Congiunzioni e occultazioni lunari visibili nel 2024

Sono elencate tutte le congiunzioni lunari visibili con una separazione inferiore a 1° ( 1 grado ) dal lembo lunare. Nelle congiunzioni stellari sono state considerate quelle con una magnitudine superiore alla quarta. Inoltre le congiunzioni con gli oggetti di Messier più vicini e quelle con i pianeti.

     Data                Ora                Nome                   Stella                         Magnitudine            Separazione

  1 gennaio         06:39               M 95                galassia leone                    11.00                       25' 21"
30 gennaio         02:39               Zavijava           beta virginis                         3.61                       26' 58"
16 febbraio         21:46               M 45 Pleiadi    amm. galatt. Toro                 1.37                       40' 44"
24 febbraio         19:54               M 96                galassia Leone                  10.50                       43' 59"
27 febbraio         02:27               Zaniah             eta virginis                           3.89                       51' 29"
16 marzo            22:36               Elnath              beta tauri                             1.68                       40' 19"
19 marzo            00:58               Propus             iota geminorum                   3.79                       50' 43"
23 marzo            03:11               M 95                 galassia Leone                 11.00                        49' 21"
30 marzo            01:55               Vrischika          pi scorpii                             2.89                        36' 26"
20 aprile             22:14               Zavijava            beta virginis                       3.61                        13' 31"
26 aprile             23:31               Alniyat               tau scorpii                         2.82                         50' 05"
24 maggio          00:43              Al-Niyat              sigma scorpii                     2.90                        42' 41"
26 maggio          01:08              Kaus Media       delta sagittarii                    2.72                        16' 19"
19 giugno           23:24              Vrischika            pi scorpii                            2.89                        27' 45"
23 giugno           01:00              Ascella               zeta sagittarii                     2.60                        59' 26"
23 giugno           03:23                   -                    tau sagittarii                       3.32                        28' 01"
17 luglio             21:22               Antares             alfa scorpii                          1.07                        26' 57"
15 agosto           22:15               Alnasl               gamma sagittarii                 2.98                        42' 25"
16 agosto           21:29                   -                   tau sagittarii                        3.32                        40' 36"
21 agosto           22:10               Nettuno            pianeta                               7.82                        05' 05"
26 agosto           03:48               M 45 Pleiadi     amm. galatt. Toro               1.37                        11' 30"
6 settembre        19:30               Spica                alfa virginis                        1.04                        11' 28"
24 settembre      02:10               Elnath               beta tauri                           1.68                        23' 33"
26 settembre      02:22               Propus             iota geminorum                  3.79                        43' 40"
14 ottobre           18:09               Saturno            pianeta                              0.72                         39' 52"
19 ottobre           20:15               M 45 Pleiadi    amm. galatt. Toro               1.37                         28' 59"
17 novembre      20:39               Elnath              beta tauri                            1.68                        42' 35"
25 novembre      06:58               Zavijava           beta virginis                        3.61                       18' 35"
13 dicembre       17:32               M 45 Pleiadi     amm. galatt. toro                1.37                        25' 51"

Sono elencate tutte le occultazioni lunari visibili di pianeti, stelle e oggetti di Messier.

     Data                Ora Inizio      Ora Fine            Oggetto                 Magnitudine        Costellazione

24 maggio               01:04            03:10          M 4 amm. glob.               5.60                 scorpione
21 agosto                04:32            05:34          Saturno                           0.69                 acquario

Gli Oculari

Un oculare è una lente o un gruppo di lenti (detto genericamente gruppo ottico) che serve da interfaccia tra l'occhio dell'osservatore e la strumentazione ottica da utilizzare (telescopio, microscopio,). L'oculare ha in genere la funzione di ingrandire l'immagine che si forma nel piano focale "dell'obiettivo" (inteso come la prima parte del sistema, quella che preleva l'immagine) e per questo è posizionato sullo stesso asse ottico, in modo che il suo fuoco anteriore coincida con il fuoco posteriore dell'obiettivo. L'oculare è progettato per la visione ad occhio nudo, anche se può essere usato in alcuni casi per la fotografia secondo una tecnica detta proiezione dall'oculare. I moderni telescopi professionali, e in quantità crescente anche quelli amatoriali utilizzati per la fotografia, non hanno oculare, ma proiettano l'immagine direttamente sui CCD presenti sul piano focale del telescopio.

