ARIETIDI 2016: analisi preliminare.

Con l’installazione nel giugno del 2016 della stazione per la ricezione delle radio meteore presso l’Osservatorio astronomico “F. Fuligni”,  è iniziata l’acquisizione in continuo degli eco radio riflessi dalle scie di plasma prodotte dalle meteore.

Questa tecnica di acquisizione permette di eseguire il conteggio delle meteore che entrano nella atmosfera terrestre senza l’ostacolo delle nubi o del chiarore solare, quindi il conteggio del numero delle meteore risulta maggiormente rappresentativo dell’effettivo numero dei meteoroidi che entrano nell’atmosfera.

Per testare il funzionamento del sistema, si è provato ad eseguire il conteggio del numero di contatti in occasione di uno sciame noto. La scelta è ricaduta sullo sciame meteorico  delle arietidi anche perché poco conosciuto e quindi poco studiato.

Questo sciame, scoperto nel 1947 dal radiotelescopio di Jodrell Bank, è lo sciame diurno più intenso insieme a quello delle Zeta Perseidi. Il corpo progenitore è sconosciuto, anche se alcuni ipotizzano l’asteroide (1566)  Icarus.  Il fatto che il radiante sia vicino al Sole fa sì che sia molto raro vedere meteore di questo sciame, se non ad aurora iniziata. La velocità delle meteore in ingresso è di circa 38 km/s. Lo sciame risulta attivo dal 22 maggio al 2 luglio con il picco al 7 giugno ed un ZHR stimato in circa 50-60.

Per brevità è stato tracciato il grafico solo per i giorni dal 7 al 9 giugno in cui si avevano registrazioni complete.  Dal grafico si nota chiaramente un picco di  circa 80 conteggi raggiunto proprio il giorno 7 verso le ore 16 in ottimo accordo con le previsioni. Per il resto si nota una attività pressoché continua dopo il massimo che si attesta mediamente tra i 20 e i 30 conteggi l’ora. Questa attività secondaria viene  considerata come una attività continua dovuta alle meteore “sporadiche” e quindi non necessariamente associate allo sciame in questione.

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Grafico dello sciame meteorico delle arietidi. In ordinata il numero dei conteggi in ascissa il tempo.

Maurizio Scardella

Responsabile Settore Ricerca

Una valle lassù sulla Luna

Quella di Taurus-Littrow è una valle molto profonda, ancora più profonda del Grand Canyon, e infatti le montagne che si ergono da entrambi i lati arrivano a misurare dai 1800 ai 2100 metri, dal punto più basso della valle, e sono illuminate da un sole ancora più brillante di quello che si può trovare su un ghiacciaio o nel deserto, ma si stagliano contro un cielo nero, un cielo talmente nero che non si riesce neanche a vederlo dalle stampe delle fotografie che purtroppo non rendono il contrasto che gli occhi percepiscono lassù.

(Commento di Harrison Schmitt – astronauta della missione Apollo 17 – dicembre 1972)

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Noi, qui giù sulla Terra, immersi nell’atmosfera, possiamo percepire nella notte un cielo in sfumature di grigio. Perché il grigio si avvicini quanto più possibile al nero, si devono verificare alcune condizioni sulle quali non possiamo intervenire; le due principali sono l’assenza della Luna e un valore di umidità dell’aria quanto più basso possibile. Infatti le particelle di vapor d’acqua presenti nell’aria sono un ottimo mezzo per la diffusione della luce.
Quindi se non c’è la luna nel cielo, non ci sono fonti che potrebbero interferire con le particelle d’acqua, comunque presenti in concentrazione varia. Questo è stato vero finché l’uomo, non ha inventato l’illuminazione artificiale e progressivamente inondato le strade, i paesi, le metropoli, con flussi esagerati di luce.

Ecco le prove:

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NASA Photo ID ISS041-E-90188 – Date taken 2014.10.21

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NASA Photo ID ISS043-E-93564 – Date taken 2015.04.08

Questi un paio d’esempi di quello che possono vedere dalla Stazione Spaziale Internazionale (ISS) gli astronauti che, a 400 km d’altezza, sorvolano la Terra. È facile intuire che la luce che si vede da lassù è inutilmente sfuggita al compito che le era stato assegnato: illuminare le attività umane sulla terra.

