L' asteroide (163249) 2002
GT, PHA (Potentially Hazardous Asteroid) di tipo Apollo è stato scoperto dall'osservatorio Spacewatch di Kitt Peak il 03/04/2002.
Epoch 2013 Apr. 18.0 TT = JDT 2456400.5 (M-h) MPC
M 284.32192 (2000.0) P Q
n 0.63218232 Peri. 134.95986 +0.91736965 +0.39546319 T = 2456520.20926 JDT
a 1.3445423 Node 201.86649 -0.39074467 +0.87311266 q = 0.8943568
e 0.3348243 Incl. 6.96847 -0.07583886 +0.28510200 Earth MOID = 0.01546 AU
P 1.56 H 18.5 G 0.15 U 1
From 272 observations at 5 oppositions, 2002-2013, mean residual 0".51.
Le dimensioni dell'asteroide sono stimate in 0.6 - 1.3 km di diametro.
L'asteroide 2002 GT, come riportato sul sito della missione EXPOI-NASA dovrebbe essere oggetto di un passaggio ravvicinato della sonda spaziale Deep Impact nel 2020,
Vedasi ( la rivista astronomynow, e astronomynow italiano), meglio descritto nell'articolo:
Pittichova, Jana; Chesley, S. R.; Abell, P. A.; Benner, L. A. M.
American Astronomical Society, DPS meeting #44, #110.04
Le notti del 16 e 17 giugno dall'osservatorio di 104 San Marcello Pistoiese è stato ripreso l'asteroide, al fine di determinare la curva di luce, quando aveva una luminosità di 16.3 mag, con motion di 5"/min, PA 10°, D=0.130 r=1.079.
Sono state ottenute 491 immagini non filtrate, con tempo di esposizione di 45 secondi ciascuna, risoluzione di 2"/pixel, FOV 35'x35', utilizzando il telescopio da 0.60-m F/4, CCD Apogee 1024X1024 pixel.
immagine dell'asteroide
La seconda notte, in osservatorio, sono state analizzate le immagini, dove era abbastanza evidente dalla curva di luce provvisoria un periodo di rotazione di 3 h, con un ampiezza di 0.4 magnitudini.
Curva di Luce provvisoria
I dati ottenuti sono stati trasmessi a Lorenzo Franco A81 Balzaretto Observatory, il quale ha calcolato un periodo di rotazione di P = 3.77 ± 0.01 h, con un ampiezza di A = 0.36 ± 0.03 mag.
Curva di Luce asteroide (163249) 2002 GT
Il risultato da noi ottenuto è stato pubblicato nella mailsit internazionale MLPM, e a seguito di richiesta con comunicazioni private, i dati raccolti sono stati inviati a Petr Pravec, - uno dei massimi esperti in questo settore - il quale li ha utilizzati, assieme ad altri, confermando quanto da noi individuato.
E' stata davvero una grande soddisfazione individuare per primi il periodo di rotazione dell'asteroide che dovrebbe essere oggetto di un flyby della sonda DEEP IMPACT nel 2020, ( l'incertezza e dovuta al fatto che
Il risultato è stato inviato al Minor Planet Bulletin.
Paolo Bacci, Luciano Tesi, Giancarlo Fagioli, Franco Lorenzo.
Utilizzando il software DS9 Saoimage, (gratuito), è possibile fare fotometria.
ho preparato un breve Tutorial nel quale mostro le procedure che ho adottato. Nel video riporto la varibilita della stella CY AQR, cefeide a breve periodo.
La procedura è stata provata anche sul transito di un pianeta extrasolare HATP36b ripreso da Libbiano Peccioli (AAAV) il risultato e sintetizzato nel seguente grafico, dove sono stati sottratti i valori ADU tra la stella di riferimento e la stella oggetto di transito.
Transito pianeta extrasolare
di seguito il video esplicativo (spero)
Video tutorial
UPDATE: agosto 2013 nelle nuove versioni di ds9 il comando analisy è: cat {/tmp/ds9ans1981141754.fits} | funcnts -rp stdin physical;circle(732.62345,....
