Archivio della categoria: ASTEROIDI

3113 Chizhevskij e’ un pianetino facente parte della fascia principale, del diametro di circa 5 Km. e’ stato scoperto nel 1978 da N. Stepanovich Chernykh, dall’osservatorio di Nauchnyj,  l’ho studiato fine ottobre 2016, (quando si trovava a 1.25 UA dalla terra, circa 190 milioni di Km.).

3113 Chizhevskij periodo di rotazione

Di questo asteroide non si conosce il periodo di rotazione,  quello da me ricavato  di  18.79 +/- 0.01 h. (con una buona ampiezza di 0.62 mag in banda V), e’ soggetto a modifiche in quanto, causa maltempo l’ho potuto seguire solo 3 notti,  sara’ pertanto da seguire nuovamente,  gia’ ai primi di marzo 2018 quando sara’ ad una distanza abbastanza favorevole (circa 1.5 UA dalla terra). Il nome dell’asteroide e’ dedicato a Aleksandr Leonidovich Chizhevskij (1897-1964), biologo sovietico, uno dei fondatori dell’eliobiologia, (dipendenza dei fenomeni della biosfera e dell’atmosfera, dal ciclo solare).

Distanza dalla terra del pianetino 3113 alla data di osservazione

La ricerca e’ stata inviata al Minor Planet Center, e pubblicata sul Minor Planet Bullettin 44-3 (Pag 178-181) Ten asteroid giu 2017 pubblicazione Minor Planet Bullettin PDF

2854 Rawson e’ un asteroide della fascia principale, del diametro di circa 7 Km, scoperto nel 1964 da McLeish, dall’osservatorio di  Cordoba. L’ho studiato per 8 notti a fine gennaio 2016 quando si trovava a 1.23 AU dalla terra (circa 183 milioni di Km).  Il periodo di rotazione ricavato e’ di  4.775 +/- 0.001 ore, ed una buona ampiezza in banda V di 0.61 mag. Negli stessi giorni veniva seguito anche dall’astronomo Sydney Black dell’osservatorio australiano di Oakley (Southern Sky Observatory in New South Wales, Australia), che determinava un identico periodo (4.7755 h). La ricerca (periodo di rotazione) e’ stata trasmessa al Minor Planet Center, per un’eventuale pubblicazione sul Minor Planet Bullettin.

2854 Rawson

2854 Rawson, orbita (Nasa Jpl)

Anche 10064 Hirosetamotsu e’ un pianetino facente parte della fascia principale, scoperto nel 1988 dall’astronomo giapponese T. Kojima a Chiyoda, il nome e’ dedicato a Tamotsu Hirose, astronomo operante nell’isola di Shikoku. L’ho studiato nel mese di ottobre 2015, (quando si trovava a 1.43 UA dalla terra, circa 213 milioni di Km.). Il  periodo di rotazione, ricavato e’ di  8.054 +/- 0.001 h.  in perfetto accordo con il periodo ricavato nel 2015 dall’astronomo svizzero Behrend, R. (Observatoire de Geneve web site, http://obswww.unige.ch/~behrend/page_cou.html). La curva di luce  ha un’ampiezza  di  0.56 mag.

10065 Hirosetamotsu – curva di luce, periodo rotazione 8.054 h

La ricerca e’ stata inviata al Minor Planet Center, e pubblicata sul Minor Planet Bullettin (Pag 112-115) http://www.minorplanet.info/MPB/MPB_43-2.pdf ed il periodo di rotazione  sul sito JPL (Nasa) http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=hirosetamotsu;old=0;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

L’indice di colore (V-R) ricavato dalla sequenza di immagini riprese alternativamente con filtro V e R, ha portato ad un valore di 0.41+-0.05 mag, corrispondente ad una classe tassonomica M, con albedo 0.17+-0.04 (Shevchenko e Lupishko 1998), la magnitudine assoluta (H) citata nel sito JPL Nasa (vedasi link di cui sopra),  e’ di 12.2 mag, in base a cio’ ed applicando la formula (D=(1329/√p)*10^(0.2H), dove p=albedo geometrico, H=magnitudine assoluta), si puo’ stimare il diametro del pianetino in 11.70+-3 Km

10064 Hirosetamotsu orbita,  novembre 2015

5186 Donalu e’ un pianetino facente parte della fascia principale, scoperto nel 1990 presso l’osservatorio di monte Palomar. L’ho studiato alla fine del mese di novembre 2015, (quando si trovava a 1.52 UA dalla terra, circa 226 milioni di Km.). Il  periodo di rotazione, ricavato e’ di  3.15 +/- 0.01 h. mentre la curva di luce  ha un’ampiezza  di  0.25 mag.  Il periodo di rotazione non era conosciuto, pertanto la ricerca e’ stata inviata al Minor Planet Center, e pubblicata sul Minor Planet Bullettin (Pag 112-115) http://www.minorplanet.info/MPB/MPB_43-2.pdf ed il periodo di rotazione  sul sito JPL (Nasa) http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=donalu;old=0;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

In  una sessione osservativa, ho utilizzato alternativamente filtri fotometrici V Johnson e R Cousins, al fine di ottenere l’indice di colore (V-R), che e’ risultato (dalla media di 10 valori) pari a 0.39 mag. (con una deviazione standard di 0.07 mag). Cio’ corrisponderebbe ad una classe tassonomica di tipo C o S (Shevchenko e Lupishko 1998). ovvero asteroidi di basso-medio albedo, nel caso specifico se di tipo C l’albedo sarebbe 0.06 e se di tipo S di 0.20 (Shevchenko e Lupishko 1998), la magnitudine assoluta (H) citata nel sito JPL Nasa http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=donalu;old=0;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem e’ di 11.9 mag, in base a cio’ ed applicando la formula (D=(1329/√p)*10^(0.2H), dove p=albedo geometrico, H=magnitudine assoluta), si puo’ stimare il diametro del pianetino, in 22.62 +-3 Km se di tipo C  e di 12.39+-2 Km se di tipo S

Asteroide Donalu posizione orbita alla fine di novembre 2015

Ho seguito l’asteroide 11268 Spassky, nel mese di novembre 2015, quando era in opposizione (con un favorevole angolo di fase di circa 1°), e si trovava ad una distanza dalla terra di circa 0.99 UA (circa 147 milioni di Km.). Il pianetino, appartenente alla fascia principale degli asteroidi, era  stato segnalato nel sito del Minor Planet Center http://www.minorplanet.info/PHP/call_OppLCDBQuery.php tra i target del periodo, in quanto non conosciuto il periodo di rotazione. Il nome e’ dedicato a Dmitrievich Spassky, costruttore navale e di piattaforme petrolifere.

11268 Spassky

Il periodo di rotazione ottenuto e’ di 5.646 h con una ampiezza di 0.43 mag. In  una sessione osservativa, ho utilizzato alternativamente filtri fotometrici V Johnson e R Cousins, al fine di ottenere l’indice di colore (V-R), che e’ risultato (dalla media di 29 valori) pari a 0.35 mag. (con una deviazione standard di 0.05 mag). Cio’ corrisponderebbe ad una classe tassonomica di tipo C (Shevchenko e Lupishko 1998). ovvero asteroidi di basso albedo, nel caso specifico stimato in 0.06 (Shevchenko e Lupishko 1998), la magnitudine assoluta (H) citata nel sito JPL Nasa http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=11268;old=0;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem e’ di 13.8 mag, in base a cio’ ed applicando la formula (D=(1329/√p)*10^(0.2H), dove p=albedo geometrico, H=magnitudine assoluta), si puo’ stimare il diametro del pianetino, in  9.43+-2 Km

11268 Spassky, curva di luce (periodo di rotazione)

Ho seguito questo asteroide, per 4 notti a fine ottobre 2015, quando non era piu’  in opposizione  (angolo di fase  di 13°), e si trovava ad una distanza dalla terra di circa 1.17 UA (circa 174 milioni di Km.). Il pianetino, denominato Tataria (in onore alla repubblica socialista Tatarsan) e’ stato scoperto il 26 agosto 1976 dall’astronomo N. Stepanovic Cernych dall’osservatorio Nauchnyj in Crimea . E’ un asteroide appartenente alla fascia principale (spazio tra Marte e Giove), e segnalato nel sito del Minor Planet Center, tra i target del periodo, in quanto non conosciuto il periodo di rotazione, mentre la magnitudine assoluta, in banda V, e’ stimata in 13.4 mag. ed il diametro in 5.40 Km.

