20 luglio 2011 - NGC7000

SCELTA SOGGETTO:

Riprenderò con la EOS350D modificata su TS 66ED. Il campo disponibile sarà quindi:

Lato Lungo = 22,2 · 3438 / 400 = 190,8’ (circa 3°)

Lato Corto = 14,8 · 3438 / 400 = 127.2’ (circa 2°)

Diagonale = 26,68 · 3438 / 400 = 229.3' (circa 3,8°)

Nebulosa Nord America (NGC 7000)

Anche se più estesa del campo che avrò a disposizione con la mia accoppiata (circa 240’) ho deciso di riprendere la Nebulosa Nord America (NGC 7000).

INFORMAZIONI SOGGETTO (Fonte Wikipedia):

La Nebulosa Nord America (anche nota con le sigle NGC 7000 e C 20) è una nebulosa a emissione visibile nella costellazione del Cigno, vicino a Deneb (la coda del cigno e la sua stella più brillante). La forma della nebulosa disegna il continente nordamericano, soprattutto la costa est, tra il Golfo del Messico e la Florida.

La scoperta della Nebulosa Nord America è attribuita all'astronomo William Herschel. Essa costituisce assieme alla vicina Nebulosa Pellicano un unico complesso nebuloso, situato a circa 1960 anni luce, in cui è attiva la formazione stellare, come è testimoniato dalla presenza di diversi oggetti stellari giovani e oggetti HH; questi fenomeni riguardano principalmente stelle di piccola e media massa.

Caratteristiche                                                                     

La Nebulosa Nord America e la vicina Nebulosa Pellicano (IC 5070), sono parte della stessa vasta nube interstellare di idrogeno ionizzato (Regione H II); la regione nebulosa che assieme costituiscono è indicata con le sigle W80 e DR 27 e si estende per circa 3°. Le due nebulose brillanti appaiono separate da una banda di gas oscura appartenente allo stesso complesso nebuloso noto come LDN 935. La regione ospita anche alcuni ammassi aperti, come NGC 6996.

Questo complesso nebuloso costituisce di fatto la parte illuminata del grande sistema di gas e polveri noti come Fenditura del Cigno, ben evidente in quanto oscura completamente la luce delle stelle situate al di là di esso e quindi il chiarore della Via Lattea. Tra noi e la nebulosa si trova una banda di polvere interstellare che assorbendo la luce delle stelle e della nebulosa alle sue spalle, è responsabile della forma che vediamo. Per lungo tempo la stella responsabile della ionizzazione dell'idrogeno della nube non era nota con certezza; se fosse stata Deneb, come sostengono alcune fonti, la distanza sarebbe approssimativamente 1800 anni luce, e la sua grandezza assoluta sarebbe di 100 anni luce (6° di diametro apparente). Questa ipotesi però appare piuttosto irrealistica. Studi condotti a diverse lunghezze d'onda hanno permesso di individuare una ventina di sorgenti coincidenti con altrettante stelle profondamente immerse nei gas o da essi nascoste; fra queste spicca 2MASS J205551.25+435224.6, una sorgente particolarmente isolata situata oltre la banda oscura di LDN 935 ben visibile nella banda del vicino infrarosso, coincidente con una giovane stella blu di classe spettrale O5V. La sua posizione è particolarmente interessante poiché viene a trovarsi esattamente al centro geometrico del complesso nebuloso, rendendola di fatto la principale responsabile della ionizzazione dei gas circostanti.

La distanza del complesso nebuloso è stata indicata in vari studi come compresa fra i 500 e i 1000 parsec (1630-3260 anni luce) dal sistema solare; una simile imprecisione è dovuta principalmente alla difficoltà oggettiva che si riscontra nell'osservare questa regione di cielo, che appare estremamente congestionata a causa della sovrapposizione sulla stessa linea di vista di un gran numero di regioni nebulose differenti. Ciò accade perché questa direzione coincide con l'asse mediano del Braccio di Orione, il braccio di spirale galattico in cui è compreso anche il Sole. Le stime di distanza più recenti hanno comunque ridotto enormemente le incertezze sulle stime, indicando valori il linea di massima concordanti fra loro; queste stime indicano una distanza pari a 600±50 parsec (1956±163 anni luce).

