Durante il follow-up di asteroidi noti, ogni frame scaricato dalla camera CCD può contenere qualcosa di interessante e bisogna essere pronti ad ogni evenienza. A scopo didattico espongo quello che mi è accaduto durante la notte fra il 22 e il 23 agosto 2004.

Quella notte il cielo era sereno, solo qualche velo di nubi sull'orizzonte sud, niente vento. Dopo aver osservato due NEO, 2002TX68 e 1998SG36, alle 23:11 UT è stato diretto il telescopio verso 2001US16. Già nel primo frame, con esposizione di 30 secondi, era presente una traccia lunga 140" lasciata da un oggetto di magnitudine +13 in rapido movimento da est verso ovest: un NEO molto vicino alla Terra? 

Ovviamente non c’è modo di rispondere alla domanda in pochi secondi (non erano previsti passaggi ravvicinati di oggetti già noti) e l’unica cosa da fare è stata l’osservazione di questo corpo per cercare di ottenere quante più osservazioni astrometriche possibile. Dato il veloce moto proprio si è reso necessario un vero e proprio “inseguimento” attraverso le costellazioni.

L’osservazione è proseguita fino alle 00:47 UT del 23 agosto (per un totale di 96 minuti di osservazione continuata): si è interrotta perché il sospetto NEO è stato nascosto dall'ampia chioma di un albero posto a sud-ovest. Durante il periodo di osservazione il sospetto NEO ha percorso 0,51h in AR (pari a 7,65°) e 0,79° in Dec, quindi si è mosso con una traiettoria quasi parallela all’equatore celeste.

In totale sono state riprese 69 immagini CCD, con durata di 30 s. Con tempi inferiori la traccia era meno allungata ma il rumore di fondo diventava eccessivo. Subito dopo la ripresa è iniziata la riduzione astrometrica degli estremi delle tracce. Per velocizzare la riduzione non sono state misurate tutte le immagini ma solo un campione rappresentativo. Alla fine sono state ottenute 31 misure astrometriche. Usando il software Find Orb per il calcolo degli elementi orbitali è risultata un’orbita geocentrica, con semiasse maggiore di 43.000 km ed eccentricità 0,8 a bassa inclinazione sull’equatore terrestre. Cominciava così a prendere corpo l’ipotesi che non si trattasse di un NEO bensì di un satellite artificiale della Terra. La conferma definitiva si è avuta utilizzando un software in grado di identificare i satelliti artificiali dalla traiettoria descritta sulla sfera celeste. Il programma si chiama Sat-id e si è dimostrato molto efficiente (a patto di utilizzare elementi orbitali aggiornati), perché legge direttamente i file delle posizioni astrometriche con la formattazione del MPC. Una copia di Sat-id, con gli elementi orbitali aggiornati, non dovrebbe mancare in ogni sessione di astrometria.

Strategie per la ricerca di nuovi asteroidi

Nella ricerca di nuovi asteroidi un osservatorio amatoriale si trova a competere con le survey professionali, specialmente con il programma LINEAR. Chiaramente, dal punto di vista tecnico, le NEO survey sono avvantaggiate e da quando sono entrate in funzione il numero di scoperte amatoriali si è ridotto drasticamente. La domanda che ci si pone è se resta un margine di manovra. La risposta è affermativa.

La strategia "classica" che si segue per la ricerca di nuovi asteroidi è l'esplorazione della fascia di cielo che si trova a ± 10° dal piano dell'eclittica. L'esplorazione non deve avvenire in modo casuale ma va programmata con qualche ora di anticipo. Prima di tutto, a meno che non si sia a caccia di asteroidi IEO, vanno esplorate le zone che si trovano ad est del punto di opposizione al Sole, in questo modo si cercano asteroidi che non sono ancora stati in opposizione (periodo in cui la luminosità è massima). Esplorare le zone ad ovest del punto d'opposizione difficilmente porta alla scoperta di nuovi corpi perchè le survey professionali raramente si fanno sfuggire i nuovi asteroidi all'opposizione. Sui software planetari il punto d'opposizione al Sole può essere individuato abilitando la visualizzazione del cono d'ombra terrestre che, per definizione, è opposto al Sole.

