Rodolfo Calanca[1], Salvo Massaro[2], Roberto Musmeci[3], Roberto Peruzzi[4], Marco Thomas[5]

 

L’Osservatorio Astronomico di Monterosso Almo (RG)

MAASS Project: Monterosso Almo All-Sky Survey

Proposte per un utilizzo scientifico intensivo della struttura

documento aggiornato al settembre 2010

 

1.   Premessa

 

Monterosso Almo (http://it.wikipedia.org/wiki/Monterosso_Almo) è un bel paese di poco più di 3000 abitanti della provincia di Ragusa, 28 Km a nord del capoluogo, che sorge sui Monti Iblei a quasi 700 metri di quota. E’ un antichissimo centro le cui origini si perdono nella notte dei tempi. Purtroppo, nel corso della sua storia millenaria, ha subito gli effetti devastanti di catastrofici terremoti, l’ultimo dei quali l’11 gennaio 1693, con 200 morti e tremende distruzioni; in seguito il paese fu ricostruito verso la cima del monte.  Oggi il territorio è considerato a medio rischio sismico.

 

Monterosso Almo è uno dei due Comuni montani della Provincia di RagusaMonterosso Almo è uno dei due Comuni montani della Provincia di Ragusa
  • Condizioni climatiche di Monterosso Almo

 

Anche se non è mai stata eseguita una approfondita campagna per la valutazione del seeing astronomico, riteniamo verosimile che il microclima di Monterosso Almo sia propizio al lavoro di osservazione astronomica nella banda ottica. Giocano a favore di tale convincimento alcuni parametri meteorologici, quali le ridotte precipitazioni e l’elevato numero di notti serene presenti in questo angolo dell’isola, nonché la quota collinare ed un inquinamento luminoso ridotto. Tutti questi fattori fanno ben sperare in una buona trasparenza delle notti e di un seeing medio notturno di buona qualità in gran parte dell’anno. Nell’allegato A riportiamo i dati meteo-astronomici rilevati negli anni Settanta a Monte S. Venere, località a pochi chilometri da Monterosso, che a quei tempi era stata studiata quale possibile sede dell’erigendo Osservatorio Astronomico Nazionale.

 

  • L’Osservatorio Astronomico: lo stato attuale della struttura

 

La struttura (Coord. Geogr.: 37° 05’ N; 14° 45’ E; h.s.l.m.: 690m)  è di proprietà del Comune di Monterosso Almo ed è stata inaugurata  il 2 agosto 2001 con obiettivi di fruizione turistica e di divulgazione scientifica. Attualmente ospita un telescopio Meade LX200 di 25cm ed ha una copertura emisferica di 2.5 metri di diametro.L’idea di proporre una nuova destinazione d’utilizzo, essenzialmente finalizzata allo svolgimento di importanti progetti di ricerca scientifica, è stata avanzata dagli scriventi. Si ritiene che con un adeguamento strutturale (realizzabile a costi assai contenuti) l’Osservatorio di Monterosso potrebbe produrre, nel brevissimo termine e forse anche entro il primo anno di attività, risultati di notevole valore scientifico. I progetti, i risultati e le ricadute, non solo scientifiche, saranno descritti nel seguito.

 

 

Le autorità alla cerimonia di inaugurazione

Dell’Osservatorio (2 agosto 2001)

 

 

Una recente foto dell’Osservatorio

 

A sinistra, il telescopio Meade LX200 di 25cm di diametro, nell’attuale configurazione; a destra, visione notturna della cupola e del telescopio

 

  •    Idee per una nuova gestione dell’Osservatorio

Per rilanciare le attività dell’Osservatorio abbiamo costituito un gruppo di gestione delle attività che, oltre a condurre programmi scientifici, si occuperà di mantenere in perfetta efficienza la struttura e di adeguarla alle moderne esigenze tecnologiche della ricerca astronomico. Per conferire una maggior concretezza operativa al progetto, ci si augura di poter coinvolgere altre realtà scientifiche e produttive.

Ecco i componenti attuali del gruppo di gestione:

 

-      EANweb, è una web community che si occupa di cultura e ricerca astronomica, direttore editoriale: Rodolfo Calanca (www.crabnebula.it/rc/menu_EAN.htm);

-      Omega Lab, produttore del software RICERCA; titolare: Salvo Massaro (http://atcr.altervista.org/ita/ricerca.html) con la collaborazione di Roberto Musmeci;

-      RP ASTRO, (sito: http://rpastro.com/), produttore di strumentazione astronomica di qualità.

 

  •   Divulgazione e didattica nell’Osservatorio

All’Osservatorio di Monterosso Almo si svolgeranno attività di formazione scolastica per le scuole elementari, medie e medie superiori e formazione permanente per adulti.
L’attività di educazione scolastica si svolgerà prevalentemente in collaborazione con vari Istituti, quella di formazione permanente per adulti con i Comuni dell’area ragusana e siracusana.
Generalmente, all’inizio di ogni anno scolastico, con il patrocinio del Comune di Monterosso, si organizzeranno incontri divulgativi, aperti a tutti, nei quali relatori professionalmente preparati, parleranno in modo semplice e diretto di Astronomia.

Si svolgeranno anche serate osservative rivolte a tutti.

Una possibile evoluzione del progetto, che prevede un più ampio impegno scientifico e didattico-divulgativo è descritto nel progetto “Borgo di Urania”, allegato B di questo documento.

