A s s o c i a z i o n e    A s t r o f i l i    S p e z z i n i

Osservatorio  Astronomico  Sociale  di  Monte  Vissegi

G A L A S S I E

GUIDA ALLA RICERCA DI SUPERNOVAE TRAMITE SENSORE CCD

L. Zannoni, G. Scarfì, P. Pietrapiana, G. Bonatti

Supplemento al numero 8 della rivista

ASTRONOMICA

Periodico quadrimestrale dell'Associazione Astrofili Spezzini

Stampato ed impaginato in proprio dall'Associazione Astrofili Spezzini

Progetto grafico di Paolo Pietrapiana.

Finito di stampare nel mese di Agosto 1994

L. Zannoni, G. Scarfì, P. Pietrapiana, G. Bonatti

G A L A S S I E

GUIDA ALLA RICERCA DI SUPERNOVAE TRAMITE SENSORE CCD

A s s o c i a z i o n e    A s t r o f i l i    S p e z z i n i

Osservatorio  Astronomico  Sociale  di  Monte  Vissegi

PREFAZIONE

Negli ultimi quindici anni l'avvento dei sensori C.C.D. ha cambiato radicalmente il modo di fare ricerca astronomica sia in ambito professionale che amatoriale.

In campo amatoriale, seppure i sistemi C.C.D. siano presenti sul mercato a prezzi accessibili dalla fine degli anni ottanta, sensibili progressi sono già stati registrati nell'evoluzione degli stessi sensori e nel settore dell'informatica di supporto, sia per quanto riguarda la potenza dei personal computers sia per la ricchezza ed il valore del software specifico sviluppato.

Parallelamente a questa crescita, gli astrofili hanno dimostrato un crescente interesse per la ricerca di supernovae extragalattiche (SNe), sviluppando notevoli esperienze e capacità  soprattutto con il metodo visuale.

Ben presto, però, l'uso del C.C.D. è parso come una metodologia piuttosto vantaggiosa  per lo sviluppo della ricerca amatoriale di SNe[1]: l'alta sensibilità del sensore permette la produzione, nell'arco di una sola notte, di una notevole quantità di immagini  offrendo al contempo la possibilità di confrontare le stesse via software in modo assai rapido e sicuro.

In campo professionale, sono già operativi alcuni osservatori astronomici progettati specificamente per la ricerca automatizzata di SNe, mentre nel mondo amatoriale le cose procedono certo più lentamente a causa delle difficoltà persistenti nel reperire i fondi necessari. Ma per gli astrofili quello finanziario non si è rivelato fino ad oggi l'unico problema: un'ostacolo notevole è rappresentato anche dalla difficoltà di reperire testi che riportino immagini di galassie con stelle di campo di magnitudine elevata (19-20) indispensabili per effettuare un preciso lavoro di raffronto.   

La stessa possibilità di registrare elevate magnitudini ha spinto i ricercatori dilettanti a monitorare galassie più lontane, meno luminose e quindi poco conosciute: da qui le sopravvenute difficoltà nel puntamento e nel centraggio degli oggetti nel ristretto campo del sensore C.C.D. in quanto galassie oltre la 11a 12a magnitudine non sono visibili all'oculare dei telescopi normalmente utilizzati dai non professionisti (sino a 40-50 centimetri di diametro) ed obbligano a basarsi unicamente sulle stelle di campo.

In quest'ordine di cose, gli atlanti a disposizione del dilettante per il tipo di ricerca prospettata erano pochi, costosi ma soprattutto insufficienti, poiché prendevano in considerazione magnitudini molto inferiori a quelle raggiungibili con le nuove tecnologie.

Unica alternativa era rappresentata dall'utilizzo di immagini riprese dai più potenti telescopi professionali, che però presentavano l'inconveniente di mostrare campi stellari molto più ricchi e dettagliati di quelli ottenibili dall'astrofilo e perciò confrontabili con difficoltà.

Riassumendo, i due principali problemi che incontrano generalmente  gli astrofili nel momento in cui si affacciano alla ricerca di SNe mediante uso di sensore C.C.D. sono:

1) il puntamento di oggetti generalmente non visibili all'oculare del telescopio

2) reperire fotografie in cui siano presenti, oltre alla galassia in esame, stelle di campo di magnitudine limite uguale o superiore a quella delle proprie immagini.

Sulla base di queste considerazioni, anche se in tempi recenti la pubblicazione di alcuni atlanti di immagini digitali di profondo cielo (quali il B - T ATLAS di Christian Buil ed Eric Thouvenot e quello di John  C. Vickers) nonchè la comparsa su CD-ROM del Guide Star Catalog abbiano già contribuito in parte a colmare il vuoto editoriale evidenziato, è sorta l'esigenza di realizzare la presente Guida.

A nostro avviso, infatti, pur senza mettere in dubbio il valore e la completezza delle opere citate, mancava ancora una pubblicazione dedicata al campo specifico della ricerca di SNe tramite sensore C.C.D., che includesse carte di riscontro, immagini digitali con stelle di campo di luminosità adeguata ed i valori delle magnitudini teoriche di eventuali SN nell'oggetto considerato.

