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di Gianni Bernabei dal dismesso sito del gruppo
vengono riportate notizie fino al 1995

Questo pacchetto di programmi è indispensabile allo studio dei pianetini, esso contiene più' routines che permettono di svolgere tutte le funzioni necessarie nella ricerca.

I programmi sono stati scritti, con un lavoro durato alcuni mesi, all'osservatorio astronomico "S.Lucia", via S.Lucia 68 05039 Stroncone - Terni (codice N°589) su delle basi preparate da E.Colombini che ha anche curato tutto l'aspetto matematico. Principalmente hanno collaborato A.Vagnozzi , al quale bisogna indirizzare le richieste per ottenere una copia dei programmi, V.Risoldi, GiBerna, E.Gregori e F.Lombardi, ma altri hanno suggerito innovazioni e modifiche con un risultato molto valido , che consente precisione e facilità d'uso.

Il pacchetto deve essere inserito in una directory denominata Team e dovrebbe contenere una serie di files come da fig.1

Principalmente possono essere svolte le seguenti funzioni:

Ricerca ad una data epoca degli oggetti che vengono a ritrovarsi in una data area con i files MPNUM.EXE e MPROV.EXE, rispettivamente per i pianetini già numerati e per quelli provvisori con elementi in alta precisione

Creazione di una effemeride di un dato oggetto per una data epoca con i files EFFNUM.EXE e EFFPROV.EXE, rispettivamente come sopra.

Creazione di una mappa stellare , attingendo dal catalogo GSC, con proiezione della posizione degli oggetti con il file TEAM.EXE.

Misura delle posizioni delle stelle di riferimento e degli oggetti con il file BFCCD.EXE

Riduzione dei dati in coordinate equatoriali con il file RIDIM6.EXE

Scrittura dei dati nel formato delle circolari m.p.c. con il file LETTERA.EXE.

Calcolo delle posizioni future di un oggetto nuovo con il file VAISALA.EXE.

Calcolo degli elementi orbitali sulla base di almeno tre osservazioni con il file GAUSS.EXE.

Prima di iniziare sarà opportuno configurare i programmi con il file "TEAMCNF.EXE" che consente di adattare sia il computer che il telescopio alle singole esigenze; la videata si presenterà come in fig. ed è intuitivo rispondere alle domande.

Ad esempio alla prima domanda "Scrivi l'indicativo del drive dove è il G.S.C." si risponderà con la lettera che individua il lettore dei dischi ottici, nel quale ovviamente andrà inserito il catalogo e cosi' di seguito per le altre domande.

Riteniamo che il metodo migliore per comprendere l'uso di questo pacchetto , sia proprio quello di descrivere passo per passo come avviene la ricerca di un oggetto, partendo dalla scelta dei pianetini su di un'area celeste, fino alla redazione del mail che sarà inviato al Minor Planet Center. Peraltro il procedimento potrà essere usato per qualsiasi altro pianetino o cometa.

E' la sera del 10 dicembre 1995 , riteniamo adatto al nostro scopo un campo in prossimità delle Pleiadi, dato che sono alte sull'orizzonte e in prossimità dell'Eclittica ; una zona dunque dove sicuramente si troveranno degli oggetti nella fase prossima all'opposizione e quindi al massimo della luminosità.

Con il programma EFFPROV.EXE saranno individuati i pianetini presenti in questa zona ; il lancio richiederà alcuni input ai quali risponderemo come nell'immagine seguente:

In alto è riportata la data con sottintesa l'ora 00 in Tempo Universale , al centro le coordinate del campo e la sua ampiezza in gradi.

L'elaborazione successiva fornirà la videata seguente:

in cui vengono mostrati tutti gli oggetti, appartenenti ai pianetini con orbita provvisoria, presenti nel campo, con indicazione della loro sigla , l'epoca a cui fanno riferimento gli elementi orbitali del catalogo, le coordinate equatoriali alfa e delta, la distanza dalla terra e dal sole e la magnitudine.

