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

 

 

 

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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

 

Calcolato il periodo di rotazione di (703) Noemi

Lorenzo Franco Balzaretto Observatory (A81), Rome, ITALY lor_franco@libero.it

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

Alessandro Marchini
Astronomical Observatory, DSFTA – University of Siena (K54)
Via Roma 56, 53100 – Siena, ITALY
(Received: 2017 Apr 5)

Collaborative lightcurve photometry observations of
main-belt asteroid 703 Noemi were made over 16 nights
in 2016 November thru 2017 January. The resulting
synodic rotation period is 200 ± 1 h, amplitude 0.62 ±
0.10 mag, HR = 12.24 ± 0.12 and GR = 0.16 ± 0.10.

The main-belt asteroid 703 Noemi was discovered on 1910 October 3 by J. Palisa at Vienna. The primary orbital elements are  a = 2.175 AU, e = 0.138, and i = 2.46°. Its absolute magnitude is H = 12.5 (JPL, 2017). The NEOWISE survey (Nugent et al., 2016) used a value of 12.70 to find a diameter of D = 9.85 ± 1.42 km. The gives an optical albedo of pV = 0.19 ± 0.10. CCD photometric observations were made over 16 nights from 2016 November 15 to 2017 January 29 at the Balzaretto Observatory (A81), Fuligni Observatory, and the DSFTA Observatory (DSFTA, 2017) using the instrumentation described in Table I.

Data processing and analysis were done at the Balzaretto Observatory with MPO Canopus (Warner, 2016). All the images, acquired with clear-filter, were calibrated with dark and flat frames and converted to the Cousins-R magnitudes using solar colored field stars from CMC15 catalogue (VizieR, 2014) by the relationship R = r´ – 0.22 (Dymock and Miles, 2009). No offset adjustment was applied to the lightcurves. The period analysis shows a bimodal solution for P = 200 ± 1 hours and amplitude A = 0.62 ± 0.10 magnitudes.

The absolute magnitude H (R-band) and slope parameter G were found using the H-G Calculator function of MPO Canopus. For each lightcurve the average R mag was measured removing the rotational effects, using a Fourier fit model (Buchheim, 2010). We found H (R-band) = 12.24 ± 0.12 mag, G = 0.16 ± 0.10. For 703 Noemi, the taxonomic class and the color index are unknown. We assume it is S-type asteroid, according to SMASSII taxonomic class distribution vs semi-major axis (Bus and Binzel, 2002) with a color index V-R = 0.49 ± 0.05 (Shevchenko and Lupishko, 1998). We then derive H = 12.73 ± 0.13, close to the H = 12.7 listed by Nugent et al. (2016).

Observatory            Telescope,                   CCD              Exp (s)

Balzaretto (A81)- 0.20-m f/5.5          SCT SBIG ST7xme         420

Fuligni (D06)- 0.35-m f/10                 SCT SBIG ST8-xe            120

DSFTA (K54)- 0.30-m f/5.6 MCT   SBIG STL-6303e (2×2)    300

Table II. Observing Instrumentation. SCT: Schmidt-Cassegrain Telescope, MCT: Maksutov-Cassegrain Telescope.

References

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.

DSFTA (2017). Dipartimento di Scienze Fisiche, della Terra e dell’Ambiente, University of Siena – Astronomical Observatory. https://www.dsfta.unisi.it/en/department/sciencemuseums/astronomical-observatory

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., Scaltriti, F., Zappala, V. (1984). “Lightcurves and phase relations of the asteroids 82 Alkmene and 444 Gyptis.” Icarus 57, 251-258.

JPL (2017). Small-Body Database Browser. http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi#top Nugent, C.R., Mainzer, A., Bauer, J., Cutri, R.M., Kramer, E.A., Grav, T., Masiero, J., Sonnett, S., Wright, E.L. (2016).

“NEOWISE Reactivation Mission Year Two: Asteroid Diameters and Albedos.” Astron. J. 152, A63.

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

VizieR (2014). http://vizier.u-strasbg.fr/viz-bin/VizieR.

Warner, B.D. (2016). MPO Software, MPO Canopus v10.7.7.0.

Bdw Publishing. http://minorplanetobserver.com

 

Lo sciame delle K-serpentidi

La stazione ricevente  dedicata alle radiometeore installata presso l’Osservatorio “F. Fuligni”, in cui è presente un’antenna capace di catturare le onde elettromagnetiche provocate dall’attraversamento di meteoriti nell’alta atmosfera, ha captato durante il mese di aprile lo sciame delle “Kappa Serpentidi”. Esso fa parte del sistema complesso delle Virginidi, forse associato alla cometa 1914 IV.

Prendendo spunto dalle previsioni di sciami meteorici del sito dell’U.A.I., si è appreso che le KSer avrebbero attraversato l’atmosfera nel periodo compreso tra il 1 e il 12 aprile, con maggiore attività verso le ore 5 UTC, specie nelle notti del 4 e 5 aprile.

La registrazione dei dati, ottenuta con l’ausilio di Spectrumlab, ha permesso di costruire tabella e grafici inerenti lo sciame.

La tabella presenta il conteggio delle radiometeore per giorno e per ora (sia UTC, che legale) e con essa è stato possibile elaborare 3 grafici: il primo riporta il numero totale di radiometeore conteggiate al giorno per tutto il periodo dello sciame, il secondo mostra i dati completi, mentre il terzo è l’ingrandimento del periodo prossimo al picco. Sia il secondo che il terzo grafico sono stati costruiti seguendo l’orario di Greenwich.

Degno di nota è il dato registrato alle ore 5 UTC del  4 aprile che riporta il risultato della massima ricezione di eventi meteorici.

Mariangela Monti

Gruppo Ricerca ATA

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