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Il telescopio SkyWatcher Widephoto 200 f/4

In questa recensione andremo ad analizzare il telescopio SkyWatcher Newton WidePhoto 200mm f/4 acquistato al prezzo di 590.00 € iva inclusa, in data 19/12/2011 presso il negozio Miotti Ottica di Milano.

Il telescopio in esame è un riflettore newtoniano di 200 mm di diametro e 800 mm di focale. L’ottica è intubata seguendo lo standard SkyWatcher, ovvero tubo ottico in Alluminio di colore nero lucido metallizzato. Lo specchio primario di ottima fattura è alloggiato su una buona cella in grado, tramite tre manopole di compiere movimenti fluidi e precisi. Una volta collimata l’ottica è possibile bloccare lo specchio primario attraverso tre viti di fissaggio prestando però attenzione a non stringerle troppo (lo specchio tende a muoversi agendo sulle viti di fissaggio). Il secondario, di modeste dimensioni, è fissato ad un supporto “standard”, simile a quello montato sugli altri Newton di casa SkyWatcher. Come attendibile da riflettori di grandi diametri e corta focale, il secondario è leggermente decentrato. Le raggere del secondario sono molto sottili, forse troppo, dato che l’intero supporto tende a non mantenere la propria posizione se sottoposto a torsione (cosa che avviene ad esempio in fase di collimazione). È proprio, a nostro avviso, la scarsa qualità meccanica del supporto del secondario a rendere difficoltosa e poco “affidabile” la collimazione dello strumento.

Il supporto del secondario. Lo specchio è stato smontato e fissato di nuovo al sostegno dalla ditta ARTESKY.

Apprezzabili sono invece i diaframmi presenti nella parte interna del tubo ottico, ben fatti e in grado di conferire rigidità all’intero telescopio che appare robusto con i suoi 10.2 kg di peso (barra Losmandy + Vixen inclusa).

Il Newton 200 mm f/4 WidePhoto ha un focheggiatore Crayford Power linear da 2″ demoltiplicato. Questo presenta come accessori, inclusi nel prezzo, una prolunga da 2” ed un adattatore al fine di alloggiare oculari e strumenti del diametro di 31.8 mm. Il focheggiatore presenta due viti: una di fissaggio ed una di regolazione della “durezza”. Lo schema ottico dello strumento presenta un’ottima estrazione del fuoco che permette di accoppiare a questo strumento praticamente qualsiasi tipo di camera CCD o reflex. Il Crayford Power linear sembra essere più solido del classico Crayford dual speed montato sulla serie “Black Diamond” anche se, nel modello in esame, questo mostrava un movimento basculante.

Particolare del focheggiatore. Si notano le due viti di serraggio e regolazione della "durezza".

Sul campo il telescopio, una volta collimato con collimatore laser e Cheshire, ha mostrato un ottima capacità di raccogliere luce dato il basso rapporto focale f/4. Uno strumento veloce, ideale per chi vuole cimentarsi nella fotografia a banda stretta. Il campo inquadrato da una reflex (formato APS-C) presenta del coma evidente rendendo tale strumento praticamente inutilizzabile dal punto di vista fotografico. Ovviamente tutto cambia utilizzando un correttore di coma, nel nostro caso è un Baader MCPP. Il coma in questo caso si riduce notevolmente presentandosi limitatamente solo ai bordi ed in determinati orientamenti della camera. Ovviamente sarebbe stato meglio utilizzare un correttore di coma più adatto (il Baader MCPP è studiato per newton f/5) ma purtroppo a quel tempo non ve ne erano sul mercato.

Il campo inquadrato da un sensore CCD (tipo KAF8300) è invece buono e montando il correttore di coma si ottengono stelle puntiformi praticamente fino ai bordi. Lo stesso si può dire per campi ancor più piccoli come nelle riprese planetarie o spettroscopiche dove il telescopio si è mostrato all’altezza. Una piccola nota pratica sulla messa a fuoco: purtroppo il focheggiatore presenta due viti di fissaggio, generando una leggera torsione alla camera con conseguente distorsione del campo e peggioramento della collimazione. Consigliamo di inserire una terza vite rendendo così il sistema più stabile. Inoltre date le grandi dimensioni dello specchio primario e il corto rapporto focale consigliamo di controllare la messa a fuoco durante le riprese dato che questa può variare da posa a posa a seguito di gradienti termici.

La nebulosa IC1848 ripresa da Briosco (MB) in banda stretta con camera CCD.

Ultima nota sul campo è la necessità di dotarsi di un paraluce. Infatti numerose volte è capitato di trovarsi lo specchio secondario completamente appannato durante le riprese!

