Premessa

Nell’ambito dell’attività di alternanza scuola-lavoro, tramite il liceo scientifico E. Fermi di San Marcello P.se, ho quest’anno scelto di svolgere tale impiego presso l’Osservatorio Astronomico della Montagna Pistoiese, struttura pubblica del Comune di San Marcello Piteglio. Ciò che mi ha spinto a tale decisione, oltre al consiglio di amici e insegnanti, è stato il desiderio di poter approfondire le mie conoscenze in tale campo che mi ha da sempre molto affascinato.

Devo dire che alla fine, questa attività ha soddisfatto le mie aspettative a pieno. Infatti oltre allo svolgimento dell’attività di accoglienza, mi ha dato l’opportunità di assistere sia a spiegazioni (come quelle sul sistema solare, eclissi, struttura dell’universo, costellazioni, asteroidi e corpi minori, archeoastronomia), sia alla parte più pratica dell’osservazione (funzionamento e puntamento del telescopio, attività di ricerca notturna e sviluppo delle immagini) ponendomi, così davanti, un quadro completo del lavoro di un astrofilo. Infine, grazie a eventi come l’Asteroid Day, e varie serate dedicate all’osservazione (eclissi lunare, “stelle cadenti”, opposizione di Marte), ho potuto partecipare attivamente all’attività usufruendo delle competenze acquisite (illustrazione costellazioni, puntamento telescopio, intrattenimento del pubblico). Di particolare interesse è stata l’attività di ricerca finalizzata allo studio delle comete, oggetti assai affascinanti per conformazione e composizione, di cui è stato possibile svolgere l’analisi delle polveri emesse.

Introduzione

Le comete (termine che deriva dal greco e che significa “dotato di chioma”) sono corpi celesti composti da rocce mescolate a gas congelati, acqua, metano, ammoniaca e polvere. Quando esse si trovano nelle vicinanze del Sole, avviene la sublimazione delle sostanze volatili: la rarefatta atmosfera che si forma intorno al nucleo prende il nome di chioma mentre la forza esercitata sulla chioma dal vento solare forma la cosiddetta coda che vediamo sempre in direzione opposta al Sole.

Figura 1 – Le caratteristiche principali di una cometa (nucleo, chioma, coda)

Alcune comete hanno un’orbita ellittica e chiusa, che fanno sì che questi corpi celesti si ripresentino periodicamente, mentre altre percorrono un’orbita aperta e quindi passano solo una volta in prossimità del Sole.

Figura 2 – Schema dei tre tipi di orbita di una cometa

Esistono diverse categorie di comete come quelle appartenenti alla famiglia delle gioviane, JFC (Jupiter Family Comets), costituita da comete che hanno un periodo orbitale compreso tra circa 5 e 20 anni.

Ci sono poi le comete a corto periodo che percorrono la loro orbita in meno di 200 anni e le comete a lungo periodo che, avendo un’orbita caratterizzata da una elevata eccentricità, possono percorrerla in una lasso di tempo che va dai 200 fino ad arrivare a migliaia o addirittura milioni di anni.

In considerazione di questo, si pensa che le prime provengano dalla zona del Sistema Solare chiamata fascia di Kuiper o da quella del Disco Diffuso, mentre le seconde dai confini del Sistema Solare, cioè dalla Nube di Oort.

Figura 3 – Rappresentazione grafica del Sistema Solare con la Fascia di Kuiper (30 – 50 UA) e Nube di Oort (oltre 5000 UA) da dove provengono la maggior parte delle comete

Metodo

Utilizzando il telescopio principale da 0,60-m f/4 abbinato al CCD Moravian G8003 monocromatico, utilizzato a binninig 4×4 con risoluzione di 1.85”/pixel e FOV 25’x19′ e ruota porta filtri, in data 19 agosto 2018 abbiamo acquisito le immagini di sei comete indicate in Tabella 1 con l’intento di studiare la morfologia e misurare l’emissione di polveri tramite Afrho che è il prodotto di tre quantità: A (albedo), f (filling factor), rho (raggio della finestra circolare utilizzata per la fotometria); questo valore è riferito alle polveri emesse dalle comete [1].

Per le comete più luminose si è utilizzato il filtro R (non fotometrico) mentre per le altre più deboli, le immagini sono state effettuate in luminanza. Per ogni cometa sono state acquisite un sufficiente numero di immagini come indicato in Tabella 3, le quali sono state sommate o mediate tra loro per ottenere le misure. Per quanto concerne la cometa 29P al momento delle riprese era troppo vicina ad una stella luminosa per cui non è stato possibile ottenere misure.

Le immagini ottenute sono state sommate o mediate sul motion della cometa e tramite il software Wafrho versione 2.6 di Roberto Trabatti della Sezione Comete [2] dell’ UAI – Unione Astrofili Italiani – e del progetto CARA[3] sono state analizzate le immagini per determinare il valore Afrho come indicato in Tabella 3. Per ogni cometa sono stati estrapolati gli elementi orbitali dal sito JPL Small-Body Database Browser[4] (Tabella 1), mentre dal Minor Planet Center [5] sono stati acquisiti i dati relativi alle effemeridi (Tabella 2).

Per ogni cometa, inoltre, si è provveduto a calcolare, all’epoca dell’osservazione, i giorni al perielio come indicato in Tabella 3.