Fenomeni di formazione stellare                                     

La regione di cielo in direzione delle nebulose Nord America e Pellicano presenta un gran numero di oggetti stellari giovani, come è testimoniato dalla presenza di stelle con emissioni nella banda dell'Hα; queste stelle si dividono in base alla loro massa in stelle Be e stelle T Tauri. Secondo gli scienziati che per primi catalogarono queste popolazioni stellari in questa direzione, le stelle Be si trovano ad una distanza maggiore rispetto alle T Tauri, che invece sarebbero legate fisicamente alla Nebulosa Nord America. Gli studi che seguirono identificarono alcune centinaia di stelle con emissioni Hα centrate attorno alla nube LDN 935; su 430 stelle individuate, circa il 10% sarebbero nella fase di pre-sequenza principale. Alcune di queste stelle di piccola massa formano un piccolo ammasso, immerso nei gas di LDN 935. A queste componenti si aggiungono oltre 700 stelle con un eccesso di radiazione infrarossa, caratteristica tipica degli oggetti stellari giovani circondati da un disco circumstellare o immersi nei banchi gassosi.

Uno studio del 2009 che analizza nella loro globalità gli oggetti stellari giovani della regione, evidenzia nella nube LDN 935 la presenza di otto aggregazioni maggiori, al cui interno sono contenuti circa un terzo dell'intera popolazione di oggetti di Classe I, II e III del complesso nebuloso; l'età media di queste stelle si aggira attorno ai 3 milioni di anni, con alcune componenti che possono avvicinarsi ai 10 milioni di anni.

Ulteriori indizi che testimoniano la presenza di fenomeni di formazione stellare anche molto recenti sono dati dalla presenza di un gran numero di oggetti HH; gran parte di questi oggetti, in totale 44, sono stati individuati a cavallo fra gli anni novanta e gli anni duemila, ripartiti fra la Nebulosa Nord America e la Nebulosa Pellicano. Una parte di questi oggetti si addensano nella regione oscura che delinea idealmente il "Golfo del Messico", appartenente a LDN 935; in questa zona è stata scoperta una concentrazione di getti bipolari che confermano che la nube LDN 935 sia un importante sito di formazione stellare.

PROGRAMMAZIONE DELLE RIPRESE:

L’idea è di fare almeno 20 pose sui 5-7 minuti (a seconda della qualità del cielo) a 800 ISO.

Almeno 5 dark (meglio 9), 9 offset e 11 flat.

DATI DI RIPRESA:

Alla fine ho effettuato le riprese dal balcone di casa… :-)

30 x 180 sec. Con Canon EOS 350D mod. con TS 66ED f/6

5 dark

11 offset

11 flat

Guida con Philips spc900nc su SW 70/500 (PHD Guiding)

N.B. Per la prima volta ho realizzato i flat puntando il telescopio verso lo schermo del netbook che visualizzava a tutto schermo un immagine completamente bianca. Ho effettuato due serie da 11 pose (una a 1/320 sec. e l’altra a circa 1/1600 sec. sempre a 800ISO). Ho scoperto poi che i flat andrebbero fatti sempre al minimo degli ISO possibili e quindi, per la 350D, a 100 ISO.

La serie di Flat migliore sembra essere quella fatta a 1/1600 sec.

ELABORAZIONE:

Utilizzato IRIS per importare le immagini, creare e sottrarre il master Offset, creare e sottrarre il master Dark, creare il master Flat e applicarlo alle immagini.

Allineate successivamente le immagini e sommate applicando l’algoritmo “Sigma-Median” (Coeff. Applicato 3.00, Iterazioni 1).

