3122 Florence
Asteroide 3122 Florence: Approfittando del fly-by dell’asteroide 3122 Florence che in data 01-09-17 e’ passato a circa 7 milioni di Km dalla terra, il Filzi School Observatory, ha aderito alla campagna di ricerca promossa dall’astronomo L. Franco membro della UAI (Unione Astrofili Italiani), che ha visto la collaborazione di 8 diversi osservatori (P. Bacci, G. Baj, G.B. Casalnuovo-Filzi School Observatory, L. Franco, G. Galli, A. Marchini (Universita’ di Siena), A. Noschese, A. Valvasori
Curva di luce, periodo rotazione, di 3122 Florence (FSO Observatory)
Dall’unione di tutte le curve di luce, si e’ potuto stabilire il periodo di rotazione di ore 2.35, oltre alla classe tassonomica (S), infine utlizzando il software LCInvert, (inversione della curva di luce) e’ stata ricavata anche la forma dell’asteroide. E’ affascinante pensare che dall’attenta analisi di un puntino luminoso che si muove tra le stelle di fondo, sia possibile addirittura ricavarne la forma… L’astronomo Lorenzo Franco coordinatore dello studio, ha mandato al Filzi School Observatory, un file in formato .stl, con i dati dell’asteroide, per essere stampato in 3d. Il modello dell’asteroide e’ stato stampato (con la stampante 3d in dotazione alla scuola F.Filzi), in scala 1:100.000 ed aerografato, al fine di ottenere un albedo pari a 0.23, simile a quello reale, ricavato dall’analisi fotometrica. Un modello e’ conservato presso l’osservatorio FSO, mentre una copia e’ stata spedita a tutti i coautori dello studio, che hanno apprezzato vivamente il lavoro di stampa 3d fatto dal nostro osservatorio. Lo studio e’ anche stato pubblicato sul Bollettino del Minor Planet Center 3122_Florence_MPB45-2 Di seguito un estratto del manifesto Poster_Bormio 2018_Florence presentato dall’astronomo Lorenzo Franco al 14° Congresso Nazionale di Scienze Planetarie di Bormio del 5-9 febbraio 2018
Il modello 3d dell’asteroide 3122 Florence (FSO)
“…L’asteroide 3122 Florence è stato scoperto il 2 marzo 1981 da J.S. Bus presso l’osservatorio di Siding Spring in Australia. Si tratta di un NEA (near-Earth Asteroid) di tipo Amor del diametro di circa 5 km che ha avuto un incontro ravvicinato con la Terra il 1° settembre 2017 ad una distanza di circa 18 volte quella della Luna, una ottima occasione per effettuare degli studi fisici a supporto delle osservazioni radar dei radiotelescopi Goldstone ed Arecibo.
Osservazioni fotometriche:
Il 30 agosto ed il 4 settembre sono state acquisite delle sessioni fotometriche multi-banda e ottenuti i seguenti valori: V-Rc = 0.48 ± 0.05 (Franco); B-V = 0.93 ± 0.04, V-Rc = 0.52 ± 0.04, Rc-Ic = 0.37 ± 0.02 (Marchini) (V-Rc = 0.57 ± 0.02 GB Casalnuovo Filzi School Observatory ndr). Questi valori sono in accordo con quelli tipici di un asteroide di tipo S
Osservazione spettroscopica:
Il 30 agosto è stato acquisito dal L. Franco lo spettro a bassa risoluzione dell’asteroide 3122 Florence, nella banda del visibile, per mezzo di un reticolo di diffrazione StarAnalyser montato su un telescopio da 8 pollici (30 frame da 45 secondi). Per la fase di riduzione sono state utilizzate due stelle di riferimento di tipo A0V (HD 203893) e G2V (HD 203311) collocate alla stessa massa d’aria dell’asteroide ed utilizzate rispettivamente per la calibrazione in lambda e per ottenere lo spettro di riflettanza. Quest’ ultimo è consistente con quello di un asteroide di tipo S (Fig. 2), in accordo con la precedente classificazione tassonomica SMASSII (Bus & Binzel, 2002).
Curve di luce e periodo di rotazione:
L’analisi del periodo di rotazione è stata effettuata sui dati fotometrici (principalmente in banda Rc), utilizzando il metodo FALC (Harris, 1989) implementato in MPO Canopus (Warner, 2016). Sono state registrate variazioni di ampiezza delle curve di luce e del periodo sinodico di rotazione in relazione ai cambiamenti geometrici, rispetto alla Terra, assunti dall’asteroide lungo la sua orbita. Nel corso del periodo di osservazione l’asteroide ha variato significativamente l’angolo di fase da 20° a 76° ed il PAB (Phase Angle Bisector) Longitudine e Latitudine da (327°, 1.5°) a (25°,52°). Conseguentemente il periodo di rotazione è passato da 2.3568h ± 0.0002 del 12-14 settembre a 2.3576h ± 0.0002 del 2-6 ottobre (Fig. 3). Le variazioni del periodo sinodico di rotazione se messe in relazione al tasso di variazione giornaliero di PABL suggeriscono una rotazione di tipo retrogrado, poiché il periodo ha un andamento decrescente rispetto al tasso di variazione giornaliera del PABL. L’intercetta del punto stazionario (ΔPABL/day=0) con la retta di regressione è consistente con il periodo siderale trovato attraverso il processo di inversione (prossima sezione).
Orientamento del polo e modello 3D:
Occorre innanzitutto premettere che per il processo di inversione occorrono curve di luce riprese in diverse opposizioni e con diversi angoli di fase e di aspetto: solo così si è in grado di individuare una soluzione univoca per il periodo siderale di rotazione e per l’orientamento del polo. Tuttavia le curve di luce acquisite nella recente apparizione, coprendo un ampio angolo di fase e di PAB, ci danno la possibilità di tentare il processo di inversione, pur essendo consapevoli di non trovare una soluzione univoca ma una soluzione preliminare. Nel processo di inversione sono stati utilizzati gli algoritmi sviluppati da Mikko Kaasalainen and Josef Ďurech ed implementati in LCInvert (Warner, 2016). Per il processo di inversione sono state selezionate le curve di luce di migliore qualità. Il primo passo del processo di inversione è stato quello di individuare il periodo siderale di rotazione dell’asteroide, selezionando un intervallo di ricerca tale da includere i periodi sinodici trovati in precedenza. Il modello 3D che ne deriva si accorda bene con le immagini radar riprese dal radiotelescopio di Arecibo il 4 settembre 2017 (CNEOS, 2017). L’aspetto dell’asteroide risulta piuttosto arrotondato e questo giustifica la bassa ampiezza delle curve di luce, nonostante le significative variazioni di angolo di fase e di angolo di aspetto. Il fit del modello si accorda piuttosto bene con le curve di luce osservate. (Fig 8).