La ricerca e’ stata pubblicata sul Minor Planet Bullettin 43-2 (Pag 112-115) http://www.minorplanet.info/MPB/MPB_43-2.pdf ed il periodo di rotazione  sul sito JPL (Nasa) http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=2668;old=0;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

2668 Tataria orbita dell’asteroide (ottobre 2015)

Il periodo di rotazione in banda  V e’ risultato di 2.78h+-0.01 con un’ampiezza di 0.20 mag.  Si tratta pertanto di un rotatore veloce.  Ma entro il limite delle 2.20h Fino ad oggi sono stati scoperti un numero limitato di asteroidi con periodo di rotazione inferiore a 2,20 ore (cohesionless spin-barrier),  questo sembra essere il limite di rotazione, che se piu’ basso, porterebbe alla disgregazione degli asteroidi non monolitici (rubble-pile).  Al di sotto di questo limite di rotazione esistono pertanto solo asteroidi di dimensioni minori, in quanto non formati da materiali aggregati, ma essenzialmente monolitici.  Sarebbe comunque opportuno seguire questo tipo di asteroidi, ovvero con periodo di rotazione elevato,  perche’ statisticamente e’ fra questi che si trovano piu’ spesso asteroidi binari, dato che verosimilmente il satellite si e’ formato per distacco di materia dal primario, a causa dell’elevata velocita’ di rotazione dell’asteroide.

2668 Tataria periodo di rotazione

E’ un asteroide della fascia principale, inserito nel database (http://www.minorplanet.info/PHP/call_OppLCDBQuery.php) degli asteroidi da seguire per il mese di febbraio 2015, in quanto non era conosciuto il periodo di rotazione. L’ho seguito per 5 notti, nei primi giorni di marzo 2015, quando era in opposizione (prima osservazione con un angolo di fase di 3,5°), e si trovava ad una distanza dalla terra di circa 1.12 UA (circa 166 milioni di Km.). Il pianetino, denominato Dalera (Paul Dalera, era il nome di un amico dello scopritore), e’ stato scoperto dall’astronomo L. Boyer presso l’osservatorio di Algeri il 22 marzo 1939. L’astronomo Boyer e’ stato un attivissimo scopritore di asteroidi, in soli 20 anni (tra il 1930 ed il 1952) ne ha scoperti ben 40 (allora non esistevano le survey di ricerca automatiche…), tra questi 1412 Lagrula, del quale, nel 2013, ho determinato il periodo di rotazione http://www.curvediluce.altervista.org/wp-admin/post.php?post=619&action=edit

1511 Dalera orbita e posizione alla data di osservazione

Il periodo di rotazione di 1511 Dalera, da me ricavato e’ di ore 3.881+-0.001 mentre l’ampiezza della curva di luce e’ di 0.14 mag in banda V. Nelle stesse notti due gruppi di astronomi-astrofili italiani, tra i quali l’amico Lorenzo Franco, con Salvaggio, F.; Marchini, A.; (Minor Planet Bul. 42, 226-227) ed il gruppo Scardella, M.; Franceschini, F.; Tomassini, A. (Minor Planet Bul. 42, 216), seguivano indipendentemente l’asteroide, ricavando un periodo di rotazione, praticamente identico al mio, ovvero di ore 3.880

Anche per questo studio, nelle sessioni osservative, ho utilizzato alternativamente, i filtri fotometrici V Johnson e R Cousins, al fine di ottenere l’indice di colore V-R, che e’ risultato di 0.35 mag.,  (media di 25 valori), corrispondente ad una classe tassonomica di tipo C (Shevchenko and Lupishko, 1998). La classe tassonomica C comprende asteroidi carboniosi, con basso albedo, nel caso specifico stimato in 0.06. Simile valore di albedo (0.066+-0.009) e’ stato ricavato anche con analisi spettroscopica (riflettanza), molto piu’ attendibile dell’indice di colore, nel 2012 dall’astronomo italiano Masiero.

Conoscendo l’albedo e la magnitudine assoluta (nel sito JPL il valore e’ di 12.8 mag in banda V ) si puo’ stimare il diametro in km. dell’asteroide, applicando la formula:

D_(km) =(1329/√Pv)10^-0.2Hv   

dove Pv= albedo, e Hv magnitudine assoluta, nel caso in esame il diametro dell’asteroide e’ risultato di 14.94± 2 km. in buon accordo con i 13.51 km. espressi in letteratura.

La ricerca e’ stata pubblicata sul Minor Planet Bullettin (Pag 112-115) http://www.minorplanet.info/MPB/MPB_43-2.pdf ed il periodo di rotazione  sul sito JPL (Nasa) http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=dalera;old=0;orb=1;cov=0;log=0;cad=0#elem

1511 Curva di luce, periodo di rotazione e ampiezza

Ho seguito questo asteroide, per 11 notti tra il 10 febbraio e il 17 marzo 2015, quando era in opposizione (prima osservazione con un angolo di fase minore di un 1°), e si trovava ad una distanza dalla terra di circa 1.97 UA (circa 293 milioni di Km.). Il pianetino, denominato Jugta in onore dello scrittore  Jugta Gunter, era stato scoperto il 24 luglio 1933 dall’astronomo K. Reinmuth a Heidelberg. E’ un asteroide appartenente alla fascia principale (spazio tra Marte e Giove), e segnalato nel sito del Minor Planet Center, tra i target del periodo, in quanto non conosciuto né il periodo di rotazione, né il diametro, mentre la magnitudine assoluta, in banda V, era stimata in 11.13 mag.

2136 JUGTA posizione alla data di prima osservazione febbraio 2015

Il  periodo di rotazione ricavato e’ di 6.457 +/- 0.001 h, con un’ampiezza di 0.37 mag. In una delle sessioni le immagini sono state riprese alternativamente con i filtri V ed R al fine di ottenere l’indice di colore che e’ risultato pari a 0.42 ± 0.07 mag (media di 20 valori). Questo valore e’ tipico di un asteroide di classe tassonomica M, metallico, (Shevchenko and Lupishko, 1998). Considerandolo di tipo M l’albedo si puo’ assumere pari a 0.17 ± 0.04 (Shevchenko and Lupishko, 1998).  La magnitudine assoluta (H) ricavata e’ risultata pari a 11.17, in buon accordo con quanto descritto in letteratura (11.13) mag, con questi dati e applicando la formula

D_(km) = (1329/√Pv)10^-0.2Hv

(dove D=diametro in Km,  p=albedo geometrico, H=magnitudine assoluta), si e’ potuto stimare il diametro del pianetino, che e’ risultato di 18.81 ± 3 Km

La ricerca e’ stata pubblicata sul Minor Planet Bullettin (Pag 112-115) http://www.minorplanet.info/MPB/MPB_43-2.pdf ed il periodo di rotazione  sul sito JPL (Nasa) http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=2136;old=0;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

2136 JUGTA periodo rotazione ore 6.547

Diagramma di fase e slope parameter di 2136 Jugta

2015 TB145 (packed K15TE5B), anche denominato, non scientificamente, Halloween Asteroid, e’ un asteroide NEO (Near Earth Object), ovvero che interseca l’orbita terrestre di classe Apollo (semiasse maggiore superiore ad 1 UA e perielio inferiore ad 1.017 UA), fa parte di quegli oggetti pericolosi per l’intersezione della loro orbita con quella terrestre. E’ stato scoperto solo il 10 ottobre scorso, dall’osservatorio Pan-STARRS1 delle Hawaii (Panoramic Survey Telescope e Rapid Response System). Con un diametro stimato inizialmente di 300 metri e successivamente innalzato a 600 metri, e’ passato in data 31/10/2015 (appunto nella ricorrenza di  Halloween…) ad un distanza minima dalla terra di Km. 486.000 e questo rappresenta un record, infatti dai dati attualmente in possesso, il prossimo asteroide NEO, (di simili dimensioni) transitera’ ad una distanza ravvicinata  dalla terra (poco oltre la luna) solo nell’anno 2027 (asteroide 1999 AN10, di circa 800 metri di diametro).

Time lapse di 2015TB145 – 23:00UTC – 30/10/15 – 57″/min – velocita 36.5 Km/sec – dist 0.015UA

Le mie osservazioni si sono svolte nella notte tra il 30 ed il 31 ottobre, (vedi time lapse sopra) quando l’asteroide era nella costellazione di Orione (vedasi immagine sottostante), e si spostava (rispetto alle stelle di fondo cielo) di 57″/min. con una  velocita’ di 36,5 Km/sec (circa 131.500 Km/ora). La distanza dalla terra al momento della ripresa era di 0.015 UA. Data la notevole velocita’, per vedere l’oggetto ancora puntiforme nelle immagini,  e’ stato necessario fare pose lunghe max  10 sec. Il campo inquadrato dal mio set up (Riflettore Orion 300 f/4, camera CCD Mag Z-9) e’ di circa 57’x43′ e l’asteroide lo attraversava in circa 40′

Il movimento di 2015 TB145 nella costellazione di Orione, i quadratini gialli sono altri asteroidi presenti nella porzione di cielo (visualizzati solo quelli fino alla mag. 20)

Per confronto, con il sw Astrometrica, ho inserito tutti gli asteroidi presenti nel campo, si nota come, nello stesso lasso di tempo, questi ultimi sembrano immobili, rispetto a 2015 BT145, inoltre il cursore anticipa la vera posizione dell’asteroide, cio’ in quanto le effemeridi del pianetino (scoperto solo nel mese di ottobre), pur scaricate lo stesso giorno dal MPC (e per verifica anche da Lowell Observatory),  alla data di ripresa, non erano ancora state perfezionate (“condition code” pari a 7), ovviamente più’ dati astrometrici si trasmettono al Minor Planet Center e più precisa viene definita l’orbita  (“condition code” tra 1 e 0).

