L’OSSERVATORIO ASTRONOMICO DI MONTEROSSO ALMO (RG)win.eanweb.com/Immagini_RELAZIONE_MAASS/ver_02_MAASS_Proj… · 3. L’Osservatorio Astronomico: lo stato attuale della struttura

Nota di R. Calanca , S. Massaro, R. Musmeci, R. Peruzzi, M. Thomas - 02/07/2010

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Rodolfo Calanca1, Salvo Massaro2, Roberto Musmeci3, Roberto Peruzzi4, Marco Thomas5

L’OSSERVATORIO ASTRONOMICO DI MONTEROSSO ALMO (RG)

MAASS Project: Monterosso Almo All-Sky Survey

Proposte per un utilizzo scientifico intensivo della struttura

VER. 02

INDICE 1. Premessa p. 2

2. Condizioni climatiche di Monterosso Almo p. 2

3. L’Osservatorio Astronomico: lo stato attuale p. 3

4. Proposte per una nuova gestione dell’Osservatorio p. 4

5. Divulgazione e didattica nell’Osservatorio p. 4

6. Gestione del telescopio e il MAASS Project, Monterosso Almo All-Sky

Survey

p. 4

7. Modifiche hardware da apportare all’Osservatorio p. 14

8. L’Osservatorio di Monterosso Almo potrebbe divenire la prima

pietra del “Borgo di Urania”?

p. 15

9. Ricadute culturali, scientifiche e d’immagine p. 15

10. ALLEGATO A: Dati climatici di Monterosso Almo, copertura

nuvolosa e seeing

p. 16

11. ALLEGATO B: Il Borgo di Urania, filosofia di un progetto p. 22

12. Bibliografia p. 25

1 direttore editoriale EANweb, www.eanweb.com/menu_EAN.htm , email: [email protected]

2 E’ l’autore del software RICERCA, OMEGA LAB, email: [email protected]

3 OMEGA GROUP

4 RP ASTRO

5 RP ASTRO


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L’OSSERVATORIO ASTRONOMICO DI MONTEROSSO ALMO (RG)

Proposte per un suo utilizzo scientifico intensivo

MAASS Project: Monterosso Almo All-Sky Survey

1. Premessa

Monterosso Almo (http://it.wikipedia.org/wiki/Monterosso_Almo) è un bel paese di poco

più di 3000 abitanti della provincia di Ragusa, 28 Km a nord del capoluogo, che sorge sui

Monti Iblei a quasi 700 metri di quota. E’ un antichissimo centro le cui origini si perdono

nella notte dei tempi. Purtroppo, nel corso della sua storia millenaria, ha subito gli effetti

devastanti di catastrofici terremoti, l’ultimo dei quali l’11 gennaio 1693, con 200 morti e

tremende distruzioni; in seguito il paese fu ricostruito verso la cima del monte. Oggi il

territorio è considerato a medio rischio sismico.

Monterosso Almo è uno dei due Comuni montani della Provincia di Ragusa

2. Condizioni climatiche di Monterosso Almo

Anche se non è mai stata eseguita una approfondita campagna per la valutazione del

seeing astronomico, riteniamo verosimile che il microclima di Monterosso Almo sia

propizio al lavoro di osservazione astronomica nella banda ottica. Giocano a favore di tale

convincimento alcuni parametri meteorologici, quali le ridotte precipitazioni e l’elevato

numero di notti serene presenti in questo angolo dell’isola, nonché la quota collinare ed


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un inquinamento luminoso ridotto. Tutti questi fattori fanno ben sperare in una buona

trasparenza delle notti e di un seeing medio notturno di buona qualità in gran parte

dell’anno. Nell’allegato A riportiamo i dati meteo-astronomici rilevati negli anni Settanta

a Monte S. Venere, località a pochi chilometri da Monterosso, che a quei tempi era stata

studiata quale possibile sede dell’erigendo Osservatorio Astronomico Nazionale.

3. L’Osservatorio Astronomico: lo stato attuale della struttura

La struttura (Coord. Geogr.: 37° 05’ N; 14° 45’ E; h.s.l.m.: 690m) è di proprietà del

Comune di Monterosso Almo ed è stata inaugurata il 2 agosto 2001 con obiettivi di

fruizione turistica e di divulgazione scientifica. Attualmente ospita un telescopio Meade

LX200 di 25cm ed ha una copertura emisferica di 2.5 metri di diametro.L’idea di proporre

una nuova destinazione d’utilizzo, essenzialmente finalizzata allo svolgimento di

importanti progetti di ricerca scientifica, è stata avanzata dagli scriventi. Si ritiene che

con un adeguamento strutturale (realizzabile a costi assai contenuti) l’Osservatorio di

Monterosso potrebbe produrre, nel brevissimo termine e forse anche entro il primo anno

di attività, risultati di notevole valore scientifico.

I progetti, i risultati e le ricadute, non solo scientifiche, saranno descritti nel seguito.

Le autorità alla cerimonia di inaugurazione

Dell’Osservatorio (2 agosto 2001)

Una recente foto dell’Osservatorio

A sinistra, il telescopio Meade LX200 di 25cm di diametro, nell’attuale configurazione; a

destra, visione notturna della cupola e del telescopio


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4. Idee per una nuova gestione dell’Osservatorio

Per rilanciare le attività dell’Osservatorio abbiamo costituito un gruppo di gestione delle

attività che, oltre a condurre programmi scientifici, si occuperà di mantenere in perfetta

efficienza la struttura e di adeguarla alle moderne esigenze tecnologiche della ricerca

astronomico. Per conferire una maggior concretezza operativa al progetto, ci si augura di

poter coinvolgere altre realtà scientifiche e produttive.

Ecco i componenti attuali del gruppo di gestione:

- EANweb, è una web community che si occupa di cultura e ricerca astronomica,

direttore editoriale: Rodolfo Calanca (www.crabnebula.it/rc/menu_EAN.htm);

- Omega Lab, produttore del software RICERCA; titolare: Salvo Massaro

(http://atcr.altervista.org/ita/ricerca.html) con la collaborazione di Roberto

Musmeci;

- RP ASTRO, (sito: http://rpastro.com/), produttore di strumentazione astronomica

di qualità.

5. Divulgazione e didattica nell’Osservatorio

All’Osservatorio di Monterosso Almo si svolgeranno attività di formazione scolastica per le

scuole elementari, medie e medie superiori e formazione permanente per adulti.

L’attività di educazione scolastica si svolgerà prevalentemente in collaborazione con vari

Istituti, quella di formazione permanente per adulti con i Comuni dell’area ragusana e

siracusana.

