondamentali che dipendono dalla concentrazione degli elettroni presenti nella traccia ionizzata che riflette il segnale radar incidente: quando tale concentrazione supera un valore di riferimento si parla di echi iperdensi, altrimenti di echi ipodensi. La relazione di cui sopra, quindi, fa riferimento alla prima di queste due classi; scrivendola nella seguente forma si può ottenere un’espressione utile per derivare l’indice di massa a partire dal numero di eventi cumulativi registrati e dalla loro durata:

logNc = 3/4(1−s)logTD+k


In una scala bilogaritmica in cui le ascisse rappresentino la durata dell’eco TD e le ordinate il numero cumulativo di eventi Nc di durata superiore a TD, il coefficiente angolare (pendenza) della retta interpolante l’insieme dei punti è direttamente collegato all’indice di massa tramite la relazione:


pendenza = 3/4 (1−s)

La Figura 9 e la Figura 10 mostrano, rispettivamente, la distribuzione dei conteggi cumulativi del Picco #1 e del Picco #2 in funzione della durata degli echi; in entrambe le figure si nota come la zona di linearità si limiti ai punti di durata superiore a 0,5 sec, che dovrebbero corrispondere agli echi iperdensi; i punti di durata inferiore o uguale a 0,5 sec contengono un contributo significativo degli echi ipodensi e pertanto non sono stati presi in considerazione per il calcolo dell’indice di massa. La pendenza della retta di regressione, determinata per i punti di durata superiore a 0,5 sec, consente di stabilire gli indici di massa per i due picchi:

Figura 9: Picco #1: numero cumulativo di eventi vs durata.

Figura 10: Picco #2: numero cumulativo di eventi vs durata.

Conclusioni
L’analisi dei dati ha consentito di ipotizzare con ragionevole certezza che lo sciame delle Liridi si sia manifestato nel 2022 con due picchi principali, che si sono manifestati tra il 22 e il 23 aprile; l’osservazione, tra l’altro, è coerente con l’orario di visibilità del radiante dello sciame stesso.
I dati sono stati quindi corretti:
•sottraendo il contributo del fondo sporadico, registrato in un periodo di bassa attività meteorica compreso tra il 6 e il 9 aprile;
•considerando solo gli eventi che si sono verificati durante il periodo di visibilità del radiante dello sciame compreso, in questo periodo, tra le ore 19 UTC e le ore 12 UTC.
I dati corretti sono stati infine utilizzati per determinare il valore dell’indice di massa degli echi iperdensi, per i due picchi rilevati, rispettivamente: 3,03 e 3,50.

Fabio Fedeli

Gruppo ricerca ATA

Osservazione dell’occultazione della stella UCAC4 686-023837 da parte dell’asteroide 626 Notburga

Il giorno 2022-02-22  tra le ore 19:42 e 19:50 UTC, ho osservato l’occultazione asteroidale della stella UCAC4 686-023837 da parte dell’asteroide(626) Notburga.  Ho usato come telescopio un  Newton Skywatcher QUATTRO 200P e come camera di ripresa unaQHY174M GPS Cooled raffreddata a -25°. Il tutto supportato dalla montatura Rainbow Astro RST-135. Il tempo di integrazione impostato è stato di 250 ms  e la registrazione è stata effettuata (con una ROI di 640×480 pixel) col programma SharpCap Pro in formato SERche garantisce la registrazione su ogni singolo framedella marca temporale fornita dal GPS interno alla camera.  La calibrazione dei tempi di acquisizione (sincronizzazione dell’orologio interno della camera con il riferimento 1PPS del GPS ) viene effettuataprima dell’osservazione accendendo e spegnendo l’apposito LED interno alla camera. Per aumentare il rapporto segnale/rumore ho anche eseguito la ripresa di un dark frame che poi SharpCap ha applicato automaticamente a tutti i fotogrammi durante la ripresa.

Dietro suggerimento di Pietro Baruffetti ho esteso la registrazione a otto minuti centrati sull’UTC previsto dal programma OccultWatcher per verificare una vecchia osservazione di Stefano Sposetti (21 gennaio 2010) che segnalava una breve occultazione secondaria 4 minuti prima dell’occultazione principale probabilmente dovuta a un sospetto satellite dell’asteroide.