All’immagine ottenuta ho applicato le seguenti operazioni:

1.      “offset -1000” per abbassare la luminosità globale dell’immagine

2.      Serie di RGBBALANCE per abbassare il livello del verde

3.      “offset -300” per abbassare la luminosità globale dell’immagine

4.      Stretch dell’immagine tramite il comando “Dynamic stretch…” dal menu View

Terminata la preparazione dell’immagine l’ho esportata in formato photoshop (PSD) tramite il comando “savepsd2 <nome file>”.

In photoshop ho seguito passo-passo il tutorial di Kyunan (3 pdf) per elaborare l’immagine.

6 marzo 2011 - M81, M82 e NGC3077

Per la sessione fotografica di questa serata ho deciso di spostarmi nella campagna vicino a casa dove il cielo è leggermente migliore rispetto a quello che ho dal balcone di casa.

SCELTA SOGGETTO:

ho cercato un soggetto abbastanza vicino al polo nord celeste (più facile da inseguire), abbastanza alto (meno inquinamento luminoso) e che fosse ancora semplice e relativamente luminoso. Alla fine ho deciso di riprendere le tre galassie nella costellazione dell’Orsa Maggiore m81,m82 e NGC3077.

INFORMAZIONI SOGGETTO (Fonte Wikipedia):

Il Gruppo di M81 è un gruppo che conta 34 galassie situate nella costellazione dell'Orsa Maggiore; la distanza media di questo gruppo è di circa 11,7 milioni di anni luce, pari a 3,6 milioni di parsec, rendendolo così uno dei gruppi di galassie più vicini al nostro Gruppo Locale.

M81 è in interazione con la vicina Galassia Sigaro (M82) e NGC 3077; questa interazione ha strappato via alle tre galassie una discreta quantità di gas idrogeno, che ora forma delle strutture a filamenti che collegano le tre galassie. Inoltre, ha anche causato la caduta di parte di questo gas sulla Galassia Sigaro e su NGC 3077, causando una grande attività di formazione stellare nei centri di queste due galassie.

M81

Si stima che M81 contenga approssimativamente 250 miliardi di stelle, è quindi leggermente più piccola della nostra Via Lattea. Questa e la vicina galassia irregolare M82 sono i membri più importanti del gruppo di galassie di M81, di cui la stessa M81 è il membro principale; sembra che le due galassie si siano incontrate qualche milione di anni fa, causando la deformazione di M82. Tuttora le due galassie sono separate da appena 300 mila anni luce. La sua distanza è ben nota ed è stata stimata in 12 milioni di anni luce, grazie alla scoperta di un gran numero di variabili Cefeidi, molte delle quali ad opera del Telescopio Spaziale Hubble, e grazie alla rideterminazione delle distanze cosmiche operata dal satellite Hipparcos.
Gran parte dell'emissione agli infrarossi della galassia si origina dalla polvere interstellare. Questa polvere si trova principalmente nei bracci di spirale galattici e si è scoperto che si trovano in associazione con delle regioni di formazione stellare. Le giovani e brillanti stelle blu appena nate riscaldano le polveri oscure, che emettono così radiazione infrarossa.
In M81 è stata osservata una sola supernova; questa è stata catalogata come SN 1993J e fu osservata il 28 marzo 1993.All'epoca fu la seconda supernova più brillante mai osservata nel XX secolo, in termini assoluti. Le caratteristiche spettrali di questa supernova cambiarono nel corso del tempo: inizialmente mostrava le caratteristiche tipiche di una supernova di tipo II con forti linee spettrali dell'idrogeno; in seguito tuttavia queste linee diminuirono e apparvero quelle dell'elio, rendendo questa supernova molto più simile a quelle del tipo Ib. Inoltre, le sue variazioni della luminosità nel corso del tempo non furono simili a quelle tipiche delle supernove di tipo II ma ricordavano quelle del tipo Ib. Così fu classificata come "Supernova di tipo IIb", una classe intermedia fra il tipo II e il tipo Ib. I risultati scientifici derivati dalla sua osservazione suggerirono che le supernove Ib e Ic si formano dall'esplosione di stelle giganti tramite processi simili a quelli che avvengono nelle supernove di classe II. La supernova fu utilizzata anche per determinare la distanza della galassia

