Dopo aver iniziato a parlare del bellissimo software Aladin Sky Atlas, ritengo opportuno fornire qualche approfondimento sul suo utilizzo.

Nel caso che vediamo oggi, andiamo a prenderci una bella stellona particolare, che si trova nella costellazione dell’Ofiuco quindi ben visibile a Sud nei periodi di inizio estate. Saliamo sulla nostra astronave a forma di rotella di mouse ed anzichè viaggiare nello spazio addentrandoci in un buco nero come abbiamo fatto nel precedente articolo, ci prepareremo ad efftuare un viaggio indietro nel tempo.

Curiosi? Volete sapere dove vi porto con queste righe? 😀 E’ presto detto, ma ve lo faccio spiegare direttamente da Wikipedia, mentre infiliamo tuta e casco e accendiamo i motori:

La Stella di Barnard è una stella rossa di sequenza principale nella costellazione dell’Ofiuco. Mostra il più grande moto proprio di ogni altra stella conosciuta (a parte il Sole), pari a 10,3 secondi d’arco all’anno. Questo grande moto proprio fu scoperto dall’astronomo Edward Emerson Barnard nel 1916[11]. Per questo viene anche a volte citata come Barnard’s “Runaway” Star, cioè stella fuggitiva di Barnard[12].

Ebbene si..questa volta dovremo viaggiare veloci per acchiapparla e ci attende un viaggetto mica da ridere: quasi 6 anni luce. Mentre viaggeremo, vi dirò un pò di cose su Aladin Sky Atlas, potente mezzo di trasporto e veicolo di conoscenza con il suo enorme contenitore di informazioni libere ed accessibili.

E arrivato il momento di iniziare a conoscere un pò piu a fondo alcune proprietà dei cataloghi, cercando di utilizzare realmente il software per qualche efficace studio.
Aladin Sky Atlas permette diverse interazioni,  una in particolare la trovo assolutamente meravigliosa e riguarda la possibilità di confrontare tramite blinking immagini a catalogo riguardanti survay effettuate a diversi anni di distanza. La questione sembrerebbe abbastanza inutile sulle prime, ma in realtà si rileva essere di un’utilità sorprendende qualora si stiano effettuando studi astrometrici. Ciò che vedremo oggi riguarda la creazione un interessante confronto che ci permetta di toccare con mano il reale spostamento della stella di Barnard negli anni. La peculiarità di questo tipo di ricerca trova poi il pieno compimento negli studi astrometrici (cioè misura di distanza tra gli astri) ed un esempio eclatante lo possiamo trovare nel campo delle stelle binarie dove spesso si ha a che fare con lenti movimenti reciproci di due corpi stellari; avere la possibilità di ottenere un confronto diretto tra due lastre poste a distanza di anni aiuta a comprendere meglio l’effettivo legame gravitazionale.

Ops..siamo quasi arrivati (ve lo dicevo io che ci avremmo messo poco..), scendiamo dall’astronave avviando il software e digitiamo nel campo LOCATION: BARNARD STAR

Barnard1

Ciò che ci appare, e lo vedete bene, è una bella lastra a colori con due stelle al centro: una azzurra e una arancione. In realtà, si tratta della stessa stella ed è lei il nostro obbiettivo: l’inagguantabile stella di Barnard!

Aladin sky atlas permette tramite pochi click di accedere ad un enorme catalogo di immagini, che non solo contiene tutta la zona di cielo a noi conosciuta, ma permette (come anticipavo) anche un confronto con lastre di decenni precedenti, a partire dagli anni 1950 fino al 1998. E’ tramite questo potente strumento che effettueremo il viaggio nel tempo, cercando di osservare la posizione dell’astro negli anni antecedenti, per la precisione vogliamo sapere in che posizione si trovava la stella tra gli anni 1988 e 1991.

Fico eh? 😀

Bene, iniziamo. Avendo selezionato “Barnard Star” in location, andiamo su FILE – LOAD ASTRONOMICAL IMAGE – ALADIN IMAGE SERVER.

Si aprirà una finestra identica alla seguente:

server1

Ora osservate il campo TARGET(ICRS, NAME): in questa immagine non si vede, ma normalmente troverete già inserite le coordinate del campo inquadrato tramite Location. Bene, cliccate su SUBMIT e vedrete apparire un elenco. (ricordatevi di spuntare la checkbox “Hierarchical View”)

Ecco che dopo un breve lasso di tempo apparirà una struttura ad albero con un elenco di nomi:

serverselect

Dovrete spuntare le immagini selezionate nella finestra che sono rispettivamente lastre degli anni 1988 e 1991. In realtà ci sarebbero anche lastre piu antiche da prelevare, ma essendo che la nostra stellona viaggia piu di un cavallo impazzito, scegliamo due lastre vicine tra loro in termini di tempo in modo da evitare che essa si trovi fuori dal campo inquadrato.

Cliccando su SUBMIT le lastre verranno importate nella finestra principale del programma, come possiamo vedere nel circolino Rosso dell’immagine seguente:

areaimageVi faccio notare una cosa che a me affascina parecchio: questo aspetto un pò “retrò” delle lastre, che mi fanno pensare a quanto siamo eravamo già in grado di fare oltre 20 anni fa.

Bene..è arrivato il momento del confronto. Vedete nell’immagine qua sopra che ho selezionato con un cerchietto verde il simbolo della pellicola cinematografica. Questo sarà lo strumento che ci permetterà di effettuare un blinking diretto tra le immagini prelevate, in modo da poter vedere il reale spostamento dell’astro.

Cliccate quindi su quell’icona, e andiamo a inserire le due immagini all’interno degli slot

blink1

A questo punto basterà cliccare su CREATE per vedere compiuto il nostro bel viaggio indietro nel tempo.

Mi sono preso la “briga” di creare una gif animata, che presento qua come foto ricordo 😀

rappresentazione

Vedete come sullo sfondo tutte le stelle rimangono ferme e inchiodate negli anni, mentre la nostra stella, viaggiatrice come noi, vaga nello spazio alla ricerca di qualche casa gravitazionale su cui sostare.

Nel prossimo intervento riguardo a questo software, vedremo come effettuare una connessione tra i server di Aladin Sky Atlas ed un grandioso planetario gratuito, che uso metodicamente per ogni mia sessione: Cartes du Ciel.

Buon Viaggio di Ritorno 😀

Benritrovati,

l’argomento che volevo introdurre con questo articolo  è dedicato a coloro che volessero giocare un pò coi cataloghi online, appassionati di dati e immagini scientifiche o che necessitino di confrontare le proprie riprese con foto di catalogo o, per finire, tutti coloro che volessero iniziare a studiarsi qualcosina per iniziare un percorso amatoriale di ricerca scientifica.

Oppure per..ehm..studiarsi un buco nero, come avviene su Astrofilo Neofita 😀

L’applicativo di cui andremo a trattare è un software scritto in Java, il quale permette con pochi click di accedere a tutte le risorse dei cataloghi online. Si chiama Aladin Sky Atlas, ed è un atlante stellare interattivo. Aladin Sky Atlas consente di visualizzare immagini astronomiche o di effettuare vere e proprie ricerche o indagini,  grazie alla possibilità di visualizzare ed elaborare i dati delle lastre create dagli anni 50 ad oggi,  permettendo inoltre di  interagire con i dati relativi al database Simbad oltre a numerosi archivi per tutti gli oggetti astronomici conosciuti.

Questo enorme progetto contiene, ad esempio, immagini dalle survey di

  1. DSS,  immagini dalla survay digitale  a tutto cielo
  2. SDSS, immagini dalla survay in redshift di galassie
  3. 2MASS, immagini dalla survay ad infrarossi a tutto cielo
  4. WISE, immagini dalla survay a largo campo in infrarossi
  5. GALEX, raccoglitore dati e immagini del progetto Galaxy Evolution Explorer
  6. PLANCK, immagini dalla survay di tutto il cielo in microonde
  7. AKARI,  immagini dalla survay a infrarossi, fotometrica e spettroscopica
  8. XMM, immagini dalla survay a raggi X a tutto cielo
  9. FERMI, immagini dalla survay a raggi Gamma a tutto cielo
  10. NED, catalogo Nasa Extragalactic Dabatase

e tanti altri. Di non poco conto la possibilità di poterlo utilizzare su ogni piattaforma e sistema operativo grazie alla compilazione in linguaggio Java, che ne permette anche la consultazione direttamente online.

Ora, bando alle chiacchiere e vediamolo piu da vicino…

Potete prelevare Aladin Sky Atlas dalla seguente risorsa online:

http://aladin.u-strasbg.fr/

DECOLLIAMO

Una volta scaricato ed avviato, verrà richiesto nel caso non fosse disponibile un aggiornamento  (o installazione) di Java. Basterà seguire i link per dotarsi di una versione free che permetta l’utilizzo dell’applicativo

A quel punto, quando tutto sarà pronto, avremo la seguente schermata davanti:

aladin 1Dove

m31

  1. LOCATION: In questo campo abbiamo la possibilità di eseguire una ricerca o tramite coordinate oppure tramite nomi a catalogo, grazie al resolver fornito dal Vizier. Esempio, supponiamo di voler osservare un’immagine DSS dell’oggetto M31, basterà indicare “M31” nell campo per vederne il risultato. Un altro metodo per risalire a porzioni di cielo è l’indicazione delle coordinate che vanno inserite con questa stringa:  hh:mm:ss gg:mm:ss

2.BARRA LATERALE: Nella barra laterale vi sono tutte le funzioni possibili a livello di immagini, come ad esempio il tipico strumento “MANO” per spostare la lastra, lo strumento “FRECCIA” che fornisce funzioni di select, e diversi strumenti di plotting, utili per effettuare calcoli sulle distanze tra due o piu oggetti.