Potrebbe giovare a qualcuno questa dispersione, oltre agli astronauti che possono vedere i segni dell’antropizzazione e sentirsi più vicini a casa? A nessun altro, anzi, è dannosa per i processi biologici della vita di piante e animali che hanno bisogno di cicli ben definiti di luce e buio (tra gli animali consideriamo anche H. sapiens). Infatti per descrivere questo fenomeno è stata coniata la definizione di “inquinamento luminoso”.
Se vogliamo guardarci un po’ più da vicino, c’è anche un’altra categoria che viene danneggiata da questo inquinamento. Coloro che per professione o per passione studiano lo spettacolo più straordinario che va in scena dai tempi appena successivi al Big Bang e che si svolge sulla nostre teste: il firmamento. La luce degli astri viene irrimediabilmente disturbata da questo rumore di fondo che l’uomo stesso produce con la luce che disperde verso l’alto.
E allora la domanda che sorge spontanea potrebbe essere: “visto che ormai dominiamo le scienze e la tecnologia, possiamo estirpare il fenomeno?”
L’ottimista risponderebbe senza esitazione: “non ancora”.

E nel frattempo? Beh, nel frattempo possiamo adottare delle misure di mitigazione del fenomeno. E per questo ci sono accortezze, buone pratiche, metodi, tecnologie degli apparecchi d’illuminazione, e persino leggi regionali, che prevedono misure di contenimento del fenomeno.

E ci sarebbe anche un lieto fine … si risparmia!

Vladimiro Ercolino
Sezione Inquinamento Luminoso

 

Misura automatica della qualità del cielo notturno

Per chi è impegnato nell’astronomia, la qualità del cielo notturno è un parametro con il quale di solito si devono fare i conti. Nel corso degli anni, il cielo è diventato un problema crescente per le attività di astronomi dilettanti e professionisti.
C’è uno strumento che è il più utilizzato per la misurazione della qualità del cielo: lo “Sky Quality Meter” di Unihedron. Questo dispositivo hardware (fondamentalmente un fotometro) è disponibile con diverse interfacce, che permettono varie opzioni per il collegamento a un computer:

  • Interfaccia RS232
  • Interfaccia USB
  • Interfaccia Ethernet (SQM-LE)

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Sky Quality Meter – LE

Molte organizzazioni nel mondo centralizzano le misure per monitorare il fenomeno e studiarne l’andamento in funzione di aspetti climatici e ambientali. Per questo, nello scorso agosto, all’Oservatorio “F. Fuligni” abbiamo implementato una stazione automatica basata su Raspberry Pi con la quale facciamo misurazioni del buio. L’idea è quella di avere un computer 24hx7 con un SQM-LE collegato in rete per collezionare i dati su un sito in cloud. Il costo, le dimensioni e il consumo elettrico sono aspetti importanti di questo computer e per questo una stazione basata su Raspberry Pi diventa una soluzione interessante.

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Raspberry Pi

La stazione automatica ha queste peculiarità:

  • Piccole dimensioni e un basso consumo energetico
  • Il software funziona senza interazione umana
  • La stazione deve essere robusta: il recupero da un eventuale disservizio temporaneo della rete elettrica o della rete dati è automatico (nei limiti del possibile)
  • I dati sono archiviati su un server remoto, accessibile da chiunque
  • La stazione comunica le informazioni amministrative, come il ripristino o qualsiasi problema rilevato attraverso l’invio automatico di email
  • Il sistema è accessibile da remoto per la manutenzione e configurazione: il protocollo SSH e il reindirizzamento della porta IP del router si sono dimostrati utili nella realizzazione di queste funzionalità

Abbiamo usato componenti software Open Source, principalmente basati sul linguaggio Python e Shell Script di Linux. PySQM è il cuore del sistema. È stato sviluppato presso il centro “Extragalactic Astrophysics and Astronomical Instrumentation group of the Universidad Complutense de Madrid” da Mireia Nievas (UCM) con l’inestimabile contributo di Jaime Zamorano (UCM), Laura Barbas (OAN) & Pablo de Vicente (OAN). L’adattamento su Rasberry Pi è stato sviluppato da Rubén Díez Lázaro e il prototipo è stato ottimizzato presso l’Osservatorio Astronomico di Forcarei (OAF).