Concludendo, il telescopio SkyWatcher Newton WidePhoto 200mm f/4 presenta un ottimo rapporto qualità/prezzo ma a nostro avviso non ha raggiunto un livello di qualità sufficente per definirlo “più fotografico” del Newton Black Diamond 200 mm f/5 venduto a minor prezzo dalla stessa casa produttrice di telescopi. Ci aspettavamo in particolare qualcosa di meglio in termini meccanici data la “precisione” richiesta dallo strumento per un corretto funzionamento.

Di seguito portiamo alcuni esempi di immagini astronomiche riprese con questo strumento: Saturno, la nebulosa M27 e la nebulosa Cono!




M109 (NGC 3992) – 24/03/2014

Telescopio o obiettivo di acquisizione (Imaging telescope or lens): Newton SkyWatcher BlackDiamond 200 mm f/4

Camera di acquisizione (Imaging camera): CCD Atik 383L+ B/W [5.4 μm] @ -12.0°C

Montatura (Mount): SkyWatcher NEQ6

Telescopio o obiettivo di guida (Guiding telescope or lens): Rifrattore acromatico SkyWatcher 102mm f/5

Camera di guida (Guiding camera): Magzero MZ-5m B/W [5.2 μm]

Riduttore di focale (Focal reducer): non presenti (not present)

Software (Software): PixInsight 1.8 + Adobe Photoshop CS3

Accessori (Accessories): non presente (not present)

Filtri (Filter): 2” Astronomik CCD R, G, B

Risoluzione (Resolution): 3362 x 2504 (originale/original), 3228 x 2370 (finale/final)

Data (Date): 24/03/2014

Luogo (Location): Briosco – MB, Italia (Italy)

Pose (Frames): 4 x 720 sec bin 1×1 R (24/03/2014), 3 x  720 sec bin 1×1 G (24/03/2014), 4 x  720 sec bin 1×1 B (24/03/2014)

Calibrazione (Calibration): 10 x 900 sec bin 2×2 dark (25/03/2014), 39 bias (24/03/2014), 15 flat  (24/03/2014) RGB

Fase lunare media (Average Moon phase): 40.1% (24/03/2014)

Campionamento (Pixel scale):  1.38568 arcsec/pixel

Focale equivalente (Equivalent focal lenght): 800 mm

Note (note): Composizione RGB / RGB composition.

M109 (NGC 3992) - 24/03/2014




Spettroscopia con un reticolo di diffrazione: le linee telluriche

ARTICOLI DI ASTRONOMIA AMATORIALE
VOLUME 2 NUMERO 2 (2013)

ABSTRACT

In questo articolo sono riportate le misure di lunghezza d’onda delle linee telluriche (più correttamente bande telluriche) effettuate su quattro stelle di tipo B. In particolare vengono considerare le linee relative all’assorbimento dell’Ossigeno (bande A e B) e delle molecole d’acqua presenti nell’atmosfera terrestre. Ricordiamo infine che la banda A dell’Ossigeno è utilizzata per il processo di seconda calibrazione degli spettri stellari in quanto le misure non sono generalmente soggette a spostamenti Doppler. In caso contrario tale linea dovrà essere esclusa dal processo di seconda calibrazione.

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Misura della linea tellurica O2(6870Å)

ARTICOLI DI ASTRONOMIA AMATORIALE
VOLUME 2 NUMERO 1 (2013)

ABSTRACT

Lo spettro elettromagnetico di una stella è caratterizzato da linee di emissione ed assorbimento. Per quanto concerne le seconde è possibile distinguere tra righe di origine stellare e quelle dovute all’assorbimento della radiazione elettromagnetica ad opera delle molecole presenti nell’atmosfera terrestre. Tali linee prendono il nome di linee telluriche e la loro individuazione risulta di fondamentale importanza al fine di ottenere un’analisi spettroscopica corretta. In questo articolo riportiamo la misura della linea tellurica O2(6870Å) effettuata su un campione di quattro stelle di tipo B.

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C/2011 L4 (PAN-STARRS) – 21/03/2013

Telescopio o obiettivo di acquisizione (Imaging telescope or lens): Newton SkyWatcher BlackDiamond 200 mm f/4

Camera di acquisizione (Imaging camera): Canon EOS 500D (Rebel T1i) con filtro Baader (with Baader Filter) [4.7 μm]

Montatura (Mount): SkyWatcher NEQ6

Telescopio o obiettivo di guida (Guiding telescope or lens): non presente (not present)

Camera di guida (Guiding camera): non presente (not present)

Riduttore di focale (Focal reducer): non presente (not present)

Software (Software): IRIS + Adobe Photoshop CS2/CS6

Accessori (Accessories): correttore di coma Baader MPCC (coma corrector)

Filtri (Filter):  non presente (not present)

Risoluzione (Resolution): 4752 x 3168 (originale/original), 4194 x 2430 (finale/final)

Data (Date): 21/03/2013

Luogo (Location): Inverigo – CO, Italia (Italy)

Pose (Frames): 72 scatti a tempi diversi (72 shots at different exposure times) at/a 100-800 ISO.