3. AREA DI ELABORAZIONE: E’ ovviamente la schermata centrale dove vengono riportate tutte le informazioni grafiche, tra cui anche quelle relative al catalogo SIMBAD a cui dedico un paragrafo a parte all’interno di questo articolo

4. RADAR: ovvero strumento di interconnessione server SAMP che vedremo in un altro articolo ma chiedo almeno di porre un occhio sul punto in cui si trova perchè ci servirà in futuro.

ALADIN SKY ATLAS E SIMBAD

ovvero: Vi porto in un Buco Nero

Simbad è uno strumento meraviglioso ed estremamente potente e versatile che permette di accedere a tutte le informazioni possibili su tutti gli oggetti catalogati fino ad oggi. Grazie alla creazione di Aladin Sky Atlas che contiene anche Simbad, è possibile ricavare una lastra dal DSS ed inserire all’interno tutte le informazioni di catalogo disponibili per quel campo. Queste informazioni vengono quindi mostrate proprio sull’immagine e diventano selezionabili. Pertanto agendo con il mouse sui circolini che verranno mostrati attivando Simbad, comparirannò in un elenco sottostante l’area di elaborazione dati tutte le informazioni dell’oggetto. Cliccando infine nella sezione dell’elenco, potremo accedere al catalogo e studiare alcuni dati.

Facciamo un esempio con qualcosa di piu interessante sebbene i dati non siano molti..andiamo a vedere “un buco nero” (permettetemi il nonsense)

Dunque dove vi porto? Beh…proprio qua, dietro casa. Andiamo a vedere dove si posiziona il buco nero all’interno della nostra galassia, cercando di individuare quanti piu dati possibile.

Ci spostiamo quindi sulla barra di ricerca denominata LOCATION posta in alto e digitiamo: SAGITTARIUS A

SAGITTARIUS A

Vedete che sulle prime sembrerebbe un campo esclusivamente stellare. Ma basterà cliccare su SIMBAD posto in alto a destra dopo la sfilza di cataloghi disponibili per trovarvi nel “caos piu totale” di oggetti. Volete vedere?  Provate!

xrai sag

SPAVENTOSO! Quanta roba!!!!!

Vedete le X rosse? Bene tutte quelle sono sorgenti a raggi X All’interno invece di tutto il campo inquadrato troviamo di tutto: dalle stelle, a sorgenti infrarosse, sorgenti radio e chi piu ne ha piu ne metta.

Ora quello che dobbiamo fare, è infilarci con la nostra astronave a forma di rotella di mouse dentro a quel turbine di oggetti che sembra proprio gravitare attorno ad un comune centro di gravità….iniziamo il viaggio.

..

xrai sorg2

EHM…tipo…”nel mezzo del cammin di nostra vita..mi ritrovai per una selva oscura..che la retta via era smarrita…”

ovvero

quel gomitolo di segni rossi sono oggetti/direzioni di movimento degli oggetti/diosolosacosa.

Andiamo piu a fondo..e iniziamo a vedere che la regione si dirada…

Troviamo una X vicino al nostro centro lastra 😀 Ci siamo, se non sbaglio, direi che è lui 😀

xray3

Potremmo dire che la regione è come ce la aspettavamo. Nera. Sembra non esserci niente di captabile con i nostri occhi, ma avete notato quanti indicatori rossi abbiamo appena attraversato? In realtà è proprio cosi, è piena di sorgenti di ogni tipo.

Ora Selezioniamo con la funzione “freccia” posta a lato nella barra degli strumenti, la sorgente X e vediamo che nella parte inferiore del programma appare l’indicatore dell’oggetto.

xray4

Vedete che la X in OTYPE sta ad indicare sorgente raggi X.

Cliccando sull’oggetto CXOGC J174540.0-290028 si aprirà il vostro browser Internet con la pagina creata dal catalogo Simbad e da li potrete poi verificare e scovare altri dati interessanti oltre a navigare in cataloghi visuali e vari plotter dell’area. Lascio a voi lo stimolo di curiosare tra i dati 😀

Prima di finire questo viaggio offertovi dalla premiata ditta Astrofilo Neofita, vi faccio fare qualcosa di interessante. Chiudiamo Aladin e riapriamolo, riselezionando nella barra Location SAGITTARIUS A. Questa volta prima di agire sul pulsante Simbad, selezioniamo  XMM posto in alto vicino al pulsante “Fermi”. Questo scaricherà nel campo inquadrato una immagine ripresa dal telescopio spaziale per raggi X. Guardate bene l’area, insomma…godetvela 😀

xmm

Ora se volete vedere la corrispondenza tra quel bel macchione azzurro e gli oggetti presenti in quell’area, basta semplicemente attivare il SIMBAD.

BLACKHOLE

et voilà

les jeux sont faits 😀

Mi auguro che questo articolo vi sia piaciuto e che vi abbia fatto toccare con mano le potenzialità degli strumenti di ricerca che abbiamo tutti a disposizione, appassionati o ricercatori amatoriali o studiosi universitari che siate.

Ciò che mi premeva di piu era farvi entrare in questo mondo di possibilità, presentandovi questo progetto che da tempo popola le risorse online a nostra disposizione e che, come ho potuto constatare, pochi in realtà conoscono e sanno sfruttare.

Ma la questione non è finita qua. Creerò ulteriori tutorial per questo software, e lo metteremo a lavorare in abbinamento a Cartes Du Ciel molto presto, in modo da poter ambire ad avere con noi uno strumento meravigliosamente completo di ricerca.

A presto 😀

Eccoci dunque arrivati ad un argomento molto importante per quanto riguarda l’astrofilia, piu specificatamente per l’argomento astrofotografico.

La questione verte sostanzialmente in una scena tipica che si presenta con una certa costanza durante le sessioni di astrofotografia; hai montato il tuo setup, una Eq6 che porta un Newton 250 f/5, un tubone bello grosso, con il sensore collegato al focheggiatore. E’ normalissimo che in questa situazione si venga avvicinati da persone che come prima domanda chiedono “A quanti ingrandimenti stai fotografando?”

Soprattutto quando ero agli inizi, io stesso ero caduto in questa specie di tranello, interpretando il telescopio come se fosse uno zoom di cui tipicamente vengono espresse le potenzialità con un valore di ingrandimento massimo. E, analogamente, mi son trovato nella situazione contraria,  in cui mi è stata posta la domanda e ho dovuto cercare una risposta adeguata.

 Cerchiamo quindi di essere chiari: non è sbagliato parlare di ingrandimenti quando si fa astrofotografia. Ma è fuorviante fornire un valore di ingrandimento basato su valori numerici con affianco un “per” (x), come ad esempio 100x o 10x.  Questo discorso, come vediamo immediatamente, è differente per i visualisti dove gli ingrandimenti sono forniti da una semplice formula tra i millmetri dell’oculare rispetto alla focale del telescopio. La formula è questa

focale/mm oculare = ingrandimenti

Esempio banale: se abbiamo un telescopio con 750mm di focale a cui applichiamo un oculare da 10mm, avremo un ingrandimento di 75x.

Ma quando facciamo astrofotografia non abbiamo oculari (a meno che non stiamo facendo proiezione dell’oculare) e quindi ricavare un valore di ingrandimento in queste modalità può portare a non comprendere appieno la noce della questione

CALCOLI DA FARE

Ok, ci siamo, vediamo di entrare in partita ed andiamo subito al sodo: l’unità di misura relativa al campo inquadrato da un sensore sul telescopio, è l’arcosecondo.

L’arcosecondo è un’unità di misura angolare, che corrisponde a 1/3600 di grado. Per renderlo piu “tangible” (anche se  corretto dal punto di vista concettuale ma meno da quello pratico) potreste immaginare la volta celeste come un enorme orologio analogico. Mentre il rapporto tra la lunghezza focale e la dimensione del pixel possiamo interpretarla come il movimento minimo possibile della lancetta.  Ne deriva che, in seguito al rapporto appena citato tra la focale e la dimensione del pixel,  lo scattino della lancetta tra un secondo e l’altro disegnerà nella volta celeste il nostro ipotetico arcosecondo,  che possiamo quindi definire come la porzione di cielo inquadrata ad una determinata focale con un pixel di dimensioni X. Boom. Non si capisce niente…

Va bene va bene…Facciamo allora un altro esempio. Fingiamo di essere mosche, con gli occhi a quadretti.

MOSCA

Chiamiamo i quadretti “pixel”. Guardiamo il cielo a occhio nudo: ogni quadretto del nostro occhio “a mosca” inquadrerà una porzione di cielo. Mettiamo davanti agli occhi un cannocchiale, ogni quadretto del nostro occhio inquadrerà una porzione di cielo minore rispetto a prima. Noi dobbiamo sapere quanto cielo viene inqudrato da ogni quadretto dell’occhio della mosca.

Compreso questo deduciamo un aspetto importante, soprattutto per noi neofiti: abbiamo capito uno dei motivi per cui all’interno delle schede tecniche dei sensori astronomici viene dichiarata la grandezza in micron del singolo pixel. Lo voglio evidenziare, perchè quando scelsi il primo sensore per effettuare l’autoguida, non mi curai assolutamente di questo parametro, tantomeno mettendolo in relazione alla focale del telescopio di guida stesso con il rischio di trovarmi con un sistema di guida non opportuno.