Generalmente, all’inizio di ogni anno scolastico, con il patrocinio del Comune di

Monterosso, si organizzeranno incontri divulgativi, aperti a tutti, nei quali relatori

professionalmente preparati, parleranno in modo semplice e diretto di Astronomia.

Si svolgeranno anche serate osservative rivolte a tutti.

Una possibile evoluzione del progetto, che prevede un più ampio impegno scientifico e

didattico-divulgativo è descritto nel progetto “Borgo di Urania”, allegato B di questo

documento.

6. Gestione automatica del telescopio e il MAASS Project (Monterosso

Almo All-Sky Survey)

Innanzitutto va premesso che l’intera struttura dell’Osservatorio sarà automatizzata per

consentirne la gestione remota via internet. Questo risultato è possibile grazie all’utilizzo

del pacchetto software denominato RICERCA, prodotto dalla Omega Lab.

RICERCA permette la pianificazione e la programmazione di una seduta osservativa

automatica nella quale può essere del tutto esclusa la presenza di operatori.


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L’utilizzatore ha la possibilità di impostare l’ora d’inizio e l’ora di fine delle osservazioni e,

attraverso il software MaxIM DL CCD, potrà automatizzare per intero le sessioni

osservative andando a pilotare anche il rivelatore (la camera CCD oppure la digicam), i

dispositivi porta-filtri, e l’hardware di messa a fuoco. In tal modo si possono

automaticamente acquisire e/o salvare, immagini e dati, in un apposito archivio delle

osservazioni. I processi che consentono la completa automazione delle procedure di ricerca, e la loro

gestione remota via internet, fanno sì che l’operatore possa risiedere in una qualsiasi

località del pianeta ed avere, nonostante ciò, il controllo di ogni funzione dell’hardware

dell’Osservatorio (apertura e chiusura dei portelloni, puntamento del telescopio,

attivazione del rivelatore, ecc.).

In una tipica serata osservativa, in modalità di funzionamento completamente

automatica, tutto viene gestito dal software installato sul PC in Osservatorio e da

un’apposita centralina elettronica. Le immagini acquisite dai dispositivi di ripresa sono

salvate in una directory dalla quale possono essere prelevate direttamente, oppure

indirettamente dal PC-remoto, attraverso il web.

Il software ATC (Advanced Telescope Control) che fa parte del pacchetto RICERCA,

consente la gestione remota del telescopio. Ecco le sue principali caratteristiche:

• Controllo totale del telescopio

• Consente di comporre liste di oggetti celesti da riprendere

• E’ possibile programmare il puntamento di oggetti in differita

• Esecuzione automatica di riprese digitali a mosaico

• Scansione automatica di settori di cielo per la ricerca di oggetti

• Calibrazione automatica delle immagini acquisite

• Interconnessione con il programma RICERCA per la programmazione di sessioni

automatiche.

Una schermata del programma RICERCA della Omega Lab


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Queste caratteristiche del software, insieme a molte altre altrettanto importanti,

consentono di gestire una vastissima gamma di ricerche sui più disparati oggetti

astronomici. E’ così che prevediamo di trasformare l’Osservatorio di Monterosso Almo in

un efficientissimo sistema di survey del cielo (da noi denominato Monterosso Almo All-

Sky Survey, MAASS Project), con la possibilità di rilevare e studiare i seguenti oggetti

celesti:

1. Transiti di pianeti extrasolari attorno a stelle luminose, nell’intervallo di

magnitudini: 6-12 ed una profondità di transito fino a 10 mmag (Hidas 2003;

Horne 2002; Seagroves 2003; Castellano 2004; Deeg 2004; Dunham 2004; Rauer

2004; Winn 2010). La ricerca di pianeti extrasolari non è una prerogativa

esclusiva dei grandi telescopi o dei satelliti in orbita. Anzi, possiamo dire (come ha

rilevato uno di noi, Calanca 2007) che questo settore di punta dell’astronomia del

secondo millennio è aperto al contributo di tutti coloro che dispongono di telescopi

di modeste dimensioni, muniti di sistemi di ripresa digitale con tecnologia CCD o

CMOS. Un osservatore terrestre può rilevare dei pianeti in transito di taglia

confrontabile ai raggi di Giove e Saturno, mentre dallo spazio sarà possibile

individuare pianeti di tipo terrestre. Il metodo dei transiti sarà accessibile anche ai

piccoli strumenti se il target della ricerca riguarderà pianeti di grandi dimensioni e

di corto periodo. Possiamo indicare due tipi di approccio alle osservazioni. Il primo

riguarda la fotometria di un gran numero di stelle, con l’intento di rilevare, in un

campo fittamente popolato, dei nuovi pianeti in transito.

Una raffigurazione artistica del transito,

nell’infrarosso, di HD189733b.

Il transito di un pianeta extrasolare ed il grafico della

relativa caduta di luce.

L’altro, invece, prevede di realizzare la fotometria di una singola stella per

appurare se il pianeta, la cui probabile presenza è evidenziata dalle misure della

velocità radiale, periodicamente la occulta parzialmente. Il metodo dei transiti

richiede che si eseguano dei campionamenti frequenti (dell’ordine di uno ogni 2 o

3 minuti) delle stelle in esame, con una elevata precisione fotometrica


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differenziale, valutabile intorno alle 2 o 3 milli-magnitudini. Le immagini digitali

che si raccoglieranno durante le notti d’osservazione, per poi essere misurate in

modo utile, devono essere di alta qualità fotometrica. Sono possibili due approcci

distinti di ricerca, entrambi messi in pratica da diversi Team di ricerca in tutto il

mondo. Quello a “campo piccolo e profondo” (con telescopi “grandi”, alto rapporto

Segnale/Rumore per magnitudini fino alla 16-17a) e quello detto a “campo largo e

stelle brillanti” (telescopi o teleobiettivi di ridotte dimensioni, campo di vista molto

ampio, anche di diversi gradi quadrati e con magnitudini misurabili fino alla 12-

13a). Il secondo permette un miglior “ritorno” scientifico in quanto le stelle sono

sufficientemente brillanti per essere seguite con la spettroscopia. E’ anche il

metodo scelto per il MAASS. Si concentrerà l’attenzione nelle zone di cielo in

prossimità del piano galattico, densamente popolate, dove ci si può attendere una

densità stellare tipica, effettivamente misurabile, di circa 200 stelle per grado

quadrato. Intendiamo, per misurabili, le stelle di magnitudine compresa tra 9 < V