2015TB145 in confronto con asteroidi della fascia prinicipale (distanti tra le 2 e 3 UA) si nota lo scarto tra posizione calcolata e osservata

Nell’immagine sottostante si evidenzia l’orbita di 2015 TB145 che interseca quella della terra (asteroide e Terra sono sovrapposti) , lo schema e’ riferito alla data  e ora delle mie riprese (30-10-2015 ore 23:00 UTC)

L’orbita di 2015 TB145 alla data delle osservazioni. La Terra e l’asteroide sono sovrapposti

Sotto un’immagine ottenuta con 6 minuti posa.

Asteroide 2015 TB 145 esposizione di 360 secondi

Nelle circa tre ore di inseguimento sono stati rilevati anche i dati fotometrici in banda V, per ottenere la curva di luce e quindi il piu’ probabile periodo di rotazione. La riduzione dei dati tramite il sw MPO Canopus ha determinato ad un periodo di rotazione di 2,16 h, ma la curva non e’ completa. Inizialmente gli astronomi, dai dati elaborati dal radar di Arecibo, avevano ricavato un periodo di rotazione di 5h, mentre i rilievi fotometrici effettuati da astronomi ed astrofili, portano il valore di rotazione a 2.94h. http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=2015TB145;old=0;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#phys_par

2015 BT145 Curva di luce periodo di rotazione in banda V

Ho ripreso l’asteroide anche con i filtri fotometrici V Johnson e R Cousin (alternativamente V-R V-R V-R) al fine di ottenere il color index, che si e’ attestato su un valore di 0,40+-0.03 mag (media di 25 immagini) il che corrisponderebbe ad un asteroide scuro, di basso albedo, verosimilmente di tipo C o M (se di tipo C albedo 0.06).

Immagine prodotta dal radar di Arecibo dell’asteroide denominato ” Asteroid of Halloween”…proprio un nome azzeccato

Una curiosita: che danno, o meglio catastrofe, avrebbe provocato questo asteroide se fosse caduto sulla terra (con un angolo di impatto di 90°)? Sapendo il diametro di circa 500 m. e supponendolo di forma (quasi) sferica, (come effettivamente hanno dimostrato le immagini radar di Arecibo, vedasi a lato), con una densita’ di circa 1500 Kg/mc (desunta dal valore V-R – classe tassonomica C), si puo’ stabilire una massa pari a 9.8*10^10 Kg. , conoscendo anche la velocita’ di 36500 m/sec, si puo’ applicare la formula che lega massa e velocita’ all’energia cinetica (E=1/2*m*V^2), ricavando un’energia (prima dell’ingresso nell’atmosfera) pari a 6.54*10^19 Joule, ovvero 1.56*10^13 Kton di TNT (tritolo), 1 Ton di TNT equivale a 4.189*10^9 Joule.

Ricordando che la bomba sganciata su Hiroshima ha liberato un’energia equivalente a 15Kton (di TNT), l’energia cinetica prodotta dal nostro asteroide sarebbe stata pari a 1.04*10^6 bombe di Hiroshima (piu’ di un milione di bombe!).

Un’idea visiva dell’entita’ della catastrofe si puo’ ottenere inserendo questi dati nella simulazione che offrono i siti:

• Impact Hearth  http://www.purdue.edu/impactearth/
• Nukemap  http://nuclearsecrecy.com/nukemap/classic/

1536 Pielinen  e’ un asteroide facente parte della main belt. Scoperto dall’astronomo Vaisala  il 18 settembre 1939 dall’osservatorio finlandese di Turku, (il nome e’ riferito ad un lago della Finlandia). L’ho seguito nel periodo ottobre-novembre 2011 per 17 notti (quando si trovava a 0.8 UA dalla terra, circa 119 milioni di Km).

1536 Pielinen orbita dell’asteroide nel periodo di studio

Si tratta di un rotatore lento, infatti il  periodo di rotazione ricavato e’ di  66.1 +/- 0.1 h. (per l’aiuto sull’elaborazione della curva ringrazio l’astronomo Lorenzo Franco MPC A81 Roma). La curva di luce non e’ completa, ma anche in letteratura il periodo ufficiale e’ simile al mio (66.22 ore) vedasi sito JPL NASA http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=pielinen;old=0;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#phys_par  Sarebbe auspicabile, che anche questo asteroide venga seguito nelle prossime opposizioni per migliorarne i dati. Inoltre e’ interessante notare un periodo secondario, di 6.43 h, ricavato con il software Peranso (vedasi immagine sottostante), probabile armonica del periodo principale.

La ricerca e’ stata pubblicata sul Minor Planet Bullettin (Pag 112-115) http://www.minorplanet.info/MPB/MPB_43-2.pdf ed il periodo di rotazione  sul sito JPL (Nasa) http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=1536;old=0;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

1536 Pielinen

Armonica del periodo principale ore 6.43 (software elaborazione Peranso)

987 WALLIA  e’ un pianetino facente parte della fascia principale degli asteroidi. E’ stato scoperto dall’astronomo Reinmuth K.  il 23 0ttobre del 1922 dall’osservatorio germanico di Heidelberg. L’ho studiato nel periodo tra il 26 settembre ed il 14 ottobre 2011  (quando si trovava a 1.47 UA dalla terra, circa 219 milioni di Km.).

Orbita di Wallia nel periodo di studio (sett-ott 2011)

Il  periodo di rotazione da me ricavato e’ di  10.085 +/- 0.006 h.  in ottimo accordo con quanto descritto in letteratura (ore 10.081).

Come si puo’ vedere dall’immagine sottostante, la curva di luce presenta una particolarità, ovvero si notano 3 minimi e 3 massimi, invece dei soliti 2. Cio’ potrebbe essere dovuto o alla particolare morfologia del pianetino o alla presenza di un piccolo satellite (asteroide binario). Sara’ pertanto interessante ristudiarlo al prossimo passaggio favorevole vicino alla terra (opposizione), che avverra’ solo a fine giugno 2016 (distante 1,71 UA) , dove differenti condizioni di illuminazione potranno rilevare ulteriori informazioni sulla morfologia dell’asteroide, o addirittura la presenza di un compagno.

987 WALLIA si nota la particolare curva con 3 minimi e 3 massimi

L’asteroide 1983 Bok e’ stato seguito, nel mese di ottobre 2014, quando era in opposizione (con un miglior angolo di fase prossimo a 1°), e si trovava ad una distanza dalla terra di circa 1.39 UA (circa 208 milioni di Km.). Il pianetino, appartenente alla fascia principale degli asteroidi, era stato segnalato nel sito del Minor Planet Center http://www.minorplanet.info/PHP/call_OppLCDBQuery.php tra i target del periodo, in quanto non conosciuto né il periodo di rotazione, né  il diametro, la magnitudine assoluta era invece stimata in 13.0 mag. http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=bok;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#phys_par

1983 Bok orbita e distanza dalla terra, nel periodo di osservazione (ottobre 2014) JPL Nasa

1983 Bok e’ stato scoperto nel 1975 dall’astronomo Roemer dall’osservatorio di Tucson, e  dedicato all’astronomo olandese Bart Jan Bok e consorte Priscilla. La curva di luce ha determinato un periodo di rotazione pari a 10.70+-0.01 ore, mentre dall’ampiezza della curva  e dallo slope parameter,  si e’ potuto risalire al rapporto tra gli assi a/b che e’ risultato pari a 1.52

1983 Bok periodo di rotazione

Anche per questo asteroide, in  una sessione osservativa, ho utilizzato alternativamente filtri fotometrici V Johnson e R Cousins, al fine di ottenere l’indice di colore (V-R), che e’ risultato (dalla media di 28 valori) pari a 0.39 mag. (con una deviazione standard di 0.09 mag). Cio’ corrisponderebbe ad una classe tassonomica di tipo C (Shevchenko e Lupishko 1998). ovvero asteroidi di basso albedo, nel caso specifico stimato in 0.06 (Shevchenko e Lupishko 1998), la magnitudine assoluta (H) ricavata e’ risultata pari a 12.82 mag, in base a cio’ ed applicando la formula (D=(1329/√p)*10^(0.2H), dove p=albedo geometrico, H=magnitudine assoluta), si e’ potuto stimare il diametro del pianetino, che e’ risultato di 14.74+-3 Km

Stima della temperatura superficiale.  