La curva di luce Curva di luce dell’evento  ridotta  con il programma Tangra di H. Pavlov. Nota: asteroide chiaramente visibile sul video durante l’occultazione.

La stellina era già stata individuata un paio di ore prima con l’ausilio dei due planetari Guide 9 e Cart du Ciel. Immersa in un ricco campo di stella nella costellazione di Perseo (vedi cartina allegata realizzata con Cart Du Ciel)conteneva parecchie stelline che fornivano un comodo riferimento per il puntamento automaticoe per la successiva riduzione al computer.

In base alla visibilità della stella sul monitor ho scelto i seguenti parametri della ripresa:

[QHY174M]

FrameType=Light

Output Format=SER file (*.ser)

Binning=1×1

Capture Area=640×480

Colour Space=MONO8

Pan=640

Tilt=360

Force Still Mode=Off

Enable Live Broadcast=Off

USB Traffic=110

Offset=0

Amp Noise Reduction=On

Frame Rate Limit=Maximum

Gain=325

Exposure=250,0000ms

Calibration End Pos Adjust=38050

Calibration Start Pos Adjust=129480

GPS Calibration LED=Off

GPS Freq Stabilization=On

GPS=On

Timestamp Frames=On

Contrast=0

Brightness=0

Gamma=1

Temperature=-25

Target Temperature=-25

Cooler Power=145(Auto)

Background Subtraction=Off

Planet/Disk Stabilization=Off

Banding Threshold=26,1904761904762

Banding Suppression=54

Apply Flat=None

Subtract Dark=C:\SharpCap Images\2022-02-22\dark\darks\18_03_37Z.fits

Display Black Point=0,01953125

Display MidTone Point=0,0788295087617434

Display White Point=0,99609375

Notes=

TimeStamp=2022-02-22T19:42:00.8452839Z

SharpCapVersion=4.0.8418.0

StartCapture=2022-02-22T19:42:00.5592323Z

MidCapture=2022-02-22T19:46:00.6832323Z

EndCapture=2022-02-22T19:50:00.8079109Z

Duration=480,249s

FrameCount=1912

TimeZone=+1,00

Come si vede ho iniziato le riprese alla 19:42 e le ho terminate alle 19:508. La scomparsa della stella è avvenuta alle 19 46 33.46 +/-0.13.s UTC e la ricomparsa alle 19 46 37.48 +/- 0.13s UTCcon una durata quindi di 4.02 +/-0.18 s, visto il tempo di integrazione scelto di 250mss per ciascun fotogramma.

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

In allegato una schermata del campo ripreso dalla camera, una del campo simulato con Cart du Ciel e la curva di luce risultante dall’analisi con Tangra.

Claudio Costa

Gruppo Ricerca ATA

Osservazione dell’asteroide (5987) Liviogratton

Premessa

Considerato che il Gruppo Ricerca dell’ATA da diversi anni si cimentava a calcolare in maniera originale parametri sconosciuti di asteroidi come il: periodo sinodico di rotazione, le dimensioni, il rapporto degli assi maggiore e minore ed in alcuni casi la magnitudine assoluta (H) e la classe tassonomica, mi era venuta la curiosità di sapere se esistevano dati simili per l’asteroide dedicato a Livio Gratton alla cui figura la nostra Associazione è intitolata.

Per cui dalla consultazione del database del sito JPL Small Database (https://ssd.jpl.nasa.gov/)  ho potuto constatare che di questo asteroide esistevano solamente i dati orbitali  acquisiti e implementati dal momento della sua scoperta in poi (Fig. 1) e altri parametri desunti dalle immagini riprese dal satellite infrarosso NEOWISE (Fig. 2). Detto satellite, lanciato nel 2009, riprendeva foto nell’infrarosso (circa 2,7 milioni in tutta la missione) per cui è stato utilizzato anche per acquisire dati di asteroidi e comete per il cui studio è molto indicato dal momento che questi corpi minori sono molto scuri e brillano solo di luce riflessa. Nel periodo di  maggiore attività (2009-2010)  la sonda ha ripreso l’immagine di più di 150.000 asteroidi tra cui molto probabilmente il nostro.  La relativa elaborazione di questa notevole mole di dati, ha portato alla determinazione, in maniera non troppo rigorosa, del diametro, della magnitudine assoluta (H) e dell’albedo geometrico (Fig. 2).