Calibrazione (Calibration): 21 x 10 sec dark, 43 bias, 37 flat

Fase lunare media (Average Moon phase): 69.3%

Campionamento (Pixel scale):  1.21068 arcsec/pixel

Focale equivalente (Equivalent focal lenght): 800 mm

Note (note): Le stelle sono state elaborate con StarSpikes Pro 2 (stars spikes produced with StarSpikes Pro 2)

C/2011 L4 (PAN-STARRS) – 21/03/2013

riportiamo anche una copia dell’immagine dove vengono riportati i nomi e le magnitudini delle stelle più luminose. Le stelle più deboli riprese sono di magnitudine visuale +11.56 / we report also a copy of the picture with the name of the brightest stars. The faintest stars presents are of magnitude +11.56.

C/2011 L4 (PAN-STARRS), con i nomi delle stelle / with star's names - 21/03/2013

Per scaricare i file originali in formato PIC clicca qui (password richiesta) / Click here in order to download the original files in PIC format (password request)




Cratere Copernico – 22/01/2013

Telescopio o obiettivo di acquisizione (Imaging telescope or lens): Newton SkyWatcher Black Diamond 200 mm f/4

Camera di acquisizione (Imaging camera): Magzero MZ-5m B/W [5.2 μm]

Montatura (Mount): SkyWatcher NEQ6

Telescopio o obiettivo di guida (Guiding telescope or lens): non presente (not present)

Camera di guida (Guiding camera): non presente (not present)

Riduttore di focale (Focal reducer): non presente (not present)

Software (Software): Registax5.1 + Adobe Photoshop CS6

Accessori (Accessories): Lente di Barlow TS APO 2.5x (TS 2.5x APO Barlow lens)

Filtri (Filter): non presente (not present)

Risoluzione (Resolution): 1280 x 1024 (originale/original), 1248 x 968 (finale/final)

Data (Date): 22/01/2013

Luogo (Location): Briosco – MB, Italia (Italy)

Pose (Frames): somma di 100 frames

Calibrazione (Calibration): non presente (not present)

Fase lunare media (Average Moon phase): 83.0%

(clicca qui per scaricare l’immagine originale in formato TIFF – click here in order to download the TIFF file)

Cratere Copernico - 22/01/2013

 




Giove – 19/12/2012

Telescopio o obiettivo di acquisizione (Imaging telescope or lens): Newton SkyWatcher WidePhoto 200 mm f/4

Camera di acquisizione (Imaging camera): Imaging Source DBK31.AU03 colori/color [4.65 μm] – Magzero MZ-5m B/W [5.2 μm]

Montatura (Mount): SkyWatcher NEQ6

Telescopio o obiettivo di guida (Guiding telescope or lens): non presente (not present)

Camera di guida (Guiding camera): non presente (not present)

Riduttore di focale (Focal reducer): non presente (not present)

Software (Software): Registax5.1/Registax6 + Adobe Photoshop CS6

Accessori (Accessories): Lente di Barlow TeleVue Powermate 5x (TeleVue Powermate 5x Barlow lens)

Filtri (Filter): non presente (not present)

Risoluzione (Resolution): 1024 x 768800 x 600

Data (Date): 19/12/2012

Luogo (Location): Briosco – MB, Italia (Italy)

Pose (Frames): somma di circa 1000 frames

Calibrazione (Calibration): non presente (not present)

Fase lunare media (Average Moon phase): 49.9%

Campionamento (Pixel scale): 0,21727 arcsec/pixel – 0.24599 arcsec/pixel

Focale equivalente (Equivalent focal lenght): 4360 mm

Giove - 19/12/2012 - il satellite in figura è Io

 

Giove - 19/12/2012 - il satellite in figura è Io

 

Giove - 19/12/2012 - il satellite in figura è Io

 

Giove - 19/12/2012 - il satellite in figura è Io

(clicca qui per scaricare le immagini originali in formato TIFF – click here in order to download the TIFF files)




B8-βOri (Rigel)

La stella β della costellazione di Orione è di tipo B8 Iab e si trova a 860 A.L. dalla nostra stella. Questa ruota su se stessa con una velocità di circa 43 km/s. La stella è una supergigante blu con temperatura stimata è intorno ai 12’000 K.