 

  • Gestione automatica del telescopio e il MAASS Project (Monterosso Almo All-Sky Survey)

 Innanzitutto va premesso che l’intera struttura dell’Osservatorio sarà automatizzata per consentirne la gestione remota via internet. Questo risultato è possibile grazie all’utilizzo del pacchetto software denominato RICERCA, prodotto dalla Omega Lab.

RICERCA permette la pianificazione e la programmazione di una seduta osservativa automatica nella quale può essere del tutto esclusa la presenza di operatori.

L’utilizzatore ha la possibilità di impostare l’ora d’inizio e l’ora di fine delle osservazioni e, attraverso il software MaxIM DL CCD, potrà automatizzare per intero le sessioni osservative andando a pilotare anche il rivelatore (la camera CCD oppure la digicam), i dispositivi porta-filtri, e l’hardware di messa a fuoco. In tal modo si possono automaticamente acquisire e/o salvare, immagini e dati, in un apposito archivio delle osservazioni.

I processi che consentono la completa automazione delle procedure di ricerca, e la loro gestione remota via internet, fanno sì che l’operatore possa risiedere in una qualsiasi località del pianeta ed avere, nonostante ciò, il controllo di ogni funzione dell’hardware dell’Osservatorio (apertura e chiusura dei portelloni, puntamento del telescopio, attivazione del rivelatore, ecc.).

In una tipica serata osservativa, in modalità di funzionamento completamente automatica, tutto viene gestito dal software installato sul PC in Osservatorio e da un’apposita centralina elettronica. Le immagini acquisite dai dispositivi di ripresa sono salvate in una directory dalla quale possono essere prelevate direttamente, oppure indirettamente dal PC-remoto, attraverso il web.

Il software ATC (Advanced Telescope Control) che fa parte del pacchetto RICERCA, consente la gestione remota del telescopio. Ecco le sue principali caratteristiche:

  • Controllo totale del telescopio
  • Consente di comporre liste di oggetti celesti da riprendere
  • E’ possibile programmare il puntamento di oggetti in differita
  • Esecuzione automatica di riprese digitali a mosaico
  • Scansione automatica di settori di cielo per la ricerca di oggetti
  • Calibrazione automatica delle immagini acquisite
  • Interconnessione con il programma RICERCA per la programmazione di sessioni automatiche.

 

Una schermata del programma RICERCA della Omega Lab

 

Queste caratteristiche del software, insieme a molte altre altrettanto importanti, consentono di gestire una vastissima gamma di ricerche sui più disparati oggetti astronomici. E’ così che prevediamo di trasformare l’Osservatorio di Monterosso Almo in un efficientissimo sistema di survey del cielo (da noi denominato Monterosso Almo All-Sky Survey, MAASS Project), con la possibilità di rilevare e studiare i seguenti oggetti celesti:

 

  1. Transiti di pianeti extrasolari attorno a stelle luminose, nell’intervallo di magnitudini: 6-12 ed una profondità di transito fino a 10 mmag (Hidas 2003; Horne 2002; Seagroves 2003; Castellano 2004; Deeg 2004; Dunham 2004; Rauer 2004; Winn 2010). La ricerca di pianeti extrasolari non è una prerogativa esclusiva dei grandi telescopi o dei satelliti in orbita. Anzi, possiamo dire (come ha rilevato uno di noi, Calanca 2007) che questo settore di punta dell’astronomia del secondo millennio è aperto al contributo di tutti coloro che dispongono di telescopi di modeste dimensioni, muniti di sistemi di ripresa digitale con tecnologia CCD o CMOS. Un osservatore terrestre può rilevare dei pianeti in transito di taglia confrontabile ai raggi di Giove e Saturno, mentre dallo spazio sarà possibile individuare pianeti di tipo terrestre. Il metodo dei transiti sarà accessibile anche ai piccoli strumenti se il target della ricerca riguarderà pianeti di grandi dimensioni e di corto periodo. Possiamo indicare due tipi di approccio alle osservazioni. Il primo riguarda la fotometria di un gran numero di stelle, con l’intento di rilevare, in un campo fittamente popolato, dei nuovi pianeti in transito.

 

Una raffigurazione artistica del transito, nell’infrarosso, di HD189733b

Il transito di un pianeta extrasolare ed il grafico della relativa caduta di luce.

 

 

