Il 2012 è l’anno del 300° anniversario dalla morte di Gian Domenico Cassini (Perinaldo 1625 – Parigi 1712) e l’Associazione “Stellaria” che gestisce l’Osservatorio Astronomico Comunale “G.D.Cassini”di Perinaldo (Im), in collaborazione con l’Istituto di Astrofisica e Planetologia Spaziale (IAPS), l’ Unione Astrofili Italiana e l’European Astrosky Network  lancia l’iniziativa “Occhi su Saturno. Da G.D. Cassini 300 anni di osservazione di Saturno”

La sera del 26 maggio in tutta Italia in tanti ad osservare Saturno,  l’affascinante pianeta con gli anelli che è stato tanto osservato e studiato da Cassini.

Organizzare un evento e partecipare ad “Occhi Su Saturno”

Tutte le Associazioni, gli astronomi e gli astrofili, gli osservatori astronomici, i  planetari sono invitati a partecipare organizzando una serata di osservazione pubblica sabato 26 maggio 2012.

Le adesioni all’iniziativa e tutti gli eventi sono raccolti nel sito www.occhisusaturno.it e  pubblicizzati a livello nazionale. Materiale informativo sarà spedito agli organizzatori (in base alla disponibilità e fino ad esaurimento).

Perché “Occhi su Saturno”?
Quanti sguardi si sono posati su questo magnifico pianeta? Da quelli dei grandi astronomi del passato, a quelli di poeti, scrittori e artisti, a quelli dei tanti astrofili che magari proprio scoprendo Saturno al telescopio si sono appassionati all’astronomia, a quelli “elettronici” delle sonde spaziali, come quella, a noi particolarmente cara, della Missione Cassini-Huygens.

Non dimentichiamo “gli occhi” dei tanti che guardano anche distrattamente il cielo, che non lo conoscono, che non hanno occasione di posarci uno sguardo più attento. Il 26 Maggio vogliamo dare la possibilità a tanti di scoprire Saturno attraverso un telescopio e godere delle meraviglie, troppo spesso dimenticate, che brillano nel cielo notturno. Una sera con gli “Occhi su Saturno” in tutt’Italia; dalle osservazioni e le scoperte di G.D.Cassini alle novità della Sonda Cassini,  il “pianeta con gli anelli” ci affascina e ci cattura.

Sulle Ande cilene, in pieno deserto di Atacama, sono stati collocati  i massimi  Osservatori astronomici di questa generazione, grazie alla  presenza di un cielo stellato unico al mondo. Visitarli direttamente è un’esperienza entusiasmante, che vale assolutamente la pena di raccontare   in ogni dettaglio.

Presentazione dell’autore.

Il Cile settentrionale,  nella regione del deserto di Atacama, è il  paradiso indiscusso  degli astronomi di tutto il mondo.

Di fronte all’inquinamento luminoso dei Paesi industrializzati e all’instabilità climatica alimentata dal riscaldamento globale, il sogno degli studiosi del cielo è quello di poter disporre di un sito buio e perennemente secco e sereno, situato ad alta quota, che assicuri una grande trasparenza atmosferica. Questo paradiso astronomico esiste veramente: si tratta del deserto di Atacama, un altopiano delle Ande cilene dove non piove praticamente mai. Proprio in questa regione, gli USA e l’Europa hanno deciso di insediare gran parte dei massimi Osservatori astronomici del pianeta. La qualità del cielo  è sicuramente  imbattibile a livello mondiale: per questa ragione  il deserto di Atacama ha vinto la sfida (rispetto ad altri due siti ‘concorrenti’ come La Palma  e il Mauna Kea) per l’insediamento dei supertelescopi  del prossimo decennio (l’ E-ELT da 40 metri dell’ ESO,  il GMT di las Campanas ed altri).

Sono tre i grandi templi dell’astronomia mondiale in Cile:  due (Cerro Tololo-Cerro Pachon e La Silla-Las Campanas) sono collocati  non lontano dalla città di La Serena (500 km a Nord di Santiago, nella regione di Coquimbo), il terzo  (Cerro Paranal-VLT) si trova 1200 km  più a Nord e fa capo alla città di Antofagasta.  In più (e questo costituisce per i turisti-astrofili  un’enorme sorpresa) esistono degli osservatori ad esclusivo utilizzo turistico: uno è quello di Cerro Mayu a 27 km da La Serena, un altro è quello di Mamalluca a 60 km da La Serena.