L’immagine in figura rappresenta lo spettro di βOri ripresa il giorno 19 Dicembre 2012 alle ore 23.24 (TMEC) da Briosco (MB) con un telescopio Newton SkyWatcher 200mm f/4 + reticolo di diffrazione StarAnalyser 100 + camera Magzero MZ-5m. Di seguito è riportato l’istogramma dellla regione di interesse. L’offset ottenuto tramite fit gaussiano è 103.735 pixel. La massima luminosità è raggiunta per lunghezze d’onda pari a 5271.8 Å. Scarica il file di testo della misura.

Spettro di assorbimento non calibrato (Visual Spec)

A questo punto si è proceduto alla realizzazione dello spettro MAX-assorbimento al fine di semplificare le future operazioni di fit. Effettuando un fit gaussiano sui picchi otteniamo:

  • 3958.7 Å  linea Hε dell’HI (3969.7 Å)
  • 4084.7 Å linea Hδ dell’HI (4101.3 Å)
  • 4332.9 Å linea Hγ dell’HI (4340.0 Å)
  • 4844.2 Å linea Hβ dell’HI (4860.8 Å)
  • 4902.9 Å
  • 5187.5 Å
  • 6781.8 Å
  • 5841.3 Å
  • 5897.4 Å
  • 6246.4 Å
  • 6841.0 Å
  • 7577.8 Å

 

La stessa stella è stata ripresa con il medesimo setup anche allre ore 23.24 (TMEC). L’offset ottenuto tramite fit gaussiano è 23.1432 pixel. La massima luminosità è raggiunta per lunghezze d’onda pari a 5288.1 Å. Scarica il file di testo della misura.

Spettro di assorbimento non calibrato (Visual Spec)

  • 4336.4 Å linea Hγ dell’HI (4340.0 Å)
  • 4853.9 Å linea Hβ dell’HI (4860.8 Å)
  • 4902.0 Å
  • 5081.0 Å
  • 5179.4 Å
  • 5460.9 Å
  • 5772.5 Å
  • 5869.6 Å
  • 6256.2 Å
  • 6663.7 Å
  • 6856.4 Å
  • 7162.8 Å
  • 7274.7 Å
  • 7591.3 Å
  • 8199.8 Å



B2-ζTau

La stella ζ della costellazione del Toro è un sistema binario di cui la principale è una gigante blu di tipo B2 IIIpe situato a 417 A.L. dalla nostra stella. La principale è anche una stella Be e ruota su se stessa con una velocità di circa 20 km/s. La temperatura stimata è intorno ai 19’340 K.

L’immagine in figura rappresenta lo spettro di ζTau ripresa il giorno 19 Dicembre 2012 alle ore 23.14 (TMEC) da Briosco (MB) con un telescopio Newton SkyWatcher 200mm f/4 + reticolo di diffrazione StarAnalyser 100 + camera Magzero MZ-5m. Di seguito è riportato l’istogramma dellla regione di interesse. L’offset ottenuto tramite fit gaussiano è 21.2611 pixel. La massima luminosità è raggiunta per lunghezze d’onda pari a 4969.0 Å. Scarica il file di testo della misura.

Spettro di assorbimento non calibrato (Visual Spec)

A questo punto si è proceduto alla realizzazione dello spettro MAX-assorbimento al fine di semplificare le future operazioni di fit. Effettuando un fit gaussiano sui picchi otteniamo:

  • 3873.2 Å linea Hζ dell’HI (3888.6 Å)
  • 3957.7 Å linea Hε dell’HI (3969.7 Å)
  • 4089.5 Å linea Hδ dell’HI (4101.3 Å)
  • 4329.2 Å linea Hγ dell’HI (4340.0 Å)
  • 4374.6 Å
  • 4454.5 Å
  • 4545.1 Å
  • 4626.6 Å
  • 4846.8 Å linea Hβ dell’HI (4860.8 Å)
  • 4906.1 Å
  • 4994.6 Å
  • 5188.9 Å
  • 5278.8 Å
  • 5444.6 Å
  • 5774.8 Å
  • 5859.6 Å
  • 6494.1 Å
  • 6650.2 Å
  • 6857.0 Å
  • 7162.5 Å
  • 7261.0 Å
  • 7580.9 Å
  • 7747.8 Å
  • 8215.4 Å



B2-γOri (Bellatrix)

La stella γ della costellazione di Orione è di tipo B2 III e si trova tra 240 A.L. dalla nostra stella. Questa ruota su se stessa con una velocità di circa 50 km/s. La stella è una gigante blu anche se l’assegnazione a questa categoria di stelle è ancora controversa. La temperatura stimata è intorno ai 22’000 K.