< 11, la cui eventuale variazione di luminosità non sia inferiore all’1%. Sono di

un certo interesse per la ricerca anche gli ammassi aperti, all’interno dei quali è

stato stimato la possibilità di rilevare, anche con strumentazione non

professionali, pianeti di massa 1,5 volte quella di Giove. Dopo aver individuate il

campo di ricerca, si tratterà di riprenderlo per ogni notte serena, e per almeno

due mesi (complessivamente, almeno 20 notti d’osservazione per ogni campo). Si

dovrà tener presente quanto segue: si realizzino un numero minimo di 50 flat

field, per abbattere il Poisson Noise (si veda Calanca 2008), e almeno 20 dark

frame e bias; Le riprese avranno una durata minima di 120 secondi, in modo da

ridurre l’effetto della scintillazione; tenere sempre inserita l’autoguida; riprendere

per almeno 5 ore ogni notte (70-80 immagini circa); conservare i file in formato

FITS; Si sospendono le osservazioni per una settimana circa, intorno alla Luna

piena, quando la luce diffusa dall’astro riduce il numero delle curve di luce di alta

qualità. Per il MAASS Project stiamo sviluppando una procedura che consenta

l’elaborazione di una serie, piuttosto ampia, di immagini digitali di un medesimo

campo stellare, raccolte durante una notte d’osservazione, al fine di individuare il

segnale periodico prodotto, nella curva di luce, da un transito di un esopianeta.

Tale procedura sarà inglobata nel software RICERCA.

2. Stelle variabili, qui ricordiamo che circa l’80% delle stelle variabili con luminosità

inferiore alla 13 a magnitudine è tuttora sconosciuta. Nell’ambito del nostro

MAASS project includiamo inoltre la survey delle seguenti categorie di oggetti

“variabili”:

3. Flare e superflare: le stelle a brillamento sono indicate anche come variabili UV

Ceti. Le flare stars sono generalmente delle nane rosse; anche Proxima Centauri,

la stella a noi più vicina è una flare star (Pepper 2008). Indicazioni sulle tecniche

d’osservazione con piccoli e medi telescopi: Paczynski 2000, Hadjiyska 2008, Rau

2009. Di particolare interesse lo studio dei superflare, fenomeni molto rari che


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riguardano stelle simili al Sole (classi spettrali F8-G8). Studi recenti hanno

consentito di creare un breve elenco di superflare, fenomeni ad altissima energia

prodotta e di breve durata. Il 27 aprile 1939 la stella HR 4550 (G8 V), che ha uno

dei moti propri più elevati, mostrò su alcune lastre, un aumento di luminosità di

0.6 magnitudini, con una durata del fenomeno di appena 18 minuti (Schaefer

2000; Yazev 2009). Altre stelle di tipo solare, con magnitudini comprese tra la 5 e

la 10, hanno subito variazioni consistenti di luminosità, a livello spettroscopico o

nella banda X, per un periodo di qualche decina di minuti, più raramente su di un

intervallo di qualche giorno.

I superflare osservati, riguardanti stelle di tipo solare, hanno un particolare

interesse perché ci consentono di analizzare le conseguenze di tale evento su

eventuali pianeti orbitanti. I calcoli dimostrano che un superflare della durata di

un’ora può avere effetti devastanti su di un pianeta, simile alla Terra, posto ad

una distanza di 1 AU dalla sua stella. Ciò che effettivamente potrebbe accadere

dipende dalla costituzione dell’atmosfera planetaria e dalla banda spettrale e

dall’energia emessa durante l’evento.

Animazione di un superflare

Emesso dalla stella XZ Tauri

Il 25 aprile 2008 EV Lacertae, una stella della sequenza

principale emise un grande flare. Qui il fenomeno è rappre-

sentato in modo artistico.

Ad esempio, un’emissione di energia ionizzante pari a 1036 erg potrebbe

distruggere fino all’80% dell’ozono, se la composizione dell’atmosfera fosse simile

a quella terrestre. Secondo alcuni autori (Thomas 2007), nel passato i flare solari

hanno causato significative variazioni nella distribuzione dell’ozono nell’alta

atmosfera. Studi condotti sul flare magnetico solare del 1-2 settembre 1859

(fortunatamente non si trattò di un superflare, l’energia coinvolta era in quel caso

diverse migliaia di volte inferiore), avrebbe causato una diminuzione del 5%

dell’ozono su di una scala temporale di alcuni mesi. I superflare stellari potrebbero

avere un ruolo fondamentale nell’evoluzione della vita sui pianeti. Nel passato,

alcune estinzioni della vita terrestre potrebbero essere state causate da superflare


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particolarmente energetici. Forse, in molti casi, sono gli stessi superflare a fornire

l’energia necessaria alla creazione di nuove molecole organiche.

4. Ricerca di supernovae: per questo tipologia di ricerca si sfrutteranno le

caratteristiche avanzate del software ATC, incluso nel pacchetto di RICERCA.

Sulle tecniche osservative e i risultati di alcuni progetti professionali, si vedano

anche: Qiu 1999; Filippenko 2001; Lipunov 2007; Kasliwal 2009; Pignata 2009.

Riassumiamo brevemente la procedura automatica di RICERCA per dare un’idea

della qualità della MAASS survey:

• Visualizzazione dell’oggetto di turno della lista d’osservazioni con i relativi dati.

• Caricamento della schermata di controllo del telescopio.

• Puntamento dell’oggetto.

• Caricamento del software di controllo della camera CCD.

• Eventuale auto-centro dell’oggetto precedentemente puntato.

• Eventuale ripresa dell’immagine astronomica per il confronto con

• l’immagine master.

• Ripresa dell’immagine astronomica con il tempo d’integrazione pre-impostato.

• Caricamento del programma d’archiviazione dove possono essere salvati tutti i

dati.

• Salvataggio dell’immagine e dei relativi dati che la corredano.

• Aggiornamento della lista d’oggetti selezionata.

• Puntamento dell’oggetto successivo appartenente alla lista d’osservazioni.

Per rilevare l’eventuale presenza di una supernova, il software avvia una scansione,

pixel per pixel, nell’intorno di ogni galassia. L’algoritmo cerca sorgenti di tipo stellare

con un profilo gaussiano, adoperando come parametro di selezione il valore del

rapporto Segnale/Rumore relativo. Qualora sia rilevato un segnale, inizia la ricerca di

una eventuale controparte, nella medesima posizione, nell’immagine di confronto.

Immagine della SN2005lr scoperta dal Carnegie

Supernova Project


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Se la ricerca della controparte fallisce il software “segnala” l’immagine come

sospetta. Al termine dell’analisi nell’intorno delle galassie catalogate, il software

esegue una ricerca nella restante porzione del frame.

