Con questa piccola guida cerchiamo di fornire alcuni punti di riferimento per l'osservazione classica del cielo, mediante l'uso di mappe, telescopio e binocolo, per poter iniziare lo skywatch.
Gli oggetti celesti si mostrano come disposti su una sfera il cui centro è il nostro pianeta; tale sfera sembra ruotare attorno alla Terra, mentre in realtà è il pianeta che ruota su se stesso. Un osservatore potrà osservare una porzione della volta celeste, in base alla latitudine e al periodo dell'anno in cui si trova. Anche la sfera celeste, come le carte geografiche, presenta dei punti immaginari: sopra ai poli terrestri ci sono i poli celesti attorno ai quali la sfera compie la rotazione quotidiana; all'equatore terrestre corrisponde l'equatore celeste che è inclinato di 23°,5 sull'eclittica e divide la volta in due emisferi (australe e boreale); l'eclittica è il piano dell'orbita terrestre proiettato sulla sfera celeste.
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Se un osservatore si trova al polo nord vede tutti gli oggetti celesti che si muovono senza sorgere o tramontare; alle medie latitudini vede sorgere e tramontare solo alcuni oggetti mentre altri sono circumpolari; all'equatore vede sorgere e tramontare tutti gli oggetti celesti. Osservando il cielo sembra che i pianeti si muovano da ovest verso est rispetto alle stelle, ma quando la Terra supera un pianeta esterno quest'ultimo sembra che inverta il suo moto. E' il moto retrogrado (lo si nota benissimo con Marte).
L'angolo fra il Sole e i pianeti è detto elongazione. Se i pianeti interni si trovano alla loro massima elongazione (orientale e occidentale), si trovano o nel cielo serale o mattutino; con l'elongazione pari a zero si ha il pianeta in congiunzione, che viene nascosto alla vista immerso nei raggi solari. Se un pianeta esterno si trova nella parte opposta rispetto al Sole, cioè in opposizione, appare più luminoso, più grande e mantiene la sua visibilità per tutta la notte. Le posizioni delle stelle sulla volta vengono misurate con le coordinate celesti: ascensione retta (AR) e declinazione (DEC). L'ascensione retta equivale alla longitudine terrestre e si misura in ore sull'equatore, in senso antiorario partendo dal punto dove il Sole attraversa l'equatore spostandosi verso nord (equinozio di primavera); la declinazione corrisponde alla latitudine e viene misurata da 0° all'equatore celeste a 90° ai poli. Il cielo viene suddiviso in 88 aree dette costellazioni, dove gli astronomi usano un sistema di lettere, nomi e sigle per l'identificazione degli oggetti; nelle mappe celesti le stelle sono unite fra loro da linee che formano la figura da cui la costellazione prende il nome. Molte sono segnate con lettere o numeri, quelle più luminose con lettere greche, altre con nomi propri di origine greca o araba; le nebulose, ammassi e galassie sono indicate con sigle M, NCG o IC in base al catalogo di appartenenza. Per indicare le distanze delle stelle, gli astronomi usano l'anno luce: la luce viaggia a 300000km al secondo e nel corso di un anno percorre una distanza pari a 9461miliardi di km, cioè un anno luce.
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CIELO BOREALE
CIELO AUSTRALE
Le mappe celesti (facilmente reperibili nelle librerie) per poter essere lette, devono essere orientate in modo tale da poter osservare la porzione di cielo che realmente si sta osservando: per esempio, se si vuole osservare il cielo a sud nel mese di Gennaio, ci si deve porre con il corpo in direzione frontale verso nord e si orienta la mappa del cielo di Gennaio tenendo il sud (indicato sulla mappa) vicino al proprio corpo; in questo modo si ottiene l'orientamento della mappa in funzione del cielo in quel periodo.
Gli oggetti del cielo vengono anche indicati con la magnitudine apparente: è la misura della sua luminosità apparente senza prendere in considerazione la distanza dal punto d'osservazione. La luminosità apparente non corrisponde a quella reale, infatti un oggetto può essere molto luminoso ma apparire molto debole perchè si trova a grande distanza. Agli oggetti più luminosi viene dato un valore piccolo e in alcuni casi anche negativo, mentre a quelli più deboli viene dato un valore più alto. Dal 1856 si utilizzò la scala di Pogson per attribuire i valori di magnitudine, fissando come stella di riferimento la stella Polare (magnitudo 2); oggi invece gli astronomi si sono accorti che la stella Polare è leggermente variabile e quindi viene presa Vega come stella di riferimento.