L’immagine in figura rappresenta lo spettro di γOri ripresa il giorno 19 Dicembre 2012 alle ore 23.19 (TMEC) da Briosco (MB) con un telescopio Newton SkyWatcher 200mm f/4 + reticolo di diffrazione StarAnalyser 100 + camera Magzero MZ-5m. Di seguito è riportato l’istogramma dellla regione di interesse. L’offset ottenuto tramite fit gaussiano è 28.3933 pixel. La massima luminosità è raggiunta per lunghezze d’onda pari a 5275.3 Å. Scarica il file di testo della misura.

Spettro di assorbimento non calibrato (Visual Spec)

A questo punto si è proceduto alla realizzazione dello spettro MAX-assorbimento al fine di semplificare le future operazioni di fit. Effettuando un fit gaussiano sui picchi otteniamo:

  • 3882.5 Å linea Hζ dell’HI (3888.6 Å)
  • 3968.2 Å linea Hε dell’HI (3969.7 Å)
  • 4099.0 Å linea Hδ dell’HI (4101.3 Å)
  • 4338.7 Å linea Hγ dell’HI (4340.0 Å)
  • 4466.8 Å
  • 4527.9 Å
  • 4549.0 Å
  • 4633.0 Å
  • 4856.6 Å linea Hβ dell’HI (4860.8 Å)
  • 4912.1 Å
  • 5189.7 Å
  • 5781.2 Å
  • 5864.4 Å
  • 6553.7 Å linea Hα dell’HI (6562.1 Å)
  • 6656.4 Å
  • 6865.1 Å
  • 7170.1 Å
  • 7592.7 Å
  • 8183.4 Å



B0-εOri (Alnilam)

La stella ε della costellazione di Orione è di tipo B0 Iab e si trova tra 1’300 e 1’600 A.L. dalla nostra stella. Questa ruota su se stessa con una velocità di circa 25.9 km/s. La stella è una supergigante blu molto calda e molto luminosa. La temperatura stimata è intorno ai 28’500 K.

L’immagine in figura rappresenta lo spettro di εOri ripresa il giorno 19 Dicembre 2012 alle ore 23.29 (TMEC) da Briosco (MB) con un telescopio Newton SkyWatcher 200mm f/4 + reticolo di diffrazione StarAnalyser 100 + camera Magzero MZ-5m. Di seguito è riportato l’istogramma dellla regione di interesse. L’offset ottenuto tramite fit gaussiano è 25.8346 pixel. La massima luminosità è raggiunta per lunghezze d’onda pari a 5301.6 Å. Scarica il file di testo della misura.

Spettro di assorbimento non calibrato (Visual Spec)

 A questo punto si è proceduto alla realizzazione dello spettro MAX-assorbimento al fine di semplificare le future operazioni di fit. Effettuando un fit gaussiano sui picchi otteniamo:

  • 3969.2 Å linea Hε dell’HI (3969.7 Å)
  • 4094.4 Å linea Hδ dell’HI (4101.3 Å)
  • 4347.2 Å linea Hγ dell’HI (4340.0 Å)
  • 4470.2 Å
  • 4649.8 Å
  • 4864.1 Å linea Hβ dell’HI (4860.8 Å)
  • 4926.3 Å
  • 5049.6 Å
  • 5201.1 Å
  • 5455.5 Å
  • 5487.5 Å
  • 5579.4 Å
  • 5778.0 Å
  • 5868.1 Å
  • 6264.8 Å
  • 6661.8 Å
  • 6866.0 Å
  • 7175.0 Å
  • 7266.4 Å
  • 7600.2 Å

La stessa stella è stata ripresa con il medesimo setup anche allre ore 23.30 (TMEC). L’offset ottenuto tramite fit gaussiano è 31.9885 pixel. La massima luminosità è raggiunta per lunghezze d’onda pari a5279.5 Å. Scarica il file di testo della misura.

Spettro di assorbimento non calibrato (Visual Spec)

A questo punto si è proceduto alla realizzazione dello spettro MAX-assorbimento al fine di semplificare le future operazioni di fit. Effettuando un fit gaussiano sui picchi otteniamo:

  • 4337.0 Å linea Hγ dell’HI (4340.0 Å)
  • 4453.9 Å
  • 4639.0 Å
  • 4854.0 Å linea Hβ dell’HI (4860.8 Å)
  • 4908.6 Å
  • 5196.1 Å
  • 5464.6 Å
  • 5775.7 Å
  • 5864.3 Å
  • 6223.1 Å
  • 6255.8 Å
  • 6654.4 Å
  • 6861.1 Å
  • 7166.1 Å
  • 7590.6 Å



A0-θAur (Mahasim o Bogardus)

La stella θ della costellazione dell’Auriga è un sistema binario di cui la componente più luminosa di classe spettrale A0pSi e si trova a circa 166 A.L. dalla nostra stella. Questa ruota su se stessa con una velocità di circa 29.5 km/s. La massa della stella è circa il triplo di quella del Sole ed il raggio cinque volte tanto. La temperatura stimata è intorno ai 10’400 K.

