le pagine del Gruppo Italiano Astrometrisi (GIA) sono state recuperate dagli archivi
di Gianni Bernabei dal dismesso sito del gruppo
vengono riportate notizie fino al 1995

Gli asteroidi sono ubicati, nella gran maggioranza , in una fascia o meglio dire in un toroide ubicato tra l'orbita di Marte e Giove , attualmente se ne contano più' di 20.000 tra numerati e con sigla provvisoria , ma il numero è destinato a salire di molto e si ritiene che entro la magnitudine 20 probabilmente ce ne saranno almeno 100000.

Dove cercare e osservare questi oggetti?

Per l'osservatore terrestre essi appaiono disposti lungo la fascia zodiacale compresa tra +30° e -30° rispetto al piano dell'Eclittica.

La fig. ,tratta dal programma WINASTROMETRY di S.Valentini, ci da un'idea della disposizione degli asteroidi in una zona di cielo ad una certa data . La mappa è centrata sulla costellazione del Toro ( sono percepibili le Iadi e Orione) con un'ampiezza di 90° e vi sono plottati con dei circoletti tutti gli asteroidi fino alla magnitudine 16,

Possiamo immaginare il piano dell'Eclittica come una linea quasi orizzontale che interseca il centro dell'immagine.

Si può notare immediatamente il loro elevato numero e la loro distribuzione simmetrica rispetto all'Eclittica, inoltre la disposizione casuale, ma uniforme, in altre parole è lungo questa fascia che si rintracciano e si studiano gli oggetti, almeno per una grandissima percentuale, qualcuno, infatti, si muove su orbite particolari e può trovarsi parecchio al di fuori da quella che è definita la fascia principale.

L'Eclittica è sempre visibile alle nostre latitudini, meglio in Inverno, poiché sarà molto alta in cielo, un po' meno in Estate, dato che sarà molto più' bassa sull'orizzonte , quindi in qualsiasi momento della notte e in qualsiasi periodo dell'anno avremo la possibilità di fare delle ricerche. Chiaramente però ci saranno delle zone celesti e degli orari in cui le condizioni di osservazione saranno ottimali.

La zona migliore è sicuramente il meridiano, poiché in quel punto l'oggetto raggiunge la massima altezza sull'orizzonte e quindi la migliore visibilità; riguardo l'ora, l'ideale è intorno all'una per il periodo invernale e intorno alle due per il periodo di ora legale, poiché a quest'ora vengono a transitare in meridiano i pianetini che sono nella fase massima di luminosità, dato che sono in opposizione con il Sole e alla minima distanza dalla Terra.

Chiariamo meglio con un esempio, seguendo l'orbita del pianetino 4335 , il suo comportamento peraltro è analogo a tutti gli oggetti del sistema solare, ubicati all'esterno dell'orbita terrestre.

Prendiamo le effemeridi del pianetino 4335 che appartiene alla fascia principale ed è di medie dimensioni, riportate nella fig... ottenuta con il programma WINASTROMETRY

Sono riportate le posizioni dal 30 Aprile 1996 al 26 dicembre 1996 con intervalli di 10 giorni. Le colonne nell'ordine danno : la data, in anno mese e giorno, l'Ascensione retta, in ore, minuti e secondi, la Declinazione in gradi primi e secondi, il moto proprio in Alfa espresso in secondi/ora, il moto proprio in Delta espresso in sec/ora, la distanza dal sole in Unità astronomiche, la distanza dalla terra in U.A. , la magnitudine , l'elongazione e infine il Giorno Giuliano.

Le medesime posizioni le possiamo vedere anche nelle fig. plottate su una mappa stellare con i dischetti corrispondenti alle date delle effemeridi.

La prima data corrisponde alla prima posizione in basso a destra, notiamo che l'oggetto si muove con moto diretto cioè da Ovest verso Est ,quindi verso il 20 Luglio inverte la rotta e inizia il moto retrogrado , intorno al 7 Ottobre nuova inversione , per proseguire il moto diretto. L'inversione della direzione è dovuta alla combinazione dei moti di rivoluzione della terra e del pianetino, che si muovono nello stesso senso , ma con velocità diverse.