Risultati

Dall’analisi dei risultati si è notato che la cometa a lungo periodo C/2017 M4 ATLAS ha una forte emissione di polveri nonostante si trovi ancora lontano dal Sole ad una distanza di 3,5 UA; a Gennaio del 2019 raggiungerà il perielio per cui è probabile che nei prossimi mesi si possa notare un aumento della quantità di polveri emesse. Al contrario la C/2018 C2 ha l’emissione più bassa da noi rilevata, nonostante si trovi a poco più di 2 UA dal Sole, dopo averlo superato. La cometa periodica 21P è particolarmente attiva in quanto si trova in prossimità del Sole e la sua luminosità sta man mano aumentando tanto da renderla l’oggetto chiomato attualmente più luminoso.

In Figura 4 si mettono in correlazione la distanza dal Sole delle comete con le misure Afrho ottenute, mentre in Figura 5 vengono indicati i giorni al perielio, la magnitudine delle comete e il valore Afrho.

Figura 3 – Rappresentazione grafica del Sistema Solare con la Fascia di Kuiper (30 – 50 UA) e Nube di Oort (oltre 5000 UA) da dove provengono la maggior parte delle comete

Metodo

Utilizzando il telescopio principale da 0,60-m f/4 abbinato al CCD Moravian G8003 monocromatico, utilizzato a binninig 4×4 con risoluzione di 1.85”/pixel e FOV 25’x19′ e ruota porta filtri, in data 19 agosto 2018 abbiamo acquisito le immagini di sei comete indicate in Tabella 1 con l’intento di studiare la morfologia e misurare l’emissione di polveri tramite Afrho che è il prodotto di tre quantità: A (albedo), f (filling factor), rho (raggio della finestra circolare utilizzata per la fotometria); questo valore è riferito alle polveri emesse dalle comete [1].

Per le comete più luminose si è utilizzato il filtro R (non fotometrico) mentre per le altre più deboli, le immagini sono state effettuate in luminanza. Per ogni cometa sono state acquisite un sufficiente numero di immagini come indicato in Tabella 3, le quali sono state sommate o mediate tra loro per ottenere le misure. Per quanto concerne la cometa 29P al momento delle riprese era troppo vicina ad una stella luminosa per cui non è stato possibile ottenere misure.

Le immagini ottenute sono state sommate o mediate sul motion della cometa e tramite il software Wafrho versione 2.6 di Roberto Trabatti della Sezione Comete [2] dell’ UAI – Unione Astrofili Italiani – e del progetto CARA[3] sono state analizzate le immagini per determinare il valore Afrho come indicato in Tabella 3. Per ogni cometa sono stati estrapolati gli elementi orbitali dal sito JPL Small-Body Database Browser[4] (Tabella 1), mentre dal Minor Planet Center [5] sono stati acquisiti i dati relativi alle effemeridi (Tabella 2).

Per ogni cometa, inoltre, si è provveduto a calcolare, all’epoca dell’osservazione, i giorni al perielio come indicato in Tabella 3.

Risultati

Dall’analisi dei risultati si è notato che la cometa a lungo periodo C/2017 M4 ATLAS ha una forte emissione di polveri nonostante si trovi ancora lontano dal Sole ad una distanza di 3,5 UA; a Gennaio del 2019 raggiungerà il perielio per cui è probabile che nei prossimi mesi si possa notare un aumento della quantità di polveri emesse. Al contrario la C/2018 C2 ha l’emissione più bassa da noi rilevata, nonostante si trovi a poco più di 2 UA dal Sole, dopo averlo superato. La cometa periodica 21P è particolarmente attiva in quanto si trova in prossimità del Sole e la sua luminosità sta man mano aumentando tanto da renderla l’oggetto chiomato attualmente più luminoso.

In Figura 4 si mettono in correlazione la distanza dal Sole delle comete con le misure Afrho ottenute, mentre in Figura 5 vengono indicati i giorni al perielio, la magnitudine delle comete e il valore Afrho.

Autori

Simone Sisi – studente 4° Liceo Scientifico Istituto Omnicomprensivo San Marcello Pistoiese

Paolo Bacci GAMP – Gruppo Astrofili Montagna Pistoiese

Martina Maestripieri GAMP – Gruppo Astrofili Montagna Pistoiese

Bibliografia

[1] Af[rho] – semplificato in Afrho che cosa è www.astrocavezzo.it

[2] Sezione Comete UAI http://comete.uai.it/

[3] CARA Project http://cara.uai.it/

[4] JPL https://cneos.jpl.nasa.gov/

[5] Minor Planet Center https://www.minorplanetcenter.net/

FIGURE

Figura 4 – Correlazione tra la distanza dal Sole della cometa ed il valore Afrho trovato.

Figura 5 – Giorni al perielio, magnitudine delle comete. Il colore rappresenta la quantità Afrho. 

TABELLE

Tabella 1 – Nella prima colonna viene indicata la sigla e il nome della cometa, nella seconda l’eccentricità, nella terza il semiasse, nella quarta il perielio, nella quinta l’inclinazione, nella sesta il nodo ascendente, nella settima l’argomento del perielio, nell’ottava la data del passaggio al perielio e nell’ultima il periodo orbitale.

Tabella 2 – Nella prima colonna viene indicata la sigla e il nome della cometa, nella seconda la distanza dalla Terra in UA, nella terza la distanza dal Sole in UA, nella quarta l’elongazione, nella quinta l’angolo di fase, nella sesta la magnitudine.

Tabella 3 – Nella prima colonna viene indicata la sigla e il nome della cometa, nella seconda il primo valore corrisponde al numero di immagini acquisite ed il secondo il tempo di esposizione di ciascuna, nella terza il tipo di filtro utilizzato al momento della ripresa, nella quarta il valore Afrho relativo ad una distanza media di circa 4000 km dal nucleo, nell’ultima i giorni prima o dopo il passaggio al perielio.