L’altro, invece, prevede di realizzare la fotometria di una singola stella per appurare se il pianeta, la cui probabile presenza è evidenziata dalle misure della velocità radiale, periodicamente la occulta parzialmente. Il metodo dei transiti richiede che si eseguano dei campionamenti frequenti (dell’ordine di uno ogni 2 o 3 minuti) delle stelle in esame, con una elevata precisione fotometrica differenziale, valutabile intorno alle 2 o 3 milli-magnitudini. Le immagini digitali che si raccoglieranno durante le notti d’osservazione, per poi essere misurate in modo utile, devono essere di alta qualità fotometrica. Sono possibili due approcci distinti di ricerca, entrambi messi in pratica da diversi Team di ricerca in tutto il mondo. Quello a “campo piccolo e profondo” (con telescopi “grandi”, alto rapporto Segnale/Rumore per magnitudini fino alla 16-17a) e quello detto a “campo largo e stelle brillanti” (telescopi o teleobiettivi di ridotte dimensioni, campo di vista molto ampio, anche di diversi gradi quadrati e con magnitudini misurabili fino alla 12-13a). Il secondo permette un miglior “ritorno” scientifico in quanto le stelle sono sufficientemente brillanti per essere seguite con la spettroscopia. E’ anche il metodo scelto per il MAASS. Si concentrerà l’attenzione nelle zone di cielo in prossimità del piano galattico, densamente popolate, dove ci si può attendere una densità stellare tipica, effettivamente misurabile, di circa 200 stelle per grado quadrato. Intendiamo, per misurabili, le stelle di magnitudine compresa tra 9 < V < 11,  la cui eventuale variazione di luminosità non sia inferiore all’1%. Sono di un certo interesse per la ricerca anche gli ammassi aperti, all’interno dei quali è stato stimato la possibilità di rilevare, anche con strumentazione non professionali, pianeti di massa 1,5 volte quella di Giove. Dopo aver individuate il campo di ricerca, si tratterà di riprenderlo per ogni notte serena, e per  almeno due mesi (complessivamente, almeno 20 notti d’osservazione per ogni campo). Si dovrà tener presente quanto segue: si realizzino un numero minimo di 50 flat field, per abbattere il Poisson Noise (si veda Calanca 2008), e almeno 20 dark frame e bias; Le riprese avranno una durata minima di 120 secondi, in modo da ridurre l’effetto della scintillazione; tenere sempre inserita l’autoguida; riprendere per almeno 5 ore ogni notte (70-80 immagini circa); conservare i file in formato FITS; Si sospendono le osservazioni per una settimana circa, intorno alla Luna piena, quando la luce diffusa dall’astro riduce il numero delle curve di luce di alta qualità. Per il MAASS Project stiamo sviluppando una procedura che consenta l’elaborazione di  una serie, piuttosto ampia, di immagini digitali di un medesimo campo stellare, raccolte durante una notte d’osservazione, al fine di individuare il segnale periodico prodotto, nella curva di luce, da un transito di un esopianeta. Tale procedura sarà inglobata nel software RICERCA.

 

  1. Stelle variabili, qui ricordiamo che circa l’80% delle stelle variabili con luminosità inferiore alla 13 a magnitudine è tuttora sconosciuta. Nell’ambito del nostro MAASS project includiamo inoltre la survey delle seguenti categorie di oggetti “variabili”:
  2. Flare e superflare: le stelle a brillamento sono indicate anche come variabili UV Ceti. Le flare stars sono generalmente delle nane rosse; anche Proxima Centauri, la stella a noi più vicina è una flare star (Pepper 2008). Indicazioni sulle tecniche d’osservazione con piccoli e medi telescopi: Paczynski 2000, Hadjiyska 2008, Rau 2009. Di particolare interesse lo studio dei superflare, fenomeni molto rari che riguardano stelle simili al Sole (classi spettrali F8-G8). Studi recenti hanno consentito di creare un breve elenco di superflare, fenomeni ad altissima energia prodotta e di breve durata. Il 27 aprile 1939 la stella HR 4550 (G8 V), che ha uno dei moti propri più elevati, mostrò su alcune lastre, un aumento di luminosità di 0.6 magnitudini, con una durata del fenomeno di appena 18 minuti (Schaefer 2000; Yazev 2009). Altre stelle di tipo solare, con magnitudini comprese tra la 5 e la 10,  hanno subito variazioni consistenti di luminosità, a livello spettroscopico o nella banda X, per un periodo di qualche decina di minuti, più raramente su di un intervallo di qualche giorno.

I superflare osservati, riguardanti stelle di tipo solare, hanno un particolare interesse perché ci consentono di analizzare le conseguenze di tale evento su eventuali pianeti orbitanti. I calcoli dimostrano che un superflare della durata di un’ora può avere effetti devastanti su di un pianeta, simile alla Terra, posto ad una distanza di 1 AU dalla sua stella. Ciò che effettivamente potrebbe accadere dipende dalla costituzione dell’atmosfera planetaria e dalla banda spettrale e dall’energia emessa durante l’evento.

 

 

Animazione di un superflare Emesso dalla stella XZ Tauri

 

 

Il 25 aprile 2008 EV Lacertae, una stella della sequenza

principale emise un grande flare. Qui il fenomeno è rappre-

sentato in modo artistico.

 

Ad esempio, un’emissione di energia ionizzante pari a 1036 erg potrebbe distruggere fino all’80% dell’ozono, se la composizione dell’atmosfera fosse simile a quella terrestre. Secondo alcuni autori (Thomas 2007), nel passato i flare solari hanno causato significative variazioni nella distribuzione dell’ozono nell’alta atmosfera. Studi condotti sul flare magnetico solare del 1-2 settembre 1859 (fortunatamente non si trattò di un superflare, l’energia coinvolta era in quel caso diverse migliaia di volte inferiore), avrebbe causato una diminuzione del 5% dell’ozono su di una scala temporale di alcuni mesi. I superflare stellari potrebbero avere un ruolo fondamentale nell’evoluzione della vita sui pianeti. Nel passato, alcune estinzioni della vita terrestre potrebbero essere state causate da superflare particolarmente energetici. Forse, in molti casi, sono gli stessi superflare a fornire l’energia necessaria alla creazione di nuove molecole organiche.  