Applicando la legge di Stefan-Boltzmann (corpo nero), e assumendo che la radiazione solare assorbita dalla superficie dell’asteroide venga riemessa dall’emisfero esposto al sole, per ottenere la stima della temperatura superficiale media del pianetino (in gradi Kelvin), alla data di osservazione (periodo ottobre novembre 2014, ovvero quando distava mediamente 1.39 UA dal sole), si puo’ applicare la seguente formula (applicabile solamente ad asteroidi e pianeti senza atmosfera):  

T = T_{(sole) *}(1-A/2)^1/4_*(R_sole/r)^1/2  

dove T_(sole) = temperatura della fotosfera del sole (5780K), A = albedo, stimato dal presente lavoro pari a 0.06, R_sole = raggio solare in Km (690000 Km), r = distanza asteroide dal sole alla data delle osservazioni (1.39 UA in Km 207941040), il valore della temperatura media ricavato nel periodo di osservazione e’ di 275.91 K

La ricerca (periodo rotazione e stima diametro) e’ stata pubblicata sul Minor Planet Bullettin (nr. 42-2   2015  pag. 140),  http://www.minorplanet.info/MPB/MPB_42-2.pdf  e nel database JPL NASA http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=1983;old=0;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#phys_par

10597 (1996 TR10) e’ un asteroide della fascia principale, e’ stato scoperto nel mese di ottobre 1996 dagli astronomi giapponesi Kaneda e Ueda. L’ho studiato per 5 notti nel mese di maggio 2014 quando si trovava a 1.09 AU dalla terra.  Il periodo di rotazione ricavato e’ di 5.801+/-0.001 ore con il software MPO Canopus e di 5.80 +/- 0.01 con il software Peranso. La ricerca (periodo di rotazione) e’ stata pubblicata sul Minor Planet Bullettin (nr. 42-2   2015  pag. 140), http://www.minorplanet.info/MPB/MPB_42-2.pdf

10597 periodo di rotazione (sw MPO Canopus)

10597 periodo di rotazione ricavato con il software Peranso

10597 Orbita e distanza dalla terra nel periodo di osservazione

53247 (1999 DE2) e’ un asteroide della fascia principale, e’ stato scoperto nel mese di marzo 1996 dall’astronomo John Broughton dall’osservatorio australiano Reedy Creek. L’ho studiato per sette notti nel mese di settembre 2014 quando si trovava a 1.25 AU dalla terra.  Il periodo di rotazione ricavato e’ di 4.790+/-0.001 ore.

La ricerca (periodo di rotazione) e’ stata pubblicata sul Minor Planet Bullettin (nr. 42-2   2015  pag. 140), http://www.minorplanet.info/MPB/MPB_42-2.pdf e nel database JPL NASA http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=53247;old=0;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#phys_par.

53247 orbita e distanza dalla terra alla data di ossrevazione (JPL Nasa)

53247 curva di luce (periodo di rotazione)

52505 (1996 FD4)  e’ un asteroide della fascia principale, e’ stato scoperto nel mese di marzo 1996 dall’osservatorio AMOS (Air Force Maui Optical and Supercomputing) sito nelle Hawai.

Orbita e distanza dalla terra dell’asteroide 52505, alla data di osservazione, Marzo 2014 (JPL Nasa)

L’ho seguito nel mese di Marzo  2014, (quando si trovava a 0.95 UA dalla terra, circa 143 milioni di Km.). Il periodo di rotazione, ricavato e’ di  3.846 +/- 0.001 h, la curva di luce e’ risultata di ampiezza 0.37 mag.

La ricerca (periodo di rotazione) e’ stata pubblicata sul Minor Planet Bullettin (nr. 42-2   2015  pag. 140), http://www.minorplanet.info/MPB/MPB_42-2.pdf e nel database JPL NASA http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=52505;old=0;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#phys_par

52505 (1996 FD4) curva di luce (periodo di rotazione)

1103 Sequoia e’ un asteroide della fascia principale, che ho studiato nel mese di giugno-luglio 2011, (quando si trovava in opposizione a 0.90 UA dalla terra, circa 134 milioni di Km.). Il pianetino e’ stato scoperto in data 09-11-1928 dall’astronomo W. Baade (dall’osservatorio di Amburgo) e dedicato al parco nazionale “Sequoia” sito in California. Il  periodo di rotazione, ricavato e’ di  3.037 +/- 0.001 h  in perfetto accordo con quanto riportato nel database del JPL (Nasa) http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=1103;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#phys_par, a differenza di quanto erroneamente citato in Wikipedia 3.049 h.

1103 Sequoia, curva di luce (periodo di rotazione)

Ne’ sul sito JPL (Nasa) http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=1103;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#phys_par ne’ su Wikipedia e’ menzionato il diametro medio dell’asteroide. Dai valori trovati sul sito JPL (Nasa) si legge una magnitudine assoluta pari a 12.25 mag,  ed i seguenti indici di colore: B-V= 0.31 e U-B=0.24  A tali indici di colore corrisponde una classe tassonomica di tipo M o E. Considerando l’asteroide di classe tassonomica E, (Tholen spectral type), asteroidi con alto albedo, nel caso specifico stimato in 0.52 (Shevchenko e Lupishko 1998), e conoscendo la magnitudine assoluta (H) di 12.25 mag, si puo’ stimare il diametro medio del pianetino, (applicando la formula D=(1329/√p)*10(0.2H), dove p=albedo geometrico, H=magnitudine assoluta). Il valore trovato applicando la formula di cui sopra e’ di 6.54+-1 Km

1103 Sequoia posizione orbitale rispetto alla terra alla data di osservazione

1103 Sequoia 30-06-2011

14515 Koichisato  e’ un pianetino facente parte della fascia principale, l’ho studiato nel periodo tra il 9 e 20 dicembre 2014, (quando si trovava a 1.24 UA dalla terra, circa 186 milioni di Km.). Il  periodo di rotazione, ricavato e’ di  4.265 +/- 0.001 h. Il nome dell’asteroide e’ dedicato all’astrofilo giapponese omonimo.

Il periodo di rotazione non era conosciuto, pertanto la ricerca e’ stata inviata al Minor Planet Center, e pubblicata sul Minor Planet Bullettin (Pag 112-115) http://www.minorplanet.info/MPB/MPB_43-2.pdf ed il periodo di rotazione  sul sito JPL (Nasa) http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=14515;old=0;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

14515 Koichisato, curva di luce (periodo di rotazione)

14515 Koichisato 09-12-2014

Un’altro settore di ricerca che possono praticare con successo gli astrofili, è quello dell’osservazione delle occultazioni asteroidali. Questo metodo, consiste nel cronometrare il tempo di occultazione (che si traduce in un calo di luminosità’ parziale o totale), che  un asteroide provoca ad un astro, durante il passaggio davanti ad esso. Con tale sistema, si può ricavare con buona precisione il diametro dell’asteroide, e se l’evento viene  registrato da molti osservatori (ovviamente ogni osservatore deve comunicare le esatte coordinate geografiche del luogo di osservazione, oltre al tempo di inizio e fine dell’occultazione, e ciò con la maggior precisione possibile), si puo’ determinarne anche la forma, riportando i tempi di occultazione in un grafico, dove ogni occultazione positiva viene disegnata come una linea, chiamata corda, direttamente proporzionale al tempo di osservazione, le corde dei vari osservatori vengono poste a determinate distanze in funzione delle coordinate geografiche degli osservatori stessi, ottenendo cosi la forma dell’asteroide (vedasi nell’immagine sottostante il caso dell’asteroide 345 Tercidina) .

L’occultazione della stella HIP 19388 da parte dell’asteroide 345 Tercidina, del 17-09-2002 Credit: Euraster

Per chi fosse interessato a questa affascinante ricerca, al fine di programmare per tempo le osservazioni, consiglio di installare il software (free) Occult Watcher creato da Hristo Pavlov,  http://www.occultwatcher.net/  Inserendo nel programma le coordinate del luogo di osservazione si ottengono una serie di informazioni, quali il nome degli asteroidi scelti come target per le prossime occultazioni, la distanza del luogo di osservazione dalla fascia centrale di “ombra”, la data e l’ora dell’evento (UTC o locale), la magnitudine della stella, quella dell’asteroide,  nonche’ il calo di magnitudine della stella durante l’occultazione, ed altro ancora (vedasi immagine sottostante).