Nulla vieta di effettuare osservazioni in qualsiasi tratto dell'orbita, peraltro le migliori condizioni si avranno nella fase di opposizione che è compresa nel tratto interessato dal moto retrogrado. Per condizioni migliori intendiamo la miglior visibilità o meglio dire la massima luminosità con cui apparirà.

La luminosità apparente è legata alla distanza, per cui il massimo ci sarà quando sarà minima la distanza dalla terra, infatti controllando la tabella delle effemeridi noteremo che alla data del 7 Settembre in corrispondenza della minima distanza geocentrica (0.737 U.A.) la magnitudine avrà raggiunto il massimo di 14.4 e la elongazione sarà prossima a 180° , cioè si troverà in opposizione al Sole.

A tale data L'Ascensione Retta risulta di 23 ore e 2 primi e corrisponde all'ora siderale che transita in meridiano a 00 ore di T.U..

Ovviamente non è indispensabile osservare proprio a quest'ora e il giorno dell'opposizione, dato che le condizioni saranno buone per almeno tre mesi a cavallo di questa data, occorre però prestare attenzione agli oggetti deboli , poiché con il calo di un paio di magnitudini , si potrebbe uscire dalla portata del telescopio. Notiamo inoltre che per poter studiare l'oggetto in meridiano lontano dall'opposizione , occorre osservare verso il mattino nel periodo antecedente e di prima sera nel periodo seguente.

Per comodità riportiamo nella tabella seguente la posizione dell'Antisole cioè del punto opposto di 180° al Sole e che corrisponde alla zona in cui i pianetini saranno in opposizione.

TABELLA DEL PUNTO ANTISOLE

Quali asteroidi studiare, dato che potrebbero essere in parecchi, in buone condizioni di visibilità ad un dato momento? Innanzitutto occorre considerare la magnitudine dell'oggetto e le condizioni del cielo, saranno poi privilegiate (ovviamente) le proprie scoperte e quindi gli oggetti della "Critical list" suggeriti nelle Circolari che possono essere oggetti noti, ma non osservati da molto tempo, oppure oggetti con orbita provvisoria che si trovano in una opposizione favorevole. Converrà inoltre scegliere i provvisori con la data di scoperta più lontana poiché potrebbe essere prossima la loro denominazione definitiva.

Il Minor Planet Center suggerisce di riprendere almeno tre immagini consecutive per avere una buona sicurezza , gli oggetti deboli, infatti, talvolta potrebbero confondersi con i rumori elettronici, consiglia inoltre di riprendere lo stesso oggetto in almeno due sere successive anche non consecutive allo scopo di mediare eventuali errori di misura.

Per poter individuare un asteroide fra le stelle si deve ricorrere ad un artificio ottico mediante il quale le stelle appariranno ferme e l'oggetto dotato di moto proprio apparirà in movimento, confrontando infatti due immagini riprese ad una certa distanza, le stelle collimeranno esattamente, mentre gli oggetti assumeranno posizioni diverse.

Si tratta ora di stabilire la durata delle riprese e la durata dell'intervallo fra una ripresa e l'altra.

La durata della posa è funzione di diversi parametri, ma l'esperienza conduce a tempi compresi fra 30 e 300 secondi. Il tempo breve è imposto da oggetti molto veloci che su esposizioni lunghe potrebbero dar origine a dei trascinamenti, con difficoltà nelle successiva misura, i tempi lunghi si possono usare per risaltare gli oggetti deboli ,sempre però controllando il moto proprio.

L'intervallo è esclusivamente funzione del moto proprio e della lunghezza focale del telescopio.

L'esperienza ha insegnato che per un corretto funzionamento del Blink (vedi apposito capitolo) le immagini del pianetino dovrebbero spostarsi di almeno due pixel, che per la camera ST-6 corrispondono a circa 5 centesimi di millimetro.