Gli Ingrandimenti

L'ingrandimento dell'oculare ci dice di quante volte l'immagine osservata viene ingrandita ed è inversamente proporzionale alla sua lunghezza focale. Nel caso di un telescopio, l'Ingrandimento del sistema può essere calcolato con la formula: i = Focale Obiettivo / Focale Oculare dove: "i" è l'ingrandimento, Fob è la lunghezza focale dell'obiettivo del telescopio, Foc è la lunghezza focale dell'oculare.

Configurazioni Ottiche

A partire dall'oculare a lente singola divergente usato da Galileo Galilei, sono stati sviluppati diversi tipi di schemi tattici ottici per ottenere prestazioni sempre migliori (in termini di planarità del campo visivo, angolo di visione, aberrazione cromatica, eccetera). A seconda dello schema ottico, gli oculari oggi in uso possono essere composti da due lenti (nei più semplici ed economici), da tre, quattro o addirittura otto lenti in alcuni modelli dotati di un grande campo apparente (i cosiddetti ultra-wide). Un dato modello può essere più adatto di un altro per certi tipi di osservazioni o di telescopi. Vediamo di seguito i vari tipi di oculare utilizzati in campo astronomico.

Huygens

   La sigla di questi oculari è: H.

Nel XVII secolo, Christiaan Huygens aveva compiuto importanti ricerche sull'ottica e inventò un nuovo tipo di oculare formato da due lenti piano-convesse, che dimostrò la possibilità di correggere l'aberrazione cromatica. Le due lenti sono dette lente dell'occhio e lente di campo, per la posizione in cui si trovano rispetto all'occhio dell'osservatore. Questo oculare era adatto a telescopi con rapporto focale f/10 o maggiore. Dopo questa invenzione, vennero realizzati oculari sempre migliori e oggi l'oculare di Huygens è obsoleto, anche se è ancora possibile vederlo commercializzato in corredo ai telescopi più economici, inoltre è ancora usato in microscopia. Sebbene venga corretta l'aberrazione cromatica trasversale, quella longitudinale è ancora presente, insieme all'aberrazione sferica e l'astigmatismo, per cui l'immagine è buona solo al centro. Come difetto ha anche un'estrazione pupillare limitata, che costringe ad avvicinarsi di più all'oculare, rendendo perciò più scomoda l'osservazione. Inoltre ha un campo apparente ridotto (dai 25 ai 40°). L'oculare di Huygens è un oculare negativo, perché il suo piano focale cade all'interno del sistema delle lenti: non è possibile inserire un reticolo per le misurazioni, ma in compenso si notano meno le eventuali piccole particelle di polvere che si depositano sulle lenti. Una variante migliorata è quella di Mittenzwey (sigla HM), creata nel XIX secolo, in cui la lente di campo è convessa-concava. Questa variante è adatta per telescopi f/8 in su.

Ramsden

                                                                                           La sigla di questi oculari è: R.

Jesse Ramsden inventò il suo oculare nel 1783. Anche questo oculare è composto da due lenti piano-convesse, ma le due lenti rivolgono le parti convesse l'una verso l'altra e hanno una focale uguale. Questo oculare è più adatto ad obiettivi più luminosi, rispetto al precedente, inoltre è adatto all'inserimento di reticoli o micrometri. Il piano focale è molto vicino alla lente di campo e renderebbe subito visibile ogni particella di polvere che si posasse sulle lenti, perciò, per risolvere un poco questo e altri inconvenienti, le due lenti vengono avvicinate, peggiorando tuttavia l'aberrazione cromatica e quella sferica. Anche nei Ramsden l'estrazione pupillare è molto ridotta, ma è un poco maggiore rispetto agli Huygens, mentre il campo apparente è simile (30-40°). I Ramsden mostrano più aberrazione cromatica trasversale rispetto agli Huygens, ma meno aberrazione cromatica longitudinale, aberrazione sferica e distorsioni, infine non hanno coma. Anche questo schema ottico viene usato per la realizzazione di oculari molto economici, comunque utilizzabili per le osservazioni planetarie: i pianeti infatti occupano un campo molto piccolo, mentre l'oculare assorbe poca luce, avendo solo due lenti.