Vediamo quindi la formula banalissima per sapere quanti arcosecondi vengono inquadrati da un pixel su un telescopio, valore la cui definizione instriseca è “campionamento”:

C = (dimensione pixel x 206265) / Focale utilizzata

Dove

c = valore di campionamento espresso in arcosecondi per pixel

dimensione pixel = dimensione in millimetri del pixel

206265 = costante radiale

Focale utilizzata = focale utilizzata per riprendere.

Esempio: supponiamo di avere un telescopio da 1250mm di focale e che vogliamo riprendere un oggetto celeste con una reflex, tipo la canon Eos450D

Abbiamo quindi: focale = 1250mm, pixel = 5,2 micron

Convertiamo subito i micron dei pixel in millimetri: 5,2/1000 = 0,0052

Applichiamo la formula

C = (0,0052*206265)/1250 = 0,85 arc/sec per pixel

Analogamente, supponiamo di riprendere con un telescopietto da 347mm di focale

C = (0,0052*206265)/347 = 3,09 arc/sec pixel

Come vediamo, piu che parlare di ingrandimento, possiamo riferirci a questo valore per comprendere che anche in questo caso, a parità di sensore, una focale piu spinta diminuisca la porzione ripresa per ogni pixel, viceversa accorciandola, aumenti.

Questo inoltre suggerisce un altro aspetto: cioè che se io volessi sapere quanta “porzione” di cielo riprende il mio sensore con un determinato telescopio, posso semplicemente moltiplicare il valore arcosec/px per il numero dei pixel presenti nel sensore.

Rifacciamo quindi il calcolo tenendo presente i due campionamenti, sapendo la risoluzione della reflex che è 4,272 × 2,848.

a) Newton 1250mm di focale con canon

 0,85 x 4,272 = 3.631 arcosecondi in larghezza del sensore

e 0,85 x 2848 = 2420 arcosecondi in altezza del sensore

Li dividiamo per 60 e abbiamo il valore in primi che diventa: 61 x 40 circa.

b) Rifrattore 347mm di focale con canon

3,09 x 4272 = 13200,48

3,09 x 2848 = 8800,32

Li dividiamo per 60 e abbiamo il valore in primi che diventa = 220 x 146 e rotti.

Abbiamo quindi visto che a parità di sensore,  aumentando la focale diminuisce la quantità di cielo ripresa per ogni singolo pixel e analogamente diminuisce il campo inqudrato dal sensore.

L’IMPORTANZA DEGLI ARCOSECONDI

Fino ad ora ci siamo concentrati nel comprendere come ricavare il dato, veidamo ora in cosa può esserci utile

a) Nello stabilire opportunamente il sistema di guida: conoscendo quanto “cielo” viene visto da un pixel nel sistema di ripresa e quanto “cielo” viene visto da un pixel nel sistema di guida, posso comprendere il rapporto reale che esista tra i due sistemi e quindi valutare se il sistema di guida campiona in maniera sufficiente a consentire

b) nella possibilità di conoscere le posizioni degli astri: tipica condizione su cui si basa qualsiasi sistema di plate solving, siamo nel campo dell’astrometria. Tramite la conoscenza del valore di campionamento, abbiamo la possibilità di conoscere la distanza angolare tra due astri, e riconoscere cosi le velocità (ad esempio) angolari di spostamento di un asteroide, o di una cometa, o semplicemente indivudare un campo inquadrato tramite il calcolo delle distanze tra piu stelle

c) nella possibilità di decidere con quale ottica riprendere in base al seeing: essendo il seeing determinato dal movimento delle masse d’aria che spalmano la figura della stella ed essendo anch’esso espresso in arcosecondi, possiamo decidere in base alle condizioni del seeing con quali accoppiate sensori telescopio operare in modo da facilitare la raccolta del segnale. Ecco un esempio di una tabella prelevata dal sito treckportal, tabella relativa a campionamenti consigliati per riprese planetarie:

tab_campionamento

d) Nella conoscenza findamentale del proprio sistema ottico basato sul campionamento: considerando che il campionamento rappresenta un indicatore qualitativo relativamente alla registrazione dell’informazione sul sensore, e considerando che questo viene teoricamente considerato efficace per valori che variano da 1,5/2 arcsec/pixel, abbiamo modo di comprendere quanto il nostro sistema sarà pronto a registrare correttamente le informazioni. Qualora si abbiano quindi valori troppo alti, o troppo bassi di campionamento, subentra il rischio di ottenere pose piu rumorose ed effetti indesiderati sui nostri frame e che richiederanno quindi interventi di post elaborazione piu incisivi.

Questi sono solo alcuni degli aspetti che suggeriscono l’importanza di conoscere quindi il valore di campionamento in arcosecondi del nostro sistema di ripresa. Farò poi un ulteriore articolo dedicato esclusivamente all’autoguida e al rapporto tra questa e il sistema di ripresa, argomento spesso messo da parte da noi neofiti e che invece merita un focus approfondito sopratutto nel momento dei primi acquisti.

Stay Tuned e se non è chiaro, chiedete!

Un nastro. No no, non un nastro adesivo..un nastro, un’audio cassetta, presente? Quegli oggetti che scompaiono, che rimangono per anni chiusi all’interno dei registratori portatili e conservano con loro qualche piccolo segreto.

Bene.Qualche giorno fa stavo cercando in mansarda alcuni componenti per Computer. Come al solito, sono sempre tremendamente disordinato, al punto che non esiste in realtà un posto in cui tengo le mie cose.

Ad un certo punto, mentre spostavo un paio di scatoloni di cui assolutamente non conocevo il contenuto (che ci sarà mai stato li dentro? boh!), sento cadere un pezzo di plastica. Anzi, una scatola, a sentire dal suono ciocco che ha fatto quando ha deciso di assecondare la forza di gravità. Sposto lo sguardo, e vedo nella penombra questo oggetto: cinque pulsanti di cui uno rosso, la parte frontale forellata. “Il mio vecchio registratore a nastro!” penso. Incuriosito, lo apro e dentro ci trovo all’interno un’audiocassetta.

Provo ad azionare  il riproduttore, ma non accade niente. Temo la rottura “o forse”, penso “le pile sono ormai scariche.” Scendo quindi dalla mansarda e ravano all’interno di un paio di cassetti alla ricerca di quattro stilo. Ne rimedio due nuove, un’altra la tolgo dal telecomando del condizionatore. Un’altra ancora invece la rimedio dall’orologio, che segna inconfutabilmente un’ora avanti.

Inserisco le pile, e pigio il tasto play. Una lucina a led rossa mi fa ben sperare, ma non sento niente…alzo il volume e piano piano riesco ad udire un fruscio. Funziona!

Fermo la riproduzione e scorro indietro una decina di secondi. Ritorno sul play, e con il tipico suono disturbato dei registratori a nastro posso riascoltare il mio vocione grosso, un pò agitato e con accento paurosamente romagnolo che pone una domanda:

_Da cosa deriva l’asimmetria fra materia e antimateria? E per quale motivo alla fine è la materia ad avere preso il sopravvento sull’antimateria?

Sorrido…è lei. L’ho ritrovata.

Da qui sono iniziati i ricordi.

Correva l’anno 2011, nei pressi del fatidico anno della fantomatica profezia che suggeriva nel 21 Dicembre 2012 la fine dei tempi. Allora si leggevano un sacco di bufale online, tutte legate ad una visione mistica della vita e derivanti dal dilagare dell’ignoranza a livello mondiale e che venivano sostenute da pseudo divulgatori anche con una discreta violenza intellettuale verso color che si azzardavano a dimostrare il contrario delle loro stupidaggini. Mentivano. Spudoratamente.

Forte di una certa vena sarcastica e di una decisa propensione a contribuire nell’alzare il livello, in quei tempi decisi idi aprire, insieme ad un gruppo di amici, un forum che trattasse argomenti scientifici. Lo startup avvenne di preciso il 4 Gennaio del 2011, giorno dell’Eclissi di Sole. Questa fatidica data ne determinò il nome, EclisseForum.it.

Pochi mesi dopo l’apertura della piattaforma Web, decisi di tentare una strada abbastanza ambiziosa: intervistare Margherita Hack.

L’idea fu un pò particolare…nel senso che ciò che mi stimolava era fare da tramite tra gli utenti (che avrebbero avuto la possibilità di porre una domanda) e un personaggio cosi di rilievo. Ci misi poco a raccogliere le domande il piu fu mettermi in contatto con lei.

Trovai nei meandri del web un indirizzo mail, lasciato in un post su un forum ormai abbandonato da anni. Questa ragazza ammetteva una sua conoscenza personale della compianta Margherita Hack. Decisi di copiare questo indirizzo e scrissi, ottenendo in risposta un ulteriore indirizzo mail facente capo ad un’altra persona. Proseguii cosi una sequela di contatti,  finchè non riuscii ad arrivare a lei.

Fu emozionante, le spiegai via mail il mio progetto in maniera chiara. Mi stupi fin da subito la sua grande sensibilità e mi trasmise la sensazione di avere a che fare con una persona molto disposta al dialogo, come se la conoscessi da una vita.  Arrivammo a fissare una data per l’intervista e mi scrisse il suo recapito personale telefonico. Un onore.

Arrivò quindi il magico giorno, orario intorno alle 12.30. Ero in ufficio, l’azienda chiusa per pausa pranzo,  e decisi di effettuare da li la telefonata sfruttando il mio registratore portatile e il vivavoce del telefono professionale. Composi li numero..suonava libero l’attesa di qualche squillo e all’improvviso quella voce in un inconfondibile accento toscano che gracchiò con entusiasmo.