Schermata principale del sw Occult Watcher

177 Irma: dopo svariati tentativi di osservazioni (di altri asteroidi) , andati a vuoto, (crash del PC qualche secondo prima dell’evento, nuvola improvvisa ecc….), finalmente in data 13-09-2011 potevo osservare positivamente (assieme all’astronomo e amico Benedetto Chinaglia), l’occultazione della stella TYC 1866-1091-1 (3UC-042083), da parte dell’asteroide 177 Irma (di magnitudine 14.0 e diametro Km. 73). L’evento era stato segnalato sia dal programma citato precedentemente, Occult Watcher, che sul sito Euraster http://www.euraster.net/ (vedasi immagine sotto). Il nostro luogo di osservazione (centro di Bolzano) e’  posto a soli 38 Km dalla “fascia centrale di occultazione”. La durata dell’occultazione e’ stata di 3.8 secondi, ed iniziata alle ore UTC 01:50:56.98

Mappa della fascia di occultazione della stella Tyc 1866 da parte dell’asteroide 177 Irma http://www.asteroidoccultation.com/

177 Irma occulta la stella TYC 1866-1091-1 (in alto)

Per l’analisi dei dati (nel caso di ripresa video), e’ necessario utilizzare il software (free) Limovie http://astro-limovie.info/occultation_observation/limovie_en.html, compilato dal giapponese Kazuhisa Miyashita, questo software analizza ogni frame del video dell’occultazione,  e determina la caduta di luce, durante l’occultazione, della stella (nel caso in esame, linea blu)  rispetto a quelle di confronto (linee viola e gialla), riprese nello stesso campo (vedasi immagine sottostante). In alternativa si puo’ utilizzare l’altro ottimo software, anch’esso free (versione senza tool astrometrico), Tangra. http://www.hristopavlov.net/Tangra/Tangra.html

Limovie: grafico occultazione della stella TYC 1866-1091-1 da parte dell’asteroide 177 Irma

Nel caso di Irma l’entrata e’ stata netta (vedasi a sinistra il grafico elaborato con il software Limovie) mentre l’uscita piu’ graduale (circa 38 centesimi di secondo), inizialmente pensavo fosse dovuto ad una conformazione non omogenea dell’asteroide, successivamente dall’analisi dei dati degli altri osservatori si e’ potuto stabilire (E. Frappa), che cio’ era dovuto al fatto che la stella eclissata TYC 1866-1091-1 (3UC-042083), e’ una stella doppia, e i due astri sono separati (prospetticamente) di 14 millesimi di secondo. Oltre alla scoperta della compagna di TYC 1866-1091-1, sono stati stimati i parametri dimensionali dell’asteroide, (vedasi immagine in basso), asse maggiore Km. 89.0, asse minore Km. 52.1 l’inclinazione 62.2° e la velocita’ orbitale 21.44 Km/sec

Risultato finale delle osservazioni, la nostra osservazione ha determinato la corda nr. 6, la stella TYC 1866-1091-1 eclissata dall’asteroide Irma, si e’ rivelata duplice Credit:Euraster

Metodo di ripresa: per la registrazione video, abbiamo utilizzato una videocamera (Watec 120 N), e sovrapposto al video prodotto dalla camera (gestito dal software Astrovideo https://www.coaa.co.uk/astrovideo.htm), un timer free denominato TimerMark scaricabile dal sito http://timer.fchiarelli.it/, questo per risalire al momento esatto di inizio e fine dell’occultazione. Poco prima dell’occultazione, la schermata comprendente video e timer, e’ stata registrata nel formato AVI,  con un altro programma free CamStudio (http://camstudio.org/) al fine di poter successivamente analizzare i frames con il software Limovie. Ovviamente prima della ripresa il clock dell’orologio del PC, e’ stato sincronizzato con uno dei vari timer presenti in rete.

In alternativa a questo sistema (ripresa video) si puo’ utilizzare il metodo della strisciata (o drift scan), che  a mio parere e’ piu’ preciso (per l’analisi dei tempi) ed inoltre e’ possibile utilizzare una camera CCD e non necessariamente una videocamera come per le riprese video.  I problemi che si presentano con questo sistema sono 2: la stella deve essere abbastanza luminosa, e non deve essere in un campo affollato, altrimenti la strisciata sara’ sovrapposta a quella di altre stelle. Si spengono  i motori della montatura, si imposta l’esposizione della camera a 60 o piu’ secondi, se il risultato e’ positivo si otterra’ una strisciata interrotta o con un evidente calo di luminosita’. A questo punto bastera’ leggere nell’intestazione FITS dell’immagine l’orario di scatto iniziale, contare i pixel totali della strisciata durante il tempo di esposizione, ed infine facendo una semplice proporzione si determina con precisione (decimi di secondo), l’entrata e l’uscita dell’occultazione. Anche in questo caso per un’analisi accurata dei dati (momento di entrata e uscita) si puo’ utilizzare il software (free) Xparallax viu http://www.xparallax.com/

Sistema di ripresa adottato Esempio di occultazione evidenziata con il metodo della strisciata o drift scan

Ho studiato questo asteroide, nelle notti tra il 29 ottobre e il 21 novembre 2014, quando era in opposizione (con un miglior angolo di fase prossimo a 0.4°), e si trovava ad una distanza dalla terra di circa 1.84 UA (circa 276 milioni di Km.). Il pianetino, appartenente alla fascia principale degli asteroidi, era stato segnalato nel sito del Minor Planet Center http://www.minorplanet.info/PHP/call_OppLCDBQuery.php tra i target del periodo, in quanto non conosciuto né il periodo di rotazione, né  il diametro, la magnitudine assoluta era stimata in 11.80 mag. http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=5116;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#phys_par

5116 Korsosr (Jpl Nasa)

5116 Korsor  e’ stato scoperto nel 1988 dall’astronomo P. Jensen , e  dedicato alla citta danese Korsor. La curva di luce ha determinato un periodo di rotazione pari a 4.503+-0.001 ore, mentre dall’ampiezza della curva  e dallo slope parameter,  si e’ potuto risalire al rapporto tra gli assi a/b che e’ risultato pari a 1.14

5116 KORSOR Curva di luce

Anche per questo asteroide, in  una sessione osservativa, ho utilizzato alternativamente filtri fotometrici V Johnson e R Cousins, al fine di ottenere l’indice di colore (V-R), che e’ risultato (dalla media di 30 valori) pari a 0.40 mag. (con una deviazione standard di 0.05mag). Cio’ corrisponderebbe ad una classe tassonomica di tipo M o C. Considerando l’asteroide di classe tassonomica M, (in base anche al valore di G 0.38), ovvero asteroidi metallici, con medio albedo, nel caso specifico stimato in 0.17 (Shevchenko e Lupishko 1998), e conoscendo la magnitudine assoluta (H) di 11.513 mag, ho potuto stimare il diametro del pianetino, che e’ risultato, (applicando la formula D=(1329/√p)*10^(0.2H), dove p=albedo geometrico, H=magnitudine assoluta), di 16.01+-3 Km

Stima della temperatura superficiale.  

Applicando la legge di Stefan-Boltzmann (corpo nero), e assumendo che la radiazione solare assorbita dalla superficie dell’asteroide venga riemessa dall’emisfero esposto al sole, per ottenere la stima della temperatura superficiale media del pianetino (in gradi Kelvin), alla data di osservazione (periodo ottobre novembre 2014, ovvero quando distava mediamente 2.8 UA dal sole), si puo’ applicare la seguente formula (applicabile solamente ad asteroidi e pianeti senza atmosfera):  

T = T_{(sole) *}(1-A/2)^1/4_*(R_sole/r)^1/2  

dove T_(sole) = temperatura della fotosfera del sole (5780K), A = albedo, stimato dal presente lavoro pari a 0.17, R_sole = raggio solare in Km (690000 Km), r = distanza asteroide dal sole alla data delle osservazioni (2.83 UA in Km 423361974), il valore della temperatura media ricavato e’ di 187.45 K, corrispondenti a – 85.70°C

La ricerca (periodo di rotazione e stima del diametro) e’ stata pubblicata sul Minor Planet Bullettin (nr. 42-2   2015  pag. 140), http://www.minorplanet.info/MPB/MPB_42-2.pdf  e nel database JPL NASA http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=5116;old=0;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#phys_par

5116 Korsor H-G

Blink effettuato con il sw Astrometrica, si notano nel piccolo campo inquadrato (circa 45×15′) altri 6 pianetini (5116 Korsor al centro)

Ho seguito questo asteroide, nelle notti tra il 6 e il 19 marzo 2014, quando era in opposizione (con un angolo di fase prossimo a 1.5°), e si trovava ad una distanza dalla terra di circa 1.44 UA (circa 216 milioni di Km.). Il pianetino, appartenente alla fascia principale degli asteroidi (spazio tra Marte e Giove), era’ stato segnalato nel sito del Minor Planet Center http://www.minorplanet.info/PHP/call_OppLCDBQuery.php tra i target del periodo, in quanto non conosciuto né il periodo di rotazione, né  il diametro, la magnitudine assoluta era stimata in 12.70 mag. http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=4252;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#phys_par 

4252 Godwin (JPL-Nasa)

Il pianetino dedicato  a Richard Godwin, membro del consiglio della Space Frontier Foundation, organizzazione per la rilevazione dei NEO (Near Earth Objects), e’ stato scoperto nel 1985 dall’astronomo Debehogne. La curva di luce ha determinato un periodo di rotazione pari a 11.623+-0.003 ore, mentre dall’ampiezza e dallo slope parameter,  si e’ potuto risalire al rapporto tra gli assi a/b che e’ risultato pari a 1.70