 

SKY QUALITY METER – DEFINIZIONI

Lo strumento SQM-LE fornisce letture in magnitudini per secondo d’arco quadrato, abbreviato in: mpsas (o più comunemente SQM), e scritto matematicamente come:

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La magnitudine, e quindi mpsas, è una misura logaritmica il che significa che grandi cambiamenti di luminosità del cielo corrispondono a una variazione relativamente piccola del valore numerico SQM.

Una differenza di 5 magnitudini equivale a un fattore di 100 volte l’intensità. In altre parole una luminosità del cielo 5.0 mag/arcsec2 corrisponde ad una riduzione del tasso di arrivo dei fotoni di un fattore 100.
Il seguente schema dà una vaga idea di come interpretare le letture del valore SQM:

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La magnitudine apparente è un’unità di misura astronomica per la luminosità degli oggetti nel cielo. Gli oggetti più luminosi hanno una grandezza inferiore e oggetti flebili hanno un valore di grandezza superiore. Per esempio; una stella che è di 6a magnitudine è più luminosa di una stella che è di 11amagnitudine.

La stella Vega viene utilizzata come punto di riferimento di una grandezza ≈ 0. La tabella seguente mostra la magnitudine apparente di alcuni oggetti celesti noti.

mag apparente

Oggetto astronomico
-26,73 Sole
-12,6 Luna piena
-4,7 Massima luminosità di Venere
0,03 Vega (riferimento 0)
6 Stelle più deboli osservabili ad occhio nudo
27 Stelle più deboli osservabili con telescopio terrestre da 8m di diametro
30 Stelle più deboli osservabili con Hubble Space Telescope

L’arcsecondo è la definizione di un arco ed è suddiviso in secondi come segue:

  1. Ci sono 360 gradi in un cerchio
  2. Ci sono 60 minuti d’arco in un grado e 21600 minuti d’arco in un cerchio
  3. Ci sono 60 secondi d’arco in un minuto d’arco, e 1296000 secondi d’arco in un cerchio

Il secondo d’arco quadrato (arcsec2) è l’area coperta da un quadrato di 1 secondo d’arco per 1 secondo d’arco.
La magnitudine per secondo d’arco quadrato è la definizione di luminosità della grandezza distribuita su un secondo d’arco quadrato del cielo. Per esempio; se lo strumento SQM fornisce una lettura di 20,00 mpsas, sarebbe come dire che la luminosità di una stella di ventesima magnitudine è stata distribuita su un secondo d’arco quadrato del cielo.
I valori di “grandezze per secondo d’arco quadrato” sono comunemente usati in astronomia per misurare la luminosità del cielo. Maggiori dettagli possono essere trovati su “Radiometry and photometry in astronomy“.
Ogni grandezza inferiore (numericamente) significa poco più di 2,5 volte maggiore di luce proviene da una determinata porzione di cielo. Una variazione di 5 mpsas significa che il cielo è 100x più luminoso.
Inoltre, una lettura superiore a 22,0 è improbabile che possa essere registrata e la più oscura che qualcuno ha sperimentato con lo SMQ, in zone molto remote, è 21,80.

Vladimiro Ercolino
Sezione Inquinamento Luminoso

 

Misura della qualità del cielo notturno all’Osservatorio Astronomico “F. Fuligni”

All’Osservatorio Astronomico “F. Fuligni” abbiamo portato a temine un nuovo sistema di monitoraggio locale della qualità del cielo notturno basato su software Open Source. A seguito di un periodo di test ed ottimizzazione, iniziato nel mese di agosto, finalmente possiamo rilasciare uno strumento stabile e fruibile da chiunque sia interessato al fenomeno.

Vediamo come funziona, come si leggono le misure e come consultare l’archivio storico.