 

  1. Ricerca di supernovae: per questo tipologia di ricerca si sfrutteranno le caratteristiche avanzate del software ATC, incluso nel pacchetto di RICERCA. Sulle tecniche osservative e i risultati di alcuni progetti professionali, si vedano anche: Qiu 1999; Filippenko 2001; Lipunov 2007; Kasliwal 2009; Pignata 2009. Riassumiamo brevemente la procedura automatica di RICERCA per dare un’idea della qualità della MAASS survey:
  • Visualizzazione dell’oggetto di turno della lista d’osservazioni con i relativi dati.
  • Caricamento della schermata di controllo del telescopio.
  • Puntamento dell’oggetto.
  • Caricamento del software di controllo della camera CCD.
  • Eventuale auto-centro  dell’oggetto precedentemente puntato.
  • Eventuale ripresa dell’immagine astronomica  per il confronto con  
  • l’immagine master.
  • Ripresa dell’immagine astronomica con il tempo d’integrazione pre-impostato.
  • Caricamento del programma d’archiviazione dove possono essere salvati tutti i dati.
  • Salvataggio dell’immagine e dei relativi dati che la corredano.
  • Aggiornamento della lista d’oggetti selezionata.
  • Puntamento dell’oggetto successivo appartenente alla lista d’osservazioni.

Per rilevare l’eventuale presenza di una supernova, il software avvia una scansione, pixel per pixel, nell’intorno di ogni galassia. L’algoritmo cerca sorgenti di tipo stellare con un profilo gaussiano, adoperando come parametro di selezione il valore del rapporto Segnale/Rumore relativo. Qualora sia rilevato un segnale, inizia la ricerca di una eventuale controparte, nella medesima posizione, nell’immagine di confronto.

 

Immagine della SN2005lr scoperta dal Carnegie Supernova Project

 

Se la ricerca della controparte fallisce il software “segnala” l’immagine come sospetta. Al termine dell’analisi nell’intorno delle galassie catalogate, il software esegue una ricerca nella restante porzione del frame.

Per evitare i falsi rilevamenti, il programma verifica, in presenza di segnali sospetti, la coincidenza con asteroidi noti, oppure, ne ricava un profilo fotometrico. Il successivo “blink” delle immagini così processate, con quelle di confronto, consente all’esaminatore di verificare direttamente l’eventuale presenza di una SN.

 

  1. Meteoriti e bolidi e asteroidi “killer”: frequenza, luminosità e direzione, vedi: Bellot Rubio 2002; Beech 2004; Castro-Tirado 2008; Veres 2009. Nel momento in cui scriviamo, non ci pare che vi siano ricerche in atto finalizzate ad individuare quei corpi celesti, denominati asteroidi “killer”, a rischio di impatto con il nostro pianeta (Di Martino 2005). Tali oggetti hanno una taglia compresa tra i 10 e i 50 metri, dimensioni che sono dello stesso ordine di grandezza dell’evento Tunguska. Anche se non è molto probabile che un Tunguska-class (Drobyshevski 2009; Yeomans 2007) possa colpire il nostro pianeta nel prossimo decennio, sarebbe però assai imbarazzante, per la comunità astronomica, se ciò avvenisse, in barba alle probabilità, senza che vi sia stato, prima, alcun serio tentativo per cercare di individuarne l’esistenza!  Un tale impatto avrebbe un effetto catastrofico almeno a livello locale, con un’energia sprigionata equivalente all’esplosione di una bomba termonucleare di 10 megaton (500 volte la bomba di Hiroshima). Un progetto finalizzato all’identificazione, pre-collisione, di queste grosse “pietre cosmiche” deve basarsi su di un’analisi preliminare che qui sintetizziamo. In primo luogo, cerchiamo di stimare la frequenza statistica d’impatto di un asteroide Killer delle dimensioni di D = 10 metri.

 

 

Una raffigurazione artistica di un “asteroide Killer” in rotta di collisione con la Terra

 

 

L’immagine della scia di un grosso meteorite che in gran parte si consuma entrando nell’atmosfera

I calcoli si basano sui lavori di  Brown (2002) e Ivezić (2001) che concordano abbastanza bene tra loro. L’espressione utilizzata per determinare la frequenza N è: N ~0.1(D/10m)-2.5 anno-1; essa ci dice che si ha una collisione di un asteroide di 10 metri con la Terra, in media, una volta ogni 10 anni. Un simile oggetto, in rotta di collisione con la Terra, in 24 ore copre una distanza pari a 4LD (LD, Lunar Distance), ad una velocità di 20 Km/s. Questo è un intervallo di tempo molto ridotto per segnalare il pericolo di un impatto. La magnitudine apparente V di un oggetto con diametro D (in m) e collocato in direzione del punto anti-solare e ad una distanza d (AU), si stima con questa espressione:  V ~ 18-5log[(D/10m)x(0.01 AU/d)], dove AU è la distanza in unità astronomiche. Una stima della magnitudine deve tenere conto che la Luna piena ha magnitudine -12.3 e che una roccia di 10 metri alla distanza della Luna ha V = 15, assumendo che il suo albedo sia simile a quello lunare. Per individuare da Terra un asteroide Killer le migliori condizioni si hanno quando la Luna è piena. Ai quarti di Luna la luminosità apparente dell’asteroide è minore di dieci volte mentre diviene invisibile del tutto durante la Luna nuova. La Terra però è costantemente bombardata da tutte le direzioni. Una soluzione è sicuramente quella di collocare nel punto lagrangiano L1 un Osservatorio con il compito di monitorare gli asteroidi Killer. Allo stesso tempo, sarebbe opportuno attivare, sulla superficie terrestre, una sorveglianza costante del cielo, condotta da alcune decine di piccoli Osservatori (diametro telescopio <50cm). Uno degli obiettivi del MAASS Project è di partecipare, in ambito internazionale, a questa importantissima attività di sorveglianza che, secondo la NASA, servirebbe per individuare tutti e 20000 asteroidi “killer” in potenziale rotta di collisione con la Terra.