In una sessione osservativa, ho utilizzato alternativamente filtri fotometrici V Johnson e R Cousins, al fine di ottenere l’indice di colore (V-R), che e’ risultato (dalla media di 30 valori) pari a 0.41 mag. (con una deviazione standard di 0.08 mag). Cio’ corrisponderebbe ad una classe tassonomica di tipo M o C.  Considerando l’asteroide di classe tassonomica M, ovvero asteroidi metallici, con albedo  stimato in 0.17 (Shevchenko e Lupishko 1998), e conoscendo la magnitudine assoluta (H) di 12.526 mag, ho potuto stimare il diametro del pianetino, che e’ risultato, (applicando la formula D=(1329/√p)*10^(0.2H), dove p=albedo geometrico, H=magnitudine assoluta), di 10.10+-3 Km

Godwin e Herta 06-03-14

Una curiosita’: nella notte del 06-03-14 ho inquadrato nello stesso campo, sia il pianetino 2542 Godwin (oggetto di studio), nell’immagine animata in basso a sinistra, che  il pianetino 135 Herta, in alto a destra. Come si puo’ notare dalla luminosita’,  si tratta di due asteroidi dalle dimensioni e caratteristiche molto diverse (diametro medio 17 Km Godwin contro i 79 Km di Herta, presunta classe tassonomica C di Godwin,  e M per Herta). Anche se vicini prospetticamente, la loro distantanza era di circa 68.5 milioni di Km (Godwin distante 1.44 AU dalla terra, e Herta 1.89 AU). La ricerca (periodo di rotazione e stima del diametro) e’ stata pubblicata sul Minor Planet Bullettin (nr. 42-2   2015  pag. 140), http://www.minorplanet.info/MPB/MPB_42-2.pdf  e nel database NASA JPL :http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=4252;old=0;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#phys_par

L’asteroide 665 Sabine e’ un pianetino facente parte della fascia principale, che ho studiato nel mese di febbraio 2012, (quando si trovava a 2.86 UA dalla terra, circa 426 milioni di Km.).  Il  periodo di rotazione, ricavato e’ di  4.29 +/- 0.01 h  in perfetto accordo con quanto descritto nel database del JPL (Nasa)

http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=sabine;orb=1;cov=0;log=0;cad=0#orb

665 SABINE (JPL NASA)

L’asteroide del diametro stimato in circa 51 Km.  e’ stato scoperto nel 1908 dall’astronomo K.W. Lorenz presso l’osservatorio di Heidelberg, mentre il nome Sabine non si sa a chi sia dedicato.

665 Sabine (curva di luce) periodo di rotazione

Ho studiato questo asteroide, per piu’ di un mese (dal 12 gennaio, al 22 febbraio 2014), quando era in opposizione (con un angolo di fase prossimo a 0°), e si trovava ad una distanza dalla terra di circa 2.30 UA (342 milioni di Km.). Il pianetino, appartenente alla fascia principale degli asteroidi, era gia’ stato segnalato nel sito del Minor Planet Center http://www.minorplanet.info/PHP/call_OppLCDBQuery.php tra i target del periodo, in quanto non conosciuto il periodo di rotazione, mentre  il diametro e la magnitudine assoluta erano note, rispettivamente di Km. 39.91 e 10.50 mag. http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=james%20bradley;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem)

2634 JAMES BRADLEY (JPL NASA)

2634 JAMES BRADLEY (Blink del 21-01-2014)

Il nome James Bradley, e’ stato assegnato, in onore al famoso astronomo inglese del settecento, (noto per aver effettuato studi sull’aberrazione e la velocita’ della luce), ed e’ stato scoperto nel 1982 dall’astronomo Bowell.

La curva di luce ha determinato un periodo di rotazione pari a 12.284+-0.001 ore, mentre dall’ampiezza della stessa si e’ potuto risalire al rapporto tra gli assi a/b che e’ risultato pari a 1.11

2634 JAMES BRADLEY curva di luce (periododi rotazione)

Anche per questo lavoro, nelle sessioni osservative, ho utilizzato alternativamente filtri fotometrici V Johnson e R Cousins, al fine di ottenere l’indice di colore (V-R), che e’ risultato (dalla media di 45 valori) pari a 0.39 mag. (con una deviazione standard di 0.06 mag). Cio’ corrisponderebbe ad una classe tassonomica di tipo C, asteroidi carboniosi, con basso albedo, nel caso specifico stimato in 0.08 (Shevchenko e Lupishko 1998). Il confronto tra l’albedo ricavato dall’indice di colore 0.08 e quello riportato in letteratura 0.09 (ricavato da indagini spettroscopiche e relativa riflettanza) e’ alquanto buono. Come detto precedentemente, il pianetino e’ stato studiato in un periodo molto favorevole, ovvero quando aveva un angolo di fase (angolo tra sole-asteroide-terra) molto basso (0.23°  in data 29-01-2014), praticamente quasi in opposizione. La curva di fase ha stabilito una magnitudine assoluta m pari a 10.50+-0.12 e ad uno slope parameter G di  0.59+-0.32.

Conoscendo l’albedo (quantita’ di luce riflessa) pari 0.08 e la magnitudine assoluta (H) di 10.386 mag, ho potuto stimare il diametro del pianetino, che e’ risultato, (applicando la formula D=(1329/√p)*10^(0.2H), dove p=albedo geometrico, H=magnitudine assoluta), di circa 37.3 Km   quindi in buona corrispondenza con quanto espresso in letteratura 39.91 Km

La ricerca (periodo di rotazione e stima del diametro) e’ stata pubblicata sul Minor Planet Bullettin (nr. 42-2   2015  pag. 140), http://www.minorplanet.info/MPB/MPB_42-2.pdf

In data 05-12-2019 grazie alle osservazioni fatte dalla rete di astrofili consociata ad Euraster http://www.euraster.net/results/index.html , (in base alle occultazioni ricavate dal passaggio dell’asteroide davanti alla stella 4UC537-034170), veniva ricavata la forma elissoidale  dell’asteroide, dove l’asse maggiore e’ risultato essere di Km 38+-3.5 praticamente coincidente quanto ricavato nel 2014 dalle mie stime, (vedasi immagine sottostante)

L’asteroide 289 Comacina e’ un grande asteroide (circa 140 Km di diametro), orbitante nella fascia principale, scoperto nel 1902  dall’astronomo e matematico italiano Luigi Carnera, il nome e’ dedicato alla piccola isola Comacina nel lago di Como. L’ho seguito nella primavera del 2012 quando si trovava alla distanza dalla terra di 2.02 UA, (circa 300 milioni di chilometri), il periodo di rotazione ricavato (9.022 h) coincide esattamente con quanto riportato in letteratura

http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=comacina;orb=1;cov=0;log=0;cad=0#orb

Diagramma orbitale alla data di prima osservazione (JPL Nasa)

489 Comacina periodo di rotazione (GB Casalnuovo)

Comacina corde

E’ un asteroide della fascia principale, che ho studiato nel mese di novembre 2012, (quando si trovava in opposizione a 0.90 UA dalla terra,  ovvero circa 134 milioni di Km.).  Il  periodo di rotazione, ricavato e’ di  3.036 +/- 0.002 h  in perfetto accordo con quanto descritto nel database del JPL (Nasa), a differenza di quanto erroneamente citato in Wikipedia 3.049 h.

http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=mitaka;orb=1;cov=0;log=0;cad=0#orb

L’analisi dell’asteroide e’ stata eseguita utilizzando filtri fotometrici V (Johnson) ed R (Cousin) alternativamente, e come si puo’ notare dall’immagine sottostante, in alto abbiamo la curva ricavata dalle osservazioni in banda R ed in basso quella in banda V.

Il pianetino (nr. 1088), e’ stato scoperto dall’astronomo giapponese Okuro Oikawa nel 1927, e dedicato alla città Mitaka, sede dell’Osservatorio astronomico del Giappone.

Purtroppo la mia prima osservazione e’ stata eseguita quando l’asteroide  aveva un angolo di fase (angolo tra sole-pianetino-terra) di 12.8°, angolo troppo elevato per ottenere un corretto slope parameter ed una precisa magnitudine assoluta. Esiste comunque in letteratura la stima della magnitudine assoluta e la classe tassonomica, la prima risulta di 11.39 mag. mentre la classe tassonomica sarebbe di tipo  S (Stone, roccioso a base di silicati). Gli asteroidi di tipo S hanno un albedo (percentuale di luce riflessa) che varia tra il 10% ed il 22 % e occupano generalmente la parte interna della fascia asteroidale, (vedasi tabella sottostante).