Per scegliere le zone da esplorare ad est del punto d'opposizione, conviene verificare che non siano già state "spazzate" dalle survey professionali poche ore prima. La mappa delle zone di cielo già esaminate si può ottenere dal servizio Sky Coverage del Minor Planet Center che fornisce una immagine con indicate le zone di cielo già esaminate con le relative date. Trovata una zona di cielo sufficientemente vicina all'eclittica e che non sia stata esplorata da 3-4 giorni si può utilizzare il Minor Planet Checker per avere tutte le informazioni sugli asteroidi già noti che si trovano nella zona che si vuole esaminare. Se nell'elenco di asteroidi così ottenuto si trovano corpi scoperti di recente con la richiesta di nuove osservazioni oppure oggetti dall'orbita ancora molto incerta (indicata con una V, per Vaisala), allora il campo scelto è promettente. Dei parametri importanti forniti dal Checker sono la velocità angolare degli asteroidi noti espressa in secondi d'arco al minuto (da scegliere nelle opzioni di input) e la relativa direzione di spostamento (in gradi dal nord verso l'est celeste). Da questi dati potremo ricavare un valore medio per la velocità e la direzione degli asteroidi nel campo di ripresa che ci potranno essere molto utili nella ricerca successiva.

Scelta la zona di cielo da osservare, con i relativi valori medii di velocità e direzione, si potrà iniziare la ripresa delle immagini CCD. Visto che stiamo cercando asteroidi, cioè oggetti che si muovono sulla sfera celeste, il tempo di esposizione dovrà essere tale da non permettere un allungamento sensibile dell'immagine dell'ipotetico asteroide. Come valore indicativo per il moto proprio potremo scegliere quello calcolato dal Checker. Ad esempio, se la nostra scala dell'immagine per il sensore CCD è di 3"/pixel e il moto medio è di 0.7"/minuto, per non allungare l'immagine dell'asteroide di cui siamo a caccia non dovremo esporre per più di 3/0.7= 4 minuti. Per aumentare il rapporto segnale/rumore si possono riprendere 5-10 immagini con un tempo massimo di 4 minuti e poi sommarle traslandole in base alla velocità e direzione media assunte. In questo modo le immagini stellari diventano strisciate ma l'eventuale asteroide resta puntiforme e con un buon rapporto segnale/rumore. Riprendendo più sequenze a distanza di 15-20 minuti l'una dall'altra si potrà mettere in evidenza lo spostamento dell'ipotetico asteroide sulla sfera celeste. La somma traslata delle immagini non è applicabile nelle zone di cielo con campi stellari densi, come la regione prossima al piano della Via Lattea, perchè le numerose scie stellari tendono a cancellare eventuali asteroidi presenti. Per queste zone la singola esposizione resta la strategia migliore. Trovato l'asteroide con il blink delle immagini si dovranno compiere le misure di posizione sulle immagini (sommate o meno). Un buon software in grado di compiere automaticamente tutte le operazioni descritte è il già citato Astrometrica. Si faccia attenzione a non confondere gli eventuali pixel caldi della camera CCD per nuovi asteroidi!

Durante la stessa notte si potranno esplorare più zone della sfera celeste e, se siamo molto fortunati, trovare un certo numero di candidati nuovi asteroidi. Per essere sicuri che non si tratti di corpi già noti si può usare la lista dei corpi fornita dal Checker già acquisita in precedenza, oppure ancora Astrometrica che permette di sovrapporre alle immagini riprese la posizione di tutti gli asteroidi noti. Per i candidati asteroidi si dovrà calcolare un'orbita provvisoria con Find Orb in grado di farli ritrovare la sera successiva. Una volta in possesso di osservazioni su due giorni consecutivi si potranno mandare le osservazioni al Minor Planet Center. La priorità di scoperta è per chi invia osservazioni su due giorni, anche se è sempre possibile inviare le osservazioni di una singola notte, come potrebbe essere necessario nel caso di scoperta di un oggetto ad elevato moto proprio non più osservabile la notte successiva. Vediamo ora delle strategie di ricerca più "esotiche".