Alcuni valori di magnitudine di riferimento
MAGNITUDO APPARENTE OGGETTO CELESTE -26,8 Sole -12,6 Luna piena - 4,4 Venere al suo massimo - 2,8 Marte al suo massimo - 1,5 Sirio - 0,6 Canopo + 6 Stelle osservabili ad occhio nudo +12,6 Il quasar più luminoso + 30 Oggetti osservati dal telescopio Hubble Oltre alle stelle bisogna considerare anche i fasci meteoritici incontrati dalla Terra nell'arco di un anno. Le meteore, alla vista, sembrano provenire tutte dallo stesso punto che prende il nome di radiante, quindi lo sciame assume il nome della costellazione dove è situato il radiante: per esempio le Leonidi sembrano provenire dalla costellazione di Leo. La quantità di meteore visibili nell'arco di un'ora viene detto tasso orario. Riportiamo qui di seguito la tabella di riferimento degli sciami annuali:
SCIAME PERIODO COSTELLAZIONE TASSO ORARIO Quadrantidi 2-4gennaio Bootes 100 Liridi 21 aprile Lyra 10 Eta Aquaridi 4-5maggio Aquarius 35 Delta Aquaridi (S) 28-29 luglio Aquarius 25 Delta Aquaridi (N) 6 agosto Aquarius 10 Perseidi 11-12 agosto Perseus 80 Orionidi 20-22 dicembre Orion 25 Tauridi 5-8 novembre Taurus 10 Leonidi 15-17 novembre Leo 10 Geminidi 12-13 dicembre Gemini 100 Ursidi 22-23 dicembre Ursa Minor 10 Il binocolo
In commercio esisto varie marche di binocoli, con prezzi variabili per tipologia o qualità delle lenti. I binocoli si possono suddividere in galileiani e prismatici: i galileiani si possono considerare di basso livello, perchè sono costruiti sullo schema ottico del telescopio galileiano, presentano un obiettivo e l'oculare, sono leggeri e di basso costo. L'obiettivo è una lente che raccoglie la luce e forma l'immagine, mentre l'obiettivo è un'altra lente che permette di osservare l'immagine creata. Sono sconsigliati per l'osservazione astronomica per la scarsa luminosità e basso potere d'ingrandimento; i prismatici sono costituiti da un sistema di prismi che raddrizza l'immagine e raddrizza l'aberrazione sferica dell'obiettivo. Favoriscono la tridimensionalità dell'immagine e permettono maggiori ingrandimenti. Sul telaio viene riportato di solito un numero, per esempio il 10X50 FIELD5°: 10 ingrandimenti con obiettivo da 50mm. di diametro, con inquadratura di campo di 5° (1° corrisponde a circa 18m. ad 1km. di distanza). Un ottimo binocolo deve possedere una luminosità elevata: essa viene data dal rapporto fra il diametro dell'obiettivo e l'ingrandimento, per esempio il 10X50 avrà un rapporto pari a 50/10= 5mm.; considerando che la pupilla dell'uomo in condizioni ottimali riesce a dilatarsi fino a 8mm., un binocolo di ottima concezione dovrà presentare una sua pupilla d'uscita ( è il dischetto che si può notare dietro gli oculari quando il binocolo viene puntato verso uno sfondo luminoso) non superiore a questo valore, per non perdere luminosità.
Il telescopio
Rifrattore: è costituito da una lente che raccoglie la luce (obiettivo) e la focalizza su un piano, mentre l'immagine viene ingrandita dall'oculare che si trova all'estremità opposta. Offre un'immagine dritta ma presenta una potenza limitata. Permette di osservare dettagli poco contrastati e l'immagine appare più pulita perchè viene concentrata all'interno del tubo direttamente sul fuoco senza incontrare ostacoli. I primi rifrattori risentivano dell'aberrazione cromatica: l'immagine di una stella appariva con un alone, dovuto alla singola lente che devia in maniera diversa i raggi luminosi; successivamente fu creato il doppietto acromatico, costituito da due lenti (una positiva e una negativa) che annullano a vicenda l'aberrazione.