L’immagine in figura rappresenta lo spettro di θAur ripresa il giorno 03 Dicembre 2012 alle ore 21.45 (TMEC) da Briosco (MB) con un telescopio Newton SkyWatcher 200mm f/4 + reticolo di diffrazione StarAnalyser 100 + camera Magzero MZ-5m. Una prima analisi dello spettro di assorbimento mostra in modo marcato la presenza della serie di Balmer ed in particolare le linee dalla Hα alla Hζ. Di seguito è riportato l’istogramma dellla regione di interesse. L’offset ottenuto tramite fit gaussiano è 41.6979 pixel. La massima luminosità è raggiunta per lunghezze d’onda pari a 4995.2 Å. Scarica il file di testo della misura.

Spettro di assorbimento non calibrato (Visual Spec)

A questo punto si è proceduto alla realizzazione dello spettro MAX-assorbimento al fine di semplificare le future operazioni di fit. Effettuando un fit gaussiano sui picchi otteniamo:

  • 3882.8 Å linea Hζ dell’HI (3888.6 Å)
  • 3971.0 Å linea Hε dell’HI (3969.7 Å)
  • 4098.4 Å linea Hδ dell’HI (4101.3 Å)
  • 4340.6 Å linea Hγ dell’HI (4340.0 Å)
  • 4620.5 Å linea da identificare
  • 4740.3 Å linea da identificare
  • 4860.7 Å linea Hβ dell’HI (4860.8 Å)
  • 5202.8 Å linea da identificare
  • 5576.4 Å linea da identificare
  • 5623.9 Å linea da identificare
  • 5790.9 Å linea da identificare
  • 5885.9 Å linea da identificare
  • 6257.5 Å linea da identificare
  • 6551.4 Å linea Hα dell’HI (6562.1 Å)
  • 7597.9 Å linea da identificare
  • 7751.6 Å linea da identificare
  • 8184.4 Å linea da identificare



A5-βTri

La stella β della costellazione del Triangolo è di tipo A5III e si trova a circa 127 A.L. dalla nostra stella. Questa ruota su se stessa con una velocità di circa 70 km/s. La stella è una variabile probabilmente di tipo spettroscopica ad eclisse. La temperatura stimata è intorno ai 7’220 K.

L’immagine in figura rappresenta lo spettro di βTri ripresa il giorno 03 Dicembre 2012 alle ore 22.01 (TMEC) da Briosco (MB) con un telescopio Newton SkyWatcher 200mm f/4 + reticolo di diffrazione StarAnalyser 100 + camera Magzero MZ-5m. Una prima analisi dello spettro di assorbimento mostra in modo marcato la presenza della serie di Balmer ed in particolare le linee dalla Hα alla Hη. Di seguito è riportato l’istogramma dellla regione di interesse. L’offset ottenuto tramite fit gaussiano è 25.971 pixel. La massima luminosità è raggiunta per lunghezze d’onda pari a 5095.0 Å. Scarica il file di testo della misura.

Spettro di assorbimento non calibrato (Visual Spec)

A questo punto si è proceduto alla realizzazione dello spettro MAX-assorbimento al fine di semplificare le future operazioni di fit. Effettuando un fit gaussiano sui picchi otteniamo:

  • 3827.3 Å linea Hη dell’HI (3835.0 Å)
  • 3886.2 Å linea Hζ dell’HI (3888.6 Å)
  • 3966.9 Å linea Hε dell’HI (3969.7 Å)
  • 4096.9 Å linea Hδ dell’HI (4101.3 Å)
  • 4336.4 Å linea Hγ dell’HI (4340.0 Å)
  • 4626.0 Å linea da identificare
  • 4860.0 Å linea Hβ dell’HI (4860.8 Å)
  • 5191.8 Å linea da identificare
  • 5588.5 Å linea da identificare
  • 5795.1 Å linea da identificare
  • 6544.8 Å linea Hα dell’HI (6562.1 Å)
  • 7593.2 Å linea da identificare
  • 7746.4 Å linea da identificare
  • 8181.8 Å linea da identificare
  • 8812.7 Å linea da identificare



A1-βAur (Menkalinan)

La stella β della costellazione dell’Auriga è un sistema stellare triplo di cui la stella più luminosa di classe A1IV e si trova a circa 81 A.L. dalla nostra stella. La sua massa è praticamente il triplo di quello del Sole mentre la massa circa il doppio. La temperatura effettiva è pari a circa 9’000 K e ruota su se stessa con una velocità di 33 km/s. Del sistema triplo, la seconda stella Menkalian B ha praticamente le stesse caratteristiche della componente principale. Il sistema Menkalian A e B costituiscono una variabile spettroscopica ad eclisse.