 

1.     Rilevamento della controparte ottica di GRB e di “optical flash” di origine sconosciuta. I Gamma Ray Burst (GRB) sono intensi lampi di raggi gamma che possono durare da pochi millisecondi a diverse decine di minuti; essi costituiscono il fenomeno più energetico finora osservato ed hanno anche una frequenza abbastanza elevata (all'incirca uno al giorno). La loro distribuzione nel cielo è isotropa. Il lampo gamma più lontano finora osservato, GRB 090423, è avvenuto ad una distanza di oltre 13 miliardi di anni luce dalla Terra.

 

 
Il circolo d’errore del sistema di identificazione dei GRB di INTEGRAL

Alcuni GRB individuati dal Telescopio Spaziale Hubble

 

Nel 1997 si è aperta una nuova fase nello studio di questi oggetti celesti con la scoperta del primo afterglow, l'emissione residua associata ad un GRB e visibile in tutte le bande spettrali. Informazioni sui progetti operativi nell’ambito dei flash ottici e dei GRB sono in: Akerlof 1999;  Sokolowski 2010. MAASS è un progetto ottimizzato per la ricerca della radiazione ottica emessa contemporaneamente all’evento GRB.

L’osservazione sarà attivata dalla comunicazione in tempo reale fornita dal GCN (GRB Coordinate Network, http://gcn.gsfc.nasa.gov/), un sistema della NASA in grado di fornire le coordinate dell’evento con un errore di alcuni primi d’arco. MAASS sarà programmato per allertarsi ed essere disponibile entro qualche minuto dalla ricezione del messaggio (si conta di poter avere il sistema pienamente operativo in meno di un minuto).

Le riprese del campo che contiene il GRB saranno eseguite dai due teleobiettivi, muniti di camere digitali CMOS, che opereranno in parallelo al telescopio S-C di 25cm, sul quale invece lavorerà una camera CCD classica. Per avere un elevato livello di risposta, la montatura sarà movimentata da motori passo-passo e lettori angolari costituiti da encoder incrementali. La massima accelerazione sui due assi sarà di circa 15°/sec2 in AR e 20°/sec2 in decl. La massima velocità di puntamento sui due assi sarà di 35°/sec. Con questa velocità, il telescopio si muoverà da orizzonte ad orizzonte in 8 secondi.

Una sequenza standard di immagini consisterà di due esposizioni di 90 secondi, shiftate di 10 pixel per evitare la sovrapposizione di eventuali fotoelementi difettosi. Nei minuti successivi alla segnalazione di un GRB, inizierà una sequenza di acquisizione di immagini di 10, 5, 10, 20, 80 e 60 secondi. MAASS project potrà contare, almeno nelle sue prime fasi operative, su di un sistema molto simile al BART (Jelínek 2003; Hudec 2003; Nekola 2010), nella repubblica Ceca e BOOTES-1, BOOTES-1B, entrambi in Andalusia, Spagna.

 

Il Burst Alert Robotic Telescope (BART); il sistema di ripresa a grande campo

è posto in parallelo.

Bootes-1B è costituito da un telescopio S-C di 30cm.

 

Con un’unica differenza: anziché CCD al fuoco dei teleobiettivi, si impiegheranno camere digitali commerciali CMOS. BART attualmente utilizza un telescopio S-C di 25cm con un CCD 1024x1024; FOV = 28’x28’ (mlim = 17.5, 60s filtro R). In parallelo un teleobiettivo Maksutov-Cassegrain, 89mm, F = 500mm, sensore CCD 3088x2056; FOV = 3.1°x2.1° (mlim = 16, 60s). BOOTES-1B utilizza uno S-C di 30cm dotato di una camera CCD 1536x1024 (FOV = 27’x28’); dall’entrata in servizio (settembre 2006) ha rilevato cinque GRB (Jelínek 2010).

    BART ha osservato numerosi GRB tra il 2002 ed il 2007, alcuni di magnitudine  inferiore a V = 15, con tempi di risposta, in alcuni casi, di poche decine

     di secondi dall’annuncio GCN.

 

  1. Ricerca di nuove comete.  Il MAASS Project ha le giuste caratteristiche per eseguire una ricerca automatica di comete. Tutti gli strumenti ottici che saranno disponibili a Monterosso potranno essere utilizzati per questa tipologia di ricerca.  La tecnica osservativa impiegata richiede l’esecuzione di riprese digitali su aree contigue di cielo con tempi di integrazione compresi tra 60 e 90 secondi e, dopo l’acquisizione di una serie di aree, tornare sulla prima di queste, per ripetere la scansione. Si otterranno delle coppie di immagini delle stesse aree di cielo che potranno essere confrontate sia visualmente, con un blinking, sia in modo automatico. Si prevede di poter coprire alcune centinaia di gradi quadrati del cielo per ogni notte d’osservazione. Si potranno anche sperimentare delle interessantissime ricerche “miste”.