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Riflettore: molti di questi telescopi che si trovano in commercio sono di tipo Newtoniano, cioè sono costituiti da uno specchio concavo sferico primario dove viene raccolta la luce e successivamente deflessa nell'oculare laterale, tramite uno specchio secondario posto poco prima del fuoco e inclinato di 45°. Si basa sul principio della riflessione perchè originariamente il suo ideatore pensò che solo grazie alla riflessione, si poteva diminuire l'aberrazione cromatica. A parità di diametro un riflettore presenta costi più bassi rispetto a un rifrattore, è idoneo per l'astrofotografia, presenta una pupilla d'uscita che eguaglia quella dell'uomo permettendo così l'osservazione di oggetti deboli. La presenza dello specchietto secondario rende però l'immagine meno pulita di un rifrattore.
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Cassegrain: presenta una struttura più compatta del Newtoniano, raccoglie la luce su uno specchio primario che a sua volta la invia a un secondario a superfice convessa il quale, la riflette attraverso un foro posto al centro del primario e viene raccolta dall'oculare. Un'ulteriore evoluzione del Cassegrain e molto comune fra gli astrofili è lo Schmidt-Cassegrain, di costruzione simile al precedente ma con la presenza di una lastra correttrice che offre un maggior campo visivo e la riduzione delle aberrazioni.
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Quando si osserva il cielo bisogna tener conto del seeing: il grado di agitazione atmosferica. Se il seeing presenta un buon valore, si possono ottenere immagini tranquille e pulite. La turbolenza atmosferica limita il potere risolutivo del telescopio. Qui di seguito riportiamo la tabella dei valori di seeing usata in Italia:
SEEING 1 Immagine ottima SEEING 2 Immagine buona SEEING 3 Immagine sufficiente SEEING 4 Immagine insufficiente SEEING 5 Immagine cattiva SEEING 6 Immagine pessima L'osservazione va effettuata il più lontano possibile dai centri abitati, in aperta campagna, collina o montagna, dove l'inquinamento luminoso è minore. Nel periodo di Luna nuova si può effettuare l'osservazione degli oggetti deboli (galassie, nebulose, ammassi stellari); in Italia i periodi migliori per l'osservazione sono l'estate, l'autunno o in inverno caratterizzato da freddo intenso con bassa percentuale d'umidità. Se la serata è caratterizzata da vento è possibile osservare galassie e nebulose (grazie al vento, la luce delle stelle viene "diluita" abbassandone così la luminosità).
Oltre ad osservare la volta celeste, si può anche effettuare l' astrofotografia. Oggi viene eseguita con l'uso di fotocamere digitali CCD direttamente collegate al telescopio e, tramite cavetto USB, interfacciate a un computer per ottenere direttamente le foto su cui eseguire analisi fotometriche tramite software particolari. I tradizionalisti della pellicola, preferiscono collegare al telescopio una fotocamera reflex da 35mm. (con ampia gamma di tempi d'esposizione compresa la posa B) tramite il telextender (tubo di prolunga) in cui viene inserito l'oculare ed effettuare gli scatti giocando sui tempi d'esposizione, sull'apertura del diaframma, il tipo di pellicola e il soggetto da inquadrare; molti dei telescopi moderni sono forniti di motorini computerizzati applicati sulla montatura (altazimutali equatoriali), i quali permettono l'inseguimento dell'oggetto annullando l'effetto della rotazione terrestre con una loro controrotazione, permettendo così di ottenere delle fotografie più stabilizzate. Risultati soddisfacenti (in maniera più difficile) si possono anche ottenere con una buona fotocamera reflex dotata solo di teleobiettivo di almeno 200mm., arrivando a magnitudine 11 con tempo di posa di 15min. e pellicola sensibile.
La Luna:
Il nostro astro più vicino alla Terra presenta un diametro di 3476km, si trova ad una distanza di 380000km, ha un peso pari a 1/6 di quello terrestre, una densità di 3,34. Il suo moto di rivoluzione attorno alla Terra si misura in due periodi diversi:
- mese sinodico: impiega 29giorni 12ore 44minuti per compiere la sua rivoluzione attorno alla Terra in riferimento al Sole. E' il periodo che intercorre fra una Luna nuova e quella successiva.