Un semplice calcolo ci aiuterà a stabilire il tempo T in minuti dato dal rapporto T= S/V dove lo spazio S sarà dato dalla relazione 206264*0.05/lunghezza focale in mm e la velocità V sarà dedotta dal moto proprio ricavato dalle Effemeridi.

Riprendendo il pianetino 4335 vedremo, ad esempio, che alla data del 7 Settembre sarà dotato di un moto proprio in Alfa di -31.1 sec/ora e in Delta di -8.5 sec/ora, applicando il teorema di Pitagora otterremo la risultante di 32.3 sec/ora e dividendo per 60 otterremo la velocità di 0.54 sec/min ( i segni si possono trascurare). Supponendo la focale del telescopio di 1500 mm risulta S=6.8 e quindi il tempo T = 12.5 minuti che corrisponderà al tempo di intervallo per ottenere uno spostamento di due pixel.

Non è necessario essere fiscali in questi calcoli, poiché tempi di 10 o 15 minuti andranno comunque bene. Maggiore attenzione sarà richiesta quando i pianetini saranno in prossimità dell'inversione della direzione e i moti propri saranno molto piccoli, potrà capitare di avere dei moti di soli 0.01 sec/min o anche meno, saranno allora richieste ore di intervallo specialmente con focali corte.

Il grafico di fig . aiuta a calcolare il tempo di intervallo T in funzione della velocità di spostamento dell'oggetto ed è calcolato per tre lunghezze focali di 1000 , 1500 e 2000 mm ,eventuali lunghezze intermedie potranno essere interpolate.

fig.

La fig. è un esempio del moto proprio che possono assumere alcuni pianetini particolarmente veloci. Si tratta dell'oggetto 1620 Geographos ripreso il 4 Settembre 1994 all'osservatorio N° 560 di Madonna di Dossobuono con un telescopio da 400mm al fuoco di 2000mm. E' un montaggio di 10 immagini a registro, ciascuna da 30 sec, con inizio alle 20:07 e termine alle 20:20. Il pianetino si muoveva con una velocità di circa 7 sec/min.

Passiamo ora al problema successivo , se saremo fortunati, ma capita abbastanza spesso, durante la ricognizione di un pianetino noto potremmo trovarne uno nuovo , che avrà la necessità di essere inseguito e ritrovato nelle sere successive. Più' a lungo sarà inseguito e meglio si potranno calcolarne gli Elementi Orbitali.

Un primo programma denominato VAISALA.EXE, elaborato da E. Colombini e successivamente adattato dal gruppo Team di Terni, permette di ritrovare un oggetto nelle sere immediatamente successive alla scoperta con le misure di due posizioni separate anche da un intervallo molto breve, purché, chiaramente, le misure siano effettuate secondo le tolleranze consuete. La sua precisione consente il ritrovamento fino ad una ventina di giorni , ma può essere migliorata introducendo posizioni in sere successive.

Un esempio , chiarirà meglio, come al solito, l'esecuzione del programma; consideriamo il pianetino J95WO2M scoperto la sera del 18 Novembre 1995 e del quale abbiamo ottenuto tre posizioni da tre immagini consecutive , si presenterà il problema di trovare le posizioni che occuperà nelle sere successive, in modo da puntare il telescopio con sicurezza. Lanciato il programma VAISALA.EXE verranno richiesti degli input a cui risponderemo con i dati desunti dalle misure come nella fig. ; è indispensabile rispettare l'ordine e la punteggiatura che comunque sono indicati nella videata.

introdotti i dati delle posizioni il programma calcolerà la distanza Rho che meglio si adatta alle misure e quindi chiederà la durata delle effemeridi fornendo alla fine la tabella di fig.

sulla quale potremo leggere le posizioni dell'oggetto per le sere successive. La precisione dovrebbe essere contenuta entro una frazione di primo d'arco e naturalmente occorrerà tener conto che le posizioni sono alle ore 00 di T.U.