Una frazione di secondo la durata del suo “Buongiorno chi parla?”

Mani sudate…“Buongiorno professore. Sono Fabio Mortari, proprietario di Eclisseforum. Ricorda?”

“Ciao Fabio! Complimenti per il progetto, iniziamo…”

iniziarono cosi quegli emozionanti 30 minuti, una telefonata con una persona che per me ha sempre rapprsentato un mito per la sua franchezza e la sua libertà di pensiero. Parlava di buchi neri e universo con la stessa tranquillità con cui si parla di calcio al bar, dimostrando non solo una indiscussa preparazione, ma una chiarezza nelle spiegazioni che solo chi ha in mano la materia sa affrontare. Non le interessava il fatto che stesse parlando con una persona lontana dal suo mondo, (io allora neppure sapevo tenere in mano un telescopio) piuttosto ricordo che trasmetteva una passione divulgativa enorme, con una bontà di intenzioni unica. Nessuna riserva, nessun pregiudizio. Eppure, non ci conoscevamo se non per mail.

Il ritrovamento del nastro mi ha permesso poi di risalire ai link in cui ho depositato l’intervista dopo la chiusura della mia comunità, e ho pensato cosi di portare nel mio blog questo momento personale di grande significato.

Vi presento quindi con grande entusiasmo il contenuto di quella meravigliosa intervista. Buona Lettura.

Fabio Mortari

LA MECCANICA QUANTISTICA E IL VIAGGIO INTERSTELLARE

_Visto le distanze enormi che ci sono nello spazio, è impossibile pensare di fare viaggi fuori dalla nostra stella utilizzando i metodi che si basino sulle regole della fisica classica. Lei crede che in un futuro la meccanica quantistica e la relatività permetteranno di superare tale limite permettendo quindi viaggi su lunghe distanze in tempi brevi?

M.H.: No penso proprio di no perchè le regole della meccanica quantistica si applicano alle singole particelle ma non ai sistemi complessi.

_Quindi secondo lei non è possibile avvalersi di queste regole per superare i limiti.

M.H.: Secondo me, no.

I BUCHI NERI E I BUCHI BIANCHI

_Per quale motivo i buchi neri sono situati al centro delle galassie?

M.H. I buchi neri sono situati al centro delle galassie perchè quando si forma una galassia, cosi come quando si forma una stella, c’è un ammasso di materia che viene attratta gravitazionalmente e via via si attrae altra materia e altra ancora se ne aggiunge e così questa massa collassa verso il centro, viene compressa a densità enormi e si forma cosi un buco nero. C’è una regione che ha una velocità di fuga superiore anche alla velocità della luce, motivo per cui si chiama buco nero: perchè nemmeno la luce può uscire. Quindi, per lo stesso fenomeno, il buco si forma probabilmente anche al centro di una stella che collassa, una supernova.

_Cosa sono i Buchi Bianchi? E ci sono progetti per verificarne l’estistenza?

M.H. I buchi bianchi sono ipotesi. Ci si domanda “dove va la materia che entra dentro il buco nero?”…Qualcuno ha suggerito che questa potrebbe uscire in un altro universo, un buco bianco da cui uscirebbe energia, ma sono ipotesi piuttosto fantascientifiche. Altre risposte vengono però suggerite anche dal presupposto che il buco nero non è eterno. Hawking ha dimostrato che è molto probabile che anche i buchi neri in tempi estremamente lunghi potrebbero evaporare e la materia in esso contenuta, quindi, potrebbe sfuggire.

_Ci sono dei possibili Buchi Bianchi in fase d’osservazione?

M.H.: No, si è cercato di vedere se c’erano delle sorgenti d’energia a cui non corrispondeva nessun oggetto materiale, ma non è stato trovato nulla.

TEORIA DELLE STRINGHE

_Cosa pensa della teoria delle stringhe?La ritiene una teoria che permetterà di conciliare la meccanica quantistica con la relatività generale?

M.H. Per ora sembra di no, io non sono un teorico, ma c’è molta sfiducia anche da parte dei teorici che questa strada porti da qualche parte.

MATERIA E ANTIMATERIA

_Da cosa deriva l’asimmetria fra materia e antimateria? E per quale motivo alla fine è la materia ad avere preso
il sopravvento sull’antimateria?

M.H. Si presuppone che questo sia dovuto al fatto che al momento del big bang c’era una grande quantità di particelle elementari e antiparticelle e che contestualmente, in maniera del tutto casuale, ci fosse un miliardo di particelle e “un miliardo meno 1” di antiparticelle per cui tutte le particelle sarebbero annichilite con l’antiparticella, facendo prevalere quel minimo eccelso di materia sull’antimateria. Abbiamo un indizio, anzi due indizi a favore di questa ipotesi e sono:
1) si conosce una particella instabile che si chiama Kaone che ha una vita media di un centomilionesimo di secondo e la cui antiparticella ha una vita media un pò piu breve e quindi sarebbe sopravvissuta alla sua antiparticella
2) L’altro indizio è che nell’universo la densità d’energia è un miliardo di volte superiore alla densità di materia, cioè c’è molta piu energia che materia appunto perchè gran parte della materia sarebbe annichilita con l’antimateria generando energia e sarebbe comunque rimasta un minimo di materia sull’antimateria.

_È possibile che da qualche parte nell’universo vi siano pianeti, stelle o intere galassie composte da antimateria? Nel caso, riusciremmo a distinguerle dalle stelle normali?

M.H. Dunque, osservarle direttamente sarebbe difficile perchè noi osserviamo tramite lo spettro che non rileva antiatomi. Però si può considerare questo: che, se ci fosse antimateria nell’universo per esempio negli ammassi di galassie ci fossero delle antigalassie…beh, si scontrerebbero facilmente le galassie perchè ci sarebbe molta densità… poi lo stesso accadrebbe negli ammmassi di stelle e non solo, se ci fosse un’antimateria ci potrebbero essere delle antimeteoriti cioè meteoriti fatte di antimateria, che penetrando nella nostra atmosfera darebbero luogo a fuochi d’artificio che non saremmo in grado di osservare

MATERIA OSCURA ED ENERGIA OSCURA

_Che cosa è la materia oscura?

M.H. La materia oscura è materia che non emette onde elettromagnetiche e questo dimostra che nelle galassie c’è molta piu materia di quella che si vede.

_L’energia oscura è attualmente il metodo più diffuso per spiegare l’accelerazione dell’universo, e per colmare una significativa porzione della massa mancante dell’universo; effettivamente, è l’unica soluzione plausibile x spiegare queste anomalie dell’universo oppure ci sono studi che propongono soluzioni alternative?

M.H. L’energia oscura, appunto, spiegherebbe l’accelerazione dell’espansione dell’universo.L’energia oscura sarebbe una forma d’energia che s’oppone alla forza di gravità, ma questa teoria ha lasciato dei dubbi perchè si basa sulla misura della distanza tra le galassie;questa misura la si effettua ammettendo che le supernova abbiano tutte lo stesso splendore assoluto.Potrebbe darsi che siccome le supernove piu lontane sono anche quelle che sono osservate piu indietro nel tempo ( quando anche l’universo era piu giovane) e siccome l’universo è soggetto a evoluzione chimica, noi sappiamo che l’evoluzione chimica dell’universo indica un aumento di elementi pesanti, piu pesanti di idrogeno ed elio. Ora, è plausibile che siccome la composizione chimica influisce sullo splendore intrinseco, potrebbe darsi che la nostra ipotesi in cui si ammette che le lontane supernovae e quelle piu vicine abbiano tutte lo stesso splendore intrinseco sia sbagliata…
Quindi non è sicuro al 100% che esista questa energia oscura.

_Quindi non vi sarebbero studi che propongono soluzioni alternative all’espansione dell’universo?

M.H. No perchè se questa teoria è sbagliata anche l’espansione accelerata non ci sarebbe…sarebbe il risultato delle misure sbagliate. La teoria dell’espansione dell’universo la si basa dalle misure di distanza e di velocità d’allontamento tra le galassie. Se si sbaglia la stima delle distanze tra le galassie, si ottiene un falso dato e potrebbe darsi che l’accelerazione non ci sia.

ATTIVITA' SOLARE E RELAZIONI CON L'AMBIENTE TERRESTRE

_ Cosa ne pensa dell’attuale situazione solare? ora i maggiori centri di ricerca, hanno ribaltato le loro precedenti osservazioni, decretando l’inizio verso un nuovo minimo..

M.H. Per quanto riguarda l’attività solare c’è il solito minimun decennale e poi non tutti i minimum sono uguali; s’è già visto in passato che c’è stato un periodo in cui praticamente non c’è stata attività, ad esempio nel 1600… questi sono fenomeni di variabilità e non sono una rarità…

_Ci sono secondo Lei correlazioni che legano minimo solare ed attività vulcanica?

No direi proprio di no, l’attività vulcanica no..casomai ci son dei dubbi che il minimo solare possa influire sul clima, però deve essere tutt’ora accertato.

 

 

 

Come spiegato nell’articolo dedicato alla ricerca di supernovae, una delle difficoltà maggiori che ho incontrato durante la stesura di alcune procedure era relativa alle verifiche di una ripresa tramite immagini di riferimento, i cosiddetti “Master”. La procedura non è cortissima da spiegare ma è semplice da effettuare, per cui mi scuso in anticipo se questo articolo risulterà particolarmente prolisso. Essendo un tutorial, non mi è possibile accorciare perchè ho piacere che l’argomento venga ben compreso.

