Via Lattea AR 19h 47m 37.128s DEC +24° 30′ 31.20″

Torno dopo tanto tempo a presentarvi una nuova immagine. Questo è un largo campo nei pressi della costellazione della Volpetta. Oltre alle numerose nebulose oscure e regioni ad emissione nel campo, si può notare (in basso a sinistra) anche la nebulosa planetaria M27 (detta nebulosa Manubrio).

Come sempre vi rimando al sito per i dettagli relativi all’acquisizione.

Alla prossima!

Regione di Barnard 3 a largo campo

Questa nuova ripresa raffigura una zona molto particolare. Nella zona centrale abbiamo in primo piano la neulosa oscura catalogata col numero 3 del catalogo di Barnard, che occupa buona parte del campo insieme alle nebulose oscure LDN 1468 e LDN 1470. La presenza di una regione di idrogeno ionizzato ci fa rendere immediatamente conto di come quest’ultima si trovi in qualche modo “dall’altra parte” di B3, in quanto quest’ultima riesce ad attenuare, nelle sue regioni più dense, la radiazione H-alfa che proviene da LBN 749.

Nella zona a sinistra in basso della foto possiamo invece notare la nebulosa a riflessione IC348 e le nebulose LBN 758 e LBN 601. Queste nebulose devono la loro luce blu alla radiazione emessa dalla stella Omi Per (Atik).

Nonostante la densità di polveri presenti nella zona, è possibile identificare alcune lontane galassie, appartenenti al catalogo PGC; la più notevole è PGC 1921731, del diametro apparente di un primo d’arco.

I dettagli tecnici di ripresa e la versione a risoluzione più alta li trovate al link della foto

Cieli sereni

Curca di luce del minimo primario di UV Psc

Sono tempi duri all’Elijah Observatory, il meteo avverso non concede tregua. Mi sono messo quindi di buona lena e ho stazionato meglio la montatura sul balcone di casa, dopodichè ho montato il CCD accoppiato con il teleobiettivo Samyang 135mm chiuso a f/4.

Ho quindi voluto fare una prova, se si riusciva a fare un minimo di fotometria dal Balcony Observatory. Ho quindi selezionato una stella variabile, UV Psc, binaria ad eclisse di tipo Algol, che varia di luminosità dalla 8.91 alla 10.05 (in V). Come filtro ho utilizzato l’Optolong R (fotografico).

Il risultato, assolutamente non disprezzabile, è riassunto nella seguente curva di luce

Curva di Luce di UV Psc

Il passo successivo è quello di verificare se l’istante di minimo che ho rilevato coincincide con quello calcolato dalle effemeridi attualmente considerate.

Intervista a Roberto Marinoni

Ho appena pubblicato l’intervista al bravo Roberto! Potete vederla sul mio canale

Cieli Sereni!

Intervista a Roberto Marinoni

Milky Way Region Centred on AR 19h 27m 52s DEC +09° 25′ 59″

This is the second image I took from the last New Moon on July. It is a wide field on the constellation Aquila, slightly west from the star Altair. The setup is the usual one I am currently using for wide field: QSI+Samyang 135mm, a great combination despite I am struggling with some optical axis issues, I hope to sort them out soon.

As usual I welcome your comments, I hope you enjoy it, clear skies!

Dalla Cono a IC446

Prosegue il mio percorso nella composizione di mosaici. Questa volta vi presento un mosaico di due frame che comprende la regione tra la nebulosa Cono e IC446. Bellissima regione, densa di oggetti dai colori, morfologia e origine molto differenti.

Mosaico della regione tra la nebulosa Cono (a sinistra, di colore rosso) e IC446 (a destra, di colore blu)

Tutorial su elaborazione riprese planetarie

Ciao a tutti, ho appena inserito sul mio canale youtube un video tutorial su come elaboro le riprese lunari. Spero sia di vostro interesse e gradimento.

Tutorial sull’elaborazione delle riprese lunari

Un largo campo attorno alla nebulosa Sh2-273

La regione della Via Lattea nei pressi di Orione e dell’Unicorno è decisamente una tra le più ricche di oggetti del cielo boreale, nonché una delle più suggestive per la varietà di tali oggetti.

L’oggetto più prominente, che tra l’altro ricopre la totalità del frame, è senz’altro Sh2-273, un’enorme regione HII dove l’abbondanza dell’emissione dell’idrogeno ionizzato è evidente. Balza senz’altro all’occhio la serie di “increspature” di H-alfa che dal centro del frame vanno verso la parte superiore.

La zona centrale di Sh2-273 rivela due altri oggetti interessanti: l’ammasso aperto NGC2264 ,denominato anche “Albero di Natale” per via della sua morfologia apparente vista dal nostro pianeta. E’ costituito da una ventina di stelle fra magnitudine 5 e 9, tra cui molte giganti blu. L’albero ha la cima rivolta a sud, individuata da una nebulosa oscura detta “nebulosa cono”; la base del tronco è segnata dalla stella 15 Mon.