  

M82
M82 subisce gli effetti gravitazionali della sua galassia vicina, la più grande M81; queste forze mareali hanno deformato M82 fin da circa 100 milioni di anni fa. Queste interazioni hanno causato un forte aumento dei fenomeni di formazione stellare.
Qualche centinaio milione di anni fa questa galassia ha avuto un incontro ravvicinato con M81; come risultato di ciò, una gran quantità di gas si è riversata su M82 e in particolare nelle sue regioni centrali. Il più recente incontro fra queste due galassie si è avuto circa 250 milioni di anni fa e ha causato un forte picco della formazione stellare in entrambe le galassie, come è testimoniato dalla distribuzione e dall'età degli ammassi aperti delle due galassie. In seguito sono avvenuti altri due potenti fenonemi di starburst, l'ultimo dei quali circa 4-6 milioni di anni fa, causando la formazione di superammassi stellari. La distanza che separa le due galassie è di circa 300.000 anni luce.
Nelle regioni centrali di M82 l'area di starburst attiva si estende con un diametro di 500 parsec; otticamente, ci sono quattro regioni di elevata luminosità superficiale, catalogate come A, C, D ed E. Queste regioni corrispondono a ben note sorgenti di raggi X, infrarossi e onde radio; di conseguenza, si crede che siano degli ammassi di starburst oscurati sulla nostra linea di vista. È presente un getto bipolare (o supervento), concentrato sulla regione A e C e rifornito dall'energia emessa da esplosioni di supernova, che avvengono mediamente una volta ogni dieci anni.

L'Osservatorio a raggi X Chandra ha rilevato emissioni di raggi X dalla galassia, a circa 600 anni luce di distanza dal suo centro. Alcuni astronomi hanno ipotizzato che M82 contenga il primo buco nero di massa intermedia, circa 200-5000 masse solari, invece dei buchi neri supermassicci comunemente ipotizzati al centro delle galassie, la cui massa si aggira sui 30 milioni di masse solari.

Si è per lungo tempo creduto che M82 fosse una galassia di forma irregolare; tuttavia, nel corso del 2005 sono stati scoperti due bracci di spirale simmetrici, ben visibili nelle immagini all'infrarosso della galassia. Questi bracci si originano dalle estremità di una barra centrale, visibile sempre agli infrarossi; sebbene questi bracci siano visibili agli infrarossi, il loro colore naturale è maggiormente blu rispetto al disco, a causa della presenza di molte stelle giovani. Assumendo che la parte settentrionale della galassia sia più vicina a noi, come si spiega in letteratura, il senso di rotazione osservato implica la presenza di bracci trainanti. A causa dell'elevata luminosità superficiale del disco, posto quasi di taglio rispetto alla nostra linea di vista (circa 80°) e della presenza di una complessa rete di filamenti oscuri di polveri visibili nelle immagini ottiche, i bracci di spirale non sono stati mai osservati in precedenza.

CALCOLO DEL CAMPO INQUADRATO:

La ripresa l’avrei fatta con la reflex Canon EOS 350D non modificata al fuoco diretto del TS ED 66/400. Il campo inquadrato con questo setup è di circa 3° per 2° quindi ampiamente sufficiente per inquadrare tutte e tre le galassie.

MESSA A FUOCO:

Per mettere a fuoco ho usato DSLR Focus. Ho puntato una stella nei dintorni di M81 che, raggiunto il fuoco, mi ha dato questi valori:

FWHM: 3,00 (non è il massimo ma di più non sono riuscito a fare)

Peak: 168

ACQUISIZIONE IMMAGINI:

Fatto un paio di prove con 60, 120 e 180 secondi e, visto che a 180 comunque inseguiva bene, ho deciso di acquisire immagini da 180 secondi a 1600 ISO (temperatura di circa 7°).