 

Una tipica immagine cometaria (all’interno del quadrato in prossimità del centro dell’immagine) ottenuta in prossimità della data di scoperta. La cometa è la C/2008 Q1 (Matičič), ripresa all’Osservatorio astronomico sloveno Črni Vrh, il 18 agosto 2008. La strumentazione di un cacciatore “digitale” di comete, costituita da due teleobiettivi di 200mm e digicam CMOS per la ricerca di comete luminose, realizzazione di Terry Lovejoy

 

 

Supponendo di voler fare simultaneamente una ricerca di SN e di comete luminose, si preparerà, ad esempio, una lista di 150 galassie da esplorare nel corso di una singola notte. I due teleobiettivi (F =400mm) disporranno di digicam con sensori CMOS 15x22mm, e FOV = 2°x3° ciascuno. La strategia di ricerca prevede di eseguire una ventina di immagini di galassie e, simultaneamente con i teleobiettivi, i campi adiacenti. Quindi si  ritornerebbe di nuovo sulle stesse galassie, per una seconda scansione, dopo una trentina di minuti. In pratica, nel corso di una notte, si otterranno 300 immagini di 150 galassie  allo S-C di 25cm e 600 immagini con i teleobiettivi. La copertura di cielo, ottenuta con i teleobiettivi nel corso di una notte, sarà pari a circa 1700 gradi quadrati, ovvero 1/13 della volta celeste con una magnitudine limite intorno alla 14. L’unica avvertenza è di scegliere le galassie in modo da evitare una troppo marcata sovrapposizione dei campi coperti dai teleobiettivi.

Alcune info su comete, ricerche e scoperte: Everhart 1967; Hughes 1987, 1988; Levy 1994; Hainaut 1994; Boattini 2004; Holvorcem 2003.

 

1.   Modifiche hardware da apportare all’Osservatorio per attivare il MAASS Project

 

Abbiamo già accennato alla necessità di apportare modifiche e migliorie alla strumentazione ed alle strutture, al fine di dare effettiva fattibilità alla gestione remota del telescopio ed all’attivazione del MAASS Project.

Ecco in sintesi gli interventi necessari:

-      Automazione dell’apertura dei portelloni;

-      Installazione dei sensori meteo (rivelatori pioggia, umidità, temperatura, pressione, ecc.);

Nuova montatura equatoriale a forcella del telescopio; encoder incrementali di posizione. Le specifiche di movimentazione del telescopio sono: motori passo-passo che consentano un’accelerazione massima, sui due assi, di circa 15°/sec2 in AR e 20°/sec2 in decl. La massima velocità di puntamento sui due assi sarà di 35°/sec. Con questa velocità, il telescopio si muoverà da orizzonte ad orizzonte in 8 secondi. Scheda di gestione, piattaforma ASCOM. La nuova montatura sarà realizzata dall’azienda RP ASTRO;

-      Due teleobiettivi di 300 o 400mm di focale + due digicam CMOS (preferibilmente CANON EOS);

-      Una camera CCD installata al fuoco (che dovrà essere motorizzato e gestibile in remoto) dello S-C di 25cm;

-      Un PC da installare all’interno dell’Osservatorio.  

  

 

2.   L’Osservatorio di Monterosso Almo potrebbe divenire la prima pietra  del  “Borgo  di  Urania”?

 

Il progetto “Borgo di Urania” è stato elaborato da EAN (European Astrosky Network) tra il 2006 ed il 2007.  Esso ha degli aspetti assolutamente innovativi, dal punto di vista scientifico e didattico; l’Osservatorio di Monterosso Almo potrebbe avere le caratteristiche giuste per concretizzare tale progetto, trasformandosi, nel corso di alcuni anni, in una struttura di rilevanza nazionale, con benefiche ricadute turistiche e culturali sul territorio.

Il progetto è descritto nei dettagli nell’allegato B.

 

3.   Ricadute culturali, scientifiche e d’immagine

 

L’Osservatorio Astronomico di Monterosso Almo, nel pieno delle sue attività scientifiche e culturali, costituirà un importante punto di riferimento per le scuole dell’intera regione, senza trascurare il fatto che anche il pubblico generico, inserito in attività di educazione permanente, potrà avvicinarsi consapevolmente alle meraviglie del cielo attraverso esperienze osservative mirate.

Sarà infatti possibile l’osservazione guidata e programmata dei principali corpi celesti, Sole, Luna, pianeti, comete, galassie e nebulose. L’Osservatorio costituirà un autentico centro di aggregazione e di riferimento culturale per la diffusione della cultura e della conoscenza scientifica. Le visite notturne avranno un fascino unico e costituiranno un'esperienza importante dal punto di vista scientifico ma, anche, emotivo.

Non va poi dimenticata  la funzione di traino culturale che potrà assumere questa struttura, contribuendo così ad accrescere  il prestigio e l’immagine dell’intera  comunità. Perché u

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ALLEGATO A

 

Dati climatici di Monterosso Almo, copertura nuvolosa, seeing e inquinamento luminoso

 

INTRODUZIONE

 

Sviluppiamo alcune considerazioni di carattere climatico, connessi ai parametri fondamentali dell’osservazione astronomica. Tali parametri sono sostanzialmente sei:

1)    La quantità di notti utilizzabili per l’osservazione

2)    La distribuzione stagionale delle notti utili all’osservazione

3)    La trasparenza del cielo

4)    La qualità delle immagini

5)    La latitudine

6)    La frequenza dei venti

 

In genere, se si sottopone ad una commissione di astronomi il compito di stilare una graduatoria d’importanza di questi parametri, i risultati (come già è avvenuto in alcune occasioni) sarebbero probabilmente i seguenti: il terzo parametro (trasparenza del cielo) avrebbe circa l’85% dei voti, seguirebbero, all’incirca alla pari, il numero 1) quantità di notti utilizzabili e 4) qualità delle immagini.

Queste caratteristiche, così apprezzate dagli astronomi, le ritroviamo quasi tutte al Sud, in particolare in Sicilia. Da maggio ad ottobre in questa regione abbiamo le migliori condizioni per le osservazioni del cielo.