Per evitare i falsi rilevamenti, il programma verifica, in presenza di segnali

sospetti, la coincidenza con asteroidi noti, oppure, ne ricava un profilo

fotometrico. Il successivo “blink” delle immagini così processate, con quelle di

confronto, consente all’esaminatore di verificare direttamente l’eventuale presenza

di una SN.

5. Meteoriti e bolidi e asteroidi “killer”: frequenza, luminosità e direzione, vedi:

Bellot Rubio 2002; Beech 2004; Castro-Tirado 2008; Veres 2009. Nel momento in

cui scriviamo, non ci pare che vi siano ricerche in atto finalizzate ad individuare

quei corpi celesti, denominati asteroidi “killer”, a rischio di impatto con il nostro

pianeta (Di Martino 2005). Tali oggetti hanno una taglia compresa tra i 10 e i 50

metri, dimensioni che sono dello stesso ordine di grandezza dell’evento Tunguska.

Anche se non è molto probabile che un Tunguska-class (Drobyshevski 2009;

Yeomans 2007) possa colpire il nostro pianeta nel prossimo decennio, sarebbe

però assai imbarazzante, per la comunità astronomica, se ciò avvenisse, in barba

alle probabilità, senza che vi sia stato, prima, alcun serio tentativo per cercare di

individuarne l’esistenza! Un tale impatto avrebbe un effetto catastrofico almeno a

livello locale, con un’energia sprigionata equivalente all’esplosione di una bomba

termonucleare di 10 megaton (500 volte la bomba di Hiroshima). Un progetto

finalizzato all’identificazione, pre-collisione, di queste grosse “pietre cosmiche”

deve basarsi su di un’analisi preliminare che qui sintetizziamo. In primo luogo,

cerchiamo di stimare la frequenza statistica d’impatto di un asteroide Killer delle

dimensioni di D = 10 metri.

Una raffigurazione artistica di un “asteroide

Killer” in rotta di collisione con la Terra

L’immagine della scia di un grosso meteorite che

in gran parte si consuma entrando nell’atmosfera

I calcoli si basano sui lavori di Brown (2002) e Ivezić (2001) che concordano

abbastanza bene tra loro. L’espressione utilizzata per determinare la frequenza N

è: N ~0.1(D/10m)-2.5 anno-1; essa ci dice che si ha una collisione di un


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asteroide di 10 metri con la Terra, in media, una volta ogni 10 anni. Un simile

oggetto, in rotta di collisione con la Terra, in 24 ore copre una distanza pari a 4LD

(LD, Lunar Distance), ad una velocità di 20 Km/s. Questo è un intervallo di tempo

molto ridotto per segnalare il pericolo di un impatto. La magnitudine apparente V

di un oggetto con diametro D (in m) e collocato in direzione del punto anti-solare

e ad una distanza d (AU), si stima con questa espressione: V ~ 18-

5log[(D/10m)x(0.01 AU/d)], dove AU è la distanza in unità astronomiche. Una

stima della magnitudine deve tenere conto che la Luna piena ha magnitudine -

12.3 e che una roccia di 10 metri alla distanza della Luna ha V = 15, assumendo

che il suo albedo sia simile a quello lunare. Per individuare da Terra un asteroide

Killer le migliori condizioni si hanno quando la Luna è piena. Ai quarti di Luna la

luminosità apparente dell’asteroide è minore di dieci volte mentre diviene

invisibile del tutto durante la Luna nuova. La Terra però è costantemente

bombardata da tutte le direzioni. Una soluzione è sicuramente quella di collocare

nel punto lagrangiano L1 un Osservatorio con il compito di monitorare gli asteroidi

Killer. Allo stesso tempo, sarebbe opportuno attivare, sulla superficie terrestre,

una sorveglianza costante del cielo, condotta da alcune decine di piccoli

Osservatori (diametro telescopio <50cm). Uno degli obiettivi del MAASS Project è

di partecipare, in ambito internazionale, a questa importantissima attività di

sorveglianza che, secondo la NASA, servirebbe per individuare tutti e 20000

asteroidi “killer” in potenziale rotta di collisione con la Terra.

6. Rilevamento della controparte ottica di GRB e di “optical flash” di origine

sconosciuta. I Gamma Ray Burst (GRB) sono intensi lampi di raggi gamma che

possono durare da pochi millisecondi a diverse decine di minuti; essi costituiscono

il fenomeno più energetico finora osservato ed hanno anche una frequenza

abbastanza elevata (all'incirca uno al giorno). La loro distribuzione nel cielo è

isotropa. Il lampo gamma più lontano finora osservato, GRB 090423, è avvenuto

ad una distanza di oltre 13 miliardi di anni luce dalla Terra.

Il circolo d’errore del sistema di identificazione

dei GRB di INTEGRAL

Alcuni GRB individuati dal Telescopio Spaziale Hubble


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Nel 1997 si è aperta una nuova fase nello studio di questi oggetti celesti con la

scoperta del primo afterglow, l'emissione residua associata ad un GRB e visibile in

tutte le bande spettrali. Informazioni sui progetti operativi nell’ambito dei flash

ottici e dei GRB sono in: Akerlof 1999; Sokolowski 2010. MAASS è un progetto

ottimizzato per la ricerca della radiazione ottica emessa contemporaneamente

all’evento GRB.

L’osservazione sarà attivata dalla comunicazione in tempo reale fornita dal GCN

(GRB Coordinate Network, http://gcn.gsfc.nasa.gov/), un sistema della NASA in

grado di fornire le coordinate dell’evento con un errore di alcuni primi d’arco.

MAASS sarà programmato per allertarsi ed essere disponibile entro qualche

minuto dalla ricezione del messaggio (si conta di poter avere il sistema

pienamente operativo in meno di un minuto).

Le riprese del campo che contiene il GRB saranno eseguite dai due teleobiettivi,

muniti di camere digitali CMOS, che opereranno in parallelo al telescopio S-C di

25cm, sul quale invece lavorerà una camera CCD classica. Per avere un elevato

livello di risposta, la montatura sarà movimentata da motori passo-passo e lettori

angolari costituiti da encoder incrementali. La massima accelerazione sui due assi

sarà di circa 15°/sec2 in AR e 20°/sec2 in decl. La massima velocità di puntamento

sui due assi sarà di 35°/sec. Con questa velocità, il telescopio si muoverà da

orizzonte ad orizzonte in 8 secondi.

Una sequenza standard di immagini consisterà di due esposizioni di 90 secondi,

shiftate di 10 pixel per evitare la sovrapposizione di eventuali fotoelementi

difettosi. Nei minuti successivi alla segnalazione di un GRB, inizierà una sequenza

di acquisizione di immagini di 10, 5, 10, 20, 80 e 60 secondi. MAASS project potrà

contare, almeno nelle sue prime fasi operative, su di un sistema molto simile al

BART (Jelínek 2003; Hudec 2003; Nekola 2010), nella repubblica Ceca e BOOTES-

1, BOOTES-1B, entrambi in Andalusia, Spagna.