Dopo circa 6 riprese si è alzato un vento fastidioso. Dopo la decima immagine ho deciso di smettere...il vento era veramente troppo forte!

Al termine della sessione ho fatto 7 Offset e 4 Dark; nessun Flat.

ELABORAZIONE:

Utilizzato Iris per allineare e sommare le 10 immagini a cui ho sottratto l’offset master e il dark master. Usato poi il “dynamic stretching” e la procedura di deconvoluzione Richardson-Lucy (RL 15 0). Sistemato infine i livelli e le curve con PS CS5.

M81, M82 e NGC3077 - 10x180s frames, 4 dark e 7 offset

DETTAGLI RIPRESA:

Canon EOS 350D non modificata.

TS APO 66/400 senza spianatore su HEQ5 Pro.

10 Immagini non guidate da 180 secondi a 1600 ISO.

4 Dark, 7 Offset, Nessun Flat.

Elaborazione Iris+PS CS5

9 Febbraio 2011 - Luna

Questa sera ho testato gli ultimi due acquisti: 

la webcam Philips spc880nc ("flushata" a spc900nc) al fuoco diretto del nuovo rifrattorino apocromatico TS 66ED di 400mm di focale (1,8kg di precisione meccanica!). E’ stata una prova piuttosto veloce e approssimativa avendo la luna dal lato “sbagliato” della casa e quindi senza la possibilità di allineare correttamente la montatura al polo.

Ho ripreso una serie di filmati avi tramite GigiWebCapture e utilizzato il software avistack per allineare e sommare 250 singoli frame. Successivamente ho utilizzato PS5 per sistemare l’immagine ottenuta.

La messa a fuoco è migliorabile….penso che la soluzione ottimale sia una maschera di Bahtinov.

250 Frame - Philips spc880nc al fuoco diretto del TS 66/400 ED

Kepler-11

La missione Keplero della NASA ha scoperto il suo primo (per ora solo candidato) pianeta di dimensioni simili alla Terra orbitante nella zona abitabile, regione dove l'acqua liquida potrebbe esistere sulla superficie di un pianeta. Questo nuovo sistema è composto in totale da sei possibili pianeti che, se confermati, ne farebbero il più grande gruppo, in orbita intorno ad una singola stella, mai scoperto al di fuori del nostro sistema solare.La stella intorno alla quale orbitano questi pianeti, chiamata Kepler-11, sembra inoltre avere caratteristiche simili al nostro Sole.

"In una generazione siamo passati da pianeti extraterrestri considerati come una colonna portante della fantascienza, ad oggi, dove Keplero ha contribuito alla trasformazione della fantascienza in realtà", ha commentato l'Amministratore della NASA Charles Bolden. "Queste scoperte sottolineano l'importanza delle missioni scientifiche della NASA, che, sistematicamente, aumentano la comprensione del nostro posto nel cosmo."

Posizione del sistema Kepler-11 (Fonte: NASA/Carter Roberts)

Le scoperte fanno parte di diverse centinaia di candidati-pianeti individuati dalla missione Keplero, pubblicato Martedì 1 febbraio. I risultati hanno portato il numero di possibili pianeti a 1.235. Di questi, 68 sono circa della dimensione della Terra, 288 sono super-Terre, 662 sono delle dimensioni di Nettuno, 165 sono delle dimensioni di Giove e 19 sono più grandi di Giove. Ancora più importante è che 54 candidati si trovano nella zona abitabile della propria stella e che cinque di essi hanno dimensioni simili alla Terra. I restanti 49 candidati zona abitabile variano dal formato super-Terra, fino al doppio delle dimensioni della Terra, al più grande di Giove.

I risultati si basano sui risultati delle osservazioni, condotte tra il 12 maggio e il 17 settembre 2009, di oltre 156.000 stelle da parte di Keplero, che copre circa 1 / 400 di cielo. 

Campo inquadrato da Keplero - Costellazione del Cigno (Fonte: NASA/Carter Roberts)