Cerro Tololo e Cerro Pachon  si trovano a circa 80 km ad Est da La Serena, nella regione di Vicuna. Vi si accede attraverso la valle del fiume Elqui, il cui flusso  è stato regolato da una grande diga ad una quarantina di km da La Serena. Dopo il lago artificiale creato dalla diga, il paesaggio diviene sempre più fantastico, desertico e selvaggio.  Indescrivibile è l’ emozione di intravedere, già da molto lontano,  le cupole del gigantesco Gemini Sud da 8 metri di Cerro Pachon (fig. 1 e, in fig. 2, lo specchio del grande telescopio) e dello storico telescopio da 4 metri di Cerro Tololo.

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Cesare Guaita è nato e risiede a Tradate (Va). Si è laureato in Chimica nel 1973 e si è specializzato in Chimica organica  e Chimica macromolecolare. Per oltre 25 anni ha lavorato come ricercatore presso i laboratori di una grande azienda. E’ esperto di Cosmochimica e Planetologia ed ha pubblicato, su riviste divulgative e professionali, centinaia di articoli su questi temi, con particolare riferimento alle connessioni chimico-geologiche di una moltitudine di fenomeni planetari ed astrofisici.

Ha pubblicato i seguenti volumi:

‘La ricerca della vita nel Sistema Solare’,  pp512, Sirio Ed.

‘I giganti con gli anelli’ Gruppo B ed.

‘I pianeti e la vita, ultime scoperte’ Gruppo B Ed.

In Marzo 2012 è prevista l’uscita del volume ‘Cile: Paradiso dell’ Astronomia’, Gruppo B Ed. (una storia di  tutti i massimi osservatori che USA ed ESA hanno realizzato nel deserto di Atacama, visitati direttamente dall’autore e presso i quali la figlia Lucia, astrofisica, ha lungamente lavorato nell’ambito della sua tesi di dottorato). Inoltre collabora a giornali, riviste e reti televisive pubbliche e private, con cui ha realizzato decine di programmi astronomici. E’ Presidente e fondatore (nel 1974) del G.A.T., Gruppo Astronomico Tradatese, un’ Associazione ben nota in campo nazionale per la sua opera di divulgazione ad alto livello in tutti i campi della ricerca astronomica.   Partecipa a ricerche di tipo professionale specialmente nel campo delle comete e della Bioastronomia, con risultati spesso presentati a congressi e pubblicati su riviste specialistiche del settore. E’ specializzato nella didattica e divulgazione dell’ Astronomia. In questo ambito, da oltre 20 anni è conferenziere del Planetario di Milano. E’ membro di molte Società Astronomiche italiane e straniere.

Il secondo articolo celebrativo per il terzo centenario della morte di Giovanni Domenico Cassini (1625-1712) è dovuto allo gnomonista Giorgio Mesturini che presenta un’ampia sintesi descrittiva delle meridiane a camera oscura, funzionalmente simili alla grande meridiana di San Petronio a Bologna.

Introduzione

La meridiana a camera oscura è essenzialmente un orologio solare posto all’interno di un edificio, costituito da una unica linea oraria, quella delle ore 12 del Tempo Vero Locale; il raggio di luce solare che entra da un piccolo foro sapientemente ricavato nel soffitto o nella parete colpisce la linea nell’attimo del transito del Sole sul meridiano locale, quando l’astro si trova nel punto più alto del suo percorso apparente nel cielo. Nel corso dell’anno la posizione di questa immagine solare può dare anche molte indicazioni di “tipo calendariale” come rilevare i solstizi estivo ed invernale, stabilire la data degli equinozi ed alcune date particolari, oltre a costituire un originale e precisissimo strumento astronomico.

Le meridiane “a camera oscura” dette anche a foro stenopeico, formano una famiglia abbastanza numerosa anche se non vastissima, diffusa principalmente in Italia, ma con alcuni esempi in Francia ed altrove; le troviamo ancora presenti in chiese, la maggior parte, ed anche in edifici civili di un certo prestigio. Il periodo di maggior sviluppo di questa tipologia di strumenti è compreso, grosso modo, tra la fine del 1400 e gli inizi del 1800.

