Oggi vi propongo la regione del cratere Langrenus, ripreso con il solito setup
Rukl 49 – Langrenus
Boguslawsky, Suess e Petavius
Oggi vi presento tre riprese lunari effettuate la stessa serata accoppiando una lente di barlow 2X, per una focale equivalente di 2000mm.
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.
La SuperLuna
Ho deciso di approntare, dopo tanto tempo che ci stavo pensando, una piccola postazione sul balcone, principalmente dedicata alla ripresa degli oggetti del sistema solare. Ho quindi cominciato dalla Luna.
Lo scorso 7 Aprile ho quindi deciso di riprendere la luna di 15 giorni d’età e per coincidenza era anche al perigeo.
Per l’occasione ho rispolverato il mio Vixen SP 102/1000, utilizzato alla sua focale nativa, unito alla telecamera Imaging Source DMK41.
Ho ripreso circa 1000 frame e utilizzandone circa 200.
Per la compositazione dei frame mi sono avvalso di Autostakkert, mentre per l’elaborazione ho utilizzato Pixinsight, che si è dimostrato un valido strumento anche per le riprese planetarie.
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!
Resto di supernova CTA1
Anche noto come G 119.5+10.3, è un resto di supernova che si trova alle coordinate equatoriali (J2000) 0h 05m 56 +72° 56′ 32″, distante da noi circa 4500 a.l.
E’ risultato essere uno degli oggetti più difficili da elaborare per via del fitto campo stellare di fondo, che ha reso complicato lo stretch non lineare selettivo sul resto di supernova.
La ripresa è una compositazione tra RGB e filtri Halfa e OIII. Guardando il solo frame RGB si rilevavano infatti solo alcune deboli emissioni; solo utilizzando filtri a banda stretta sono riuscito a isolare a rendere più contrastata la nebulosa; questo è il risultato
Una veloce ricerca su Internet rivela che molte pubblcazioni scientifiche hanno avuto come obiettivo questa zona. Infatti in un articolo del 1997 (https://aip.scitation.org/doi/10.1063/1.54092) si annuncia la scoperta di una sorgente di raggi gamma nella direzione della supernova; nel 2008, il Fermi Gamma Ray Space Telescope (https://arxiv.org/abs/0810.3562) trova la pulsar responsabile dell’emissione gamma e probabilmente ciò che rimane della stella originante l’esplosione che tutt’oggi possiamo ammirare.
Nel campo, come una piccola gemma, si trova NGC40, una nebulosa planetaria (trovate sul mio sito un crop al 100% dell’area). La nebulosa si trova a 11750 a.l. da noi, collocandosi quindi molto più lontanto di CTA1.
Il suo diametro si aggira attorno all’anno luce e contiene al suo interno una nana bianca, fautrice della nebulosa, con temperatura superficiale di 90000°K; questa stella, insolitamente luminosa, ha le caratteristiche tipiche di una stella di Wolf-Rayet e con suo forte vento stellare interagisce con la nebulosa, deformandola fino a farle assumere una forma irregolare. Nel giro di qualche decina di millenni, la nebulosa si disperderà nel mezzo interstellare, lasciando libera la stella nana centrale, che si spegnerà anch’essa lentamente nello spazio.(https://it.wikipedia.org/wiki/NGC_40)
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 |
| 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 |
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.
| ADU | Δ Magnitudine |
| 8813.444336 | 0.018434 |
| 12908.70313 | 0.004939 |
| 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 |
| 44945.27734 | 0.001156 |
| 48832.5625 | 0.003636 |
Ne risulta il seguente grafico
Questo grafico ci permette di fare due considerazioni
- 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.
- 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 |
| 5 | 2628.42627 |
| 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 |
| 150 | 60049.89063 |
| 160 | 62320.5 |
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.
VdB 156
Devo dire che è passato veramente tanto tempo da quando ho postato l’ultima volta, mi sono reso conto che non stavo più dando molta valenza all’utilizzo del blog. Mi sono invece reso recentemente conto che i blog, come mezzo di trasferimento di informazioni, possono ancora dire la loro. Molto spesso l’ho utilizzato come estensione del mio sito, ma effettivamente un blog ha anche senso quando i contenuti, oltre che a essere originali, possono fornire quegli spunti che a volte ci mancano per proseguire nuove strade. Desidero quindi ringraziare il buon Fabio Mortari per avermi spronato a proseguire sulla strada del blog.
Detto questo, passiamo alla mia ultima elaborazione. E’ un mosaico di due pannelli della nebulosa a riflessione che attornia la stella ο And. In realtà, come si può facilmente notare dalla ripresa, esistono anche delle deboli zone a emissione, che rendono il campo inquadrato estramemente ricco, anzi talmente ricco che VdB 156 quasi scompare come elemento principale della ripresa. L’acquisizione dei frame è stata effettuata in modo totalmente automatico tramite il software Astroscheduler.
Nel denso campo stellare si possono trovare anche alcune simpatiche galassiette, come per esempio la spirale PGC70523 o la galassia vista di taglio PGC70163
La ripresa di questa nebulosa è stata funestata da un errore da principiante (ebbene sì, capitano a tutti): la prima volta che ho effettuato le riprese di quest’oggetto è stato nel 2018; quando avevo preso in mano i grezzi per elaborarli mi ero reso conto che avevo completamente sbagliato l’orientamento della camera per cui i due pannelli del potenziale mosaico erano ripresi ad angoli differenti. Ora spero di aver chiuso il capitolo VdB156 una volta per tutte.
Come sempre attendo i vostri commenti…
NGC2261 – La Nebulosa Variabile di Hubble
Questa nebulosa è famosa per le sue continue variazioni di forma e luminosità (da cui il nome); queste variabilità vennero scoperte su una serie di lastre fotografiche prodotte lungo alcuni anni verso la metà del Novecento da Carl Otto Lampland. Nel 1959, George Herbig notò che la stella centrale era in realtà una brillantissima e minuscola nebulosa di forma triangolare, che a sua volta conteneva una stella appena formata; fu questo il primo di una serie di oggetti simili scoperti in seguito. Si pensa che questo tipo di struttura possa essere esistito anche quattro miliardi di anni fa attorno al nostro Sole, durante la formazione dei pianeti.
La stella centrale della nebulosa è un realtà una stella doppia, formata da due componenti la più luminosa delle quali è circa 10 volte più grande del Sole; tuttavia la loro luce non è osservabile nella banda della luce visibile, ma solo negli infrarossi, a causa della densa nebulosità. Probabilmente il sistema è composto dunque da due stelle T Tauri, formatesi circa 300.000 anni fa.
La variabilità della nebulosa si pensa che possa essere invece dovuta al fatto che i filamenti di gas vengono espulsi dal disco proto-planetario in una forma a doppio cono, che seguono le linee del campo magnetico della stella, provocando così le variazioni osservabili (Testo adattato da Wikipedia).
L’acquisizione delle riprese è stata effettuata in modo automatico tramite AstroScheduler