Il Burst Alert Robotic Telescope (BART); il sistema

di ripresa a grande campo è posto in parallelo. Bootes-1B è costituito da un telescopio S-C di

30cm.


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Con un’unica differenza: anziché CCD al fuoco dei teleobiettivi, si impiegheranno

camere digitali commerciali CMOS. BART attualmente utilizza un telescopio S-C di

25cm con un CCD 1024x1024; FOV = 28’x28’ (mlim = 17.5, 60s filtro R). In

parallelo un teleobiettivo Maksutov-Cassegrain, 89mm, F = 500mm, sensore CCD

3088x2056; FOV = 3.1°x2.1° (mlim = 16, 60s). BOOTES-1B utilizza uno S-C di

30cm dotato di una camera CCD 1536x1024 (FOV = 27’x28’); dall’entrata in

servizio (settembre 2006) ha rilevato cinque GRB (Jelínek 2010).

BART ha osservato numerosi GRB tra il 2002 ed il 2007, alcuni di magnitudine inferiore a V = 15, con tempi di risposta, in alcuni casi, di poche decine di secondi dall’annuncio GCN.

1. Ricerca di nuove comete. Il MAASS Project ha le giuste caratteristiche per

eseguire una ricerca automatica di comete. Tutti gli strumenti ottici che saranno

disponibili a Monterosso potranno essere utilizzati per questa tipologia di ricerca.

La tecnica osservativa impiegata richiede l’esecuzione di riprese digitali su aree

contigue di cielo con tempi di integrazione compresi tra 60 e 90 secondi e, dopo

l’acquisizione di una serie di aree, tornare sulla prima di queste, per ripetere la

scansione. Si otterranno delle coppie di immagini delle stesse aree di cielo che

potranno essere confrontate sia visualmente, con un blinking, sia in modo

automatico. Si prevede di poter coprire alcune centinaia di gradi quadrati del cielo

per ogni notte d’osservazione. Si potranno anche sperimentare delle

interessantissime ricerche “miste”.

Una tipica immagine cometaria (all’interno del

quadrato in prossimità del centro dell’immagine)

ottenuta in prossimità della data di scoperta. La

cometa è la C/2008 Q1 (Matičič), ripresa

all’Osservatorio astronomico sloveno Črni Vrh, il

18 agosto 2008.

La strumentazione di un cacciatore “digitale” di

comete, costituita da due teleobiettivi di 200mm

e digicam CMOS per la ricerca di comete

luminose, realizzazione di Terry Lovejoy


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Supponendo di voler fare simultaneamente una ricerca di SN e di comete

luminose, si preparerà, ad esempio, una lista di 150 galassie da esplorare nel

corso di una singola notte. I due teleobiettivi (F =400mm) disporranno di digicam

con sensori CMOS 15x22mm, e FOV = 2°x3° ciascuno. La strategia di ricerca

prevede di eseguire una ventina di immagini di galassie e, simultaneamente con i

teleobiettivi, i campi adiacenti. Quindi si ritornerebbe di nuovo sulle stesse

galassie, per una seconda scansione, dopo una trentina di minuti. In pratica, nel

corso di una notte, si otterranno 300 immagini di 150 galassie allo S-C di 25cm e

600 immagini con i teleobiettivi. La copertura di cielo, ottenuta con i teleobiettivi

nel corso di una notte, sarà pari a circa 1700 gradi quadrati, ovvero 1/13 della

volta celeste con una magnitudine limite intorno alla 14. L’unica avvertenza è di

scegliere le galassie in modo da evitare una troppo marcata sovrapposizione dei

campi coperti dai teleobiettivi.

Alcune info su comete, ricerche e scoperte: Everhart 1967; Hughes 1987, 1988;

Levy 1994; Hainaut 1994; Boattini 2004; Holvorcem 2003.

7. Modifiche hardware da apportare all’Osservatorio per attivare il

MAASS Project

Abbiamo già accennato alla necessità di apportare modifiche e migliorie alla

strumentazione ed alle strutture, al fine di dare effettiva fattibilità alla gestione remota

del telescopio ed all’attivazione del MAASS Project.

Ecco in sintesi gli interventi necessari:

- Automazione dell’apertura dei portelloni;

- Installazione dei sensori meteo (rivelatori pioggia, umidità, temperatura,

pressione, ecc.);

Nuova montatura equatoriale a forcella del telescopio; encoder incrementali di

posizione. Le specifiche di movimentazione del telescopio sono: motori passo-

passo che consentano un’accelerazione massima, sui due assi, di circa 15°/sec2 in

AR e 20°/sec2 in decl. La massima velocità di puntamento sui due assi sarà di

35°/sec. Con questa velocità, il telescopio si muoverà da orizzonte ad orizzonte in

8 secondi. Scheda di gestione, piattaforma ASCOM. La nuova montatura sarà

realizzata dall’azienda RP ASTRO;

- Due teleobiettivi di 300 o 400mm di focale + due digicam CMOS (preferibilmente

CANON EOS);

- Una camera CCD installata al fuoco (che dovrà essere motorizzato e gestibile in

remoto) dello S-C di 25cm;

- Un PC da installare all’interno dell’Osservatorio.


15

8. L’Osservatorio di Monterosso Almo potrebbe divenire la prima

pietra del “Borgo di Urania”?

Il progetto “Borgo di Urania” è stato elaborato da EAN (European Astrosky Network)

tra il 2006 ed il 2007. Esso ha degli aspetti assolutamente innovativi, dal punto di

vista scientifico e didattico; l’Osservatorio di Monterosso Almo potrebbe avere le

caratteristiche giuste per concretizzare tale progetto, trasformandosi, nel corso di

alcuni anni, in una struttura di rilevanza nazionale, con benefiche ricadute turistiche e

culturali sul territorio.

Il progetto è descritto nei dettagli nell’allegato B.

9. Ricadute culturali, scientifiche e d’immagine

L’Osservatorio Astronomico di Monterosso Almo, nel pieno delle sue attività scientifiche e

culturali, costituirà un importante punto di riferimento per le scuole dell’intera regione,

senza trascurare il fatto che anche il pubblico generico, inserito in attività di educazione

permanente, potrà avvicinarsi consapevolmente alle meraviglie del cielo attraverso

esperienze osservative mirate.