Le survey sono specializzate nella ricerca dei NEO, quindi asteroidi che mediamente hanno un elevato moto proprio, almeno alcuni secondi d’arco al minuto. Più difficile è l’individuazione di oggetti con un moto proprio basso, diciamo al di sotto di un decimo di secondo d’arco al minuto. Questi asteroidi “lenti” possono sfuggire alle survey ma non ad una stazione amatoriale se si ha l’accortezza di osservare per un certo periodo di tempo. Resta il problema di individuare sulla sfera celeste le regioni in cui gli asteroidi hanno un basso moto proprio. Per individuare questi punti bisogna fare un’ipotesi sull’orbita dell’asteroide da scoprire.

Supponiamo di avere un asteroide che si muove sull’eclittica su un’orbita circolare esterna a quella della Terra, quindi un corpo appartenente alla Fascia Principale. La traiettoria apparente sulla sfera celeste è qualitativamente analoga a quella di Marte: ai periodi di moto diretto da ovest verso est si alternano periodi di moto retrogrado (durante l’opposizione), da est verso ovest. Durante l’inversione del moto da diretto a retrogrado o viceversa, l’asteroide si trova in una condizione di moto proprio nullo o molto basso (punti di stazione). Sono questi i punti da tenere sotto controllo con il proprio telescopio. I punti di stazione sono due, simmetrici rispetto al punto d’opposizione al Sole dell’asteroide. Per i calcoli dettagliati rimando all'articolo pubblicato sul Minor Planet Bullettin n.1 Vol.33 (2006). Qui interessano solo i risultati.

In Fig. 1 è riportata la distanza in ore (1h = 15°) fra il punto di stazione dell’asteroide e il punto d’opposizione al Sole in funzione del raggio orbitale dell’asteroide. Le distanze angolari sono misurate sull’eclittica. Con questo grafico è possibile ricavare la posizione in cielo dei punti di stazione di un ipotetico asteroide che si trova ad una certa distanza dal Sole.

Fig.1 - Il grafico mostra la posizione dei due punti di stazione sull’eclittica, rispetto al punto d’opposizione solare, in funzione del raggio orbitale dell’asteroide misurato in unità astronomiche. Ad esempio, per corpi a 2,5 UA il punto di stazione è a ±3.45 ore (circa ±52° misurati sull’eclittica), dal punto d’opposizione al Sole.

Vediamo un esempio pratico. Supponiamo che siano le 22 UT del 12 ottobre 2004 e di essere interessati agli asteroidi che si trovano a 2 UA dal Sole. Per questa data il punto della sfera celeste diametralmente opposto al Sole (punto d’opposizione al Sole), cade alle coordinate equatoriali AR = 1h 13m, Dec = 7° 45’, cioè alla longitudine eclittica +20° (la latitudine eclittica è zero). Consultando il grafico si vede che per una distanza di 2 UA i due punti di stazione cadono a ±3,25 h = ±49° dal punto d’opposizione corrente. Misurando la distanza sull’eclittica, le regioni in cui cercare asteroidi lenti a 2 UA dal Sole cadono alle longitudini eclittiche +69° e +331°. La prima zona si colloca nel Toro, vicino alla stella e Tau (magnitudine +3,5), la seconda è in prossimità di d Cap (magnitudine +2,8). A questo punto basta puntare il telescopio verso una delle due regioni indicate ed eseguire una serie di riprese di campi stellari contigui. Dopo almeno tre-quattro ore si riprendono gli stessi campi stellari alla ricerca di stelle che abbiano cambiato leggermente la loro posizione. Saranno questi gli asteroidi a basso moto proprio. Il passo successivo consiste nell’utilizzo del Minor Planet Checker per eliminare gli asteroidi eventualmente già noti. Gli oggetti rimanenti saranno nuove scoperte. In questo modo, come nuove scoperte si privilegiano gli asteroidi della Fascia Principale, mentre si tende ad escludere i NEO.