Scegliamo di studiare ( a solo titolo di esempio) il primo oggetto J76Y01E. La denominazione, tra l'altro, ci ricorda che è stato scoperto nel 1976.

A questo punto è necessario costruire un'effemeride, cioè una serie di posizioni in prossimità della data del 10 dicembre 1995 , in modo da poter tracciare su una mappa stellare il suo percorso.

Lanceremo il programma EFFPROV.EXE al quale risponderemo con i seguenti input:

è intuitivo comprendere che avremo le posizioni per 5 giorni a partire dal 8 dicembre.

L'elaborazione infatti , fornirà la videata di fig. e andrà salvata, alla richiesta, con il nome J76Y01E.COL

Costruiamo ora una carta stellare, attingendo dal catalogo G.S.C., scegliendo un'area con l'ampiezza di un grado,( è conveniente, anche se possibile, non aumentare questa ampiezza per non saturare la mappa con troppe stelle) centrata sulla posizione che l'oggetto avrà il 11 dicembre alle 00 ( ricordiamo che lavorando la sera del 10 siamo in prossimità delle ore 00 del giorno 11)

Lanciamo il programma TEAM.EXE, che si aprirà con una bella immagine della galassia di Andromeda, quindi alla prima richiesta di input sceglieremo " Disegno" e alla seconda "Tastiera", dopodiché digiteremo le coordinate del centro del campo stellare desiderato che corrisponderanno alle coordinate del pianetino per il giorno 11 dicembre. Dopo circa 1 minuto apparirà la videata di fig.

Sulla destra vengono indicate le coordinate del campo scelto con il riferimento all'equinozio , il numero di stelle e le coordinate puntate dalla freccia , tale indicatore è azionato dal mouse e mostra istantaneamente la posizione dell'alfa e del delta , se intercetta una stella ne fornisce inoltre la magnitudine ed eventualmente un'indicazione se si tratta di una doppia.

Nel quadrato incorniciato sono rappresentate tutte le stelle e gli oggetti non stellari forniti dal catalogo G.S.C. con la dimensione proporzionale alla magnitudine.

Sono possibili alcune opzioni indicate nella riga in basso:

W: lo vedremo piu' avanti

E: richiama un file salvato in precedenza , nel nostro caso J76Y01E.COL, e permette di plottare con delle crocette le posizioni del pianetino sul campo.

C: proietta un rettangolo le cui dimensioni corrispondono al campo inquadrato dalla C.C.D. con la focale corrispondente del telescopio , come nel file di configurazione.

P: permette la stampa della videata

Z: permette di ingrandire un'area scelta, con il mouse.

Inserite le opzioni del nostro caso otterremo l'immagine della fig.

con indicate le posizioni del nostro oggetto e il campo che dovremo inquadrare al telescopio; il campo è leggermente spostato verso est poiché la posizione delle effemeridi è calcolata per le ore 00, mentre la ripresa sarà effettuata intorno alle ore 21.30 sempre espresse in T.U.

Per comodità l'immagine potrà essere salvata come file (all'inizio del programma apparirà la richiesta) che chiameremo J76Y01E.TMP in modo da poterla rivedere in seguito senza dover ridigitarne i dati.

Ottenuta una stampa della cartina ( indispensabile per poter puntare con sicurezza) passeremo al telescopio.

Acceso il telescopio ed il computer è indispensabile controllare la data e l'ora, poiché queste saranno riportate sulla testata dell' immagine e saranno i riferimenti successivi, l'ora sarà riferita al meridiano fondamentale e quindi per l'Italia sarà un'ora più' indietro, durante il periodo invernale e due ore più' indietro durante l'ora legale.