- mese siderale: dura 27giorni 7ore 43minuti ed è il tempo che impiega la Luna per compiere un giro attorno alla Terra in relazione alle stelle.
Il suo periodo di rotazione, cioè il tempo che impiega per compiere un giro attorno al suo asse, è uguale a quello della rivoluzione siderale, fornendoci in tal modo sempre la stessa faccia.
Quando la sua distanza dalla Terra è minima, si trova al perigeo e sembra che si muova davanti alle stelle e presenta un diametro apparente più grande; quando si trova alla massima distanza dalla Terra, si trova all'apogeo e sembra muoversi più lentamente con un diametro apparente più piccolo.
La sua orbita è un'ellisse e si trova inclinata rispetto all'equatore celeste di circa 5°, attraversando il piano dell'eclittica in due punti opposti: nodo ascendente punto in cui la Luna attraversa l'eclittica da sud a nord, nodo discendente punto in cui la Luna attraversa l'eclittica da nord a sud.
Fasi lunari:
La sua velocità angolare con la quale si muove lungo la sua orbita, rispetto alla Terra, è maggiore di quella del moto apparente del Sole lungo l'eclittica e appare spostarsi verso est con un passo di 13,2° al giorno rispetto alle stelle. Quando si trova in congiunzione con il Sole (cioè fra Terra e Sole) presenta il suo lato scuro verso la Terra e si ha la Luna nuova. Spostandosi giornalmente verso est, appare come crescente e la parte illuminata aumenta da ovest verso est. Trovandosi a est del Sole, la Luna crescente appare sopra l'orizzonte occidentale nelle prime ore della sera.
Quando la Luna si trova a 90° rispetto alla congiungente Terra-Sole (quindi a 90° est del Sole) si ha il primo quarto: è trascorso il primo quarto del periodo sinodico. Durante i tramonti successivi, la Luna appare sempre più vicina all'orizzonte est.
Quando la Luna si trova in opposizione (cioè dalla parte opposta del Sole rispetto alla Terra) si ha la Luna piena. La Luna piena sorge a est nel momento in cui il Sole tramonta a ovest, mentre tramonta a ovest quando il Sole sorge a est. Successivamente la sua parte illuminata si riduce fino a quando la Luna arriva a 90° ovest del Sole e nei giorni seguenti appare sempre più vicina all'orizzonte est, mentre la sua parte illuminata si riduce sempre più.
La Luna durante il suo ciclo, appare ogni giorno nel cielo in una posizione diversa allo stesso orario, dovuto al suo moto rispetto al Sole e alle stelle: questo comporta anche un ritardo giornaliero nel suo sorgere e nel suo tramontare di circa 50minuti.
La Luna crescente è visibile nel cielo occidentale quando il Sole tramonta; nelle notti seguenti è sempre più alta in cielo e tramonta sempre più tardi. Al primo quarto la Luna tramonta 6 ore dopo il Sole mentre quando è fra il primo quarto e la Luna piena, è visibile a est nell'ultima parte del pomeriggio mantenendosi visibile per tutta la notte, tramontando ogni giorno sempre più vicino al momento in cui sorge il Sole.
Durante il periodo di Luna piena sorge al tramonto del Sole e resta sopra l'orizzonte fino al sorgere del Sole; in fase calante la Luna sorge più tardi e tramonta sempre più tardi dopo il sorgere del Sole e quando si trova all'ultimo quarto, sorge 6 ore dopo il tramonto del Sole. Nel periodo fra ultimo quarto e Luna nuova è visibile a est in coincidenza con il sorgere del Sole, mentre nei giorni seguenti è sempre più vicina all'orizzonte est e la parte illuminata si assottiglia sempre più.
FASI LUNARI dal 2011 al 2020
La Luna è un soggetto stupendo da fotografare, con telescopio o con semplice fotocamera reflex (analogica o digitale) dotata di un buon obiettivo. A seconda del periodo che si vuol fotografarla, nel caso delle reflex analogiche si possono adottare pellicole diverse per ottenere diversi risultati o filtri per evidenziarne i particolari.