Il traguardo però, consiste nell' ottenere i cosidetti Elementi Orbitali cioè quei parametri matematici che consentono di definire la forma dell'orbita, tali da consentire la generazioni di effemeridi per un tempo molto piu lungo. Per il calcolo sono necessarie tre posizioni distanziate di almeno una decina di giorni , peraltro un arco di tempo maggiore permettera una precisione migliore. Notiamo a tale proposito che non è necessario ottenere delle posizioni tutte le sere , bastano delle osservazioni ad intervalli di otto - dieci giorni.

Ciò porta ad una considerazione relativa alla zona di cielo in cui conviene iniziare la ricerca di oggetti nuovi: per poter avere a disposizione un periodo il più' lungo possibile è conveniente iniziare in una zona che anticipa l'opposizione di almeno due ore.

Considerando anche che nei punti in cui avviene l'inversione del moto ,data la lentezza dello spostamento è piu difficile ottenere delle posizioni precise. Si può notare inoltre che le scoperte avvenute in Estate o Autunno permetteranno un arco osservativo piu lungo poichè le notti successive tenderanno ad allungarsi, il contrario invece accadrà per le scoperte avvenute in Inverno e Primavera.

Una volte ottenute le posizioni, per un arco abbastanza lungo, potremo calcolare gli Elementi Orbitali dell'oggetto, naturalmente approssimati..

Ci serviremo del programma GAUSS.EXE preparato da E.Colombini, che si aprirà con la videata di fig. . L'immissione degli imput è di immediata comprensione, è sicuramente conveniente inserire le posizioni estreme e una intermedia

L'elaborazione porterà ai risultati della tabella di fig..

che rappresentano gli Elementi Orbitali provvisori del nostro oggetto, con questi elementi potremo calcolare le effemeridi successive o precedenti, usando il programma EFFPROV.EXE dopo aver aggiornato il catalogo dei pianetini provvisori, inserendo i nuovi dati o con il programma EFFPIANE.EXE che prevede l'inserimento dei nuovi Elementi Orbitali.

Attenzione però alla precisione, gli Elementi infatti sono calcolati, la prima volta, sempre su di un arco orbitale molto breve e sono affetti da errori , le effemeridi relative all'opposizione in corso sono precise entro qualche secondo d'arco, per le opposizioni successive le tolleranze saranno ben piu ampie.

La tabella di fig. è stata ricavata sulla base delle esperienze del G.I.A Gruppo Italiano Astrometristi e fornisce un'idea approssimata sulla precisione di questi calcoli.

Dalla tabella risulta evidente quanto sia importante la lunghezza dell'arco osservativo, nell'eventualità di avere a disposizione poche osservazioni, converrà comunque ricercare l'oggetto nella zona prevista, ricorrendo ad una scansione sistematica di tutta l'area interessata.

Purtroppo il ritrovamento dell'oggetto nella opposizione successiva, che in media avviene dopo 15-18 mesi, spesso presenta qualche difficoltà, dovuta oltre che alla all'imprecisione degli Elementi Orbitali , al calo di magnitudine che l'oggetto può subire se la sua distanza geocentrica è aumentata in conseguenza dell'eccentricità; spesso infatti le scoperte avvengono durante un'opposizione favorevole , cioè quando la distanza geocentrica raggiunge i minimi.

Un po' di fortuna in questo caso non guasta, anzi potrebbe capitare che la nuova scoperta coincide con altri oggetti scoperti in precedenza, si hanno a disposizione allora, Elementi Orbitali molto piu precisi e il ritrovamento sarà piu sicuro.

Se l'oggetto verrà misurato in almeno tre opposizioni gli Elementi Orbitali potranno essere calcolati con una precisione tale da fornire delle effemeridi con una tolleranza di pochi secondi e in questo caso c'è un'ottima probabilità che l'oggetto venga denominato definitivamente.