Al tramonto inizia la collezione delle misure di un fotometro (Unihedron SQM-LE) montato sul tetto dell’Osservatorio. Rispetto ai dati che verranno riportati sul grafico, viene eseguito un sovracampionamento per migliorare il rapporto segnale rumore del dato acquisito. Ogni 15 valori utili viene aggiornato il grafico.

Il risultato tipico è questo:

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Alcune indicazioni su come leggerlo: sono visualizzati due distinti grafici ma il dato di partenza è lo stesso.

Nel grafico “A” viene visualizzato il valore SQM in “y” e, in funzione dell’altezza,  i gradi del Sole rispetto all’orizzonte in “x”. Ovviamente a noi interessano i valori dell’angolo negativi. Vedremo questa traccia allungarsi o contrarsi nell’escursione massima dell’ascisse in funzione della stagione. La traccia presenta due colori; verde per le ore pomeridiane e blu per quelle antimeridiane. Sono inoltre calcolate le effemeridi della Luna e rappresentate nella leggenda, la percentuale del disco illuminato e l’altezza massima a cui arriverà il nostro satellite nell’escursione tra la propria alba e tramonto rispetto al punto di osservazione.

Nel grafico ”B” vediamo i valori misurati in funzione del tempo; anche qui i colori della traccia evidenziano le ore pomeridiane e antimeridiane. Ci sono due linee verticali tratteggiate che delimitano il periodo del crepuscolo astronomico tra il tramonto e l’alba del Sole. Quando visibile, lo sfondo del grafico rosa indica la presenza della Luna sopra l’orizzonte. Gli orari sono sempre indicati in UTC+1 senza tener conto dell’introduzione dell’ora legale.

Nell’esempio qui sopra abbiamo registrato un valore massimo di 20,202 mag/arcsec2 che, considerando la vicinanza con la capitale, è un buon risultato, misurato anche grazie a favorevoli condizioni meteo. Leggendo attentamente la curva, le condizioni di trasparenza sono migliorate gradualmente sino ad un raggiungimento di un picco intorno alle 2:30 per poi degradare nuovamente.

Altro esempio:

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Qui, contrariamente al grafico precedente, la curva è frastagliata e sono presenti avvallamenti molto profondi. La lettura di questa curva ci fornisce informazioni aggiuntive sulla presenza di nubi che, diffondendo molto bene la luce artificiale o quella della luna, fanno decadere drasticamente i valori misurati. Ci sono inoltre momenti in cui il valore di SQM è intorno a 20 per un periodo di decine di minuti. In questi casi la curva ci indica che il cielo si e liberato della nuvolosità e ha raggiunto buoni livelli di trasparenza e quindi di buio.

Il sistema prevede inoltre l’archiviazione delle misure che possono essere consultate a richiesta. Ci sono le misure attuali, le cartelle dei Dati_Giornalieri e dei  Grafici_Giornalieri dove risiedono gli archivi storici.

Nelle pagine di questo sito, sulla barra laterale sinistra, è sempre disponibile un’anteprima del grafico corrente. Cliccando sull’anteprima si apre una nuova finestra con l’immagine del grafico completo.

Vladimiro Ercolino
Sezione Inquinamento luminoso

 

La stazione delle radiometeore all’osservatorio “Fuligni”

Dal mese di giugno 2016 è operante presso l’osservatorio astronomico “F. Fuligni” una stazione dedicata alla ricezione delle Radio meteore. Ma cosa sono e come funzionano le radio meteore? Praticamente vengono registrati gli eco radar riflessi dalla scia ionizzata lasciata dalla meteora quando attraversa l’alta atmosfera (fig. 1).

Fig. 1. Echi radio di meteore registrate il 6 giugno 2016

Fig. 1. Bellissimi echi radio di grosse meteore in sequenza registrati il 9 giugno 2016