Sarà infatti possibile l’osservazione guidata e programmata dei principali corpi celesti,

Sole, Luna, pianeti, comete, galassie e nebulose. L’Osservatorio costituirà un autentico

centro di aggregazione e di riferimento culturale per la diffusione della cultura e della

conoscenza scientifica. Le visite notturne avranno un fascino unico e costituiranno

un'esperienza importante dal punto di vista scientifico ma, anche, emotivo.

Non va poi dimenticata la funzione di traino culturale che potrà assumere questa

struttura, contribuendo così ad accrescere il prestigio e l’immagine dell’intera comunità.

Perché u


16

ALLEGATO A

Dati climatici di Monterosso Almo, copertura nuvolosa, seeing e

inquinamento luminoso

INTRODUZIONE

Sviluppiamo alcune considerazioni di carattere climatico, connessi ai parametri

fondamentali dell’osservazione astronomica. Tali parametri sono sostanzialmente sei:

1) La quantità di notti utilizzabili per l’osservazione

2) La distribuzione stagionale delle notti utili all’osservazione

3) La trasparenza del cielo

4) La qualità delle immagini

5) La latitudine

6) La frequenza dei venti

In genere, se si sottopone ad una commissione di astronomi il compito di stilare una

graduatoria d’importanza di questi parametri, i risultati (come già è avvenuto in alcune

occasioni) sarebbero probabilmente i seguenti: il terzo parametro (trasparenza del cielo)

avrebbe circa l’85% dei voti, seguirebbero, all’incirca alla pari, il numero 1) quantità di

notti utilizzabili e 4) qualità delle immagini.

Queste caratteristiche, così apprezzate dagli astronomi, le ritroviamo quasi tutte al Sud,

in particolare in Sicilia. Da maggio ad ottobre in questa regione abbiamo le migliori

condizioni per le osservazioni del cielo.

A lungo, nella guida turistica della Sicilia edita dal Touring Club Italiano, si leggeva un

commento che era riferito alle pendici dell’Etna, ma che si potrebbe estendere anche ad

altre località siciliane: “Le stelle appaiono quasi senza scintillazione, dovuta alla diversa

densità degli strati d’aria”.

a. Il clima in Sicilia

Da un’analisi dei dati climatici si deduce che la Sicilia è una regione caratterizzata da un

clima temperato mediterraneo, con prolungamento della stagione estiva e inverno mite.

Le temperature medie invernali sono superiori ai 5 °C mentre quelle minime scendono

solo raramente al di sotto di 0 °C.

E' il caratteristico clima di collina con temperatura media di 16 °C, in cui il mese più caldo

risulta essere agosto (24 °C), il più freddo Gennaio (7 °C). Quello più soleggiato e'

giugno (14,6 ore) mentre il minimo annuo si riscontra a dicembre (9,4 ore).

Per quanto riguarda le precipitazioni, il minimo è in luglio (da cui consegue che la portata

minima dei corsi d'acqua si verifica in agosto) e massime a dicembre. Si va da 0 mm di

pioggia caduta in luglio agli oltre 76 mm caduti in Dicembre con una media annua di 540


17

mm, inferiore a quella generale del territorio nazionale pari a 970 mm annui. Con 69

giorni piovosi l'anno la Sicilia centrale si può considerare una zona a media intensità

pluviometrica.

I venti soffiano prevalentemente (oltre il 70%) da Nord-Ovest e, per il restante 30% da

Ovest; mentre raramente spirano da Est , da Sud o da Sud Est. Sono concentrati

maggiormente durante le ore pomeridiane e hanno una velocità compresa tra 15-20

Km/h (nelle giornate meno ventose) e 45-50 Km/h (nelle giornate particolarmente

ventose).

b. Copertura nuvolosa e seeing a Monterosso Almo. Rappresentatività

dei dati di Monte S. Venere

Il Comune di Monterosso Almo è collocato in un’area nella quale il numero medio di notti

serene sembra aggirarsi intorno a 200 per anno. Lo affermò nel 1974 M.G. Fracastoro,

nella sua Relazione preliminare sulle condizioni climatiche della Sicilia Orientale. Questa

relazione era allegata al Rapporto n. 3 dell’Osservatorio Astronomico Nazionale,

pubblicato quando ancora si riteneva probabile la realizzazione dell’OAN sul territorio

nazionale.

Fig. 1: I tre grafici a fianco forniscono informazioni

sulla copertura nuvolosa rilevata nello stesso periodo

a Serra la Nave e a Monte S. Venere (giugno 1970-

giugno 1971), una località a pochi chilometri da

Monterosso Almo. Il grafico in alto mostra il numero

di notti coperte nelle due località; quello centrale le

notti parzialmente coperte, infine, quello in basso le

notti serene, che risultano pressoché coincidenti.

Il numero massimo di notti serene è in luglio, quello

minimo in gennaio e febbraio. La stima della

copertura del cielo è effettuata dividendo la volta

celeste in quattro quadranti, centrati nei quattro punti

cardinali, e ciascuno suddiviso in due zone

dall’almuncantarat di 45°. L’osservatore stimava

l’azimut e l’altezza delle nubi o dei veli che riportava

in una apposita scheda.

Il grafico è quello originale, nota 4, p. 71.

La cosa veramente importante per la nostra analisi, però, è che per molti mesi (giugno

1970-giugno 1971), furono eseguiti una serie di rilevamenti astronomici6 a Monte Santa

Venere (long: 14° 58’; lat.: 37° 08’, h.s.l.m. = 870m), una località ad appena 12 Km in

linea d’aria da Monterosso Almo!

6 S. Catalano, S. Cristaldi, Rapporto sulla stazione di S. Venere e considerazioni su altri possibili “sites” limitrofi,

Rapporto OAN n.3, pp. 65-72, Padova 1974.


18

Le caratteristiche orografiche e climatiche di Monte Santa Venere sono da considerarsi

assai simili a quelle di Monterosso; riteniamo, pertanto, che i dati che furono allora

raccolti per la campagna OAN, siano tuttora rappresentativi delle condizioni climatiche e

di seeing della località di nostro interesse.

Una prima informazione davvero interessante riguarda il numero di notti coperte,

parzialmente coperte e serene raccolte in circa un anno a S. Venere. Nel grafico di fig. 1

troviamo un confronto con Serra la Nave, sede osservativa dell’Osservatorio Astrofisico di

Catania. Colpisce il fatto che il numero di notti serene è praticamente coincidente

nelle due località. Dobbiamo sottolineare il fatto che Serra la Nave è considerata una

delle migliori località astronomiche italiane.

Ora parliamo del seeing. Con questo termine si descrive l’insieme dei disturbi atmosferici

che altera la qualità delle immagini dei corpi celesti.