Fig. 1. Elementi orbitali dell’asteroide (5987) Liviogratton.  (Crediti: JPL Small Database NASA)

E comunque non era conosciuto il suo periodo sinodico di rotazione (P) e ne era stata valutata la sua appartenenza a qualche classe tassonomica. Questo poiché nessuno, ne astronomo e ne astrofilo, si era cimentato, fino ad oggi, a cercare di calcolare qualche altro parametro fisico come per esempio  il periodo di rotazione, probabilmente perché sono troppi gli asteroidi da studiare oppure perché la curva di luce calcolata presentava una ampiezza troppo limitata per cui era difficile calcolare il periodo di rotazione oppure semplicemente perché nessuno si era interessato a questo pianetino.

Quindi come Gruppo ricerca ATA avevamo quantomeno il dovere morale di carpire qualche altro segreto a questo “sasso spaziale” dedicato alla figura del Prof. Livio Gratton a cui ci ispiriamo. 

Cronaca di una scoperta

Ma iniziamo per ordine. La notte del 6 giugno 1975, presso l’Osservatorio Astronomico Felix Aguilar  sito nel Complesso astronomico El Leoncito in Argentina, in una delle lastre fotografiche acquisite quella notte, tra la miriade di puntini stellari, ne era stato individuato uno che si muoveva tra le stelle fisse, non poteva che trattarsi di un asteroide, quindi gli fu assegnata la sigla provvisoria di 1975LQ secondo il complesso e astruso sistema numerico con cui si catalogano gli asteroidi prima di assegnargli il nome definitivo. Il pianetino era stato immortalato in due lastre solamente e presentava una luminosità stimata in 18 mag.

Alcuni giorni dopo, precisamente il 12 giugno, presso lo stesso Osservatorio astronomico, viene segnalato nuovamente in una lastra fotografica e dopo un paio di giorni viene nuovamente rintracciato in un paio di immagini fotografiche. Le osservazioni vengono riportate nelle schede del Minor Planet Center (Report MPC 4918 e MPC 7010), che raccoglie tutte le osservazioni mondiali sugli asteroidi. I dati ricavati non erano ancora sufficienti per calcolare parametri orbitali significativi e solidi. Molto probabilmente da questo momento se ne perdono le tracce in quanto non viene più seguito (Follow Up) e quindi non vengono determinati parametri orbitali precisi. 

Solo nell’ultimo giorno di agosto del 1987, quindi 12 anni dopo il primo avvistamento, avviene la “riscoperta”  all’Osservatorio astrofisico di Crimea, per cui gli viene assegnata una nuova numerazione 1987SO11 (Report MPC 15459) credendo che fosse un nuovo oggetto, difatti viene immortalato solo in due lastre per cui non si riescono a determinare i suoi parametri orbitali con precisione tale da metterlo in relazione con il pianetino scoperto nel 1975.

Finalmente, appena un paio di settimane dopo, precisamente il 17 settembre 1987 viene inquadrato dal grande specchio del telescopio dell’European Southern Observatory ubicato a Cerro La Silla a sud del deserto di Atacama in Cile e prende la sigla finale di 1987WH3. Da questo momento in poi viene fotografato e seguito da diversi osservatori astronomici per cui vengono  calcolati  con estrema precisione i suoi parametri orbitali. Facendo controlli a ritroso ci si accorse che si trattava dello stesso asteroide fotgrafato in altre occasioni e designato come 1975LQ 1987SO11.

Successivamente questo asteroide venne dedicato a Livio Gratton con la seguente motivazione “(5987) Liviogratton=1975 LQ . Born in Italy, Livio Gratton (1910-1991) spent many years in Argentina, where he was at various times in charge of the astrophysics department of La Plata Observatory, director of Córdoba Observatory and the first director of the Institute of Mathematics, Astronomyand Physics of the Córdoba National University. [Ref: Minor Planet Circ. 60728]”      

Le nostre osservazioni

Per verificare il periodo migliore di visibilità, è stato eseguito un controllo sul sito del Minor Planet Center (MPC)  (https://www.minorplanetcenter.net/iau/mpc.html), in cui si evinceva che questo capitava in estate (Fig. 3) e quindi appena è stato possibile sono iniziate le riprese dell’asteroide.