Kellner

                                                                                           La sigla per questi oculari è: K

Carl Kellner disegnò il primo oculare acromatico moderno nel 1850. Questo oculare consente di scendere fino a f/6 con buone prestazioni. Usa tre lenti e ha uno schema molto simile a quello di Ramsden, ma si differenzia per il fatto che la lente dell'occhio, anziché essere una semplice lente piano-convessa, è un piccolo doppietto acromatico, che elimina il cromatismo residuo. Come i Ramsden, c'è l'inconveniente della polvere che diventa visibile, quando si posa sulla lente di campo, ma il campo apparente è un poco maggiore. Questi oculari sono ancora relativamente economici e forniscono buone immagini ad ingrandimenti bassi e medi, indubbiamente superiori a quelle degli Huygens e dei Ramsden. Gli oculari Kellner di qualità, ben trattati e col barilotto opacizzato internamente contro le riflessioni, sono considerati ancora oggi dei validi oculari.

Ortoscopico

                                                                      La sigla per questi oculari è: Or (talvolta O oppure Ortho)

Ernst Abbe creò nel 1880 un oculare a quattro lenti, che ora è conosciuto come oculare di Abbe o ortoscopico. Un tripletto fa le veci delle lente di campo, mentre quella dell'occhio è una singola lente piano-convessa. Questo oculare è adatto anche a rapporti focali più luminosi (ad esempio f/6); ha una buona estrazione pupillare e un'ottima riduzione delle aberrazioni e soprattutto delle distorsioni. È considerato il migliore oculare come qualità d'immagine, con un campo discreto, paragonabile a quello dei migliori derivati del Kellner (fino a 50°); ma attualmente vengono preferiti altri modelli ed esso è utilizzato per lo più nelle osservazioni planetarie. Oculari ortoscopici vengono montati anche su binocoli e cannocchiali.

Plössl

                                                                                           La sigla per questi oculari è: Pl

Georg Simon Plössl creò questo oculare a quattro lenti, disposte in due doppietti acromatici, nel 1860, basandosi sullo schema di Kellner, ma solo dopo la seconda guerra mondiale la Clavé di Parigi iniziò a produrne in serie. Questo oculare ha prestazioni che si avvicinano a quello di Abbe, ma è più facile da costruire; alcuni modelli (Super Plössl) possono avere 5 lenti ed hanno un campo apparente un poco più ampio (fino a 55°). Lo svantaggio principale dello schema ottico Plössl è la sua corta estrazione pupillare, soprattutto con gli oculari aventi lunghezze focali minori (quelle usate per gli alti ingrandimenti), con i quali l'osservazione diventa particolarmente scomoda. Attualmente è il tipo di oculare più venduto, ma la qualità può variare molto da modello a modello; infatti esso richiede un vetro di qualità e la necessità di lenti convesse e concave che combacino perfettamente per evitare riflessioni interne; quindi si riscontrano differenze di prestazioni evidenti fra i Plössl economici, dotati tra l'altro dei trattamenti antiriflesso più semplici, e quelli di qualità.

Erfle e König

                                                                                       La sigla per questi oculari è: Er

Heinrich Erfle inventò questo tipo di oculare a grande campo durante la fine della prima guerra mondiale, nel 1917. Questo oculare è caratterizzato da una lente dell'occhio molto grande e da un'ottima estrazione pupillare, che lo rende molto comodo; inoltre ha un campo apparente di 60°; di contro, ad ingrandimenti elevati soffre di astigmatismo e di immagini fantasma. Gli Erfle sono molto usati anche nei binocoli. Anche la Goerz, una società di strumenti ottici e fotografici fondata a Berlino nel 1886 propose un oculare con un campo che arrivava a 75°. I König (dal nome dell'ottico tedesco Albert König) sono una variante dell'Erfle e possono arrivare a 70°. Gli Erfle, nelle loro varianti, possono avere da 5 a 7 lenti.