La procedura tipica di una sessione di ricerca supernovae prevede che in una serata vengano rilevate immagini di (n) galassie. Dopodichè queste immagini vengono confrontate con immagini Master (chiamate anche immagini di riferimento), in modo da poter osservare immediatamente se ci sono le ambite supernovae, o tramite blinking tra le due immagini o tramite sottrazione del master alla immagine ripresa.

Questa azione, molto semplice da effettuare e che è possibile automatizzare, funziona a meraviglia a patto però di avere delle immagini di Master ben fatte e ben centrate. Nel tempo ho cercato diversi metodi per ottenerle, con non poche difficoltà per il mio livello di conoscenze (non sono un informatico e nemmeno un ricercatore). In particolare, sono tre le modalità utilizzabili per la maggiore:

a) assegnazione al ruolo di “Master” di un’immagine ripresa: in pratica, una volta rilevata una galassia, l’immagine ripresa la possiamo utilizzare come Master per le rilevazioni successive. Questo metodo non mi ha convinto, in quanto le galassie che vengono rilevate a frame singolo per un’esposizione di 60 secondi non forniscono una apprezzabile qualità e sono affette da difettosità di diverso tipo, in parte dovute dalla qualità del cielo che ovviamente non è sempre dei migliori. Inoltre si rischia che un non perfetto allineamento dell’immagine ripresa vanifichi lo sforzo di ottenere numerosi master.

b) Download dei Master da catalogo DSS durante la survay: questo metodo è simile al terzo che andrò a spiegare e che è quello che ho utilizzato. In pratica è possibile lanciare delle query ai siti di catalogo (ad esempio Symbad) ed ottenere delle immagini scaricabili. Oppure affidarsi a programmi quali “Ricerca” di Salvatore Massaro che permettono di scaricare l’immagine master di riferimento in base alla galassia puntata per un confronto diretto. Il problema di questo metodo è che allunga non di poco i tempi di ripresa tra una galassia e l’altra, e se ci si trova in osservatori non dotati di connettività adsl (come quello che frequento io) diventa molto complesso ottenerli tramite chiavetta internet USB. Ovviamente, sempre nel mio caso, il consumo di banda aumenta notevolmente al punto che si rischia di poter fare solo qualche survay al mese dopodichè bisogna aspettare di poter ricaricare i Gigabye di connettività. Impensabile. Mentre la scrittura manuale di una query impone anche la scrittura di tutte le galassie rilevate, con tanto di coordinate e campo inquadrato e se consideriamo che in una nottata è possibile arrivare a riprensere almeno un centinaio di galassie ecco che il lavoro di “verifica” diventa eccessivamente complesso; col risultato che, nel caso in cui il confronto abbia restituito un risultato positivo, probabilmente qualcuno l’avrà già scoperta e segnalata al Cbat: si arriva troppo tardi.

c) Creazione di una libreria di Master da catalogo DSS: questa ultima modalità è quella piu pratica ed efficace, ma anche la piu difficile da ottenere. Ho cercato per diverso tempo il metodo per ottenere questo risultato, riuscendoci dopo numerosi sforzi (considerate sempre il mio essere neofita, perchè sicuramente astrofili piu navigati probabilmente ci avrebbero messo meno). Il perchè è diffcile lo spiego subito: il catalogo DSS è un catalogo per immagini che si trova in un server. Questo contiene tutta la volta celeste osservabile, quindi non è possibile accedere ad un server FTP nella speranza di scaricarsi solo le immagini di galassie. Potremmo interpretare il DSS (Digital Sky Survey) in questo modo: una immagine unica di tutta la volta celeste, dove una query permette di estrarre una parte di cielo contenente un oggetto conoscendone le coordinate. Come potremmo quindi scaricare via FTP solo ciò che ci interessa?

Beh, si può in realtà fare e anche con pochi passaggi, ma bisogna un pò “studiarsi” la questione.

LA ROUTINE

La routine di azioni da intraprendere per avere una libreria di Master da tenere nel proprio Hard Disk è questa:

  • installare Linux
  • Installare Eso Batch Tool
  • Prepararsi un file con un elenco di galassie
  • Lanciare la query da riga di comando
  • Attendere lo scaricamento dei fits
  • Rinominare tutti i frame con una stringa “NGC XXXX.fit” o “IC XXXX.fit” (poi vedremo perchè)
  • convertire i frame da formato .fits a formato .jpg

INIZIAMO DA LINUX

Innanzitutto ho preferito affidarmi a Linux per l’esecuzione di questo lavoro. L’ho installato su tre pc, in modo da potere scaricare tutte le immagini di zone di cielo che contengono le galassie visibili dalla mia postazione nel corso dell’anno. Linux è fondamentale perchè per effettuare questo tipo di lavoro è opportuno affidarsi ad uno script denominato “Eso Batch Tools” che permette di lanciare delle query dal proprio pc (quindi senza dover navigare tra pagine) il quale provvederà a connettersi al server, selezionare il campo inquadrato impostato dalla query e scaricare già l’immagine Fits.

Non perderò molto tempo nella spiegazione dell’installazione di Linux, ma quello che suggerisco è utilizzare una virtual machine se non si è pratici di sistemi operativi o se non si vuole far confusione nel proprio PC.

La distribuzione che io ho utilizzato è DISTRO ASTRO, come già spiegato nell’articolo dedicato. LINK ma vanno bene tutte le distro a disposizione in questo momento.

Nota: le versioni Linux Based cambiano spesso, e con essa molti pacchetti. Può capitare infatti (come è capitato a me con altri applicativi) che certi pacchetti non possano piu essere utilizzati per questo motivo. Inoltre capita sovente che gli applicativi che si trovano vengano eliminati dalle pagine delle università perchè non piu sviluppati, ma ancora funzionanti alla perfezione . Motivo per il quale ho fatto un upload in questo sito degli Eso Batch Tools che trovate nella sezione software del blog

INSTALLARE ESO BATCH TOOL

Eso Batch Tool è uno scritp compilato per sistemi linux/unix. Questo si può scaricare alla seguente pagina:  LINK ma io per comodità li ottengo tramite comando WGET da terminale.

Iniziamo:

  • creare una cartella in una locazione a voi congeniale (va bene anche il desktop).  Aprite la cartella e cliccate col destro selezionando “Open in Terminal”. Questo vi aprirà un terminale che avrà come percorso la vostra cartella

finestra1

  • FAtto questo, è necessario acquisire i diritti di root, come super user per via del sistema di protezione. Quindi digitate “sudo su”, date invio e inserite la vostra password di sistema (che avete selezionato durante l’installazione). Bene, adesso siete super user.
  • E’ arrivato quindi il momento di prelevarsi il pacchetto. Digitate “wget http://archive.eso.org/cms/tools-documentation/dss/dss.tar.gz” e inizierà il download

download

  • A questo punto avrete nella cartella il vostro file dss.tar.gz. Molto bene.
  • Essendo un file compresso, questo va scompattato. Sempre da terminale quindi digitate “tar -xvf dss.tar.gz” e il file verrà scompattato
  • La scompattazione prevede la creazione di una cartella denominata dss contenente all’interno tutti i file del programma
  • Onde evitare di scrivervi mille pagine di semplici comandi, chiudete il terminale e navigate col mouse dentro la cartella appena creata. A noi interessa entrare nella cartella “scripts” dove troverete due file con questi nomi: dss1dsk e dss2dvd che andranno copiati con la modalità che vi spiego ora
  • Aprite nuovamente il terminale col tasto destro del mouse e acquisite nuovamente i diritti di super user (sudo su). Fatto questo digitate “cp dss1dsk /usr/local/bin/dss1” (premete invio) e poi “cp dss2dvd /usr/local/bin/dss2” premete di nuovo invio. Questa azione vi ha permesso di copiare i file all’interno della cartella “bin”, necessaria per rendere utilizzabile il programma

copyfile

  • Ora arriva la parte piu complessa. Non è difficilissimo però bisogna stare un pò attenti a quel che si fa. In buona sostanza, i file che abbiamo appena copiato (dss1 e dds2) sono scritp che contengono al loro interno istruzioni di funzionamento. Il problema è che i percorsi dove lo script dovra accedere per cercare ulteriori istruzioni non sono quelle relative alla vostra installazione e quindi dovremo andarli a modificare.
  • chiudete tutti i terminali  e tutte le cartelle
  • Col mouse aprite il filesystem

filessytem

  • Entrate nella cartella USR, poi LOCALE e infine BIN. Troverete i nostri bei file dds1 e dss2

filesystem2

  • Aprite il solito terminale, tasto destro del mouse e “open in terminal
  • Acquisite i soliti diritti da super user (Sudo Su) sennò non vi fa modificare alcunchè
  • Fatto questo, aprite l’editor di testo, in questo modo “nano dss1
  • Si aprirà quindi il file in un edito di testo come nell’immagine sotto

nano

  • Se osservate, c’è una stringa all’inizio in cui c’è scritto “setenv DSS_ROOT /your/path“. Bisogna sostituire /your/path/ con il percorso della cartella sul deskop. Nel nostro caso basta scrivere /home/fabio/Desktop/dss/dss. Per sapere il percorso preciso vi conviene aprire la cartella dss che avevate salvato sul desktop e cliccare col destro “properties“. Vi verrà mostrato il percorso, guardate l’immagine sotto.

yourpath

  • Ora, sempre rimanendo sul terminale, digitate CTRL+X e vi viene chiesto se volete salvare, rispondete con Y e invio
  • Fate la stessa cosa con il file dss2
  • siete pronti alla vostra prima query. Create una cartella sul desktop che potete chiamare a piacere perchè ci servirà per contenere le immagini, entrateci ed aprire un terminale in quella posizione
  • Digitate da terminale “dss1” e vi verrà mostrata questa schermata

dss1test

  • dove c’è il campo “Enter data first field” scriviamo i dati di un oggetto qualsiasi, in questo formato:

nomeoggetto hh mm ss  hh mm ss campo campo

NGC1333 03 29 19 +31 24 57 10 10

dove 10 10 sta per il campo in primi (10×10) Osserviamo l’immagine sotto per vedere la stringa scritta

COORDI

  • bene, se tutto è andato a buon fine avremo nella cartella appena creata sul desktop la nostra immagine. Tutto funziona.