Fig. 3. Posizione ed orbita del pianetino (5987) Liviogratton durante l’opposizione nell’estate dell 2021.

Per cui alla fine di agosto del 2021 iniziavano le sessioni osservative protrattesi fino al 23 di settembre. In totale sono state eseguite 4 sessioni osservative con la speranza che i dati acquisiti fossero adatti a tracciare una curva di luminosità che avesse la caratteristica forma bimodale tipica degli asteroidi che presentano una morfologia a “nocciolina” ovvero con una forma tipo pallone da rugby con gli assi maggiore e minore sensibilmente diversi e con asse di rotazione non direttto verso la Terra e abbastanza stabile.

Le riprese sono state eseguite col telescopio dell’ATA dedicato alla ricerca e ospitato sotto una bella cupola di 4 metri di diametro. Il telescopio era un Meade ACF in configurazione Schmidt-Cassegrain da 350 mm di diametro con rapporto di apertura ad f/10, ovvero con una lunghezza focale (F) di 3500 mm. La camera di ripresa era una ccd della SBIG modello ST8_XME dotata di doppio sensore e ruota portafiltri con 10 alloggiamenti, temperatura di raffreddamento che arriva a -30°C grazie ad una doppia cella di Peltier. Nelle diverse sessioni osservative sono state acquisite centinaia di immagini successivamente calibrate con la sottrazione dei dark e la divisione con i flat frames.

Una volta pulite e selezionate, le immagini sono successivamente state elaborate con un software dedicato (MPO Canopus) per tracciare la migliore curva di luce e minimizzando gli errori. Per motivi di praticità, nella elaborazione dei dati sono state utilizzate solamente 2 delle 4 sessioni acquisite.

Risultati ottenuti

Come sperato, i dati acquisiti e la loro elaborazione hanno mostrato una curva bimodale abbastanza ben evidente e la sua analisi ha permesso di calcolare il periodo sinodico di rotazione (P) dell’asteroide che è risultato di P=3,2h +/- 0,1h con un ampiezza di A=0,19 mag (Fig. 4).

Fig. 4. Curva di luce dell’asteroide (5987) Liviogratton.

Stima del diametro

Dopo aver calcolato il periodo di rotazione dell’asteroide, insorge anche la curiosità di sapere quanto grande sia. In effetti è possibile determinare la sua grandezza approssimata con una semplice formuletta. Difatti conoscendo l’albedo geometrico (p) e la magnitudine assoluta (H) dell’asteroide si può applicare la seguente relazione:

D=(1329/√p)*10^(0.2H)

Ricordiamo che l’albedo geometrico (p) di un corpo celeste in astronomia è definito come il rapporto tra la sua luminosità effettiva vista ad angolo nullo e quella ideale di una superficie di eguale sezione perfettamente riflettente, mentre la magnitudine assoluta (H) è la magnitudine apparente di un oggetto che si trovasse a 1 U.A. dall’osservatore.

Questi parametri sono stati acquisiti nella banca dati delle curve asteroidali dal sito ALCDEF Asteroid Lightcurve Photometry Database  (https://alcdef.org/) che fornisce i seguenti parametri medi: H=13,81 mag e p=0,20, per cui sostituendo nella espressione su riportata otteniamo un valore del diametro medio di D=5,14 Km.

Quindi, sotto l’aspetto del periodo di rotazione e della dimensione, questo asteroide si pone nel gruppo principale (stellina bianca) relativamente al diagramma frequenza-diametro sotto riportato (Fig. 5). Difatti, come si evince dal diagramma, la maggior parte degli asteroidi ha un periodo di rotazione compreso tra le 2,4 e le 12h.