Nella parte inferiore del frame troviamo, piccola, NGC2261, la Nebulosa Variabile di Hubble di cui ho già effettuato una ripresa ad alta risoluzione in passato usando l’RC10.
http://skymonsters.net/immagine.php?img=NGC2261.jpg

Passando alla categoria degli ammassi aperti, non si può non notare l’ammasso Trumpler 5, che risalta molto bene nonostante il sottofondo di H-alfa che permea anche questa zona. E’ un ammasso che è stato studiato soprattutto per via dell’anzianità di molte delle stelle che lo compongono e di cui si è studiata la metallicità complessiva. Vi rimando per approfondimenti a questo articolo: https://sci-hub.tw/10.1111/j.1365-2966.2004.07531.x

B39 è invece una nebulosa oscura, osservabile in alto a destra nella ripresa, parte anch’essa di una nebulosa oscura più estesa denominata LDN1608

GAL 201.6+01.6 è invece una regione HII situata in alto a destra, quasi all’angolo. Oltre a H-alfa si può notare un quantitativo significativo di emissione OIII.

Link alla ripresa: http://www.skymonsters.net/immagine.php?img=NebulosaCono.jpg
Come sempre attendo i vostri commenti!

Caratterizzazione di una QSI583 – Parte Seconda

Stuzzicato da un commento ricevuto da Mauro Narduzzi su FB, ho deciso di indagare meglio l’errore di misura effettivo con cui mi trovo a lavorare in funzione del valore di ADU.

Come punto ti partenza ho la tabella ricavata precedentemente e visibile sul mio ultimo post https://skymonsters.wordpress.com/2020/01/10/caratterizzazione-di-una-qsi583/

Da questa tabella ho eliminato alcune stime in cima e in fondo alla tabella in quanto vistosamente fuori dalla retta interpolante, ottenendo la seguente nuova tabella

Tempo (sec.)ADU
208813.444336
3012908.70313
4016982.13867
5021033.57227
6025060.95898
7029077.67188
8033074.25391
9037051.02734
10041001.39063
11044945.27734
12048832.5625

La nuova retta interpolante risulta avere funzione: y=400.32+948.2

Sfruttiamo ora questa funzione per calcolare la differenza in magnitudine strumentale tra i valori rilevati e quelli della interpolante.

ADUΔ Magnitudine
8813.4443360.018434
12908.703130.004939
16982.13867-0.000728
21033.57227-0.003082
25060.95898-0.003637
29077.67188-0.003640
33074.25391-0.002981
37051.02734-0.001885
41001.39063-0.000303
44945.277340.001156
48832.56250.003636

Ne risulta il seguente grafico

Questo grafico ci permette di fare due considerazioni

  1. Contrariamente a quanto affermato in precedenza in realtà conviene considerare un intervallo di ADU più ristretto, eliminando quindi il valore più basso (8813 ADU). Ne consegue che il valore minimo accettabile per la linearità è intorno ai 13000 ADU.
  2. Tra i 13000 e i 50000 ADU ho un errore massimo di ±0.005 mag, valore che probabilmente si può ulteriormente ridurre se si cerca di far lavorare il sensore nei pressi dei punti di intersezione tra la curva e l’asse delle ascisse.

Come sempre attendo i vostri commenti.

Caratterizzazione di una QSI583

L’astrofotografia, sebbene dia soddisfazioni, non è l’unico interesse del vostro SkyMonster. Al desiderio appagante di mostrare a tutti le bellezze dell’Universo si sovrappone spesso l’animo del ricercatore: lo studio delle variabili e degli asteroidi sono attività che mi spingono a devolvere parte delle notti serene alle riprese necessarie alla misure di luminosità di questi oggetti. Non possiedo filtri fotometrici e non ho ancora calcolato i coefficienti di conversione agli standard Johnson-Cousin, quindi le mie misure attualmente hanno più un valore qualitativo, ma come inizio mi soddisfa.

Eseguendo le prime stime di un asteroide mi sono scontrato con l’alta dispersione delle misure. Si, in ogni caso la curva di luce dell’asteroide era evidente e la soddisfazione è grande (sarà argomento di un post successivo), ma sono sicuro di poter fare di meglio; ci sono astrofili che riescono a effettuare curve di luce di transiti di esopianeti, che coinvolgono precisioni dell’ordine del millesimo di magnitudine, perché quindi non cimentarsi nel cercare di raggiungere il massimo della precisione?

Ho quindi deciso di ripartire da zero e caratterizzare innanzitutto il mio sensore. Ho quindi ripreso:

  • 2 frame di bias
  • 2 frame di dark
  • 2 frame di flat

tutti alla stessa temperatura (-15°C). Ho poi utilizzato un comodo script di PixInsight che si chiama Basic CCD Parameters.

Aprendo tutti i file precedenti in PI ed eseguendo lo script ho ottenuto le seguenti informazioni:

gain: 0.463 e/ADU
readout noise: 10.73 e
full well capacity: 29631.215 e
dynamic range: 2761.413

A questo punto, per completare la caratterizzazione della camera, non rimane che verificare la linearità del sensore in funzione del tempo di esposizione; per fare ciò ho ripreso una serie di flat con tempi di esposizione crescenti dai 5 sec. ai 160 sec., ottendendo la seguente tabella

Tempo (sec.)ADU
52628.42627
10 4693.453125
20 8813.444336
30 12908.70313
40 16982.13867
50 21033.57227
60 25060.95898
70 29077.67188
80 33074.25391
90 37051.02734
100 41001.39063
110 44945.27734
120 48832.5625
140 56544.37109
15060049.89063
16062320.5
Valori misurati dai flat (ADU mediati su tutta l’immagine)

Che tradotto in grafico diventa

Come si può notare, la linea diventa rettilinea a partire dall’esposizione di 20 sec. (8813 ADU) e comincia a deviare dalla retta nelle esposizioni dopo i 120 sec. (48832 ADU). Ne deduco che il mio CCD è con certezza lineare tra i 9000 e i 48000 ADU.