Avviata la camera a C.C.D. punteremo lo strumento nel campo indicato dalla mappa precedente e otterremo la prima immagine come da fig.

di cui la fig. mostra i dati riportati nella testata, che non hanno bisogno di ulteriori commenti

per poter evidenziare il nostro pianetino avremo bisogno di almeno due immagini riprese dopo un certo tempo, in tal modo, mentre le stelle rimarranno fisse, l'oggetto si sposterà a causa del suo moto; l'esperienza ha insegnato che conviene riprendere almeno tre immagini per poter distinguere con maggior sicurezza l'oggetto; spesso infatti i pianetini deboli potrebbero essere confusi con delle stelle spurie dovute ai vari rumori, inoltre tre immagini consentiranno un confronto nelle misure a tutto vantaggio della precisione.

L'intervallo sarà calcolato in modo che l'oggetto mostri uno spostamento netto in funzione del suo moto e della lunghezza focale del telescopio. Dalla effemeride calcolata precedentemente , salvata nel file J76Y01E.COL potremo facilmente ricavare lo spostamento dell'oggetto in secondi d'arco per ogni minuto , facendo la differenza tra le posizioni in alfa e in delta del giorno 11 e del giorno 12 e dividendo per 1440 che sono i minuti contenuti in un giorno. A conti fatti otterremo uno spostamento in alfa di 0.57 secondi d'arco per minuto e in delta 0.23 sec/min, la somma geometrica ci fornirà il valore cercato pari a 0.61 sec/min. Il telescopio ha una focale di 2022 mm a cui corrisponde una scala di un secondo ogni centesimo di millimetro (in questi calcoli gli arrotondamenti sono consentiti) e tenuto conto che le dimensioni del pixel della camera corrispondono a 2.5 centesimi sarà necessario un intervallo tra una posa e l'altra di almeno 4 minuti perché l'immagine dell'oggetto si sposti di un pixel. Per varie ragioni è opportuno almeno raddoppiare questo intervallo per cui la separazione fra le pose sarà di 8 minuti.

Otterremo quindi tre immagini identiche che salveremo rispettivamente con le denominazioni: J76Y01EA.10I - J76Y01EB.10I - J76Y01EC.10I, sarà immediato ricordare la successione delle immagini con le lettere A-B-C , l'estensione 10 ricorderà la data e la I finale che si tratta di un'immagine.

Le tre immagini andranno quindi trasferite nell'apposito programma BLINKER (descritto in un capitolo a parte) che ci consentirà di individuare il pianetino, per comodità, non essendo possibile trasferire sulla carta l'effetto blink ,mostreremo un montaggio delle tre immagini che farà apparire il pianetino come un piccolo trattino rispetto alle stelle rotonde, la fig. è un ingrandimento della composizione delle tre immagini

Questa ricerca è basata principalmente sull'astrometria di posizione, quindi del nostro oggetto dovremo calcolare ora le posizioni espresse in coordinate equatoriali riferite all'epoca J2000.0, che è quella attualmente in uso.

La misura consiste nel rilevare (attraverso la posizione che il pixel occupa sul frame) le coordinate lineari dell'oggetto e di alcune stelle che chiameremo di riferimento. Tali stelle dovranno essere presenti sia sull'imagine che sul catalogo G.S.C.; quest'ultimo fornirà le coordinate con la precisione richiesta. Un apposito programma elaborando le misure lineari lette sulle stelle.e confrontandole con quelle riportate sul catalogo, fornirà alla fine, come risultato le coordinate equatoriali dell'oggetto. Trascuriamo di descrivere questo procedimento matematico che comunque è rintracciabile sui testi di astronomia sferica.

Fino a qualche tempo fa , praticamente prima dell'evento delle immagini elettroniche, questo procedimento era piuttosto laborioso e richiedeva parecchio tempo oltre ad una grande attenzione nel digitare lunghe serie di numeri, ora si è riusciti ad automatizzare la lettura dei dati e per il resto il calcolatore fa tutto da solo e in frazioni di secondo.