A lungo, nella guida turistica della Sicilia edita dal Touring Club Italiano, si leggeva un commento che era riferito alle pendici dell’Etna, ma che si potrebbe estendere anche ad altre località siciliane: “Le stelle appaiono quasi senza scintillazione, dovuta alla diversa densità degli strati d’aria”.   

 

a.   Il clima in  Sicilia

 

Da un’analisi dei dati climatici si deduce che la Sicilia è una regione caratterizzata da un clima temperato mediterraneo, con prolungamento della stagione estiva e inverno mite.

Le temperature medie invernali sono superiori ai 5 °C mentre quelle minime scendono solo raramente al di sotto di 0 °C.

E' il caratteristico clima di collina con temperatura media di 16 °C, in cui il mese più caldo risulta essere agosto (24 °C), il più freddo Gennaio (7 °C). Quello più soleggiato e' giugno (14,6 ore) mentre il minimo annuo si riscontra a dicembre (9,4 ore).

Per quanto riguarda le precipitazioni, il minimo è in luglio (da cui consegue che la portata minima dei corsi d'acqua si verifica in agosto) e massime a dicembre. Si va da 0 mm di pioggia caduta in luglio agli oltre 76 mm caduti in Dicembre con una media annua di 540 mm, inferiore a quella generale del territorio nazionale pari a 970 mm annui. Con 69 giorni piovosi l'anno la Sicilia centrale si può considerare una zona a media intensità pluviometrica.

I venti soffiano prevalentemente (oltre il 70%) da Nord-Ovest e, per il restante 30% da Ovest; mentre raramente spirano da Est , da Sud o da Sud Est. Sono concentrati maggiormente durante le ore pomeridiane e hanno una velocità compresa tra 15-20 Km/h (nelle giornate meno ventose) e 45-50 Km/h (nelle giornate particolarmente ventose).

 

b.   Copertura nuvolosa e seeing a Monterosso Almo. Rappresentatività dei dati di Monte S. Venere

 

Il Comune di Monterosso Almo è collocato in un’area nella quale il numero medio di notti serene sembra aggirarsi intorno a 200 per anno. Lo affermò nel 1974 M.G. Fracastoro, nella sua Relazione preliminare sulle condizioni climatiche della Sicilia Orientale. Questa relazione era allegata al Rapporto n. 3 dell’Osservatorio Astronomico Nazionale, pubblicato quando ancora si riteneva probabile la realizzazione dell’OAN sul territorio nazionale.

 

Fig. 1: I tre grafici a fianco fornisco informazioni sulla copertura nuvolosa rilevata nello stesso periodo a Serra la Nave e a Monte S. Venere (giugno 1970-giugno 1971), una località a pochi chilometri da Monterosso Almo. Il grafico in alto mostra il numero di notti coperte nelle due località; quello centrale le notti parzialmente coperte, infine, quello in basso le notti serene, che risultano pressoché coincidenti.

Il numero massimo di notti serene è in luglio, quello minimo in gennaio e febbraio. La stima della copertura del cielo è effettuata dividendo la volta celeste in quattro quadranti, centrati nei quattro punti cardinali, e ciascuno suddiviso in due zone dall’almuncantarat di 45°. L’osservatore stimava l’azimut e l’altezza delle nubi  o dei veli che riportava in una apposita scheda.

Il grafico è quello originale, nota 4, p. 71.

 

 

La cosa veramente importante per la nostra analisi, però, è che per molti mesi (giugno 1970-giugno 1971), furono eseguiti una serie di rilevamenti astronomici[6] a Monte Santa  Venere (long: 14° 58’; lat.: 37° 08’, h.s.l.m. = 870m), una località ad appena 12 Km in linea d’aria da Monterosso Almo!

Le caratteristiche orografiche e climatiche di Monte Santa Venere sono da considerarsi assai simili a quelle di Monterosso; riteniamo, pertanto, che i dati che furono allora raccolti per la campagna OAN, siano tuttora rappresentativi delle condizioni climatiche e di seeing della località di nostro interesse.

Una prima informazione davvero interessante riguarda il numero di notti coperte, parzialmente  coperte e serene raccolte in circa un anno a S. Venere. Nel grafico di fig. 1 troviamo un confronto con Serra la Nave, sede osservativa dell’Osservatorio Astrofisico di Catania. Colpisce il fatto che il numero di notti serene è praticamente coincidente nelle due località. Dobbiamo sottolineare il fatto che Serra la Nave è considerata una delle migliori località astronomiche italiane.

Ora parliamo del seeing. Con questo termine si descrive l’insieme dei disturbi atmosferici che altera la qualità delle immagini dei corpi celesti.

La presenza dell’atmosfera provoca la perdita di informazioni geometriche (agitazione, dilatazione delle immagini) e fotometriche (assorbimento, diffusione, scintillazione) con la conseguente degenerazione di una frazione della luce, proveniente dalle stelle, da segnale utilizzabile a rumore. Ne consegue che l'osservazione  degli  astri  può  essere  notevolmente compromessa da condizioni di seeing scarsamente favorevoli, qualunque sia la  tecnica  di  rilevamento  utilizzata:  visuale,  fotografica,  spettrografia, CCD. L'atmosfera presenta dei difetti locali di omogeneità dovuti al vento, alle differenze di temperatura e di umidità; la luce che l'attraversa subisce delle fluttuazioni rapide e fortuite intorno ad una direzione media che l'osservazione ad occhio nudo traduce come delle variazioni repentine di luminosità (fenomeno della scintillazione).