Mi sono divertito a fare alcune prove per automatizzare (o quasi) la ricerca dell'indice di colore in campi stellari acquisiti con filtri fotometrici RBVIU.
M67 VBR pseudo color
Premetto che non ho ancora calcolato il coefficiente di risposta dei filtri, per cui i dati qui presentati sono provvisori.
Mi sono collegato in remoto con ITELESCOPE utilizzando il telescopio T5 0.25-m, acquisendo immagini dell' ammasso aperto M67, utilizzando il filtri V R e B.
alcune stelle individuate con sextractor
Per individuare le stelle all'interno delle immagini utilizzo sextractor il quale mi crea un file per contenete la magnitudine strumentale, le coordinate AR e Dec (le immagini sono state precedentemente astrometrizzate)
Nell'immagine a fianco un esempio delle stelle trovate da sextractor, filtrate con mag 17.
Una volta estrapolato dalla immagini i dati, ho tre file contenenti la magnitudine strumentale per ogni filtro.
# 1 MAG_ISO Isophotal magnitude [mag]
# 2 MAG_AUTO Kron-like elliptical aperture magnitude [mag]
# 3 MAG_BEST Best of MAG_AUTO and MAG_ISOCOR [mag]
# 4 X_IMAGE Object position along x [pixel]
# 5 Y_IMAGE Object position along y [pixel]
# 6 ALPHA_J2000 Right ascension of barycenter (J2000) [deg]
# 7 DELTA_J2000 Declination of barycenter (J2000) [deg]
# 8 FWHM_IMAGE FWHM assuming a gaussian core [pixel]
# 9 FLUX_MAX Peak flux above background [count]
# 10 FLUX_BEST Best of FLUX_AUTO and FLUX_ISOCOR [count]
10.9872 11.0272 10.9809 712.247 92.118 132.8639646 +12.1275237 27.32 65442.18 2556548
11.7438 11.7824 11.7824 1095.791 74.601 132.6827019 +12.1279113 4.85 65451.47 1221912
18.7755 17.9220 18.2863 1543.149 28.789 132.4707467 +12.1399173 12.84 78.95376 3058.259
14.8945 14.9164 14.9164 2101.892 24.988 132.2071484 +12.1300568 4.95 6021.165 68144.2
16.5219 16.5359 16.5359 2089.122 14.418 132.2129437 +12.1351981 4.21 1606.215 15334.09
Vi è una correlazione tra il c.d. indice di colore e la luminosità delle stelle che permette di individuare, la classe spettrale delle stelle come dal diagrammaHertzsprung–Russel (HR).
B-V e V-R temperatura
Dall'indice di colore è possibile indicativamente risalire alla classe spettrale, in rete si trovano moltissime informazione, io utilizzo questi dati per correlare i dati. Nel grafico seguente sono plottare i valore dell'indice colore B-V e V-R, e la relativa temperatura superficiale delle stelle e quindi alla Classe Stellare.
In pratica, se dalla nostra analisi troviamo un indice di colore B-V = 0.30 o V-R=-0.13, la stella ha una temperatura di 26500 corrispondente alla classe spettrale tipo B0V. Utilizzando le immagini di M67 ( ammasso standard per la configurazione fotometrica) effettuate con i filtri B e V , e riportando per ogni stella la differenza tra la magnitudine strumentale del filtro B e quella del filtro V ( B-V), ottengo il seguente grafico, dove il colore del punto stellare corrisponde all'indice colore trovato e di conseguenza alla temperatura.
M67 Virtuale clicca per ingrandire
I dati plottati con indice di colore e magnitudine strumentale si ottiene un grafico che assomiglia al diagramma HR.