Per eseguire una misura sufficientemente precisa abbiamo bisogno di almeno tre stelle di riferimento, nel nostro caso siamo fortunati, perché possiamo scegliere fra parecchie stelle comuni sia all'immagine che al catalogo. Capita però, specialmente in zone celesti lontane dal piano galattico che le stelle a disposizione siano molto poche e talvolta è necessario spostare il campo per avere a disposizione almeno tre stelle. In caso di abbondanza se ne possono scegliere fino a nove, noi faremo una via di mezzo, scegliendone 5 disposte attorno all'oggetto e che numereremo dal 1 al 5 come nelle fig. che è un ingrandimento della fig.

Per poter procedere alle operazioni di misura è necessario ora creare tre files , uno per ciascuna immagine, contenenti i dati delle stelle di riferimento da usare in abbinamento alle immagini.

Lanciando TEAM.EXE ricercheremo la mappa precedentemente salvata con J76Y01E.TMP; ottenuta la videata punteremo con il mouse la stella di riferimento N°1 in modo che le sue coordinate appaiano in giallo sulla parte destra dello schermo, quindi premendo la lettera W lo schermo cambierà colore e apparirà la richiesta del nome del file dati da salvare, lo chiameremo J76Y01EA.10D, cioè analogo al file immagine tranne che per l'estensione 10D , che sta per dati. All'invio la stella diventerà rossa, si passerà alla seconda e una volta puntata si premerà il tasto W e cosi' di seguito fino alla N°5, infine si uscirà premendo il pulsante destro del mouse..

Avremo ora il file dati abbinato alla prima immagine che apparirà come nella fig.

In questo momento il file dati conterrà solo le coordinate delle stelle selezionate.

Poiché le stelle di riferimento saranno identiche otterremo gli altri due files dati per semplice copiatura cambiando solo il nome , alla fine nella directory TEAM dovremo trovare rispettivamente J76Y01EA.10I , J76Y01EA.10D - J76Y01EB.10I , J76Y01EB.10D - J76Y01EC.10I , J76Y01EC.10D.

E' indispensabile rispettare questa sequenza.

Passiamo ora alla misura vera e propria lanciando BFCCD.EXE, ci sarà prima una richiesta del path e del nome del file immagine e quindi avremo la videata di fig.

Sulla sinistra la schermata contiene l'immagine, al centro due piccoli rettangoli, quello superiore visualizza il quadrato preso in considerazione per le misure, quello inferiore l'intera immagine in scala ridotta , in alto a destra sono riportati i nomi dei files immagine e dati e la loro directory. quindi nell'ordine:

FON = valori del fondo dell'immagine espressi in /655536 e /256.

DIM = dimensioni in pixel del lato del quadrato selezionato per le misure.

BLK = valore a cui corrisponde il nero dell'immagine.

WHT = valore a cui corrisponde il bianco.

X eY = coordinate del puntatore.

B.F. = valori del baricentro fotometrico in X e in Y.

MAGN = valori della magnitudine, R letta dal catalogo C calcolata nelle misure.

Le lettere maiuscole seguenti corrispondono alle opzioni ottenibili premendo il tasto corrispondente

B=bar .fot calcola il baricentro fotometrico della zona presa in esame e contenuta nel box selezionato

C= permette di ridurre la scala dell'immagine da 1:1 a 1:2

Q=display, visualizza una matrice con i valori di luminosità espressi nel rapporto /65535

F= filtro, seleziona i livelli del bianco e del nero

Y=respons, permette di correggere il response-factor della camera, ai fini di migliorare il calcolo della magnitudine

X=campo, valori del campo espressi in secondi d'arco

T=testata , visualizza i dati riportati nella testata dell'immagine

Z=zeri, permette di non visualizzare eventuali numeri negativi nell'opzione V

N = numeri permette di visualizzare i numeri assegnati alle stelle

L=loading, carica una immagine.

V=valori , visualizza la matrice selezionata con i valori di luminosità dei pixel contenuti. nel rapporto /256 , mostra anche il file dati

1/9=mem, assegna il numero alla stella selezionata dopo l'opzione B

R=readdat, legge eventualmente un nuovo file dati.