Ma quali sono i vantaggi della ricezione delle radio meteore rispetto alla registrazione visuale o fotografica? In effetti la ricezione radio presenta molti vantaggi rispetto al visuale e alla fotografia. Per esempio è possibile registrare l’entrata in atmosfera di un meteoroide anche in presenza di nubi o durante il giorno cosa impossibile da fare in visuale o  in foto. Inoltre la ricezione avviene in continuo e quindi l’acquisizione e registrazione delle radio meteore è pressoché ininterrotta. Ma vediamo nei particolari come funziona il sistema. Praticamente si “sfrutta” una stazione radar che si trova a sud della Francia che invia costantemente segnali radio verso lo spazio con l’intento di studiare sia le traiettorie dei satelliti artificiali sia quelle dei detriti spaziali che orbitano attorno alla Terra. Quando un meteoroide attraversa l’alta atmosfera terrestre praticamente “ionizza” l’aria. A causa della ionizzazione dell’aria, le onde elettromagnetiche sparate dal radar vengono riflesse e quindi possono essere ricevute a terra da stazioni riceventi. In questa maniera si può acquisire e registrare un segnale radio in occasione del passaggio in atmosfera di una meteora. (fig. 2).

Fig. 2 Schema di radar meteorico

Fig. 2. Schema di radar meteorico

Di stazioni di questo tipo in Italia ne esistono ben poche e la nostra è una di queste. In cosa consiste la stazione ricevente? Praticamente è stata installata una antenna sul tetto della struttura dell’osservatorio. L’antenna è una collineare Diamond X30 a polarizzazione verticale con guadagno di 3 dB collegata ad un filo coassiale molto performante (fig. 3). Come ricevitore momentaneamente si sta utilizzando un RTL-SDR USB tuner R820T+8232 che ha la caratteristica di essere molto economico ma che è risultato molto soddisfacente per i nostri intenti (fig. 4).

Fig. 3. Antenna collineare verticale

 

Fig. 4. Ricevitore RTL-SDR

 

 

 

 

                                          Fig. 4. Ricevitore RTL-SDR

 

Fig.3 . Antenna collineare a polarizzazione verticale

L’acquisizione avviene tramite un software freeware “Spectrumlab” molto utilizzato per questo scopo e anche molto complesso da configurare. Da quando abbiamo iniziato la ricezione delle radio meteore si sono registrati migliaia di contatti radio, segno che la nostra Terra e costantemente “bombardata” da minuscoli detriti di particelle lasciate dal passaggio delle comete attorno al Sole. Come primo approccio di prova, abbiamo voluto registrare il passaggio dello sciame delle beta tauri. Dalle effemeridi degli sciami meteorici si deduceva che il picco avrebbe dovuto verificarsi attorno al 29 giugno. E in effetti, analizzando i dati acquisiti e “graficizzati”, si può vedere in maniera evidente il picco del tasso orario (ZHR) proprio in prossimità della data attesa (fig. 5).

Fig. 5. Grafico delle ZHR con il picco delle beta tauridi

Fig. 5. Grafico in cui si nota chiaramente il picco dovuto alle beta tauri

 

 

Maurizio Scardella
Responsabile Settore Ricerca

 

OSSERVAZIONE DEL TRANSITO DEL PIANETA WASP_2B

Nel mese di settembre del 2014, nell’ambito dei progetti di ricerca ATA, è stata effettuata la ripresa del transito di un pianeta extrasolare. La scelta è caduta su Wasp_2b situato nella costellazione del Cigno e scoperto dal telescopio spaziale Kepler.
A causa dell’enorme divario di luminosità esistente tra i due corpi celesti, il calo di luminosità (depth) da individuare è estremamente piccolo, dell’ordine di pochi centesimi di magnitudine, valori questi, fino a pochissimo tempo fa, al di fuori della portata di strumenti amatoriali.
La scelta è stata pianificata in modo da avere alcune caratteristiche favorevoli, come:
– una buona altezza sull’orizzonte del target;
– una discreta caduta di luce del sistema stella-pianeta (almeno qualche centesimo di magnitudine);
– intervallo orario ottimale considerato che un transito medio dura circa 3 ore. A queste si devono aggiungere le sessioni realizzate fuori transito, all’incirca un’ora prima e una dopo, in modo da rilevarne la lunghezza completa.