Uno dei motivi di questa diffusione prevalentemente in Italia, certamente non l’unico, può imputarsi alla circostanza che il Papato Cattolico è sempre stato a Roma e che il Papa nel corso dei secoli, è sempre stato detentore, di fatto, del potere di regolamentare il Calendario, non solo in Italia, ma in tutta l’area di influenza cattolica. Le meridiane a camera oscura diventano un mezzo importante per poter adempiere a questa funzione fondamentale, sia dal punto di vista civile, sia da quello religioso.

Gli astronomi, i matematici e gli studiosi culturalmente aperti ed evoluti hanno sempre saputo, fin dal medioevo, che il Calendario Giuliano istituito nel 46 a.C. da Giulio Cesare non era perfetto, malgrado fosse corretta la scelta di far corrispondere il calendario con l’avvicendarsi “solare” delle stagioni, abbandonando di fatto altre possibilità basate sul ciclo lunare, come in uso all’epoca dagli ebrei e da altri popoli. Quello che non permetteva al calendario di funzionare perfettamente era il presupposto fondamentale dell’esatta durata dell’anno tropico, vale a dire il tempo esatto in cui la Terra compie una rivoluzione sull’orbita annuale; questo periodo può anche essere definito come tempo compreso tra due successivi equinozi di Primavera.

Se la durata dell’anno fosse stato di un numero intero di giorni la soluzione sarebbe stata facile, ma Giulio Cesare, con il conforto dell’astronomo greco Sosigene, era a conoscenza che l’anno durava 365 giorni e 6 ore e decise quindi che aggiungendo 1 giorno ogni 4 anni, detto giorno bisestile, la sincronia delle stagioni con le date sarebbe stata garantita. Gli astronomi dell’epoca si resero conto presto che la durata dell’anno differiva leggermente da quanto calcolato da Sosigene, essendo più corto di oltre 11 minuti rispetto ai 365 giorni ed ¼ inizialmente calcolati, pari a poco meno di un giorno per ogni secolo.

Il Concilio di Nicea in Asia Minore, nel 325 d.C. determinò che la Pasqua doveva cadere alla prima domenica dopo il Plenilunio che coincide o segue immediatamente il giorno 21 marzo, considerato questo l’equinozio ecclesiastico (l’equinozio astronomico può cadere nei giorni 19, 20, 21 marzo).

Nel 1582 il Calendario giuliano assumerà la attuale struttura, a seguito della coraggiosa riforma di Papa Gregorio XIII; da quell’anno, non senza eccezioni e tentennamenti, il calendario chiamato “gregoriano” è utilizzato nei paesi di area cristiana e nelle relazioni internazionali. La riforma gregoriana consistette nel togliere i dieci giorni fino ad allora accumulati facendo seguire al giovedì 4 ottobre il venerdì 15 ottobre e, per fissare in modo perpetuo la data dell’equinozio di primavera, si dovette apportare una modifica all’algoritmo di computo: mantenere invariata la regola del giorno bisestile ogni quattro anni, ma considerare bisestili soltanto gli anni secolari divisibili per 400. Infatti dalla riforma del 1582 sono stati bisestili il 1600 ed il 2000 e lo sarà il 2400, mentre non sono stati bisestili il 1700, il 1800 e il 1900 e non lo saranno il 2100, il 2200 ed il 2300.

La Chiesa “prestò” all’Astronomia i propri vasti edifici di culto per costruirvi le meridiane a camera oscura, che per ben funzionare hanno necessità di grandi dimensioni in ambienti dalla luminosità ridotta, alcune delle quali verranno descritte, in ordine di data di costruzione, nel prosieguo di questo articolo.

• Firenze, Santa Maria Novella, 1575.
• Milano, Duomo, 1786.
• Napoli, Certosa di San Martino, 1771.
• Formello (RM), Chiesa di San Lorenzo, 1796.
• Bergamo, Portico di Piazza Vecchia, 1798.
• Palermo, Cattedrale, 1801.
• Catania, Monastero di San Nicola l’Arena, 1841.
• Acireale (CT), Duomo di Santa Venera, 1843.
• Modica (RG), Duomo di San Giorgio, 1891.
• Perinaldo (IM), Chiesa della Visitazione, 2007.