O/M=fondo, permette di aggiustare i valori del fondo in modo automatico o manuale.

W=write, scrive i valori sul file dati.

+/-=dim, dimensiona il quadrato preso in esame..

A=azzera, azzera eventuali errori commessi nelle misura del B.F.

H=help, aiuto in linea.

A prima vista può apparire complesso gestire questo programma, ma una volta presa la mano diventerà molto facile e pratico da usare; ma vediamo prima di tutto come funziona la misura del baricentro fotometrico.

La matrice dell'immagine è composta da 242 righe per 375 colonne per un totale di 90750 pixel, ad ogni pixel è assegnato un numero: lo 0 appartiene al primo pixel posto sulla sinistra della prima riga in alto, all'estremo destro sempre della prima riga appartiene al N°374, per poi continuare con la seconda riga sempre da sinistra verso destra e cosi' di seguito; ogni pixel inoltre è contrassegnato inoltre da un valore di luminosità che può variare da 0 a 65534. Se la stella oggetto di misura occupasse un solo pixel sarebbe immediato stabilirne le coordinate, poiché basterebbe leggere a quale riga e a quale colonna appartiene, le stelle però in funzione della loro luminosità assumono dimensioni variabili . bisognerà quindi selezionare un'area contenente tutti i pixel interessati dalla stella e di quest'area misurarne il "peso" in modo da individuare il baricentro, cioè quel punto in cui possiamo immaginare concentrata l'intera energia della stella. L'utilizzo del programma chiarirà meglio le idee.

Ritorniamo all'immagine di fig. precedentemente caricata , eventualmente premiamo il tasto F per ottimizzare i contrasti , ma normalmente la scelta automatica è l'ideale; con le frecce puntiamo ora la stella N°1 e quindi premiamo C che mostrerà una parte dell'immagine ingrandita due volte e poi il tasto B. esaminiamo ora la fig.

Sulla sinistra notiamo l'immagine con la stella N°1 incorniciata da un quadrato con il lato di 9 pixel come indicato alla voce DIM=9, il medesimo quadrato è riportato al centro e ingrandito in modo da facilitare il centraggio della stella; in alto a destra notiamo X=275 e Y=113 che corrispondono alla colonna e alla riga occupate dal centro del quadrato il cui valore di luminosità è indicato in 7211, i valori B.F. X=274.55 e Y =112.74 forniscono le coordinate del centro fotometrico del quadrato e in pratica corrispondono a quelli della stella. per questa misura è necessario dimensionare attraverso i tasti + e - il box quadrato, in modo che contenga tutto il segnale che ha dato origine alla stella : una dimensione più' piccola eliminerà elementi che possono avere un peso , una dimensione piu' grande rischia di introdurre elementi spuri e a tal proposito saranno da scartare le stelle doppie o quelle stelle che hanno in prossimità altri oggetti , al limite si possono usare anche oggetti non stellari, ma con una certa cautela. Un altro elemento da prendere in considerazione durante la misura è il valore del fondo che è opportuno controllare attraverso il tasto il tasto M.

premendo il tasto V abbiamo la rappresentazione della matrice del box selezionato come in fig..

I valori sono espressi in rapporto /256 e sono molto utili per la verifica del fondo che dovrebbe essere il piu' possibile vicino allo zero, il problema sarà piu' evidente nel caso di oggetti molto deboli i cui valori di luminosità sono prossimi al valore del fondo , in questo caso conviene usare l'opzione Q che esprime i valori nel rapporto /65535 come nella fig..

Ricordiamo che il calcolo verrà eseguito sulla campionatura a 16 bit cioè tenendo conto dei valori originali dell'immagine.