La strumentazione utilizzata è quella preposta alla ricerca installata nella cupoletta Torsoli, nello specifico:
– Telescopio Meade ACF 14”
– CCD Sbig ST8 XE
– filtri fotometrici
Sono stati eseguiti 103 light frame e una trentina di dark frames. Ogni singolo light frame della durata di 180 secondi è stato acquisito in binning 2×2 per massimizzare la sensibilità della camera di ripresa.
La riduzione fotometrica è stata realizzata tramite Maxim DL, i cui risultati possono essere esportati in un file che successivamente viene trasformato in un formato compatibile con il software di analisi/fitting dati del sito della Czech Astronomical Society (BRNO/TRESCA/ETD) [1] utilizzato per l’elaborazione finale della curva di luce.

La figura 1 mostra la curva di luce relativa al transito osservato; vengono mostrati due grafici, il primo in alto visualizza i dati ottenuti senza alcuna elaborazione (dati grezzi ‘raw’), nel secondo viene apportata una correzione per rimuovere il contributo della massa d’aria attraversata, che varia secondo l’altezza del target e le stelle di riferimento sull’orizzonte.

Fig. 1 Curva di luce del transito planetario
Fig. 1 Curva di luce del transito planetario
Fig. 2 - Diagramma degli errori di misura
Fig. 2 – Diagramma degli errori di misura

Il software di gestione delle immagini oltre alle informazioni sopra descritte, fornisce anche una stima di alcuni parametri interessanti (Fig. 3), come il raggio del pianeta Rp (espresso in raggi gioviani) ricavato dalla profondità del transito; mentre l’inclinazione del transito viene ottenuta dalla durata del transito stesso, interpolando vari parametri che comprendono il raggio della stella, il periodo orbitale ed il semiasse maggiore. Nella colonna di sinistra sono riportati i dati del catalogo, nella colonna a destra quelli calcolati con i dati acquisiti.

Rp: 1.017 +/- 0.082                    RJup 1.174 -0.021+0.020 RJup
R*: 0.834 +/- 0.063                   RSun fixed, errors included in i
A: 0.03138 +/- 0.00142 AU     fixed, errors included in i
Per: 2.15222144 days                 fixed
i : 84.8 +/- 0.39 °                      84.85 +/-0.19 °

Infine il programma del sistema permette anche di mostrare la geometria del transito illustrato in fig. 3.

Fig. 3 - Geometria del transito
Fig. 3 – Geometria del transito

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

 

(3841) Dicicco

 

3841 DICICCO: A BINARY ASTEROID

Lorenzo Franco
Balzaretto Observatory (A81), Rome, ITALY

Alessandro Marchini
Astronomical Observatory, University of Siena (K54)
via Roma 56, 53100 Siena, ITALY

Carolyn E. Odden
Phillips Academy Observatory (I12)
Andover MA USA

Petr Pravec
Ondrejov Observatory
Ondrejov, CZECH REPUBLIC

Maurizio Scardella, Angelo Tomassini
Osservatorio Astronomico “F. Fuligni” (D06)
Via Lazio 14, 00040 Rocca di Papa (RM), ITALY

Initial observations of 3841 Dicicco indicated a period of 3.6 hours with three nights being anomalously low over part of the period. Further analysis showed that 3841 is a binary asteroid with a primary period of 3.5950 ± 0.0001 h with an amplitude of 0.19 mag and a secondary period of 21.641 ± 0.002 h with an amplitude of 0.19 mag. Both the primary eclipse and secondary eclipses were visible. We also estimate the H and G parameters to be H = 13.63 ± 0.04, G = 0.15 ± 0.05.

The S-type asteroid (Bus and Binzel, 2002) 3841 Dicicco was observed on 18 nights from 2014 Nov 21 through 2015 Jan 11. Starting from the first sessions, we noticed some anomalous attenuations in the lightcurves that made us suspect they were due to eclipse and/or occultation events (Figure 1, 2). Five observatories were in the campaign to confirm the initial observations. Table I lists the observers and equipment they used.

Observers Telescope CCD
Franco

(A81)

Klinglesmith(719)

Marchini (K54)

Odden (I12)

Scardella,Tomassini (D06)

0.2-m f/5.5 SCT

0.35-m f/10 SCT

0.30-m f/5.6 MCT

0.4-m f/8 R-C

0.35-m f/10 SCT

SBIG ST-7XME SBIG

STL-1001E SBIG

ST-10XME SBIG

STL-6303E (bin 2×2) Apogee CCD

SBIG ST-8XE

Table 1. Observers and Equipment. SCT: Schmidt-Cassegrain. R-C: Ritchey-Chretien. MCT: Maksutov-Cassegrain.