Le montature astronomiche

Le montature si dividono in altazimutali ed equatoriali. La montatura è quella parte meccanica dello strumento dove abbiamo i due assi (azimuth ed altezza nell' altazimutale, ascensione retta e declinazione nell'equatoriale) e che deve essere molto robusta e precisa nei movimenti. E' applicata su un treppiede o colonna, che devono essere molto stabili altrimenti all'osservazione o ancor di più nella fotografia astronomica, avremo lo spostamento dell' oggetto inquadrato a causa di vibrazioni dovute alla instabilità di queste parti. Sulla montatura è fissato il tubo ottico, che può avere dimensioni diverse.

La montatura altazimutale

Una montatura altazimutale è un sistema meccanico, in genere riferito ai telescopi, che sostiene lo strumento e permette di puntarlo seguendo movimenti paralleli all'orizzonte (azimut) o perpendicolari ad esso (altezza). È in genere realizzata come una montatura a forcella. Questa montatura, avendo l'asse principale (azimut) perpendicolare al suolo, origina il fenomeno della cosiddetta rotazione di campo, secondo il quale l'immagine risultante ruota ad una velocità dipendente dalla declinazione del corpo celeste osservato. Quest'effetto ha reso sino a 20 anni fa circa le montature altazimutali inadatte alla fotografia a lunga posa sia per piccoli che grandi telescopi. Con il progredire dell'elettronica e con la diffusione del software è stato agevole compensare questo effetto, per cui tutti i moderni telescopi vengono ormai costruiti quasi esclusivamente in montatura altazimutale perché si riducono le dimensioni strumentali e della cupola con notevole risparmio: a parità di diametro dello specchio principale l'ingombro di una montatura altazimutale è circa 1/3 minore di quello di una equatoriale. Il software si prende cura di annullare, tramite elettronica dedicata, la rotazione di campo. In una montatura altazimutale sono dunque tre i ruotismi:
1 - L'asse di azimut segue l'astro da Est ad Ovest;
2 - L'asse di elevazione eleva il telescopio se l'oggetto osservato si trova ad Est del meridiano, lo abbassa se questo invece si trova ad Ovest;
3 - La strumentazione posta al fuoco del telescopio (fotometro o spettrometro) ruota per annullare la rotazione di campo.
La montatura altazimutale si presenta assai più robusta e rigida della montatura equatoriale in quanto il centro di gravità corrisponde con il centro dell'asse di rotazione (azimut) al contrario dell'equatoriale che presenta le masse spostate al di fuori del centro di gravità naturale. Montature moderne costruite secondo il principio dell'altazimutale sono l'NTT, il TNG, il VLT. Nel campo degli strumenti amatoriali, la montatura altazimutale viene usata nei modelli più economici. È semplice come progettazione e costruzione, se non è dotata di motorizzazione e software, non è ideale nell'uso astronomico, perché la sfera celeste ruota secondo assi che non sono paralleli né perpendicolari all'orizzonte (a meno che uno non stia osservando precisamente dall'equatore terrestre), quindi l'osservatore è costretto a manovrare continuamente il telescopio su entrambi i movimenti per mantenere l'oggetto nel campo di vista. Inoltre, usando questa montatura il campo inquadrato ruota lentamente, cosa che impedisce la fotografia degli oggetti celesti.

La montatura equatoriale

Una montatura equatoriale è una montatura o sostegno di un telescopio che consente con un unico movimento, manuale o motorizzato, di "inseguire" il moto apparente di un astro nel cielo, in realtà ruotando in sincrono col moto di rotazione terrestre. Le montature equatoriali si dividono in più categorie. Esse presentano tutte in comune due caratteristiche: una fisica ed una strumentale. La caratteristica fisica comune a tutte le montature equatoriali consiste nel fatto che l'asse principale intorno a cui ruota tutta la massa strumentale presenta, rispetto al suolo, un'inclinazione variabile in funzione della latitudine del posto in cui lo strumento si trova: tale asse mira quindi il Polo Nord celeste e per questo è detto asse polare. L'altra caratteristica consiste nell'invariabilità della declinazione strumentale: una volta puntato l'oggetto da osservare, entra in funzione il solo moto siderale e non c'è rotazione di campo. Per queste caratteristiche, tali montature sono ideali per l'astrofotografia: con un unico movimento di rotazione (un giro completo in circa 24h) su un asse parallelo a quello terrestre, l'oggetto osservato rimarrà sempre inquadrato nello stesso punto del campo di osservazione; nello stesso tempo, nel campo osservato tutti gli oggetti rimarranno nella stessa posizione, senza ruotare nel campo visivo. La montatura equatoriale modificata in alcune varianti, che se pur differenti nell'aspetto e nelle dimensioni, fondamentalmente ottengono lo stesso risultato per quanto riguarda i movimenti di inseguimento dell'oggetto sulla sfera celeste. Vediamo alcune di queste varianti :