La presenza dell’atmosfera provoca la perdita di informazioni geometriche (agitazione,

dilatazione delle immagini) e fotometriche (assorbimento, diffusione, scintillazione) con la

conseguente degenerazione di una frazione della luce, proveniente dalle stelle, da

segnale utilizzabile a rumore. Ne consegue che l'osservazione degli astri può essere

notevolmente compromessa da condizioni di seeing scarsamente favorevoli, qualunque

sia la tecnica di rilevamento utilizzata: visuale, fotografica, spettrografia, CCD.

L'atmosfera presenta dei difetti locali di omogeneità dovuti al vento, alle differenze di

temperatura e di umidità; la luce che l'attraversa subisce delle fluttuazioni rapide e

fortuite intorno ad una direzione media che l'osservazione ad occhio nudo traduce come

delle variazioni repentine di luminosità (fenomeno della scintillazione).

L'angolo di deviazione del raggio luminoso proveniente da una stella, intorno alla

direzione media, che è dell'ordine dei secondi d'arco, esprime il livello di turbolenza

atmosferica nella ristretta zona di cielo intorno alla stella in esame: essa rappresenta la

misura, comunemente adottata, del seeing. Tale misura varia in modo proporzionale alla

massa d'aria attraversata dai raggi luminosi: tanto maggiore è la distanza zenitale della

stella, tanto peggiore sarà la qualità delle immagini.

Per questo motivo, in sede di determinazione della qualità media notturna delle immagini

stellari, si dovrà riferire il valore del seeing a distanze zenitali costanti che, in base alla

tecnica di rilevamento impiegata, potrà essere riferita allo zenit stesso oppure, alla

distanza zenitale della stella polare.

A Monte S. Venere furono eseguite delle misure di seeing con il metodo fotografico delle

tracce della stella polare messo a punto da Harlan e Walker (1965). A S. Venere, in 326

notti, furono raccolte ed esaminate 1034 tracce della polare. Le fig. 2 e 3 danno un

quadro riassuntivo del seeing allora rilevato.


19

Fig. 2: La distribuzione mensile del

seeing osservato a S. Venere;

l’ordinata dà il numero di notti,

l’ascissa il seeing medio per notte. I

rilevamenti furono eseguiti nel

periodo: luglio 1969 – novembre

1970. La scala del seeing è divisa in 8

classi, da 1 a 8, dove con il numero 1

si indica il seeing migliore, stimabile

intorno a 1”.5. Le misure di

calibrazione delle tracce che furono

eseguite ad Asiago negli anni

Settanta diedero queste

corrispondenze: 3 = 3”; 4 = 3”.5; 5

= 4”.

a. Considerazioni sull’inquinamento luminoso stimato di Monterosso

Almo

In Italia, due terzi della popolazione ha perso la possibilità di vedere la Via Lattea dal

luogo dove vive e ciò a causa dell’inquinamento luminoso. Per inquinamento luminoso

intendiamo quella alterazione della quantità naturale presente nell’ambiente notturno

provocata dall’immissione di luce artificiale. La luce artificiale inquina quando altera la

quantità di luce naturale.

Un elevato inquinamento luminoso altera sia il rapporto con l’ambiente in cui viviamo, sia

la percezione del “mondo” attorno a noi e ciò comporta un danno culturale incalcolabile

perché provoca la sparizione di quel cielo stellato che è da sempre fondamentale stimolo

alla cultura, sia umanistica sia scientifica. Non dobbiamo poi dimenticare che

l’inquinamento luminoso ha documentati effetti negativi sull’ambiente e sulla salute degli

esseri viventi, che vanno dall’alterazione delle abitudini di vita degli animali e, per

l’uomo, abbagliamento, miopia e possibili alterazioni ormonali.


20

Fig. 3: Questo grafico è di un certo interesse perché confronta la distribuzione del seeing medio notturno a

Monte S. Venere e St. Barthelemy (Valle d’Aosta), quest’ultima località è considerata tra le migliori in Italia per

la qualità del seeing . I valori misurati dimostrano che la qualità media del seeing è molto simile tra le due

località. I dati sono stati ricavati dalla tabella IV7. Il confronto è alla pari: infatti, nelle prime tre classi, Monte

S. Venere e S. Barthelemy, hanno rispettivamente il 64% ed il 63% delle notti.

<0.1 nero

0.1-0.2 porpora

0.2-0.4 viola

0.4-0.6 blu

0.6-0.8 blu chiaro

0.8-1.0 verde

1.0-1.2 giallo-oro

1.2-1.4 giallo

1.4-1.6 arancio

1.6-1.8 rosso

1.8-2.0 rosa intenso

>2.0 rosa

Fig. 4: Cartina che mostra il degrado della visibilità delle stelle ad occhio nudo nella Penisola. A fianco, la

corrispondenza tra i colori ed il degrado della magnitudine. La cartina indica il decadimento della capacità di

percepire le stelle da parte della popolazione; gli effetti dell’inquinamento luminoso sono chiaramente visibili

anche nelle montagne. L’Osservatorio di Monterosso Almo si trova in una zona di colore viola, che sta ad

indicare un degrado contenuto, compreso tra 0.2 e 0.4 magnitudini.

7 R. Barbon, G. di Tullio Vanzani, Condizioni meteorologiche e turbolenza ottica osservate in alcune stazioni

OAN, Rapporto n. 3 OAN, Padova 1974.


21

La prima valutazione delle aree inquinate da un eccesso di illuminazione artificiale venne

fatta nel 1971 all’Università di Padova, mentre la prima mappa della brillanza artificiale

del cielo in Italia uscì due anni dopo grazie ad uno studio eseguito da alcuni astronomi

della Specola Vaticana.

Gli studi attuali, basati sull’analisi dei dati satellitari, confrontati con quelli ottenuti negli

anni ’70, mostrano che la crescita attuale dell’inquinamento luminoso, in Italia, è

dell’ordine del 10% annuo.

L’Osservatorio astronomico di Monterosso Almo sorge in un’area all’interno della quale

l’inquinamento luminoso è assai contenuto, con un degrado minimo della visibilità

stellare, inferiore a 0.4 magnitudini.

Con queste caratteristiche, che dovranno essere preservate anche nei decenni futuri

attraverso un’oculata gestione dell’illuminazione artificiale, l’Osservatorio può costituire

un punto di riferimento sia per una concreta serie di attività scientifiche di prim’ordine sia

per una didattica qualificata rivolta alle scuole di ogni ordine e grado.


