Astrometria

Il nostro Sistema Solare oltre che dai pianeti principali è popolato da un grandissimo numero di oggetti detti “corpi minori”. I maggiori di loro (comete e asteroidi) possono essere osservati con l’ausilio di telescopi.

Il loro aspetto, dal punto di vista osservativo, è puntiforme e praticamente indistinguibile dalle stelle fisse di campo. La loro detenzione e scoperta può avvenire soltanto evidenziandone il moto apparente sulla volta celeste. Questo, in pratica, avviene eseguendo a breve distanza di tempo due o più riprese di una stessa regione del cielo e dal confronto delle immagini si può rilevare gli oggetti che si sono mossi.

Negli ultimi anni l’uso del CCD (Charge Coupled Device), cioè un rilevatore a stato solido, ha molto semplificato la ricerca astronomica.

Il CCD fornisce le proprie immagini direttamente in forma digitale, semplificandone la calibrazione e l’analisi scientifica.

La ricerca di oggetti in movimento avviene attraverso dei software appositamente studiati che facilitano il blinking e permettono, automaticamente l’identificazione degli stessi, siano essi comete o asteroidi.

L’astrometria ha lo scopo di determinare le coordinate di un oggetto celeste, rispetto ad un sistema di riferimento inerziale. Nel caso dei “corpi minori” del Sistema Solare, si preferisce effettuare misure astrometriche differenziali, in cui la posizione dell’oggetto viene ricavata confrontandola con quella delle stelle “di campo” facenti parte di cataloghi astrometrici (USNO A-2 – USNO B-1 o il più recente UCAC-3). I risultati di queste misure sono direttamente utilizzabili per calcolarne l’orbita.

In particolare, nel caso di immagini acquisite con la CCD, opportuni software permettono la misurazione dei fotocentri, analizzando le matrici di intensità luminosa e riconoscendo gli oggetti come aggregazioni di pixel aventi una intensità superiore alla media del fondo cielo riproducendone la PSF, ovvero la forma diffusa che la distribuzione di luminosità di una ideale sorgente puntiforme assume sul piano focale del telescopio.

Il passo successivo dell’analisi astrometrica consiste nel trovare una funzione che trasformi le coordinate fisiche (misurate in pixel) in coordinate astrometriche. Questo avviene attraverso il software che identifica alcune stelle di riferimento le cui coordinate astometriche siano note.

Il risultato finale sarà dato da una coppia di valori di ascensione retta e declinazione. Questo risultato sarà affetto da errori derivanti da due fattori indipendenti: il primo sarà un errore strumentale conseguente all’incertezza della determinazione del centroide utilizzato nella riduzione; il secondo dagli errori intrinseci al catalogo stellare utilizzato (quest’ultimo, ultimamente con l’UCAC-3 è stato notevolmente ridotto).

In linea di massima l’errore tipico della misura astrometrica di un asteroide si aggira nei valori compresi tra 0.2 – 1.0 secondi d’arco.