Tale pubblicazione, infine, doveva essere una Guida consultabile con la massima facilità.

La presente opera vuole dunque rappresentare uno strumento di lavoro completo sia per chi intenda avvicinarsi alla ricerca di SNe sia per tutti coloro che abbiano già maturato nel campo specifico una discreta esperienza. 

Si è cercato, in particolare, di fornire per ogni singolo oggetto il maggior numero di informazioni attraverso un Catalogo il più dettagliato possibile e di ottimizzare la fase di puntamento includendo in  Atlante carte stellari opportunamente ruotate per simulare la visione telescopica all'oculare; a tali carte sono state affiancate, nelle singole Schede, stampe in B/N di galassie ad alta risoluzione ed elevata magnitudine limite delle stelle di campo al fine di avere a disposizione uno strumento di confronto adeguato nella fase di controllo delle immagini digitali.

Al supporto cartaceo si è pensato di affiancare due floppy disk da 3,5 pollici contenenti tutte le immagini di galassie presenti in Atlante, poiché nel passaggio dal supporto informatico (anche se nel nostro caso l'operazione è stata ottenuta tramite stampante laser) si verifica comunque una perdita di informazioni sempre importanti nei casi di dubbia interpretazione. E' stata comunque scelta la stampa quale supporto principale perchè il computer con il quale si lavora risulta, in genere, già impegnato nella gestione della camera C.C.D. e, in alcuni casi, anche nella gestione del puntamento del telescopio: il salto continuato da un software all'altro, altrimenti eliminabile solo con l'ausilio di più computers, cosa non ancora comune, è a nostro avviso un modo non ottimale di operare in quanto impedisce un raffronto immediato delle immagini ottenute al telescopio con quelle già in archivio.

Infine, un'utile introduzione alla ricerca di SNe con uso di CCD può essere rappresentata dalle Appendici, mentre la Bibliografia proposta richiama ad opportuni approfondimenti di sicura portata dell'astrofilo medio. 

Il nostro augurio è che, grazie anche al contributo di questa Guida possa essere svolto un profiquo lavoro di ricerca in uno dei campi più promettenti e stimolanti dell'intero orizzonte scientifico amatoriale. 

Ringraziamo il Signor Bill Gray per la gentile concessione d'uso del programma "Guide 2.0" a cui si deve la realizzazione delle carte stellari di rifeimento presenti in Atlante. Un ringraziamento particolare va agli amici dell'Associazione Astrofili Spezzini per i preziosi consigli e la collaborazione prestata nella realizzazione del presente volume.

Gli Autori

INTRODUZIONE

ORGANIZZAZIONE GENERALE DELLA GUIDA

Nel progettare questa pubblicazione ci si è posti come scopo principale l'ottenimento della massima semplicità e flessibilità d'uso.

La Guida può considerarsi divisa in due parti principali, il Catalogo e l'Atlante, le quali parti sono precedute dalla presente Introduzione, seguite da due Appendici e dalla  Bibliografia.

Si è cercato di offrire per ogni galassia la massima quantità di dati collegati tra loro in modo semplice ed immediato. Le 122 Schede che compongono l'Atlante visualizzano 171 oggetti; esse sono numerate in ordine progressivo di ascensione retta e trovano nel Catalogo un naturale complemento.

CRITERI DI SCELTA DELLE GALASSIE

Riportiamo i criteri guida sui quali ci si è basati per la scelta delle galassie da inserire nel Catalogo e nell'Atlante.

1) Dimensione: si sono prese in considerazione quelle galassie il cui diametro massimo non risultasse superiore ai 10 primi d'arco (fanno eccezione soltanto cinque galassie). La scelta è imposta dalle dimensioni dei C.C.D. attualmente a disposizione degli astrofili.

2) Distanza della galassia: sicuramente il più importante fattore discriminante. Tenendo sempre in debita considerazione le dimensioni medie del telescopio amatoriale, la trasparenza del cielo e la sensibilità del sensore C.C.D. anch'esso considerato a livello amatoriale, abbiamo ritenuto di porre la magnitudine limite strumentale intorno al valore 19. Sarebbe stato inutile, infatti, inserire  galassie la cui distanza è tale da far sì che un'eventuale SN di tipo I non raggiunga, al suo massimo, una luminosità superiore di almeno un fattore 2,5 rispetto alla magnitudine limite strumentale. Attraverso il calcolo del Modello della Distanza è possibile stabilire in anticipo e con buona approssimazione la magnitudine massima raggiungibile da una eventuale SN tipo I o tipo II in una galassia posta ad una distanza nota. L'argomento è opportunamente approfondito in appendice 2.

3) Inclinazione del piano della galassia rispetto alla nostra linea visuale: si tratta di un parametro che assume una rilevanza notevole nella ricerca di SNe poiché con il piano di rotazione della galassia sotto osservazione posto a 90° rispetto alla nostra linea di vista risultano massime le possibilità di scoperta: ciò è da attribuire in gran parte alla minor quantità di materia oscura che si frappone tra l'osservatore e l'eventuale supernova.