L’immagine in figura rappresenta lo spettro di βAur ripresa il giorno 03 Dicembre 2012 alle ore 21.37 (TMEC) da Briosco (MB) con un telescopio Newton SkyWatcher 200mm f/4 + reticolo di diffrazione StarAnalyser 100 + camera Magzero MZ-5m. Una prima analisi dello spettro di assorbimento mostra in modo marcato la presenza della serie di Balmer ed in particolare le linee dalla Hα alla Hζ. Di seguito è riportato l’istogramma dellla regione di interesse. L’offset ottenuto tramite fit gaussiano è 16.3886 pixel. La massima luminosità è raggiunta per lunghezze d’onda pari a 5285.6 Å. Scarica il file di testo della misura.

Spettro di assorbimento non calibrato (Visual Spec)

A questo punto si è proceduto alla realizzazione dello spettro MAX-assorbimento al fine di semplificare le future operazioni di fit. Effettuando un fit gaussiano sui picchi otteniamo:

  • 3878.5 Å linea Hζ dell’HI (3888.6 Å)
  • 3962.7 Å linea Hε dell’HI (3969.7 Å)
  • 4092.9 Å linea Hδ dell’HI (4101.3 Å)
  • 4332.3 Å linea Hγ dell’HI (4340.0 Å)
  • 4617.7 Å linea da identificare
  • 4854.1 Å linea Hβ dell’HI (4860.8 Å)
  • 5188.8 Å linea da identificare
  • 5480.0 Å linea da identificare
  • 5577.6 Å linea da identificare
  • 5786.7 Å linea da identificare
  • 5892.5 Å linea da identificare
  • 6252.7 Å linea da identificare
  • 6545.8 Å linea Hα dell’HI (6562.1 Å)
  • 7591.8 Å linea da identificare
  • 7744.8 Å linea da identificare
  • 8186.1 Å linea da identificare
  • 8819.4 Å linea da identificare
  • 8966.5 Å linea da identificare

La stessa stella è stata ripresa con il medesimo setup anche il giorno 19/12/2012 ore 23.03 (TMEC). L’offset ottenuto tramite fit gaussiano è 31.4795 pixel. La massima luminosità è raggiunta per lunghezze d’onda pari a 5274.4 Å. Scarica il file di testo della misura.

Spettro di assorbimento non calibrato (Visual Spec)

A questo punto si è proceduto alla realizzazione dello spettro MAX-assorbimento al fine di semplificare le future operazioni di fit. Effettuando un fit gaussiano sui picchi otteniamo:

  • 3810.9 Å linea Hη dell’HI (3835.0 Å)
  • 3878.1 Å linea Hζ dell’HI (3888.6 Å)
  • 3958.4 Å linea Hε dell’HI (3969.7 Å)
  • 4090.3 Å linea Hδ dell’HI (4101.3 Å)
  • 4328.9 Å linea Hγ dell’HI (4340.0 Å)
  • 4849.3 Å linea Hβ dell’HI (4860.8 Å)
  • 5784.8 Å
  • 6240.1 Å
  • 6546.5 Å linea Hα dell’HI (6562.1 Å)
  • 6866.6 Å
  • 7583.2 Å
  • 8188.2 Å



A7-αCep (Alderamin)

La stella α della costellazione del Cefeo è di tipo A7IV-V e si trova a circa 49 A.L. dalla nostra stella. La sua massa è praticamente il doppio di quello del Sole mentre il suo raggio è 2.5 volte. La temperatura effettiva è pari a 7’500 – 8’000 K e ruota su se stessa con una velocità di 246 km/s.

L’immagine in figura rappresenta lo spettro di αCep ripresa il giorno 03 Dicembre 2012 alle ore 21.55 (TMEC) da Briosco (MB) con un telescopio Newton SkyWatcher 200mm f/4 + reticolo di diffrazione StarAnalyser 100 + camera Magzero MZ-5m. Una prima analisi dello spettro di assorbimento mostra in modo marcato la presenza della serie di Balmer ed in particolare le linee dalla Hα alla Hε. Di seguito è riportato l’istogramma dellla regione di interesse. L’offset ottenuto tramite fit gaussiano è 22.0295 pixel. La massima luminosità è raggiunta per lunghezze d’onda pari a 5289.3 Å. Scarica il file di testo della misura.