Taylor, classi tassonomiche asteroidi e distanza media dal sole

Conoscendo la classe tassonomica che determina l’albedo, e la magnitudine assoluta, si puo’ stimare il diametro dell’asteroide, applicando la formula:

D(km) =(1329/√Pv)10^-0.2Hv

Nel caso in esame ponendo ad una classe S un albedo Pv=0.20 (Shevchenko and Lupishko, 1998) e applicando una mag. assoluta Hv pari a 11.39 mag, il diametro dell’asteroide e’ risultato di 15 ± 3 km.

Infine e’ stata ricavata con il sw. Lc Invert, la modellazione  dell’asteroide (vedasi immagine sottostante), utile solo per evidenziare il rapporto tra gli assi, dato che con una sola curva di luce la forma dell’asteroide non e’ assolutamente  attendibile.

1088 Mitaka modellazione forma

Asteroide della main belt, che ho seguito nei mesi di novembre-dicembre 2013, (quando si trovava in opposizione a 1.28 UA dalla terra,  circa 190 milioni di Km.), segnalato nel sito del Minor Planet Center http://www.minorplanet.info/PHP/call_OppLCDBQuery.php tra i target del periodo. Anche in questo caso non era conosciuto ne’ il periodo di rotazione, ne’ il diametro. Il pianetino in questione nr. 3263 chiamato Bligh (dedicato al famoso comandante del vascello Bounty), e’ stato scoperto nel 1932 dall’astronomo Reinmuth dell’osservatorio di Heidelberg.  La mia prima osservazione e’ stata eseguita nella notte del 25/11/2013 quando l’asteroide  aveva un angolo di fase (angolo tra sole-pianetino-terra) di soli 1.5° (un basso angolo di fase e’ un parametro molto importante per stabilire una corretta magnitudine assoluta).

3263 BLIGH curva di luce (periodo di rotazione)

Le osservazioni si sono protratte, nelle settimane seguenti, fino ad un angolo di fase di circa 11.5°,  il che ha determinato un diagramma di fase abbastanza preciso, infatti la magnitudine assoluta ricavata e’ di 12.75 +/- 0.02 mag. in banda V mentre in letteratura,  (cfr.  JPL NASA), troviamo una magnitudine assoluta di 12.80. Lo slope parameter G e’ risultato pari a 0.11 +/- 0.04 , che corrisponde ad un asteroide di basso albedo.  Anche l’indice di colore V-R pari a 0.38 mag. (alcune sessioni osservative sono state condotte riprendendo immagini con filtro V ed R alternativamente), confermerebbe una classe tassonomica che corrisponde ad un asteroide di basso albedo, probabilmente di tipo carbonaceo.

Diagramma H-G 3623 Bligh

L’indice di colore V-R = 0.38 corrisponde ad un albedo Pv = 0.06 ± 0.04 (Shevchenko and Lupishko, 1998).

In base alla classe tassonomica (determinata dall’indice di colore e in questo caso confermata dalla particolare pendenza dello slope parameter), al relativo albedo, ed alla magnitudine assoluta, si puo’ stimare il diametro dell’asteroide applicando la formula:

D_(km) =(1329/√Pv)10^-0.2Hv   

nel caso in esame il diametro dell’asteroide e’ risultato di 15 ± 3 km.

La ricerca e’ stata pubblicata sul Minor Planet Bullettin (nr. 41-2  2014  pag. 85), http://www.minorplanet.info/MPB/MPB_41-2.pdf

Anche in questo caso e per pura curiosita’ si e’ cercato di modellare la forma dell’asteroide con il sw. LC Invert, tale software elaborando la curva di luce determina la forma del pianetino. E’ doveroso specificare che con una sola curva di luce la modellazione non puo’ risultare coerente con la vera forma dell’asteroide, in quanto per una modellazione corretta, occorrono piu’ curve ricavate in diversi passaggi dell’asteroide.

Modellazione e rapporto assi 3623 BLIGH

Una curiosita’: nella nottata osservativa del 30-11-13, nel campo inquadrato, oltre all’asteroide Bligh (a destra in basso nell’immagine), riprendevo altri 2 pianetini (evidenziati utilizzando il sw. Astrometrica), uno dei quali riconosciuto da Astrometrica (ovvero l’asteroide nr. 22337 Melnikov, di mag. 17.00 in banda V), ed un altro, di mag. 17.40 con una inclinazione rispetto all’eclittica molto accentuata (vedasi nell’immagine l’asteroide a sinistra in movimento dal basso verso l’alto), non riconosciuto da Astrometrica, che per un attimo mi ha fatto pensare alla scoperta di un nuovo asteroide.  Prima di dare l’annuncio della scoperta al MPC Center, controllavo per sicurezza nel sito dell’osservatorio Lowell http://asteroid.lowell.edu/cgi-bin/astplot  la presenza di asteroidi nel campo inquadrato, e purtroppo il pianetino non riconosciuto dal software Astrometrica, era invece presente nel database dell’osservatorio e segnalato col numero 185786 (scoperto gia’ nel 1999 dall’astronomo Kobayashi).

Nell’immagine a sinistra (in movimento dal basso verso l’alto) l’asteroide 185786

Ho seguito questo asteroide,  Erikhovland, (cosi chiamato dal nome di un programmatore del JPL NASA), appartenente alla fascia principale (ovvero la zona occupata da asteroidi, che si trova tra Marte e Giove), nel mese di maggio e giugno 2013, per 7 nottate. Anche in questo caso il pianetino era stato segnalato nel sito MPC http://www.minorplanet.info/PHP/call_OppLCDBQuery.php tra i target del periodo, in quanto sconosciuto il periodo di rotazione ed  il diametro. Alcune sessioni osservative sono state condotte riprendendo immagini con filtro V ed R alternativamente, al fine di determinarne l’indice di colore V-R (come sappiamo l’indice di colore serve per stabilire la classe tassonomica e successivamente l’albedo, quest’ultimo elemento indispensabile per la stima del diametro).

Mi ha piacevolmente stupito,  l’elevata ampiezza ricavata nella curva di luce, (ben 0.81 mag in banda V), indice di una forma verosimilmente oblunga dell’asteroide, mentre il periodo di rotazione e’ risultato di 5.3426 h. Lo slope parameter ricavato (purtroppo partendo da un angolo di fase non molto piccolo, circa 10°), e’ risultato di 0.08 e la magnitudine assoluta di 12.143 mag. dati che hanno portato alla stima del diametro, pari a circa 20 Km.

15621 Erikhovland animazione modello

Solo per curiosita’, ho cercato di risalire alla forma dell’asteroide utiizzando il sw. LC Invert. Come gia’ detto piu’ volte, non si puo’ risalire ad un modello neanche sufficientemente preciso, utilizzando una sola curva di luce, che quindi puo’ essere solamente utile per verificare il rapporto tra gli assi. Nel nel caso in esame gia’ una prima lettura della curva di luce (con un’ampiezza di ben 0.81 mag.) faceva immaginare un pianetino dalla forma oblunga, quanto sopra confermato dall’inversione della curva, che ha portato al seguente rapporto tra gli assi :  a/b=0.62  a/c=1.08  e  b/c=1.75

La ricerca e’ stata pubblicata sul Minor Planet Bullettin http://www.minorplanet.info/MPB/MPB_40-4.pdf e nel database JPL NASA Erikhovland (JPL NASA) 

E’ un grande asteroide (circa 180 Km di diametro), orbitante nella fascia principale, scoperto nel 1873 dall’astronomo tedesco Friedrich Peters (nel 2003 e’ stato scoperto anche un piccolo satellite), il nome e’ in onore alla figura mitologica greca Elettra. Personalmente l’ho studiato nella primavera del 2011, quando si trovava alla distanza di 2.84 UA, (circa 423 milioni di chilometri dalla terra), il periodo di rotazione ricavato (5,22 h) coincide esattamente con quanto riportato in letteratura (5,22 h).

130 Elektra curva di luce (GB Casalnuovo)

130 Elektra, modello, vista polare (GB Casalnuovo)

La mia curiosita’ era relativa ad un confronto del modello dell’asteroide, ricavato da una sola curva di luce, con quello ottenuto da piu’ curve (e in opposizioni diverse), dal momento che e’ possibile esaminare i risultati ottenuti dai massimi studiosi del settore (cfr. Josef Durech e Mikko Kaasalainen, Earth-based Support to Gaia Solar-System Science, Beaulieu sur Mer, Oct 27–28, 2008,  J. Durech et al.: Physical models of ten asteroids from observers collaboration network, ESO 2006).