M67 HR clicca per ingrandire
Costruiamo adesso il grafico delle frequenze
M67 Frequenza
Cosi possiamo notare che utilizzando i filtri B-V abbiamo la maggior parte di stelle hanno un indice colore tra 0.88 - 0.94 ( G8IV 5100 T - G8III 4870 T). Con lo stesso procedimento mettiamo in grafico i dati relativi alla differenza tra il filtri V e R.
M67 V-R
Il risultato ottenuto è in linea con quando in precedenza fatto da altri. segnalo un interessante articolo sulla rivista online AstronomyOnline.net, che tratta in modo molto piu approfondito l'argomento. Concludendo, con il metodo semi-automatico di estrapolazione e analisi delle immagini astronomiche, nel video meglio descritto, sono riuscito ad ottenere un discreto risultato, nonostante non sia stata fatta alcuna calibrazione, che sicuramente avrebbe permesso di ottenere un risultato migliore.
Il Video mostra le procedure che ho utilizzato per ottenere i dati esposti.
UPDATE
Ho calcolato i coefficienti di correzione per il telescopio T5 NM (USA) Itelescope
Utilizzando le stelle standard dell'ammasso M67, (64 stelle), ho calcolato per ogni filtro il valore di slope utilizzando in ascisse i valori della mag strumentale ed in ordinate la magnitudine standar delle stelle in M67, come nel grafico a fianco.
Per i filtri ho trovato i seguenti valori :
Filtro V = 0.996(v)-2.813
Filtro B = 0.894(b)-2.940
Filtro R = 0.999(r)-2.675
Dove v,b,r è la magnitudine strumentale estrapolata dalle imaggini con sextractor.
Dalla magnitudine strumentale, ho ricavato la magnitudine ridotta.
Confrontando l' Indice di colore delle 64 stelle standar in M67, e l'indice di colore ricavato utilizzando la magnitudine ridotta delle stesse stelle individuate da sextractor ricavo il seguente grafico, che mostra la differenza dell'indice di colore dei filtri rispetto al sistema standard.
B-b, V-v R-r
Nel grafico sotto, la differenza tra l'indice di colore calcolato con la magnitudine strumentale e la magnitudine corretta.
Differenza tra mag strumentale e corretta B-V
Ed infine ecco il grafico HR dell'ammasso M67 nei filtri B-V
M67 B-V
ed in ultimo il grafico V-R corretto
Adesso applichiamo la stessa procedura sull' ammasso NGC 1245.
In questo caso utilizzo solo le immagini ottenute con i filtri B e V, in quanto l'immagine in filtro R risulta mossa.
L'ammasso NGC 1245 è molto compatto pertanto ho deciso di estrapolare soltanto le stelle nelle vicinanze dell'ammasso, selezionandole con il software DS9 come nell'immagine.
Selezione delle stelle da esaminare in NCG 1245
Una volta selezionate le stelle da analizzare, in tutto 150, ho provveduto a calibrarle ed ecco il risultato.
NGC 1245 HR filter B-V
Adesso vediamo come le stelle dell'ammasso sono distribuite nello spazio secondo l'indice di colore B-V.
NGC 1245 B-V
Ed infine analizziamo la frequenza dei dati
Frequenza filtro B-V
NGC 1245 B-V > 1.9
Per finire un animazione filtrata per codice colore B-V con steep di 0.5
Anche in questo caso il diagramma è molto simile ad altri lavori svolti su questo ammasso globulare, come nell'artico di Sahana Kumar, ovviamente considerando la strumentazione utilizzata per effettuare questo lavoro.
M3 B.V
Stelle esaminate in M3 con indice colore B-V
Confronto tra l'ammasso M3 e NGC 1245, si nota che hanno una distribuzione similare, NGC 1245 risulta avere un indice colore più "freddo" rispetto a M3.
Sotto particolare del precedente diagramma, la riga di colore BLU rappresenta il diagramma HR. Si noto sia in M3 che in NGC 1245 la linea del turn-off.
M3 e NGC 1245 B-V.
Confrontiamo graficamente l'indice delle frequenze dei due ammassi globulari