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Giorgio Mesturini è nato a Casale Monferrato (AL) il 28 luglio 1947. Si occupa attivamente di gnomonica da molti anni per la progettazione tecnica delle meridiane e degli orologi solari e collabora con numerosi artisti per la loro realizzazione. Ha vinto nel 2009 il 1° premio al concorso internazionale “Le Ombre del Tempo” organizzato dal Gruppo Astrofili Bresciani con una sua opera dal titolo “Due coppie di quadranti solari a riflessione”.

Coordinatore per le Provincie di Alessandria e Biella del Censimento Nazionale Quadranti Solari promosso dalla U.A.I. Unione Astrofili Italiani.

Membro del C.G.I. Coordinamento Gnomonico Italiano.

Membro della C.C.S. (Commision Cadrans Solaires) della Societé Astronomique de France.

Titolare del sito internet di argomento gnomonico www.mesturini.com .

Da tempo si dedica alla didattica ed alla divulgazione tenendo corsi di gnomonica alle scuole ed alla Università della Terza Età e organizzando conferenze ed incontri sullo stesso tema.

Alberto Nicelli

Questo è il primo articolo celebrativo per il terzo centenario della morte di Giovanni Domenico Cassini (1625-1712), il grande astronomo di Perinaldo che costruì la meridiana di San Petronio, un’autentica meraviglia astronomica tuttora nota in tutto il mondo. Cassini è considerato, pressoché unanimemente, il più grande astronomo osservatore del Seicento.

Quest’anno cade il tricentenario della morte di Giovanni Domenico Cassini (14 Settembre 1712). Come sta il suo grande “eliometro”, come lo battezzò Cassini stesso, la meridiana più lunga al mondo che egli realizzò nella Basilica di S. Petronio a Bologna?

Le più recenti verifiche strutturali su questo formidabile e accuratissimo strumento scientifico del XVII secolo, col quale Cassini restaurò dalle  fondamenta l’Astronomia dell’epoca, sono state effettuate nel 2005, in occasione delle celebrazioni dei 350 anni dalla sua costruzione.  Prima di inoltrarmi a illustrarne i risultati devo fare una breve premessa, per condividere con il lettore i concetti fondamentali e la terminologia.

La meridiana in S. Petronio

Fig. 1

La meridiana può essere pensata come un cateto di un triangolo rettangolo in cui l’altro cateto è la retta perpendicolare idealmente tracciata dal centro del foro gnomonico al pavimento della Basilica. Il piede di questa perpendicolare è chiamato Punto Verticale, oppure Vertice, perché è il punto iniziale della linea meridiana (Fig. 1). La distanza del foro gnomonico dal Punto Verticale, detta Altezza Gnomonica, è di 27,07 metri. La lunghezza della linea meridiana è di 67,72 metri. Cassini considerò come unità di misura la centesima parte dell’Altezza Gnomonica, chiamata Modulo. Quindi l’Altezza Gnomonica è 100 Moduli e la lunghezza della linea meridiana circa 250 Moduli. La scala delle distanze in Moduli è segnata lungo la linea. Il foro gnomonico, realizzato sul tetto della navata laterale a Est della Basilica, su di una piastra orizzontale, è di forma circolare con diametro uguale a un millesimo dell’Altezza Gnomonica (2,7 cm, ovvero 0,1 Moduli).  I raggi solari, passando attraverso il foro, formano all’interno della Basilica un cono di luce, la cui sezione col piano del pavimento è un’immagine luminosa di forma ellittica, che è la proiezione del Sole. Gli estremi dell’asse maggiore dell’ellisse sono detti Lembi: infatti l’estremo più vicino al Vertice è la proiezione del lembo superiore del disco solare, quello più lontano è la proiezione del lembo inferiore.

A mezzodì l’ellisse risulta simmetricamente divisa a metà dalla linea meridiana e questo è l’unico momento in cui vengono effettuate le misure. Esse consistono nel rilevare sulla linea meridiana le distanze in Moduli dei Lembi dal Vertice. Queste due lunghezze sono dette Tangenti e da esse si può ricavare giorno per giorno l’angolo zenitale dei lembi e del centro del Sole quando attraversa il meridiano locale, e quindi il suo diametro angolare, le sue coordinate sulla sfera celeste e tutti i parametri che ne caratterizzano il moto e l’orbita apparente rispetto alla Terra.