EXTRACT

LA CREAZIONE DELLA LISTA DI GALASSIE

Ora, il pc è pronto per poter scaricare in una cartella tutte le immagini delle galassie dal catalogo DSS, ma ci avanza un problema: cioè, cercare un processo batch che ci permetta di poterle scaricare in serie, senza dover scrivere per ogni galassia il nome, le coordinate e il campo di interesse. Se consideriamo che è del tutto normale ritrovarsi con una lista di galassie osservabili contenente 1500 galassie, ecco che per forza di cose siamo costretti a dover automatizzare questa fase.

Fortunatamente Eso Batch Tools permette, sempre da riga di comando, di ottenere un download sistemico di lastre in sequenza. Questo avviene tramite la lettura di un file di testo contenente per ogni riga i campi interesati. Tutto ciò che dobbiamo fare è quindi metterci in condizione di ottenere un elecno formattato in formato testuale.

Per fare ciò, io mi sono affidato ad un file di Excel, se ne trovano diversi online, contenente il catalogo NGC composto da diverse migliaia di oggetti. Per forza di cose non mi è possbile inserire in questo articolo tutta la sequela di valutazioni che è opportuno fare per ottenere un parsing delle galassie realmente visibili dalla nostra postazione e con la nostra strumentazione, diventerebbe troppo lungo e porterebbe fuori contesto l’articolo. Suppongo quindi che abbiate già scelto un elenco di qualche centinaio di galassie e proseguo nella spiegazione.

Tutti i campi vanno formattati in modo che rimangano perfettamente scritti cosi come li vedete, ad esempio occhio ai campi di numeri dove le coordinate iniziano con zero (es.01) perchè excel potrebbe convertirli in 1. Le colonne del nostro file excel dovranno essere:

  • Nome
  • Ore
  • Minuti Ar
  • Secondi Ar
  • Gradi DEC
  • Minuti DEC
  • Secondi DEC
  • CampoX
  • Campo Y
nome ore minuti secondi gradi minuti secondi campoX campoY
NGC1333 03 29 17 31 24 17 10 10
NGC1421 etc…

Nota: purtroppo non si vedono gli ultimi due campi di questa tabella che sono campo X e campoY e contengono i valori di grandezza del campo, in numero intero. (es. 10 – 10)

Ora non vi resta che fare un’esportazione della tabella, dove i campi sono separati da spazi, e salvare in formato testuale nella cartella che conterrà le immegini.

Chiaro? Bene! Verificate inoltre che non vi siano spazi tra il prefisso del catalogo e il numero dell’oggetto. Esempio che non sia NGC 1333 ma NGC1333. E’ sufficiente un “trova – sostituisci” su excel per eliminare caratteri indesiderati.

LANCIAMO L’AUTOMATISMO

Fatto questo, siete a buon punto. E’ sufficiente lanciare il download sistemico con questa stringa

dss1 nomefile.txt

e..buonanotte. Nel mio caso ho scaricato 20.000 immagini, funzione lanciata su 3 pc e ho impiegato un venerdi e un sabato notte..pensate se dovevate farlo a mano!!

MODIFICHIAMO I NOMI DEI FILE

Ora, per evitare di intasare l’hard disk la prima cosa da fare è convertire le immagini in jpg. Questa funzione si può fare molto comodamente con diversi software, ad esempio io ho utilizzato la funzione batch di MaximDL e buona li.

La cosa invece importante è che venga formattato bene il nome dei file. Per questo mi sono affidato sempre a linux, installando gprename.

Aprite il terminale, e digitate

sudo apt-get install gprename

una volta installato sarà sufficiente digitare gprename dal terminale per avere il vostro bel software avviato con interfaccia grafica compresa.

Il funzionamento è parecchio semplice, non sto qua ad allungare ‘sto brodo 😀 , quello che è importante sapere però è che il nome dei file master dovrà essere identico al nome dei file di acquisizione, questo per permettere una verifica istantanea. Quindi, se riprendete la survey con uno script che vi genera file di ripresa denominati NGCxxxx.fit, identico dovrà essere il nome del file che abbiamo nei master (NGCxxxx.jpg)

Per i blinking, suggerisco infine l’add on SNResearch presente su MaximDL o altri applicativi di vostra preferenza.

Fine.

In questo articolo vorrei cercare di affrontare il tema della calibrazione dei files acquisiti, in particolare (come da titolo) i flat field.

Chi mi ha seguito un pò sa che già da tempo avevo scritto qualcosa in merito, una serie di articoli che poi ho riletto in seguito alle mie ultime intuizioni e agli ultimi accorgimenti che mi sono pervenuti da astrofotografi piu bravi di me e ho compreso che c’è un errore in cui si casca molto facilmente soprattutto quando si è agli inizi. Bene, comunque sia, prima di iniziare dovrei fare un appello, o meglio un “incipit”.

In questa passione ci sono un sacco di persone preparate. Io non ho mai trovato alcuna passione che sia multidisciplinare come l’astrofilia (e in particolare l’astrofotografia o la ricerca astronomica amatoriale). In questo settore si trova di tutto: dal meccanico d’auto che si autocostruisce i pezzi della propria montatura, all’ingegnere elettronico che si autocostruisce un ccd, fino all’ingegnere informatico che produce i software. Questo va anticipato perchè l’argomento che tratto è molto tecnico, e sto cercando di comprenderlo a fondo per poter spiegare le mie idee in merito. Sono quindi a rivolgermi a chi davvero ha qualcosa da suggerire invitandolo a correggermi se per caso c’è qualcosa di non corretto o se ho compreso male alcuni passaggi teorici.  Ricordate che chi scrive è un impiegato, nulla di piu. E quindi ci sono molti aspetti tecnici che non riuscirò mai a comprendere appieno.

Ora veniamo al dunque: perchè dedicare un articolo ai flat?

Risposta: semplice..perchè mi sono accorto nel tempo che il flat determina in maniera assoluta l’esito di una ripresa. E’ importante tanto quanto i light. Mentre per il rumore si può tentare con qualche noise reductor software (sconsigliabile, ma fattibile) per quel che riguarda l’applicazione del flat non ho trovato niente che sostituisca questa importante fase della calibrazione di una immagine. Un mio conoscente si affidava a Lightroom per rimuovere la vignettatura vantandosi di questo software come espediente per non fare i flat, ma il flat field in realtà non corregge solo la vignettatura anzi agisce in piu direzioni che si traducono in una possibilità enorme riguardo lo stretching di segnale.

Nel mio percorso mi sono abituato a chiedere, tanto…a tutti. Trovo questo l’unico umile metodo per imparare, nel frattempo si socializza e si allargano i propri orizzonti. In questi quasi 3 anni di astrofotografia mi sono trovato a contatto con diverse realtà: si passa da “quello che non fa i flat e chi li fa perde tempo” (è una stupidaggine) a quelli che invece li ottengono considerando aspetti diversi della propria strumentazione. Questo ha portato a risposte completamente diverse alla tipica domanda “scusa ma a quanto va esposto un flat?”. Si va da chi li espone a 1/3 della FWC del sensore, a chi li espone a metà della dinamica in bit (esempio 16 bit = 65535 ADU / 2 = 30.000 adu circa) a chi invece li espone in seguito ad una verifica sul campo dell’effetto che restituiscono sull’immagine (ergo: a fine sessione, scatta, applica e osserva. In base a ciò che osserva, ritocca le esposizioni).

Personalmente, questa gran differenza tra i metodi mi ha messo in gran confusione.  Sopratuttto mi sono accorto sulla mia pelle che applicare il criterio dell’astrofilo X che riprende con il sensore X, non funzionava sul mio sensore. Per quasi otto mesi ho avuto problemi coi flat, che risultavano sovraesposti se applicavo il criterio della metà della dinamica, mentre risultavano sottoesposti se applicavo un criterio suggeritomi da altri astrofili che affermavano il contrario dei primi. Insomma, un gran pasticcio. Il punto è che in linea di massima i flat funzionano grosso modo a tutti coloro che li applicano e questo causa ancora piu confusione se inizi ad avere dei problemi di segnale nelle tue immagini.

In buona sostanza, mi sono accorto che in parecchi utilizzano un metodo che a ben vedere funziona perfettamente solo con determinate caratteristiche del sensore. Non me ne voglia alcuno di voi, non è una critica. E’ solo una sensazione che ho provato sulla pelle e che mi ha lasciato n pò sperduto.

Ora, ho cercato un punto di appoggio. Ho pensato durante questi mesi di crearmi un punto di appoggio, su cui muovermi, che fosse fisso e valido per tutti i sensori. E confrontando piu fonti e leggendo a destra e a manca, sono arrivato ad una conclusione che ritengo concettualmente valida. Questo non implica che non ci sia qualcuno che abbia già spiegato in chiaro il discorso, però se cosi fosse io non l’ho trovato da nessuna parte.