Fig. 5. Diagramma frequenza-diametro.
(Crediti: https://alcdef.org/php/alcdef_aboutLightcurves.html)

Stima della classe tassonomica

Gli asterodi non hanno tutti la stessa composizione petrografica ma differiscono tra loro anche in maniera sostanziale. Nel 1975 fu introdotta una prima classificazione tassonomica degli asterodi completata e migliorata negli anni successivi. A grandi linee, sotto l’aspetto della composizione  petrografica superficiale, possiamo suddividere gli asteroidi come appartenenti alla classe C (carboniosi) che sono i più numerosi, alla classe S (silicatici) e alla classe M (metallici) che sono i meno numerosi.

Uno dei metodi per calcolare l’appartenenza ad una classe petrografica è quello di calcolare il cosiddetto “indice di colore” dell’asteroide che si determina facendo la sottrazione della magnitudine dell’oggetto ripreso con due filtri fotometrici differenti. Non avendo per il momento a disposizione dati fotometrici così acquisiti, si è cercato di stabilire ugualmente, per via indiretta, la classe tassonomica dell’asteroide tramite il valore dell’albedo (p) che, come visto sopra, presenta un valore di p=0,20.

Per cui utilizzando allo scopo la tabella redatta da Shevchenko & Lupishko (1998), si evince che al valore di albedo di p=0,20  (fig.6) corrisponde una classe tassonomica di tipo S (silicatico). Quindi il nostro asteroide è composto, per lo meno superficialmente, da minerali di tipo silicatico così come è composta la maggior parte della crosta terrestre ed il 17% degli asteroidi di fascia principale.

Fig. 6. Tabella che mette in relazione la classe tassonomica con i valori di albedo (pv) e di indice di colore (Shevchenko & Lupishko,1998).

Forma dell’asteroide

La curva di luce oltre a determinare il periodo sinodico di rotazione (P), fornisce anche indicazioni sull’aspetto dell’asteroide, infatti considerando che l’asteroide ha normalmente la forma di un elissoide triassiale (con semiassi a=maggiore, b=minore e c=medio) e’ possibile stabilire il rapporto tra gli assi a e b dalla formula:

a/b=10^(A/2.5)

prima di applicare questa formula,però, dobbiamo normalizzare il valore dell’ampiezza (A) (nel nostro caso: 0.19 mag) ad un angolo di fase 0° applicando la seguente formula (Zappala’, 1990):

A(0°) = A/(1+Gα)

dove:

A è l’ampiezza pari a 0,19 mag;

α valore medio angolo di fase nelle osservazioni pari a 8,13°;

G è lo slope parameter.

Mentre gli altri parametri sono noti o ricavati, il parametro G (slope parameter) possiamo ricavarlo da un’altra tabella sempre dovuta a Shevchenko & Lupishko (1998) che mette in relazione la classe tassonomica ed altri parametri con il valore di G (Fig. 7).

Fig. 7. Tabella che mette in relazione la classe tassonomica con i valori del parametro G (slope parameter) (Shevchenko & Lupishko,1998).

Quindi sostituendo i valori nella formula si ottiene: A(0°)=0,064 e sostituendo il valore normalizzato di A(0°)= 0,064 nella prima formula si ottiene il rapporto tra gli assi:

a/b = 1,06

quindi, sulla base di quanto su calcolato il nostro asteroide dovrebbe presentarsi con una forma solo leggermente allungata.

Sintesi dei risultati ottenuti

Sulla base di  quanto su esposto ed analizzato, è possibile dare una connotazione maggiormente completa anche se non definitiva dell’asteroide (5987) Liviogratton sintetizzata dai seguenti parametri principali:

Periodo di rotazione (P): 3,2h +/-  0,1h con un ampiezza di circa A=0,19 mag;

Diametro medio (D): 5,14 km;

Rapporto tra gli assi a/b: 1,06;

Classe tassonomica di appartenenza: tipo S (silicatico);

Albedo (p): 0,20

Il presente studio ha voluto fornire un ulteriore prova che anche con i limitati mezzi alla portata dell’astrofilo e con un minimo di conoscenze si possono raggiungere risultati non banali e di sicuro interesse per la crescita della ricerca amatoriale.

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Maurizio Scardella

Gruppo Ricerca ATA