Lo stato della meridiana agli inizi del Novecento

Prima del 2005, le ultime verifiche strutturali sulla meridiana furono eseguite nel 1904 e nel 1925 da Federigo Guarducci, Professore di Geodesia all’Università di Bologna. La verifica del 1904 avvenne in seguito alla sua nomina di Membro Onorario dell’Accademia delle Scienze. Dovendo per tale occasione redigere una Memoria da presentare all’Accademia, egli scelse come oggetto di studio lo stato di conservazione della meridiana in S. Petronio. Per la sua ricerca il Prof. Guarducci fece uso delle tecniche proprie della Geodesia, effettuando opportune triangolazioni col teodolite. La Memoria venne letta nella sessione del 28 Maggio 1905 e si intitolava: “La Meridiana del Tempio di S. Petronio di Bologna riveduta nel 1904”. Nella sua relazione il Prof. Guarducci riportò che:

• l’Altezza Gnomonica risultava essere di metri 27,0699 e quindi corrispondeva ancora a quella originale;
• il centro del foro non aveva subìto sensibili spostamenti rispetto al Punto Verticale;
• la linea meridiana era lievemente deviante di 1’ 36,6” verso Est, con un conseguente ritardo nell’indicazione del mezzodì di 2,5 secondi al solstizio estivo e di 6,5 secondi a quello invernale;
• gli abbassamenti più rilevanti della linea meridiana, assumendo come quota base il Punto Verticale,  si riscontravano sulla piastra equinoziale (-8 millimetri) e su quella del solstizio invernale (-7 millimetri).

Queste e molte altre misure portarono alla conclusione che lo stato generale della meridiana si era mantenuto pressoché inalterato dal suo completo rifacimento effettuato nel lontano 1776 da Eustachio Zanotti, resosi necessario a causa del suo degrado a distanza di ottant’anni dal restauro effettuato dallo stesso Cassini, coadiuvato da Domenico Guglielmini [1].

Nel 1925, in occasione del terzo centenario della nascita di Cassini, il Prof. Guarducci fece una seconda approfondita verifica sullo stato della meridiana, in seguito alla quale risultarono pienamente confermate le misure di vent’anni prima. Per l’occasione fu pubblicata una nuova e più completa edizione della sua Memoria, patrocinata dal Comune di Bologna, dalla Provincia di Bologna e dalla Fabbriceria di S. Petronio [3].

Lo stato della meridiana ai giorni nostri

La verifica dell’Altezza Gnomonica e del Punto Verticale

La verifica del livello della linea meridiana

Conclusioni

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Alberto Nicelli è laureato in Fisica all’Università di Pisa.  Attualmente lavora come Project Manager presso un’importante azienda di Information Technology. Amante dell’Astronomia e cultore della Geometria, si è appassionato in particolare allo studio della Gnomonica, che ne è la sintesi per eccellenza.

Collabora con la Redazione della rivista Gnomonica Italiana, è membro del Direttivo del Gruppo Astrofili Eporediesi “G. B. Beccaria” di Ivrea (TO), ed è attivo nella divulgazione della Gnomonica nelle scuole come ausilio per la didattica dell’Astronomia.

Astronomia Nova n.11 – MAGGIO 2012 / File PDF

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Editoriale

I viaggi a sfondo scientifico e culturale hanno fatto parte, per secoli, del bagaglio di conoscenze che ogni personaggio di un certo livello sociale riteneva  indispensabile possedere. Famosi sono stati i viaggi in Italia che, per generazioni di giovani d’oltralpe di ricca famiglia borghese o aristocratica, segnavano il passaggio dalla giovinezza alla maturità.

Ma sono noti anche i viaggi di formazione di personaggi già famosi nella loro epoca. Tra i tanti, qui voglio  ricordare il grande poeta tedesco Goethe, che, tra il 1786 ed il 1788, diede del nostro Paese una descrizione accurata e, salvo qualche eccezione, sostanzialmente positiva.