Alcuni frames video della Luna filmati dal 45°GRU con microcamera CCD su telescopio:
(scorri con il mouse sulla finestra video)
Luna: su telescopio, pellicola b/n infrared
Luna: pellicola b/n 400ISO, zoom 70/300 Luna: digitale a 6Mpx
Il Sole:
Ha un diametro di 1300000km, si trova a una distanza dalla Terra di 149,6 milioni di km, una massa di 333mila volte quella terrestre, presenta una temperatura centrale di 15 per 10alla sesta K, una temperatura della fotosfera di 5000°C e una temperatura della cromosfera di 6500 K. E' composto per più del 70% da idrogeno e per il 25% da elio e in ogni istante 700milioni di tonnellate di idrogeno si trasformano in 695 di elio e il resto si trasforma in energia pari a 400miliardi di Megawatt.
Sulla superficie si presentano delle zone scure dette macchie solari, create dalle modificazioni dei campi magnetici del Sole stesso. Si presentano di notevoli dimensioni, superiori al diametro della Terra; ogni undici anni si manifesta un fenomeno ancora sconosciuto: l'inversione di polarità del campo magnetico. Quindi il ciclo solare si considera di 22 anni, cioè il tempo che intercorre dal cambio della polarità al ritorno alla polarità di partenza. Sul Sole avvengono anche i flares, dei brillamenti esplosivi dovuti a variazioni magnetiche di elevata potenza sulla cromosfera (si manifestano con forme curve).
Il Sole produce anche il vento solare, particelle che si spostano nello spazio arrivando anche verso la Terra la quale, con il suo campo magnetico, riesce a proteggerci: a volte il vento solare è talmente potente che riesce a generare forti tempeste magnetiche in grado di creare disturbi alle nostre telecomunicazioni.
L'eclisse di Sole si manifesta quando la Luna viene a trovarsi fra la Terra e il Sole oscurandolo con il suo disco. Tale configurazione si verifica ogni 6585 giorni e questo periodo prende il nome di saros, che può essere di 18 anni e 10 giorni (se si comprendono 5 anni bisestili) oppure di 18 anni 11 giorni (se si comprendono 4 anni bisestili): conoscendo quando si è verificata un'eclissi di Sole, si può calcolare quando se ne verificherà un'altra.
L'osservazione del Sole può essere effettuata ma seguendo alcune importanti regole:
- mai osservarlo direttamente ad occhio nudo, perchè può causare lesioni alla retina
- mai osservarlo con uno strumento per osservazione (binocoli o telescopi) se non vengono adottati particolari filtri da montare sulla parte anteriore dello strumento stesso
- mai cercare di fotografare il sole se non si sono applicati dei filtri particolari sull'obiettivo
Le eclissi di Sole e di Luna dal 2011 al 2020
Fenomeni solari particolari:
Sun dog : o parelio, fenomeno ottico che si manifesta quando il Sole si trova basso all'orizzonte e la sua luce viene rifratta dalle particelle di ghiaccio sospese nell'atmosfera. Si manifestano come delle macchie ai lati del Sole (distanza angolare di 22°circa).
Sun pillar : si manifesta come una colonna di luce proveniente dal Sole (all'alba o tramonto) ed è sempre dovuto alla luce riflessa sui cristalli di ghiaccio nell'atmosfera.
Alone : effetto sempre dovuto alla rifrazione della luce sui cristalli di ghiaccio sospesi in atmosfera , formando un cerchio con raggio compreso fra i 22° e i 46°.
Raggi crepuscolari : i raggi solari vengono fatti filtrare dalle nuvole quando il Sole è basso all'orizzonte e possono essere crepuscolari o anticrepuscolari.
Aurore : fenomeno dovuto a cariche energetiche dovute a reazioni termonucleari del Sole. Assieme al vento solare creano quella radiazione luminosa che è visibile in determinati periodi sopra i 60° di latitudine nord (aurora boreale) o sud (aurora australe).
Raggio verde : raro fenomeno che si manifesta appena dopo il tramonto del Sole. La luce solare viene scomposta nei suoi colori dall'atmosfera che si trova a varie temperature e densità, in questo modo il Sole sembra vibrare assumendo la forma di una campana gialla/rossa e appena scompare all'orizzonte, la componente di colore verde può rimanere visibile per alcuni secondi. Tale effetto è stato osservato anche sopra la Luna.