22

ALLEGATO B

Il progetto “Borgo di Urania” e l’Osservatorio di Monterosso Almo

Nell’ambito dell’astronomia nazionale Il ‘Borgo di Urania” si presenta come un progetto

assolutamente innovativo. Si vuole proporre, infatti, un modo diverso di fare astronomia

a livello divulgativo-didattico e di ricerca scientifica, senza dimenticare, anzi ponendo in

posizione assolutamente centrale, i positivi risvolti di promozione turistica per la località

che attuerà questo progetto.

Perché Il 'Borgo' è un modo diverso, del tutto nuovo di fare astronomia?

1) Semplicemente perché non si punta a realizzare un progetto faraonico, con mega-

telescopi destinati a rimanere in gran parte inutilizzati. Per intenderci, non si vuole

ripetere l’errore dei tanti Osservatori comunali sorti come funghi negli ultimi 20 anni in

diverse località italiane ma che troppo spesso risultano sottoutilizzati. La stessa UAI sta

cercando di promuovere la realizzazione di un Osservatorio sui monti Sibillini con un

telescopio di 1 metro di diametro! Ma cosa ce ne facciamo, in Italia, di telescopi con

diametri superiori ai 50 cm? Non si fanno pianeti in alta risoluzione perché la qualità del

seeing non lo consente; per molte altre ricerche sono strumenti sovradimensionati e

difficili da gestire dal punto di vista tecnico. Uno dei pochi settori dove un telescopio della

fascia >50 cm ha un impiego significativo è nella costruzione della curva di luce dei

pianeti extrasolari in transito. Ora, in Italia ci sono almeno una settantina di Osservatori,

muniti spesso di telescopi mastodontici, realizzati con il contributo pubblico e costati

milioni di euro, dei quali forse solo il 20% (probabilmente meno) funzionano su di un

livello accettabile, specialmente per la divulgazione rivolta al pubblico generico. Il

rimanente 80% è su livelli di pura sopravvivenza e spesso con calendari di attività

striminziti e poco significativi dal punto di vista culturale e scientifico.

2) Una considerazione fondamentale che ci spinge a promuovere il progetto 'BORGO DI

URANIA" è che sul territorio nazionale ormai si fa pochissima ricerca scientifica con i pur

numerosi telescopi piccoli/medi presenti (che sono diverse migliaia), che si trovano nelle

mani sia dei professionisti sia degli amatori. Se molti amatori di ogni parte d’Italia, che

hanno difficoltà ad eseguire osservazioni sotto cieli inquinati, conferissero la loro


23

strumentazione al ‘Borgo di Urania’ in comodato d’uso, in particolare telescopi con

pilotaggio remoto (con diametri tra i 15 e i 35 cm), CCD e digitali reflex, sarebbe allora

possibile lanciare una serie di programmi di ricerca di ampio respiro, supportati da un

sistema altamente automatizzato di acquisizione ed analisi delle immagini. Disponendo di

una cinquantina di telescopi si potrebbero proporre un certo numero di progetti

sistematici di ricerca, con elevate probabilità di scoperta: caccia alle comete, ricerca di

pianeti extrasolari, novae, supernovae, variabili, GRB, mappature del cielo a diverse

lunghezze d’onda, ecc., in altre parole, il progetto MAASS proposto in queste pagine. I

telescopi conferiti al Borgo di Urania resterebbero ovviamente dei proprietari originari,

che potranno utilizzarli in remoto via internet.

3) Parallelamente si svolgeranno attività divulgative molto coinvolgenti, sotto forma di

conferenze, meeting, convegni e corsi residenziali di astronomia a diversi livelli. Uno degli

aspetti fondamentali riguarda lo sviluppo del turismo "culturale": in questo ambito il

"BORGO" dovrebbe divenirne uno dei punti focali.

4) Il BORGO dovrebbe essere in grado di auto-sostenersi economicamente, attraverso i

servizi e le prestazioni fornite e i contributi provenienti dall’esterno.

5) L'area dove far sorgere il BORGO dovrà essere costituita da un luogo pianeggiante,

con orizzonte libero da 10° in su, ampia circa 2 ettari, con facile accesso ad acqua, luce e

linea telefonica (ADSL). E' assolutamente auspicabile avere altre strutture abitate

stabilmente nel raggio di qualche centinaio di metri.

6) il progetto BORGO DI URANIA prevede la realizzazione di strutture semplici,

prevalentemente in legno con tetti scorrevoli che appoggiano su piattaforme in cemento

armato. Il tutto si deve facilmente integrare nell'ambiente. Ovviamente il luogo deve

essere edificabile senza vincoli particolari.

7) RIASSUMENDO: il Borgo di Urania dovrà accogliere alcune decine di telescopi e

teleobiettivi automatizzabili e gestibili via - internet (esempio: montature Meade LX200 e

simili), il diametro massimo accettato è 40 cm; sono considerati inutili i diametri

superiori. Gli strumenti lavoreranno in batteria per ampie survey del cielo, il più possibile

automatizzate. Per fare esempi concreti: una decina di teleobiettivi da 200 mm di focali,

montati su teste equatoriali gestibili in remoto, per la caccia automatica a comete, novae,

variabili. Poi 3-4 S-C su montatura tipo LX200 per la ricerca di pianeti extrasolari in

transito. Quindi 3-4 S-C LX 200 di 25-35 cm per la caccia alle supernovae. Alcuni newton

30-40 cm, gestibili in remoto, per l'osservazione planetaria in alta risoluzione. Infine, 4-5

telescopi, di buona qualità, adibiti all'osservazione visuale.

8) Il progetto prevede, nel corso del tempo, la creazione di un parco didattico, costituito


24

da un percorso dotato di piazzole con strumenti e modelli del sistema planetario, della

galassia, ecc. Inoltre esso dovrà disporre di un piccolo planetario.

Didattica e divulgazione nel “Borgo di Urania”

Poniamo l’accento sulle principali finalità divulgative e didattiche del progetto:

• Promuovere fra la popolazione e gli studenti delle scuole di ogni ordine e grado la

conoscenza dell’astronomia in ogni suo aspetto;

• Sviluppare negli studenti capacità di comprensione dei fenomeni naturali

attraverso esperienze di osservazione diretta e attitudini a effettuare misure e

correlare grandezze fisiche diverse;

• Incentivare le capacità di organizzazione e di elaborazione delle informazioni

ricavate dalle esperienze osservative da cui elaborare deduzioni e plausibili ipotesi

scientifiche;

• Coinvolgere a diversi livelli gli studenti che fruiranno del Borgo di Urania nello

svolgimento di progetti di ricerca (ad esempio, lo studio delle macchie solari

attraverso la raccolta di dati tramite i telescopi dell’Osservatorio).


25

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