Ma non solo uomini di lettere si recavano in Italia. Vi furono anche famosi astronomi; uno dei più noti del Settecento fu il francese Joseph-Jérôme Lefrançais de Lalande, illuminista massone, che percorse l’Italia in lungo e in largo, descrivendo tutto: usi, costumi, architettura, pittura, le corti aristocratiche ma anche gli  Osservatori astronomici (pochi e assai disorganizzati, e da lui fortemente criticati) allora esistenti nella Penisola. La sua passione per l’Italia è testimoniata dall’opera in nove volumi intitolata: “Voyage en Italie” pubblicata nel 1786. Ma quando l’Italia perse quasi ogni primato scientifico, la direzione dei viaggi si invertì. Furono gli italiani, e tra questi molti filosofi naturali ed astronomi, che compirono i loro viaggi d’istruzione nei maggiori Paesi europei. In particolare quelli che stavano emergendo, ed egemonizzando, la cultura e la scienza: la Francia, l’Inghilterra e gli Stati tedeschi. Ci basti citare qui  il viaggio di Barnaba Oriani, astronomo di Brera e grande amico di Padre Piazzi, che nel 1786 si recò in Inghilterra per acquistare alcuni dei migliori strumenti astronomici allora disponibili, per attrezzare l’Osservatorio meneghino di Brera, facendo tappa in ogni specola che si trovasse lungo il suo percorso, compiendo così un autentico pellegrinaggio scientifico!

Se veniamo ai tempi nostri, agli inizi cioè del secondo  decennio del XXI° secolo, dov’è che un astronomo può completare la sua istruzione scientifica ai massimi livelli? Ancora una volta nei Paesi Europei? Negli Stati Uniti continentali, oppure in Asia?

Neppure per sogno: è finita da tempo l’epoca degli Osservatori ubicati nelle zone temperate e più urbanizzate  del pianeta. Oggi sono sostanzialmente tre i luoghi dove l’astronomia sta scrivendo il suo futuro: le isole Hawaii, le Canarie ma, soprattutto, il Cile.

Ed è sotto il cielo incontaminato dei deserti cileni che dobbiamo compiere il nostro viaggio d’istruzione, senza però dimenticare di avere sempre a portata di mano questo bel libro, ricchissimo di immagini ed esaustivo nei testi, scritto con grande passione e competenza da Laura e Cesare Guaita, figlia e padre. La prima, astrofisica che sta lavorando con i maggiori  telescopi cileni, il secondo un chimico con un amore viscerale per la scienza del cielo.  Leggere questo loro lavoro finalmente colma un vuoto informativo durato decenni, almeno per quanto riguarda l’editoria in lingua italiana.  Cerro Tololo, Cerro Pachon, La Silla, Las Campanas, il Paranal…., sono nomi ormai mitici che, in questo libro, assumono contorni netti e ben definiti, insieme alla descrizione di telescopi nuovissimi (oppure in fase di progettazione) che essi ospitano sulle loro sommità.

Il futuro dell’astronomia si chiama E-ELT (European  Extremely Large Telescope), 42 metri di diametro, costituito da 984 segmenti esagonali larghi 145 centimetri e spessi soltanto 5 centimetri. E, ad inventare questa tecnologia ottica, detta a “tasselli”, un grande italiano, quasi sconosciuto al di fuori dei confini nazionali, che fu un autentico maestro per molti astronomi del Bel Paese che si sono formati nella prima metà del Novecento: Guido Horn d’Arturo. Egli fu direttore dell’Osservatorio di Bologna dal 1921 al 1949, e realizzò il primo prototipo di questa configurazione ottica nei lontani anni Trenta. Per questo motivo ci si augura che E-ELT ne possa portare il nome.

Il libro dei Guaita è davvero di piacevolissima lettura: non può mancare  nella biblioteca di un appassionato di astronomia degno di questo nome.

Segnaliamo l’articolo di Cesare Guaita pagina 44:  “Viaggio nel paradiso degli astronomi” di questo numero di ASTRONOMIA NOVA.

Presentazione dell’autore sul cielo del Cile.

Cile: il paradiso dell’astronomia
di Lucia e Cesare Guaita

Gruppo B Editore/Milano 2012

Prezzo: 38,00 €

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Fig. 1. Due le fasi della uscita di Venere nel 2004 (Immagini Hα di Anthony Ayomamitis, Atene, dettagli). I profili circolari di Venere e Sun sono fittati nella parte non distorta dell'immagine.

Introduzione

Il ruolo dei transiti di  Venere e Mercurio è fondamentale per conoscere la storia passata del diametro solare. Attraverso il parametro W, la derivata logaritmica del raggio rispetto alla luminosità,
i valori passati della luminosità solare possono essere recuperati.