Arcobaleno : effetto dovuto alla rifrazione e riflessione della luce sulle gocce d'acqua sospese in aria o nelle nuvole. La luce viene scomposta nei suoi colori primari: violetto, indaco, blu, verde, giallo, arancione, rosso.
GLOSSARIO
Afelio: la massima distanza di un oggetto dal Sole
Albedo: la quantità di luce solare riflessa dai corpi celesti
Anno siderale: il tempo che impiega la Terra nel suo moto di rivoluzione attorno al Sole, 365 giorni
Anno luce: distanza della luce percorsa nel vuoto nell'arco di un anno, 9460miliardi di Km
Asteroidi: o pianetini, sono piccoli corpi rocciosi che creano una fascia tra Marte e Giove
Buchi neri: sono lo stadio finale di alcune stelle
Ciclo solare: variazione dell'attività solare; caratteristica essenziale sono le macchie solari le quali aumentano periodicamente per poi diminuire. Tale fenomeno ha un periodo di 11 anni fra un massimo e l'altro e dopo ogni ciclo il campo magnetico solare si inverte, impiegando 22 anni per ripristinarsi
Congiunzione: quando due corpi celesti hanno la stessa longitudine se osservati dalla Terra
Cosmologia: lo studio delle origini e dell'evoluzione dell'universo
Effemeridi: tavole astronomiche di consultazione della posizione e orario in cui sorgono i pianeti, la Luna e il Sole
Evezione: l'orbita della Luna può essere modificata a causa dell'influenza gravitazionale del Sole
Galassie: agglomerati di stelle classificate in spirali, ellittiche e irregolari
Interferometro stellare: strumento che sfrutta la luce proveniente dall'oggetto osservato e che permette di determinarne il suo diametro
Luce cinerea: la luce debole che proviene dalla parte oscura della Luna; è dovuta alla luce solare che viene riflessa dalla Terra in direzione della Luna
Meteorite: corpo solido proveniente dallo spazio e che riesce ad impattare con il suolo dopo aver attraversato l'atmosfera.
Opposizione: un pianeta che si trova diametralmente opposto al Sole
Orbita: percorso di un corpo celeste; le orbite possono essere ellittiche e circolari oppure paraboliche e iperboliche come quelle di alcune comete
Orbita geostazionaria: è l'orbita attorno alla Terra a cui si trova un satellite artificiale, con un periodo orbitale uguale al periodo di rotazione della Terra stessa (è posto a 35900Km sull'Equatore)
Unità astronomica (UA): unità di misura usata in astronomia ed è la distanza fra il Sole e la Terra, 149598500Km.
Zenit: il punto sulla volta celeste raggiunto dalla verticale su un luogo
PICCOLA GALLERIA FOTOGRAFICA DEL 45°GRU
ECLISSE DI LUNA DEL 04/03/2007
Cliccare sulle foto per ingrandire
OLYMPUS SP 500 UZ, 1/400sec.
OLYMPUS SP 500 UZ, 1/400sec.
NIKON F4, pellicola infrarossa KODAK HIGHSPEED, 2sec.
MACCHIA SOLARE DEL 14/11/2006
Il giorno 14/11/2006 alle ore 8.20 in zona Baricetta di Adria (RO), Jerry effettua 21 fotografie digitali di una macchia solare ben visibile ad occhio nudo, usando una fotocamera OLYMPUS SP 500 UZ a 6Mpx. Si ringrazia vivamente NICOLA TOSI del Progetto M.A.L.D.A. (Monitoraggio Anomalie Luminose Dorsale Appeninica) per la collaborazione nelle analisi fotografiche.
Originale
Particolare ingrandito
Particolare al negativo e filtrato
ECLISSE DI SOLE DEL 29/03/2006
Foto digitale 6Mpx con filtro rosso 89B, 1/1000sec, f 8
Foto digitale 6Mpx con vetrino scuro,1/1000sec, f 8
Foto digitale 6Mpx con filtro rosso 89B, 1/1000sec,f 8
Foto digitale 6Mpx con filtro scuro, 1/1000sec, f 8
Il Sole: digitale infrared a 6Mpx
Siti web di riferimento per ricerche:
Unione Italiana Astrofili
www.uai.it
per sapere su passaggi di comete e altri corpi celesti
www.cfa.harvard.edu
per consultare tabelle sugli sciami meteorici
www.imo.net/