LA QUESTIONE PARTE DALLA DINAMICA

Il primo errore che ho fatto e portato avanti nel tempo, è stato quello di confondere la dinamica del sensore con la dinamica del convertitore. Normalmente nelle schede tecniche dei CCD si legge che la dinamica è 16 bit, i quali corrispondono a 65.500 c.ca valori di grigio. Ora, in realtà questa non è la dinamica reale del sensore, ma è la dinamica di conversione del valore letto sul pixel XY. E’ una differenza importante, perchè leggere “esporre un flat per la metà della sua dinamica” porta a pensare che questo vada esposto fino ad ottenere un valore pari a 30.000 adu circa.

La verità è un’altra: parlando con astrofotografi davvero bravi, ho compreso in realtà che la dinamica del sensore è la capacita dello stesso di contenere all’interno dello stesso frame segnali forti e segnali deboli. Se prendiamo una astrofotografia, ad esempio, abbiamo in diversi casi una grandissima differenza dinamica tra la luminosità dell’oggetto e le nebulose che lo affiancano. Un esempio tipico può essere rappresentato da M42, la Nebulosa di Orione, dove al centro abbiamo grande luminosità, mentre nelle parti piu esterne abbiamo una nebulosità molto debole. Ecco, la gamma dinamica del sensore è quella che permette a tutti e due i “segnali” di convivere nello stesso frame, nella stessa immagine.

Perchè è importante sapere questo? Perchè le nostre immagini sono afflitte da alcuni problemi, tipo la vignettatura e le macchie di polvere. E cosa sono queste se non l’espressione della dinamica di un sensore?

Andiamo avanti: possiamo ottenere informazioni sulla dinamica del nostro sensore? Certo. Il valore si ricava da una semplicissima formula che è questa:

FWC/R.O.N.

dove:

FWC = Full Well Capacity che esprime la capacità in elettroni dei pixel del sensore

R.O.N.= ReadOut Noise che esprime il valore in elettroni del rumore di lettura introdotto nelle fasi di scarico dell’immagine.

Esempio, il sensore che io ho a disposizione (Moravian G2.8300) ho questi dati:

FWC = 25.000

ReadOut Noise = 8

Vado a dividere FWC/Ron ed ottengo una dinamica del sensore pari a 3.125 E.

LA CONVERSIONE IN ADU

Per renderlo fruibile, questo valore va convertito in Adu, in modo da poter visualizzare poi a monitor la media del Flat Field e comprendere cosi se siamo arrivati ad esporlo per tutta la gamma dinamica a disposizione.

Per convertire il valore di dinamica ottenuto in Adu, è necessario avere il gain, il guadagno. Questo valore si ottiene in due modi

a) dalle schede tecniche

b) Applicando la formula:   FWC / dinamica di conversione (65.500 adu per sensori a 16bit)

Nel mio caso: 25000/65537 = 0,389 e/adu

Sapendo questo valore posso convertire la gamma dinamica del sensore in ADU e ottenere cosi un flat field che abbia una media rientrante in quel valore.

Quindi, sempre nel mio caso: 3.125 / 0,389 = 8.033 Adu

Ecco quindi, che esponendo il mio sensore fino ad ottenre un flat di 8.033 Adu, mi permette di calibrare la mia immagine avendo come base la gamma dinamica del sensore stesso.

Questa procedura l’ho testata su due sensori: sulla Atik314 mi ha risolto tutto il problema che avevo in precedenza (cioè flat sovraesposti) mentre sul sensore G2.8300 fin’ora non ha mai restituito alcuna vignettatura e mi ha permesso di sviluppare tutto il segnale a disposizione.

horse

Miracolo o fortuna? non lo so, ma il concetto alla base ha una sua sostanza e lo sto applicando con successo dopo le diverse fatiche compiute nell’arrivarci.

IL CONCETTO DI BASE

Mi sono imbattuto spesso in discussioni proprio in merito alle vignettature, dove in alcuni casi questa viene risolta con un flat mentre in altre no. Inoltre mi è capitato anche di leggere (e vivere in prima persona) molte difficoltà nel comprendere perchè un metodo di flat a volte funziona e a volte no.

Nel ragionamento in cui mi sono imbattuto tutto questo appare molto chiaro. Perchè in realtà un flat, visto da questo punto qua, non riuscirà mai a correggere differenze di luminosità talmente ampie da sforare la gamma dinamica del sensore con cui è stato rilevato. Paradossalmente, stessa ottica e sensore con una dinamica piu larga, potrebbe invece risolvere almeno parzialmente il problema ove fortemente pronunciato. Va da se però che se la vignettatura è causata da un adattatore da 31,8mm su un sensore full frame..beh..li non c’è flat che tenga..non arriva luce 😀

Inoltre, spesso viene considerato il flat come una semplice divisione che si adopera sul valore dei pixel. Cercando e leggendo, ho invece compreso come in realtà il flat non sia una divisione spicciola ma si traduca in realtà nell’applicazione di un valore di guadagno sul pixel, in modo da permettere un’0mogeneità di risposta su tutta l’immagine. Essendo che un sensore non avrà mai due pixel che lavorano nella stessa maniera (ci saranno quelli piu sensibili e queli meno sensibili) applicando un flat si approssima un valore omogeneo tra i pixel permettendo cosi una immagine piu regolare e piu facilmente elaborabile.

E pensandoci bene, una macchia di polvere non può essere “vista” anche come una serie di pixel che lavorano meno?

L’APPLICAZIONE CORRETTA DEL FLAT

Arrivo in conclusione a dire che considerando il metodo di lavoro di un flat field, considerando la sua naturale applicazione e l’intervento che fa sul singolo pixel (e solo su quello), viene spontaneo raccomandarne l’utilizzo in queste modalità

a) ottenere almeno 11 flat

b) applicarli esclusivamente con funzioni di Media e non  Sigma o Sdmask etc.

Questo è facilmente intuibile: la media prende il valore del singolo pixel e ne calcola una media matematica con il numero di frame. Sdmask e Sigma invece, calcolano una deviazione standard sui pixel adiacenti, facendo cosi perdere unaparte dell’efficacia del flat col rischio (ripeto, rischio..non certezza, ma rischio) di avere un’immagine calibrata con ancora una parte delle sue aberrazioni ben in vista durante le fasi di stretching.

Se ritenete che quanto qua scritto non sia per nulla corretto, sono pronto a discuterlo. Ma io ho risolto lo stesso problema su due sensori diversi…

Siate buoni con me, ci sto mettendo la faccia :mrgreen:

 

 

Durante lo studio di alcune procedure necessarie alla gestione del materiale derivante dalla ricerca di SuperNovae, è sorta l’esigenza di poter lavorare con un sistema flessibile e leggero che permettesse di accedere immediatamente a un sacco di risorse online senza dover navigare tra le miriadi di pagine Web. Inoltre, avevo bisogno di un sistema Linux che mi consentisse la ricompilazione di tutto quell’universo di script linux tipicamente scritti per consentire l’accesso alla maggior parte dei cataloghi, tra cui ad esempio gli Eso Batch Tools che ritengo una risorsa necessaria per la creazione dei file di master utili alla comparazione e blinking delle immagini di galassie rilevate durante la survay.

Mentre cercavo tra diverse distribuzioni (passando dalla ostica ArchLinux fino alla piu user friendly Ubuntu) mi sono imbattuto in una distribuzione che mi ha subito affascinato, denominata DistroAstro.

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DistroAstro è una distribuzione basata su sistema operativo Linux (in dettaglio, LinuxMint) e si può scaricare liberamente dal sito al seguente link:

Download DistroAstro

Il file in download è di tipo “Iso”, quindi è una immagine di un DVD ed ha una dimensione di circa 2 Gigabyte pertanto può essere necessaria qualche ora per scaricarla.

Come ogni distribuzione Linux, può essere installato in vari modi: o come sistema operativo unico residente nell’hard Disk, o come sistema operativo aggiuntivo da avviare tramite un Dual Boot (permettondoci cosi di scegliere se avviare il pc con Linux o con Windows) oppure se si ha una discreta disponibilità di Ram (almeno 4 giga, consigliati 8, preferibili 12) è possibile utilizzarlo molto comodamente tramite l’installazione di una virtual machine come ad esempio la famosissima Virtual Box di Oracle.

Infine è possibile anche installarlo su una chiavetta USB, tramite il programma LiLi USB Creator, che permette di rendere la chiavetta USB una periferica completamente avviabile seppur con distroastro non è possibile assegnare dei settori di allocazione per la persistenza dei propri file e impostazioni (detto in parole povere, ogni volta che si riavvia da chiavetta USB, le impostazioni saranno sempre quelle di default)

Una volta scaricato e installato nella modalità di vostra preferenza (consiglio di provarlo prima su una Virtual Machine o al massimo su una chiavetta USB non utilizzata) si può procedere all’avvio e vi troverete quindi di fronte ad un sistema operativo concepito per l’utilizzo astronomico e quindi in grado di assolvere praticamente ogni funzione relativa all’astronomia sia amatoriale che volta ad una applicazione leggermente piu “professional”.

Vediamo alcuni applicativi in dettaglio

LIBRERIA INDI

Avete presente Ascom?

Bene…questa è la versione “Linux” (e Mac) di Ascom. Quindi questa libreria permette di collegare al pc e pilotare una montatura (Meade, Skywatcher et simila), compresa la remotizzazione di una cupola e supporto per focheggiatori o ruote porta filtri. (Sempre se si ha a disposizione il driver Linux, normalmente fornito dal costruttore o compilato da altri utenti)

Inoltre permette di gestire numerosi CCD di marche conosciute, quali SBIG, Apogee, FLI, e Starlight Xpress, e comuni webcam astronomiche comeMeade DSI e LPI, e Celestron NexImage..se non ricordo male si dovrebbe trovare qualcosa anche per le famigerate Zwo Asi.