Spettro di assorbimento non calibrato (Visual Spec)

A questo punto si è proceduto alla realizzazione dello spettro MAX-assorbimento al fine di semplificare le future operazioni di fit. Effettuando un fit gaussiano sui picchi otteniamo:

  • 3959.1 Å linea Hε dell’HI (3969.7 Å)
  • 4093.7 Å linea Hδ dell’HI (4101.3 Å)
  • 4333.4 Å linea Hγ dell’HI (4340.0 Å)
  • 4860.2 Å linea Hβ dell’HI (4860.8 Å)
  • 5187.3 Å linea da identificare
  • 5445.4 Å linea da identificare
  • 5489.7 Å linea da identificare
  • 5552.7 Å linea da identificare
  • 5592.1 Å linea da identificare
  • 5783.4 Å linea da identificare
  • 5891.9 Å linea da identificare
  • 6246.5 Å linea da identificare
  • 6551.3 Å linea Hα dell’HI (6562.1 Å)
  • 7282.8 Å linea da identificare
  • 7600.0 Å linea da identificare
  • 7744.0 Å linea da identificare
  • 8191.7 Å linea da identificare
  • 8650.7 Å linea da identificare
  • 8981.2 Å linea da identificare
  • 9318.4 Å linea da identificare



Misura della costante di Rydberg utilizzando un reticolo di diffrazione

ARTICOLI DI ASTRONOMIA AMATORIALE
VOLUME 1 NUMERO 1 (2012)

ABSTRACT

La temperatura dell’atmosfera stellare di stelle di classe spettrale A è tale per cui gli atomi di Idrogeno presenti si trovano principalmente in uno stato legato con numero quantico principale n maggiore o uguale a due. Le transizioni sullo stato fondamentale risultano quindi sfavorite e il canale aperto più probabile è la transizione dal livello n’ > 2 allo stato n = 2 (Serie di Balmer). Dato che la lunghezza d’onda della radiazione assorbita dal gas stellare è legata ai numeri quantici n ed n’ dalla nota formula di Rydberg, è possibile estrarre il valore dell’omonima costante R a partire dallo spettro elettromagnetico misurato al telescopio con un reticolo di diffrazione di tipo Star Analyser 100. In questo articolo si riportano i dati ottenuti utilizzando gli spettri di 14 stelle di tipo A acquisiti nell’anno 2012.

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Giove – 03/12/2012

Telescopio o obiettivo di acquisizione (Imaging telescope or lens): Newton SkyWatcher WidePhoto 200 mm f/4

Camera di acquisizione (Imaging camera): Magzero MZ-5m B/W [5.2 μm]

Montatura (Mount): SkyWatcher NEQ6

Telescopio o obiettivo di guida (Guiding telescope or lens): non presente (not present)

Camera di guida (Guiding camera): non presente (not present)

Riduttore di focale (Focal reducer): non presente (not present)

Software (Software): Registax6 + Adobe Photoshop CS6

Accessori (Accessories): Lente di Barlow TeleVue Powermate 5x (TeleVue Powermate 5x Barlow lens)

Filtri (Filter): non presente (not present)

Risoluzione (Resolution): 800 x 600

Data (Date): 03/12/2012

Luogo (Location): Briosco – MB, Italia (Italy)

Pose (Frames): somma di 500 frames

Calibrazione (Calibration): non presente (not present)

Fase lunare media (Average Moon phase): 76%

Campionamento (Pixel scale): 48.46 sec / 197 pixel = 0.24599 arcsec/pixel

Focale equivalente (Equivalent focal lenght): 4360 mm

(clicca qui per scaricare l’immagine originale in formato TIFF – click here in order to download the TIFF file)

Giove - 03/12/2012




NGC 7635 – 21/08/2012

Briosco (MB), 21/08/2012 – NGC 7635

Telescopio di ripresa: Newton 200 mm f/4 SkyWatcher + correttore di coma Baader MPCC + filtro Atik Hα 13nm +  CCD Atik 314L+ BW, software Artemis Atik Capture

Telescopio di guida: Rifrattore ED 80 mm f/7 Tecnosky Carbon Fiber + camera MagZero MZ-5m, software PhDguiding 1s.

Somma di 3 immagini da 480 secondi (totale 0:24 h). Elaborazione IRIS + Photoshop CS3.

NGC 7635 - 21/08/2012