Montatura alla tedesca o di Fraunhofer

È stata questa la prima montatura equatoriale ed è tuttora usatissima nel campo amatoriale per la sua eventuale facile trasportabilità nonché per la semplicità costruttiva. In questa montatura il telescopio è sempre posizionato da una parte (ora Est ora Ovest del meridiano dell'osservatore) mentre dall'altra parte sono posti dei contrappesi che bilanciano il peso strumentale. La montatura è validissima ancora oggi ed è poco adatta soltanto ai telescopi robotizzati in quanto presenta il problema della reversibilità degli assi al meridiano: se si insegue un oggetto da Est ad Ovest, dal sorgere al tramonto, quando questo si trova al meridiano, per poterne proseguire l'osservazione occorre riposizionare il telescopio invertendo la posizione telescopio-contrappesi. Questa montatura consente l'accessibilità al Polo.

Montatura inglese

La montatura inglese risolve il problema della reversibilità degli assi al meridiano: il telescopio è situato al centro di una culla che punta verso il Nord celeste. Questa montatura non consente l'accesso al polo. Una variante di questa montatura è la montatura inglese fuori asse, che anziché un traliccio centrale presenta un robusto asse, al cui lato è posizionato il telescopio e dalla parte opposta i contrappesi. Ricorda un poco la montatura tedesca e presenta anch'essa il problema della reversibilità degli assi ma consente l'accesso al polo.

Montatura fotografica

Unisce i vantaggi della montatura alla tedesca ed all'inglese. Inoltre è assai compatta e non presenta il problema della reversibilità degli assi al meridiano.

Montatura a forcella

È la più pratica delle montature equatoriali. Il telescopio è fissato all'interno di una forcella che punta il polo nord celeste. Consente l'accessibilità al polo e non ha problemi di reversibilità di assi. L'unico svantaggio è rappresentato dal fuori centro delle masse rispetto all'asse gravitazionale ideale, per cui la forcella deve essere della massima robustezza per non subire flessioni all'estremità dove è situato l'intero peso strumentale del tubo ottico.

Montatura Porter od a ferro di cavallo

È così chiamata perché ideata da Russel W. Porter per il telescopio da 200 pollici di Monte Palomar. Questa montatura fu ideata per l'impossibilità materiale di costruire una forcella idonea a contenere un telescopio il cui specchio principale presentava un diametro di 5 metri: la forcella avrebbe dovuto presentare una sezione interna (braccio-braccio) di circa 6 metri. Questa montatura deriva, con modifiche, dalla montatura inglese: l'asse superiore che punta il Nord celeste è sostituito da una ruota a ferro di cavallo entro cui può essere alloggiato il telescopio in modo da consentire osservazioni anche a basse declinazioni. La ruota a ferro di cavallo nella fase di lavorazione è rettificata e lappata ed il ruotismo è assicurato da una serie di rulli che trascinano la ruota che spinge gravitazionalmente su di essi. Non avendo queste montature ruote dentate e viti senza fine per il trascinamento strumentale, si riduce pressoché a zero uno dei principali problemi meccanici dell'inseguimento realizzato con corona dentata: il periodismo della vite senza fine che s'innesta sulla corona, problema meccanico che da solo meriterebbe una trattazione a parte. Oggi il periodismo è comunque limitato molto tramite correzioni all'inseguimento operate dall'elettronica e dal software.

Allineamento delle montature equatoriali

A differenza della montatura altazimutale che non richiede alcun allineamento, le montature equatoriali vanno tutte stazionate ossia orientate verso il Polo Nord Celeste con il loro asse polare ossia l'asse attorno al quale il telescopio ruota per mantenere l'oggetto osservato al centro del campo compensando la rotazione terrestre. Da notare che una montatura altazimutale non é altro che un'equatoriale profondamente disallineata, questo significa che un impreciso stazionamento farà riemergere i problemi tipici di una montatura altazimutale. Lo stazionamento è dunque un'operazione molto importante soprattutto per chi pratica la fotografia astronomica quindi non sorprende che esistano vari metodi tra cui spicca il metodo detto di Bigourdan che consiste nel posizionare correttamente il telescopio mediante successive approssimazioni. Molte montature moderne montano, inoltre, un piccolo cannocchiale detto cannocchiale polare che è allineato con l'asse polare della montatura e presenta un reticolo che facilita l'allineamento della montatura con il polo nord o sud celeste.