Oltre al calcolo del centro fotometrico l'opzione B permette la stima della magnitudine della stella confrontandola con il valore fornito dal catalogo. Se riterremo valida la misura premeremo il tasto 1 che provvederà ad aggiornare il file dati relativamente alla stella N°1, altrimenti con il tasto A cancelleremo la misura e ripeteremo l'operazione. Premiamo quindi il tasto funzione F2 e il puntatore si porterà in prossimità della stella N°2 e faremo la medesima operazione controllando le dimensioni del quadrato , il centraggio della stella e i valori del fondo, quindi il tasto b e il tasto 2 e verrà cosi aggiornata la stella N° 2 poi F3 e via di seguito fino alla stella N°5 , punteremo quindi il pianetino e una volta misurato gli assegneremo il N°6.

Completate le misure le registreremo sul file dati con il tasto W . Premendo ora il tasto E potremo convertire le coordinate lineari delle misure in coordinate equatoriali. per tutti gli oggetti misurati.

Il programma fornirà dapprima una schermata con i dati dell'immagine , quindi i dati delle stelle di riferimento e i baricentri fotometrici che possono essere utili per i vari controlli e di seguito una tabella che sarà lo specchio della precisione con cui si sono effettuate le misure, vedi la fig..

La tabella è molto intuitiva e indica l'esatta dimensione degli errori espressi in secondi d'arco corrispondenti alla differenza fra le coordinate riportate nel catalogo e quelle calcolate (ovviamente non riporta quelle riferite al pianetino perché manca il confronto), l'errore massimo ammesso deve essere inferiore al secondo, se troveremo delle discordanze, sarà necessario ripetere le misure , magari scartando quelle stelle che hanno introdotto i maggiori errori. Finora non abbiamo riscontrato errori evidenti sul catalogo G.S.C., peraltro le doppie, oppure le stelle con elevato moto proprio potrebbero indurre in errori difficilmente valutabili.

Premendo, infine ancora una volta un tasto otterremo le coordinate equatoriali del pianetino, con i decimali richiesti dal M.P.C. come nella fig.

Se andiamo ad esaminare ora il file dati J76Y01EA.10D lo vedremo completo con tutti gli elementi introdotti e calcolati come da fig.

La lettura del file è intuitiva e non riteniamo debba essere commentata.

Oltre la misura della posizione il calcolo fornisce anche la misura della magnitudine, peraltro la tolleranza è da ritenersi piuttosto ampia, essendo il calcolo basato unicamente sul confronto con la magnitudine delle stelle riportata sul G.S.C. e deve ritenersi puramente indicativa.

A questo punto ripetiamo le misure sulle altre due immagini , rispettando l'ordine sopradescritto e andremo cosi' ad aggiornare i tre files dati.

Per trasmettere al M.P.C. le nostre misure ci serviremo del programma LETTERA.EXE , che scriverà automaticamente il mail nell'esatto ordine richiesto dal centro. riportando anche l'ora in cui si sono effettuate le riprese, che può essere utile per un controllo, fatte le debite correzioni il mail si presenterà pronto per la trasmissione come in fig.

Il programma oltre alla scrittura del file convertirà l'estensione del file dati da J76Y01E.10D in J76Y01E.01R ad indicare la registrazione effettuata

E' sicuramente opportuno evitare gli svarioni, ed un ultimo controllo si può fare con il programma RESIDUI.EXE, il lancio richiederà degli input intuitivi e fornirà la tabella di fig.

dove le ultime due colonne di destra indicano le discordanze fra le posizioni misurate e le posizioni calcolate con gli elementi orbitali contenuti nel catalogo 951010.CAT, nel nostro caso si ha una discordanza di qualche secondo trattandosi di un oggetto con orbita provvisoria. Se il pianetino fosse con denominazione definitiva le tolleranze dovranno essere piu' ristrette.

La tabella seguente è riassuntiva sulle modalità di come devono essere salvati i files.

L'esecuzione dei programmi può apparire complessa e lunga, ma, come spesso accade, basta prenderci la mano, una volta acquisita la dovuta esperienza le varie routines diventeranno veloci e il tempo trascorso tra il blink e la redazione del mail sarà contenuto in qualche minuto.