All images were calibrated with dark and flat-field frames and processed with MPO Canopus version 10.4.7.6 (Warner, 2015). Clear and R filter magnitudes were calibrated to the standard system using the method described by Dymock and Miles (2009) and CMC-15 stars with near-solar color indexes selected by using Vizier (2014).

Figure 1. Raw data from 2014 Nov 26. The data cover nine hours, which is more than two complete cycles of the lightcurve. No obvious anomalies are present.

Figure 2. Raw data from 2014 Nov 23. The data more than six hours, which is almost two complete cycles of the lightcurve. An eclipse or occultation is present at the end of the night.

Figure 3. Sixteen nights of data fit to a single period. Note that 3 nights show an obvious lowering of the lightcurve.

Using the single period solution from MPO Canopus we obtained a period of 3.595 ± 0.001 h and an amplitude of 0.19 mag (Figure 3). However it was obvious that the data from at least three nights did not fit well. Using the iterative dual period solution from MPO Canopus we obtained a primary period of 3.5950 ± 0.0001 h with an amplitude of 0.19 mag (Figure 4) and a secondary period (Figure 5) of 21.641 ± 0.002 h. The mutual eclipse/occultation events have amplitudes of 0.08 to 0.15 magnitudes. The first value gives a lower limit on the secondary-to-primary effective diameter ratio of Ds/Dp ≥ 0.28.

The data were sent then to Pravec who confirmed that it was a binary system. Authors DK, LF, and PP announced the discovery through the CBET 4033, published on 2014 Dec 8.

Figure 4: Using the 2-period search within MPO Canopus we obtain the primary period after subtracting out the secondary period.

Figure 5: Using the 2-period search within MPO Canopus we obtain the secondary period after subtracting the primary period.

H and G Determination

For each lightcurve, the R mag was measured using half peak-topeak amplitude with Peranso (Vanmunster, 2014) via a second order polynomial fit and excluding any eclipse/occultation events. The V mag was derived adding the typical color index V-R = 0.49 for an S-type asteroid (Shevchenko and Lupishko, 1998) to the R mag. Using the H-G Calculator function of MPO Canopus, we derived H = 13.63 ± 0.04 mag and G = 0.15 ± 0.05 (Figure 6). This H value is quite different from H = 13.1 published on the JPL Small-Body Database Browser (JPL, 2015).

Figure 6: H and G curve for 3841 Dicicco.

Acknowledgements

The Etscorn Campus Observatory operations are supported by the Research and Economic Development Office of New Mexico Institute of Mining and Technology (NMIMT).

References

ECO (2015), Etscorn Campus Observatory.

http://www.mro.nmt.edu/education-outreach/etscorn-campusobservatory

Bus S.J., Binzel R.P. (2002). “Phase II of the Small Main-Belt Asteroid Spectroscopic Survey – A Feature-Based Taxonomy.” Icarus 158, 146-177.

Dymock, R., Miles, R. (2009). “A method for determining the V magnitude of asteroids from CCD images.” J. Br. Astron. Assoc. 119, 149-156

Harris, A.W., Young, J.W., Bowell, E., Martin, L.J., Millis, R.L., Poutanen, M., Scaltriti, F., Zappala, V., Schober, H.J., Debehogne, H., Zeigler, K. (1989). “Photoelectric Observations of Asteroids 3, 24, 60, 261, and 863.” Icarus 77, 171-186.

JPL (2015). http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi

Shevchenko V.G., Lupishko D.F. (1998). “Optical properties of Asteroids from Photometric Data.” Solar System Research 32, 220-232.

Vanmunster, T. (2014). PERANSO, period analysis software.

http://www.cbabelgium.com and http://www.peranso.com

 

VizieR (2014). http://vizier.u-strasbg.fr/viz-bin/VizieR Warner, B.D. (2015). http://www.minorplanetobserver.com/MPOSoftware/MPOCanopus.htm