Motorizzazione delle montature equatoriali

Tutte le montature viste, oltre che con movimenti manuali, possono compensare il moto apparente della volta celeste con opportuni sistemi motorizzati. Una volta orientato ed allineato polarmente lo strumento con diversi sistemi, un unico moto orario che compia il giro completo in maniera sincrona con il moto di rotazione terrestre, permetterà di mantenere perfettamente centrato l'oggetto celeste inquadrato. Il discorso è valido per oggetti celesti al di fuori del sistema solare, mentre ad esempio per i pianeti, il loro moto relativo contribuirà ad ulteriori piccole variazioni. Il moto orario meccanico viene realizzato tradizionalmente con sistemi che prevedono una vite senza fine innestata sull'asse di un motore elettrico, che va a fare girare una ruota dentata solidale con l'asse polare dello strumento, e con asse ad angolo retto rispetto alla vite. Nonostante tutte le attenzioni costruttive, questo genere di moto è più o meno afflitto dal problema dell'errore periodico, o periodismo, per cui lievi eccentricità, anche micrometriche, nella rotazione della vite senza fine, si trasformano in variazioni periodiche della centratura del soggetto inquadrato. La compensazione del periodismo si ottiene con la continua compensazione manuale degli errori, utilizzando un astro inquadrato con forte ingrandimento al centro di un reticolo di riferimento (guida). In parte questa correzione si può ottenere con sistemi elettronici, che imparano dall'analisi dei processi di correzione manuale, o che agganciano un astro di riferimento ed eseguono con sistemi computerizzati il lavoro di guida dell'astronomo. I moderni motorini a controllo digitale (motori passo-passo) ne facilitano la realizzazione tecnica.

VOLPETTA – VULPECULAE – VUL

La Volpetta è una debole costellazione settentrionale situata al centro del Triangolo Estivo, un asterismo formato dalle stelle Deneb, Vegae Altair. La costellazione si estende nella regione in cui la Fenditura del Cigno termina a sud, incrociandosi con la Fenditura dell'Aquila; l'area di cielo in cui si trova è dunque fortemente oscurata dalla polvere interstellare, qui particolarmente densa. Nel 1967 all'interno della costellazione della Volpetta è stata scoperta, da parte di Antony Hewish e Jocelyn Bell, da Cambridge, la prima pulsar conosciuta. Confina a nord con : Lira, Cigno; a est con : Pegaso; a sud con : Delfino, Freccia; a ovest con : Ercole.

MITOLOGIA

Questa costellazione fu definita nel tardo XVII secolo dall'astronomo polacco Johannes Hevelius. Era originariamente conosciuta come Volpecula cum Ansere la cui traduzione significa : la volpetta e l'oca; l'oca infatti veniva spesso rappresentata tra le fauci della volpe. Successivamente le due figure vennero considerate due costellazioni indipendenti. La costellazione dell'Oca venne poi riassorbita dalla Volpetta e l'Unione Astronomica Internazionale non la riconosce più. Il nome dell'oca rimane ad indicare la stella alfa, Anser.

STELLE PRINCIPALI

              Stella                Nome     Spettro    Magnitudine     Distanza A.L.
Alfa    Vulpeculae     Anser         M0              4,44                   296
13               -                 -             B9,5            4,57                   359
1                 -                 -             B4               4,76                   911

OGGETTI PROFONDO CIELO

                                                                 Dimensioni
                    Oggetto                   Tipo                  Magnitudine      Primi d'arco ( ' )     Dist. A.L.       Nome

                       M 27              Nebulosa Planetaria            7,5                    8,0 x 5,6             1360       Dumb-Bell

NGC 6885     Ammasso Aperto                 8,1                         18                  1950

NGC 6940                    -                            6,3                          31                  2510