Si ritiene, sulla base di stime statistiche, che per questo preciso motivo siano state numerose le SNe passate inosservate.

4) Morfologia della galassia: Sempre da calcoli statistici e sulla base della teoria fisica, la frequenza di apparizione di SNe in una qualsiasi galassia è in relazione alla sua età ed alla sua morfologia. Sono infatti gli oggetti più giovani, come le spirali classiche o barrate, a far registrare la massima frequenza di apparizioni; proprio a tali tipologie di oggetti è stata data in quest'opera una rilevante priorità.

5) Assenza in altri cataloghi: dove è stato possibile si è cercato di dare la precedenza a quegli oggetti la cui immagine è difficilmente reperibile in altre pubblicazioni dello specifico campo di ricerca.

6) Magnitudine: si sono selezionate prevalentemente galassie con magnitudini oltre la 11 per evitare sovrapposizioni con altri cataloghi già esistenti quali ad esempio il Brian -Thompson ed il Lopez Alvarez.

7) Distribuzione in A.R.: nei limiti del consentito si è cercato di privilegiare galassie abbastanza isolate o a piccoli gruppi cercando di evitare oggetti già controllati routinariamente dai professionisti.

Nota: per motivi di prospettiva, oltre alla galassia principale possono essere presenti nel campo altre galassie con caratteristiche diverse da quelle definite in precedenza. Abbiamo ritenuto utile catalogare anche questi oggetti riportandone le caratteristiche principali, là dove conosciute, al fine di conferire alla Guida una maggiore completezza.

STRUMENTAZIONE UTILIZZATA PER L'ACQUISIZIONE DELLE IMMAGINI DIGITALI

TELESCOPIO

Lo strumento utilizzato è quello in dotazione all'Osservatorio Astronomico Sociale di  Monte Vissegi di proprietà dell'Associazione Astrofili Spezzini. Si tratta di un  riflettore tipo Ritchey-Chretien del diametro di 400 mm (focale 3200 mm) su  montatura equatoriale a forcella. Durante l'acquisizione delle immagini digitali lo strumento è stato diaframmato a 350 mm.

L'inseguimento è stato eseguito mediante guida fuori asse e con l'ausilio di oculare munito di crocicchio illuminato.

Utile è risultato l'impiego dei cerchi digitali per il puntamento degli oggetti più deboli non visibili all'oculare.

Per ottenere le immagini non sono stati impiegati filtri spettrali al fine di raggiungere elevate magnitutini limite con tempi di integrazione il più possibile contenuti.

SENSORE C.C.D.

Il sensore C.C.D. adottato è il noto ST-6 della ditta californiana S.B.I.G.

Rettangolare di 8.6 x 6.5 mm di lato, il C.C.D. in questione possiede 375 x 242 pixels. Ogni pixel misura 23 x 27 micron: il lato maggiore giace sulla fila da 242 pixels, mentre il minore su quella da 375 pixels.

Posto al fuoco principale del telescopio di Monte Vissegi, il sensore ST6 copre un campo di 9 x 7 primi d'arco con una diagonale di 11 primi; possiede un sistema di termostatazione a celle di Peltier capace di raffreddarlo di 50° centigradi rispetto all'ambiente consentendo al contempo una precisione di un decimo di grado nel mantenimento della temperatura prestabilita. Tali caratteristiche hanno facilitato ed ottimizzato le procedure relative alla calibrazione delle immagini.

La risposta spettrale del sensore ST6 copre dai 350 ai 900 nanometri, con un picco di efficenza quantica del 70% a 700 nanometri.

SOFTWARE 

Il software utilizzato è composto da due programmi principali: il primo, in dotazione al sensore ST6, permette l'acquisizione delle immagini e la loro calibrazione, mentre il secondo ha permesso di ottimizzare la visualizzazione delle immagini mediante opportuna elaborazione.

Gli scopi principali dell'elaborazione delle immagini digitali sono stati tre:

a) evidenziare sia i particolari del nucleo che quelli molto più deboli della periferia. In questo modo, anche se un'eventuale supernova si trovasse all'interno del nucleo, sarebbe comunque riconoscibile. Onde consentire questo tipo di visualizzazione  sono state usate funzioni che operano sull'istogramma dell'immagine come rappresentazioni logaritmiche dei toni di grigio, equalizzazioni e potenze di istogrammi.

b) visualizzare le stelle meno luminose, il cui segnale è di poco superiore rispetto al rumore di fondo cielo. Per ottenere ciò sono stati impiegati appositi filtri mediani, gaussiani e convoluzioni.

c) visualizzare il maggior numero possibile di particolari morfologici della galassia evidenziando gli ammassi e le nebulosità per meglio distinguerli da eventuali SNe. A questo proposito si è provveduto ad incrementare per quanto possibile il contrasto dell'immagine.

In qualche caso, inoltre, dove la morfologia stessa della galassia lo richiedeva, sono state applicate le nuove tecniche di elaborazione immagini conosciute con il nome di Maximum Entropy Deconvolution. 

Atlante