Un’altra strategia consiste nell’osservare zone di cielo in prossimità dell’eclittica che siano soggette al disturbo della luce lunare. Gli strumenti delle survey sono molto aperti, quindi sensibilissimi al rumore di fondo e per loro le zone prossime al nostro satellite sono difficili da monitorare. Gli strumenti amatoriali hanno un rapporto d’apertura più elevato e soffrono meno il rumore di fondo del cielo, consentendo il monitoraggio di zone non costantemente esplorate. L'ideale è riuscire ad esplorare le zone sull'eclittica ad est del punto d'opposizione quando ancora la Luna arreca un certo disturbo (come nella fase di ultimo quarto), prima che ci arrivino le survey professionali. Grazie alla precedente fase di Luna piena questa regione di cielo non viene più esplorata da alcuni giorni e guadagnare 1-2 giorni di anticipo sulle survey può fare la differenza fra scopriore un nuovo asteroide o meno.

Per vedersi riconosciuta la scoperta di un nuovo asteroide da parte del MPC, vanno inviate osservazioni dello stesso oggetto fatte su due notti consecutive. Per ogni notte sono necessarie almeno 2 osservazioni di posizione, fatte a distanza di almeno 30 minuti l’una dall’altra.

Cenni di fotometria

Un campo di ricerca non molto affollato da professionisti e dilettanti è quello della osservazione fotometrica degli asteroidi. Lo scopo è stabilirne il periodo di rotazione dall’andamento della curva di luce (in modo analogo a quello che si fa per le stelle variabili). Solo per una piccola frazione degli asteroidi conosciuti, circa 2000, è noto il periodo di rotazione (appena il 2% di quelli numerati!), quindi in questo settore c’è ancora spazio per tutti.

Il tipo di osservazione più semplice fa ricorso alla fotometria differenziale, senza l’impiego di costosi filtri fotometrici standard. Questa tecnica consiste nello stabilire la differenza di magnitudine fra l’asteroide e una stella di confronto (non variabile), di magnitudine e colore simile posta nella stessa immagine. In queste condizioni non è necessario correggere per l’assorbimento atmosferico e le variazioni della curva di luce consentono di stabilirne facilmente il periodo. Per controllo basta verificare, con la stessa stella di confronto, che un’altra stella di campo non subisca oscillazioni di magnitudine. Parecchi asteroidi hanno periodi di qualche ora, quindi è possibile stabilirne il valore esatto con osservazioni fatte in una/due notti.

Ci sono dei buoni motivi per l’osservazione fotometrica degli asteroidi. Uno è che le osservazioni sulla curva di luce possono essere utilizzate per determinare la forma del corpo e l’orientazione dell’asse di rotazione dell’asteroide. Queste informazioni sono essenziali per pianificare le future missioni spaziali.

Anche la semplice determinazione di un maggior numero di periodi è interessante. Fino ad ora sono stati trovati pochissimi oggetti con periodi inferiori alle 2,25 ore (limite al di sotto del quale un oggetto composto da un’aggregazione di corpi si sfascia). Questo significa che la maggior parte degli asteroidi, anche piccoli, sono formati dall’aggregazione di corpi indipendenti e non da blocchi unici. Una maggiore statistica sui periodi permetterebbe di determinare la dimensione fisica al di sotto della quale si ha la transizione dall’asteroide composto a quello monolitico.

Riepilogo dei link utili per l'osservazione dei NEO

1. Follow-up e conferma
   • NEA Observation Planning Aid
   • NEODyS risk page
   • NEO Confirmation Page

2. Ricerca
   • Sky Coverage
   • Minor Planet Checker