Ovviamente è sempre tramite questa libreria che si possono connettere i vari planetari presenti all’interno della distribuzione, come ad esempio il famoso Cartes du Ciel

PLANETARI

celestiaLa distribuzione si presenta già con i planetari pronti ad essere utilizzati, oltre a Cartes Du Ciel, è presente NightShade Legacy che è molto simile a Stellarium. Inoltre è presente il bellissimo Celestia, software che permette un viaggio interstellare in 3D, consentendoci cosi di navigare tra astri e costellazioni. Non semplicissimo da utilizzare ma assolutamente divertente e di grande impatto. Ho trovato interessante ad esempio “volare” verso Orione per scoprire come in realtà gli astri della cintura siano molto distanti tra loro perdendo cosi la forma che vediamo dal nostro punto di vista.

Divulgatori, fatevi avanti!

ASTROFOTOGRAFIA

Distro Astro include strumenti per l’astrofotografia. Fornendo strumenti come KStars, Ekos, INDI, e Astrometry.net, è possibile gestire una ic1396_with_ekos_indi_pixinsight_linuxcompleta sessione di astrofotografica dotata di autoguida, autofocus, correzione allineamento polare, plate solving, dithering, e cattura dei video con supporto software per la ruota portafiltri. Ad esempio il software Capture wxAstroCapture è stato scritto specificamente con l’astrofotografia. Inoltre sono presenti strumenti per le elaborazioni di mmagini, come Registax, Iris, e GCX che permettono gli stack dei frame. Ulteriori strumenti come iMerge, Gimp, e ImageMagick sono inclusi per il post-processing.

 

RICERCA ASTRONOMICA

ds9_imexamE qua viene “il bello”. Sono presenti potentissimi strumenti di analisi dei da Io ho trovato molto itneressante il trittico IRAF, XImtool, e SAOImage DS9 che consentono la riduzione e l’analisi dei dati astronomici. E ‘compatibile con gli strumenti di altri ricercatori, come AIPS, AIPS, CASA, CIAO, IDL, o GDL anche se questi non sono inclusi per impostazione predefinita e pertanto vanno compilati e installati. P I repository aggiuntivi contengono librerie quali SciPy, CosmoloPy, APLPy, PyEphem e OSCAAR della NASA, che può essere installato tramite il comando “sudo apt-get Install” da terminale. E’ presente un resolver di coordinate interattivo con convertitore nei diversi metodi (J2000 etc..) oltre ad un software molto utile per la creazione di mappe stellari. Inoltre è presente un calcolatore di orbite.

Finita? Non qua…abbiamo a disposizione un software che consente la predizione dei passaggi satellitari e di meteoriti, un calcolatore di eventi che permette di stampare tutto ciò che avviene nel cielo tra due date impostate dall’utente e tanto altro.

…utile anche per la divulgazione!

E per concludere la rassegna, Distroastro diventa particolarmente utile anche per la divulgazione. Oltre al meraviglioso Moon Atlas, è presente programma che mi ha particolarmente sorpreso per il suo aspetto divulgativo. Il nome è semplice e fa capire tanto…si chiama “Where is M13?” In pratica è un visualizzatore di distanze. Permette con pochi click di scegliersi un oggetto del catalogo NGC o Messier e vedere su due piani dove si trova rispetto al nostro punto di osservazione. Una immagine val piu di 1000 parole, ecco una serie di oggetti selezionati che vengon o mostrati in due metodi che permettono di comprendere effettivamente dove si trovano.

WinGalaxyView

CONCLUSIONI SU LINUX

Una volta un tizio un pò sciocco mi disse “tu saresti un bravo studioso ma un cattivo insegnante” 😀 Questo perchè normalmente cerco di essere chiaro e di non creare false illusioni. Il perchè mi riferisco a questa stupidaggine per concludere l’articolo è presto detto…non è tutto oro quel che luccica e se si intende affrontare da subito un sistema Linux per ottenere configurazioni “avanzate” delle periferiche, beh…siate consapevoli 😀

Ad esclusione dell’utilissima e semplicissima funzione “didattica” formata da software “click & go” (e quindi di enorme pregio per tutti coloro che fanno divulgazione), ritengo che qualora si vogliano effettuare studi approfonditi o si desideri utilizzare questo sistema operativo per fare astrofotografia, si renda opportuno dedicare un minimo di studio e di attenzione nelle fasi di configurazione dei driver. Diversamente dai sistemi Microsoft, dove ci siamo abituati a installare tutto con un click,nelle distribuzioni Linux è obbligatorio armarsi di un pò di pazienza all’inizio e comprenderne le logiche e i comandi da fornire al terminale in modo da poterne sfruttare le potenzialità. Al momento ho utilizzato molto bene i driver INDI per pilotare la montatura tramite Carte Du Ciel, ho utilizzato MERAVIGLIOSAMENTE le parti relative alla ricerca e sono riuscito ad ottenere un metodo valido per ricavarmi i master di comparazione per le survay tramite la ricompilazione di una utilty ESO. Ma non l’ho mai utilizzato per fare astrofotografia, quel che so è che ad esempio esiste un driver per il mio ccd (Moravian G2-8300) ma ancora non ho avuto tempo di compilarlo a dovere e di farlo quindi funzionare.

Il motivo per cui consiglio comunque di prenderci la mano e di provarlo ha piu argomentazioni: innanzitutto, la maggior parte di script che sfruttano i cataloghi messi a disposizione dalle università sono scritti in Linux (o Unix) ad esempio Astrometry.net, Eso Batch Tools etc. Inoltre può essere utile avere una partizione di emergenza qualora windows faccia i capricci e non si voglia perdere la nottata tra aggiornamenti e problematiche di .dll che ogni tanto vanno in crash.

Infine, utilizzare Linux è sempre un bel passaporto per capire in realtà cosa si nasconde dietro ad un computer e quindi lo ritengo “intrinsecamente” didattico.

Buono studio e provateci senza timore…

Non si rompe.

Mai. 😀

Come i miei lettori sanno, negli ultimi mesi sono stato particolarmente impegnato sul front “ricerca”,  in seguito alla possibilità che mi è stata fornita dall’Osservatorio Astronomico che frequento di partecipare ad un interessantissimo programma di ricerca sulle Supernovae; progetto che, soprattutto nelle fasi di start-up, ha richiesto  a tutto lo staff un determinato lavoro di aggiornamento delle parti informatiche, oltre ad una necessaria ed approfondita verifica sulle meccaniche e al completamento di tutte quelle procedure necessarie per sviluppare un metodo concreto di ricerca.

Ho pensato quindi di rendere partecipi i miei lettori di questa avventura iniziando a parlare proprio del gruppo e della strumentazione a disposizione dello staff di cui faccio parte.

Il Gruppo Astrofili Dopo Lavoro Ferroviario è nato nel 1984 per iniziativa dei ferrovieri appassionati di astronomia. Lo scopo del Gruppo, in prima istanza, è quello di affrontare la divulgazione di quella  cultura scientifica necessaria per approdare sia all’astrofilia pratica che a quella teorica, con numerose serate (generalmente il 1° e 3° venerdi del mese) dedicate a tutto coloro che volessero approfondire quella meraviglia che continuamente popola le amate notti serene: l’universo. Inoltre il Gruppo Astrofili DLF è riconosciuto come delegazione territoriale della UAI

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STRUMENTAZIONE

La strumentazione dell’Osservatorio si compone di:

  • Telescopio riflettore Ritchey Chretien diam. 530mm f/D=9
  • Telescopio riflettore Newton Orion UK diam 250mm f/D=4,8
  • Telescopio rifrattore apocromatico diam 150mm f/D=10
  • Telescopio rifrattore acromatico diam 100mm f/D=6
  • Camera CCD Starlight Xpress mod MX916 (autoguida)
  • Camera CCD QHY mod 8pro (riprese fotografiche)
  • Serie 5 oculari Pentax focali 5, 7.5, 10.5, 21, 30, 40mm
  • Oculare Televue Nagler 16mm
  • Serie filtri LRGB, IRcut, IRpass, Halfa 12nm, O3, UHC, LPR.
  • Prisma di Herschel per osservazione solare Baader Cool Ceramic
  • Riduttore di focale f6 per telescopio RC530
  • Lente di Barlow 2x Baader Vip
  • Lente di Barlow 4x Televue 2″
  • Altri strumenti degni di nota, di proprietà dei soci, sono normalmente presenti in osservatorio ed utilizzati per la attività:
  • 2 telescopi riflettori Smith Cassegrain Celestron C8 diam. 200mm f/D=10
  • Telescopio rifrattore Pentax 75 SDHF diam 75mm f/D=6,7

004aInserito nello stupendo contesto delle colline del Montefeltro, facilmente raggiungibile da qualsiasi località delle provincie di Pesaro Urbino e Rimini, l’Osservatorio Monte San Lorenzo rappresenta l’oasi ideale per coltivare la passione per il cielo.
E’ situato sul versante Sud del monte San Lorenzo (coord: N 43,849 E 12,480 ) raggiungibile percorrendo la strada provinciale SP130 che collega la valle del fiume Conca con quella del fiume Foglia.

Ecco infine un’immagine della saletta di controllo e Centro Elaborazione Dati al lavoro durante una sessione di ricerca 😀

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Per ulteriori informazioni, potrete visitare il sito http://www.osservatorioastronomico.org

Ci vediamo li! 😀

Cieli Sereni a Tutti!