Il fenomeno della goccia nera influisce sulla valutazione degli istanti di contatto interno ed esterno tra il disco planetario e il lembo solare (si veda l’articolo di Domenico Licchelli in questo numero della rivista, pag. 4).

Con questi istanti osservati confrontati con le effemeridi si ricava il valore del diametro solare.

La goccia nera e gli effetti del seeing si possono superare fittando, con due archi di cerchio sia per Venere che per il Sole, la parte non  distorta dell’immagine.

Le correzioni delle effemeridi dovute alla rifrazione atmosferica sono anche da prendere in considerazione.

Il prossimo transito di Venere consentirà una precisione del diametro del Sole migliore di 0.01 secondi d’arco, disponendo di buone immagini della fase di ingresso e di uscita, prese ogni secondo. Gli osservatori solari Cinesi sono nelle condizioni ottimali per ottenere dati utili per la misurazione del diametro solare con il transito di Venere del 5/6 giugno 2012 con una precisione senza precedenti, e con la calibrazione assoluta data dalle effemeridi.

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Costantino Sigismondi è Professore di Fisica all’Istituto Galileo Ferraris di Roma (via Fonteiana 111), insegna anche nelle Università di Roma: Sapienza, Unicampus e APRA.

Le sue attività di ricerca: Misure in alta precisione del diametro solare; vita, pensiero,  scienza e insegnamento di Gerberto di Aurillac.

Corsi di insegnamento universitario: Laboratorio di Astrofisica – Solar Physics (2002-oggi), La Terra nel sistema solare (2005-2009), Storia dell’astronomia (2002-oggi).

Il video di Antonio Adigrat mostra con un esempio pratico, la tecnica per la riduzione delle misure delle stelle doppie con il software REDUC.

Di seguito proponiamo alcune stelle doppie, per il mese di Maggio, da misurare con differenti setup e strumenti.

La stella di calibrazione che presentiamo è STF (Struve) 1764; una doppia abbastanza luminosa e ampia; facile per tarare i nostri micrometri. Inoltre le sue misure, sono aggiornate al 2011.

Per il primo setup, presentiamo le seguenti coppie: STF 1740, STF1775AB, HJ 171AB e STF 1852.

Tali doppie possono essere misurate con strumenti del diametro di 4-5 pollici (per esempio rifrattori, Maksutov-Casegrain o Schmidt-Cassegrain da 100-127mm con lunghezza focale da F/7 a F/12).

Grazie all’ampia separazione queste coppie possono essere anche misurate (con eccellenti risultati) con un oculare micrometrico tipo “Micro Guide” (un utile tutorial per misurare le stelle doppie con questo tipo di oculare si puo’ trovare al link:

http://doublebsd.altervista.org/alterpages/files/MisurarelestelledoppieconloculareMicro-Guide.pdf).

Le coppie del secondo setup sono: STF1777, STF 1658AB, STF 1690 e STF 1757AB.  Sono coppie  più strette delle precedenti e devono essere osservate e misurate con strumenti di maggior diametro e quindi con risoluzione maggiore. Gli strumenti che consigliamo sono Schmidt-Casserain da 8 o 9,25 pollici, o maggiori.

Consigliamo inoltre una robusta montatura equatoriale tipo HEQ5 o, meglio ancora, una EQ6.

Molto utile, ma non indispensabile, un sistema GO TO che consenta di trovare rapidamente le doppie proposte (sebbene esse siano abbastanza luminose e facilmente individuabili anche mediante la comune tecnica dello star hopping).

In figura è indicata la posizione delle stelle proposte (figura realizzata tramite il software planetario gratuito “carte du ciel”, scaricabile al link http://www.ap-i.net/skychart/it/start), sono anche indicati alcuni riferimenti facilmente identificabili (Arturo e Saturno, la posizione di Saturno è da intendersi per la fine di Aprile 2012, essendo ovviamente variabile nel tempo).

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1269 Rollandia è un asteroide di fascia principale, scoperto il 20 settembre 1930 da G. Neujmin a Simeis in Crimea (Ucraina), con un diametro di circa 100 km.

Le sue principali caratteristiche sono consultabili sul sito JPL Small-Body Database Browser all’indirizzo:
http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=rollandia&orb=1
L’asteroide è stato osservato da A. Ferrero, L. Franco  e  R. Zambelli in sei diverse sessioni osservative che hanno permesso di ottenere una prima stima del periodo di rotazione P = 16.40 +/- 0.01h con un’ ampiezza della curva di luce A = 0.05 mag. Sarebbe necessaria qualche altra sessione osservativa per poter confermare con maggiore certezza il periodo di rotazione.