Come si puo’ notare il mio modello, ricavato con una sola curva e’ alquanto diverso dalla forma dell’originale, per non parlare dell’inclinazione dell’asse di rotazione completamente errata…

130 Elektra osservazioni Keck II e a destra modello (Durech et alt)

Modello dell’asteroide 130 Elektra (Durech et alt)

Curva di luce (periodo rotazione) dell’asteroide 1412 Lagrula

Inversione curva di luce 1412 Lagrula (NB con una sola curva la forma non e’ assolutamente attendibile)

Asteroide della fascia principale, che ho studiato nei mesi di Marzo-Aprile 2013, (quando si trovava in opposizione a 1.19 UA dalla terra,  circa 177 milioni di Km.) segnalato nel sito del Minor Planet Center http://www.minorplanet.info/PHP/call_OppLCDBQuery.php tra i target del periodo, in quanto non era conosciuto ne’ il periodo di rotazione, ne’ il diametro. Il pianetino in questione denominato Lagrula, e’ stato scoperto nell’osservatorio di Algeri nel 1937, dall’astronomo Louis Boyer (il nome e’ in onore al direttore dello stesso osservatorio,  Joanny Philippe Lagrula). Anche per questo studio, nelle sessioni osservative, ho utilizzato alternativamente, i filtri fotometrici V Johnson e R Cousins, al fine di ottenere l’indice di colore V-R, che e’ risultato 0.37 mag.,  corrispondente ad una classe tassonomica di tipo C, (asteroidi carboniosi, con basso albedo, nel caso specifico stimato in 0.06).  Oltre al periodo di rotazione risultato di ore 5.9176+/- 0.001, si e’ determinata anche la curva di fase dell’asteroide, ottenuta inserendo i dati delle sessioni osservative nel software MPO Canopus.  Con l’utility H/G calculator, inserendo le magnitudini apparenti (in banda V), otteniamo le magnitudini ridotte, la curva di fase e la magnitudine assoluta (risultata di 11.81 mag). Quest’ultimo parametro (oltre alla stima dell’albedo ricavata con l’indagine fotometrica), e’ fondamentale per stimare il diametro dell’asteroide, che e’ risultato, applicando la formula D=(1329/√p)*10^(0.2H),  dove p=albedo geometrico, H=magnitudine assoluta, di circa Km. 23.00. La ricerca e’ stata pubblicata sul Minor Planet Bullettin (nr. 40-4  pag. 188).  http://www.minorplanet.info/MPB/MPB_40-4.pdf

1412 Lagrula 15-03-13 in alto a sinistra l’asteroide (distante 1.19 UA), in basso la galassia M65, distante 28 milioni di anni luce

1412 Lagrula curva di fase

E’ un asteroide della fascia principale, che ho studiato nel mese di agosto 2013, (quando si trovava in opposizione a 1.61 UA dalla terra, circa 240 milioni di Km.), segnalato nel sito MPC

3182 SHIMANTO posizione alla data di osservazione JPL NASA

3182 SHIMANTO BLINK DEL 10-08-13

http://www.minorplanet.info/PHP/call_OppLCDBQuery.php tra i target del periodo, in quanto sconosciuto sia il periodo di rotazione, che  il diametro. Il pianetino chiamato Shimanto, con numero 3182, e’ stato scoperto nel 1984 dall’astronomo giapponese SEKI TSUTOMU (il nome Shimanto riprende quello di un fiume del territorio della citta’ di Kochi dove e’ nato lo scopritore).

3182 SHIMANTO curva di luce-periodo rotazione

Il periodo di rotazione ricavato dopo 11 sessioni osservative e’  di 2.99 h (ampiezza curva 0.26 mag), si tratta pertanto di un rotatore veloce.  Fino ad oggi sono stati scoperti un numero limitato di asteroidi con periodo di rotazione inferiore a 2,20 ore,  questo sembra essere il limite di rotazione, che se piu’ basso, porterebbe alla disgregazione degli asteroidi non monolitici.  Al di sotto di questo limite di rotazione esistono pertanto solo asteroidi di dimensioni minori, in quanto non formati da materiali aggregati, ma essenzialmente monolitici.  Sarebbe comunque opportuno seguire questo tipo di asteroidi, ovvero con periodo di rotazione elevato,  perche’ statisticamente e’ fra questi che si trovano piu’ spesso asteroidi binari, dato che verosimilmente il satellite si e’ formato per distacco di materia dal primario, a causa dell’elevata velocita’ di rotazione dell’asteroide.

Grafico periodo di rotazione-diametro

Utilizzando alternativamente i filtri fotometrici verde (Johnson) e rosso (Cousins), ho ottenuto, dalla media di 40 immagini, l’indice di colore V-R pari a 0.43,  corrispondente ad un asteroide della classe M-Metallic, (Shevchenko e Lupishko 1998). Gli asteroidi di tipo M, hanno mediamente un albedo (percentuale di luce riflessa) pari a 0.17 (Shevchenko e Lupishko 1998), conoscendo l’albedo e la magnitudine assoluta (H) pari a  11.7 mag, (http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi#top), ho potuto risalire al diametro del pianetino, che nel caso specifico e’ risultato di circa 15 Km.

La ricerca (periodo rotazione) e’ stata pubblicata sul Minor Planet Bullettin (nr. 41-2   2014  pag. 85) http://www.minorplanet.info/MPB/MPB_41-2.pdf

3182 SHIMANTO Inversione curva di luce

Anche in questo caso, e’ stata ricavata la forma dell’asteroide “invertendo la curva di luce”,  si ricorda che utilizzando una sola curva di luce la forma non puo’ essere assolutamente attendibile, e che pertanto eventualmente puo’ essere utile per visualizzare il rapporto tra gli assi che e’ risultato: A/B=1,19  A/C=0,84  B/C=0,70

E’ un asteroide della fascia principale, che ho studiato nel mese di novembre 2012, (quando si trovava in opposizione a 0.88 UA dalla terra,  circa 130 milioni di Km.), segnalato nel sito del Minor Planet Center http://www.minorplanet.info/PHP/call_OppLCDBQuery.php tra i target del periodo, in quanto non era conosciuto ne’ il periodo di rotazione, ne’ il diametro. Il pianetino in questione chiamato Mamoru, e’ in onore all’astronauta giapponese Mamoru Mohri, e numerato con il 4613, ed e’ stato scoperto nel 1990 a Sapporo dall’astronomo giapponese Watanabe.

4613 MAMORU (curva di luce-periodo di rotazione)

Nelle sessioni osservative, ho utilizzato alternativamente, per le immagini riprese, i filtri fotometrici V Johnson e R Cousins, al fine di ottenere l’indice di colore V-R, che e’ risultato 0.41 corrispondente ad una classe tassonomica di tipo M (Metallic) Shevchenko&Lupishko 1998.  Oltre al periodo di rotazione risultato di ore 5.388+/- 0.001 ho ricavato anche la curva di fase dell’asteroide, ottenuta inserendo i dati delle sessioni osservative nel software MPO Canopus.

Con l’utility H/G calculator, si inseriscono le magnitudini apparenti (in banda V), e in uscita otteniamo le magnitudini ridotte, la curva di fase e la magnitudine assoluta, quest’ultimo parametro e’ necessario per stimare il diametro dell’asteroide, che e’ risultato, applicando la formula D=(1329/√p)*10^(0.2H) (dove p=albedo geometrico, H=magnitudine assoluta), di Km. 16.30  La ricerca e’ stata pubblicata sul Minor Planet Bullettin (nr. 40-3 a pag. 122), http://www.minorplanet.info/MPB/MPB_40-3.pdf e sulla rivista Astronomia Nova gennaio – febbraio 2013 nr. 16 a pag. 74  N_16_ASTRONOMIA_NOVA ART MAMORU e JPL Nasa  http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi#top

Curva di fase asteroide 4613 MAMORU

4613 MAMORU NOVEMBRE 2012

565 Marbachia e’ un asteroide della fascia principale, di circa 27 Km di diametro, classe tassonomica S, scoperto da M. Wolf nel 1905, (il nome è in onore alla città tedesca di Marbach am Neckar, paese natale del poeta F. Schiller). La mia stima, del periodo di rotazione, (osservazioni di febbraio 2011, quando l’asteroide era ad una distanza di circa 1.50 UA dalla terra, circa 225 milioni di Km.) risulta di 4,586 h. che coincide molto bene con quanto descritto in letteratura, 4.587 h. 

565 Marbachia curva di luce, periodo di rotazione

La curva di luce ricavata dalla rotazione dell’asteroide, puo’ essere utilizzata anche per cercare di risalire alla forma dell’asteroide stesso (inversione della curva di luce).   Elaborando detta curva con il software LC Invert, ho ottenuto l’animazione di sotto riportata.  Bisogna comunque tenere presente che solamente utilizzando piu’ curve di luce, e a diverse opposizioni,  si puo’ ricostruire in modo verosimile la forma dell’asteroide, pertanto l’animazione di sotto riportata (determinata da una sola curva di luce),  puo’ essere utile eventualmente a evidenziare il rapporto fra gli assi.

565 Marbachia animazione forma (Inversione curva di luce LCInvert)

565 Marbachia blink

565 Marbachia JPL NASA