Vi invito pertanto ad osservare 1269 Rollandia!

La tecnica osservativa è ampiamente descritta nel mio articolo: http://www.eanweb.com/2012/fotometria-delle-stelle-variabili-come-si-realizza-una-curva-di-luce/

Stelle Variabili

A maggio sono osservabili le seguenti stelle variabili pulsanti, che rientrano anche nel programma osservativo della sezione stelle variabili SSV-UAI-GRAV.

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La traccia lasciata dall'asteroide durante il suo veloce movimento

L’asteroide NEA (Near Earth Asteroid) 2012 EG5 è stato scoperto il 13 marzo 2012 dal telescopio Pan-STARRS 1, Haleakala nelle Hawaii.  Si tratta di un asteroide di tipo Apollo, con un diametro inferiore ai 100 metri,  che al momento della scoperta si trovava a circa 36 volte la distanza Terra-Luna. L’asteroide è stato subito classificato come un potenziale impattore virtuale dal JPL Sentry e dal NEODyS di Pisa. Le  osservazioni astrometriche pervenute al Minor Planet Center nei giorni successivi hanno permesso di determinare con maggiore precisione l’orbita, scongiurando così ogni immediata possibilità di impatto. L’asteroide sarebbe comunque passato molto vicino alla Terra il 1° Aprile, ad una distanza di poco superiore alla metà della distanza Terra-Luna (Fig. 1); infatti il 4 aprile era stata programmata la sua osservazione radar attraverso il radiotelescopio di Goldstone, ma purtroppo senza alcun risultato.  L’asteroide è stato osservato con il telescopio dell’osservatorio di San Marcello Pistoiese – MPC 104 da Paolo Bacci, Luciano Tesi, Giancarlo Fagioli, Simone Vergari, nei giorni 21, 27 e 30 marzo. In particolare in quest’ultima data sono state effettuate alcune sessioni osservative finalizzate alla fotometria per cercare di determinare il periodo di rotazione dell’oggetto.

Nel corso della sessione osservativa del 30 Marzo sono state acquisite un totale di 479 immagini non filtrate da 15 secondi di esposizione su  un intervallo temporale di 2.5 ore. Tutte le immagini sono state riprese con il telescopio principale da 0.6 m ed una camera CCD Apogee Alta 1024 x 1024 con un campo di vista di 35×35 minuti d’arco ed un campionamento di 2 secondi d’arco per pixel. Nonostante l’ampio campo inquadrato è stato necessario spostare più volte l’inquadratura per seguire l’oggetto che si muoveva velocemente (Fig. 2).

Le immagini calibrate (con dark e flat) sono state analizzate nei giorni successivi da Lorenzo Franco con MPO Canopus (Fig. 3). L’analisi dei dati fotometrici, nonostante il basso segnale rumore dovuto al breve tempo di esposizione ed alla bassa luminosità dell’asteroide, hanno permesso comunque di determinare con buona precisione un periodo di rotazione molto veloce di P = 0.2924 ± 0.0002 h (poco più di 17 minuti).

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Paolo Bacci, nato nel 1968, astrofilo sin dall’adolescenza, quando si associò al GAMP Gruppo Astrofili Montagna Pistoiese, e si occupava dell’osservazione visuale di meteore e stelle variabili.

Successivamente è entrato a far parte dell’AAAV Associazione Astrofili Alta Valdera, dove si occupa di asteroidi e comete.

Osserva da: Capannoli (PI), Osservatorio “G. Galilei” Centro Astronomico Libbiano Peccioli (PI), San Marcello Pistoiese (PT).  Il suo sito www. backman.altervista.org

Lorenzo Franco, nato a Monte S. Angelo (FG), è appassionato di Astronomia da sempre, tanto da conseguire la Laurea in Astronomia presso l’Università di Bologna.

Vive e lavora a Roma nel settore dell’ Information Tecnology di una Banca. Dal 2005 si dedica nel tempo libero all’osservazione di asteroidi e comete ed alla ricerca scientifica amatoriale, collabora con la Sezione Stelle Variabili dell’UAI.