L'angolo di deviazione del raggio luminoso proveniente da una stella, intorno alla direzione media, che è dell'ordine dei secondi d'arco, esprime il livello di turbolenza atmosferica nella ristretta zona di cielo intorno alla stella in esame: essa rappresenta la misura, comunemente adottata, del seeing. Tale misura varia in modo proporzionale alla massa d'aria attraversata dai raggi luminosi: tanto maggiore è la distanza zenitale della stella, tanto peggiore sarà la qualità delle immagini.

Per questo motivo, in sede di determinazione della qualità media notturna delle immagini stellari, si dovrà riferire il valore del seeing a distanze zenitali costanti che, in base alla tecnica di rilevamento impiegata, potrà essere riferita allo zenit stesso oppure, alla distanza zenitale della stella polare.

A Monte S. Venere furono eseguite delle misure di seeing con il metodo fotografico delle tracce della stella polare messo a punto da Harlan e Walker (1965). A S. Venere, in 326 notti, furono raccolte ed esaminate 1034 tracce della polare. Le fig. 2 e 3 danno un quadro riassuntivo del seeing allora rilevato.


 
Fig. 2: La distribuzione mensile del seeing osservato a S. Venere; l’ordinata dà il numero di notti, l’ascissa il seeing medio per notte. I rilevamenti furono eseguiti nel periodo: luglio 1969 – novembre 1970. La scala del seeing è divisa in 8 classi, da 1 a 8, dove con il numero 1 si indica il seeing migliore, stimabile intorno a 1”.5. Le misure di calibrazione delle tracce che furono eseguite ad Asiago negli anni Settanta diedero queste corrispondenze: 3 = 3”; 4 = 3”.5; 5 = 4”.  

a.   Considerazioni sull’inquinamento luminoso stimato di Monterosso Almo

 

In Italia, due terzi della popolazione ha perso la possibilità di vedere la Via Lattea dal luogo dove vive e ciò a causa dell’inquinamento luminoso. Per inquinamento luminoso intendiamo  quella alterazione della quantità naturale presente nell’ambiente notturno provocata dall’immissione di luce artificiale. La luce artificiale inquina quando altera la quantità di luce naturale.

Un elevato inquinamento luminoso altera sia il rapporto con l’ambiente in cui viviamo, sia la percezione del “mondo” attorno a noi e ciò comporta un danno culturale incalcolabile perché provoca la sparizione di quel cielo stellato che è da sempre fondamentale stimolo alla cultura, sia umanistica sia scientifica. Non dobbiamo poi dimenticare che l’inquinamento luminoso ha documentati effetti negativi sull’ambiente e sulla salute degli esseri viventi, che vanno dall’alterazione delle abitudini di vita degli animali e, per l’uomo, abbagliamento, miopia e possibili alterazioni ormonali.

 

Fig. 3: Questo grafico è di un certo interesse perché confronta la distribuzione del seeing medio notturno a Monte S. Venere e St. Barthelemy (Valle d’Aosta), quest’ultima località è considerata tra le migliori in Italia per la qualità del seeing . I valori misurati dimostrano che la qualità media del seeing è molto simile tra le due località. I dati sono stati ricavati dalla tabella IV[7]. Il confronto è alla pari: iInfatti, nelle prime tre classi, Monte S. Venere e S. Barthelemy, hanno rispettivamente il 64% ed il 63% delle notti.

 

[7] R. Barbon, G. di Tullio Vanzani, Condizioni meteorologiche e turbolenza ottica osservate in alcune stazioni OAN, Rapporto n. 3 OAN, Padova 1974.

 

 

<0.1

nero

0.1-0.2

porpora

0.2-0.4

viola

0.4-0.6

blu

0.6-0.8

blu chiaro

0.8-1.0

verde

1.0-1.2

giallo-oro

1.2-1.4

giallo

1.4-1.6

arancio

1.6-1.8

rosso

1.8-2.0

rosa intenso

>2.0

rosa

 

Fig. 4: Cartina che mostra il degrado della visibilità delle stelle ad occhio nudo nella Penisola. A fianco, la corrispondenza tra i colori ed il degrado della magnitudine.  La cartina  indica il decadimento della capacità di percepire le stelle da parte della popolazione; gli effetti dell’inquinamento luminoso sono chiaramente visibili anche nelle montagne. L’Osservatorio di Monterosso Almo si trova in una zona di colore viola, che sta ad indicare un degrado contenuto, compreso tra 0.2 e 0.4 magnitudini.

 

La prima valutazione delle aree inquinate da un eccesso di illuminazione artificiale venne fatta nel 1971 all’Università di Padova, mentre la prima mappa della brillanza artificiale del cielo in Italia uscì due anni dopo grazie ad uno studio eseguito da alcuni astronomi della Specola Vaticana.

Gli studi attuali, basati sull’analisi dei dati satellitari, confrontati con quelli ottenuti negli anni ’70, mostrano che la crescita attuale dell’inquinamento luminoso, in Italia,  è dell’ordine del 10% annuo.

L’Osservatorio astronomico di Monterosso Almo sorge in un’area all’interno della quale l’inquinamento luminoso è assai contenuto, con un degrado minimo della visibilità stellare, inferiore a 0.4 magnitudini.

Con queste caratteristiche, che dovranno essere preservate anche nei decenni futuri attraverso un’oculata gestione dell’illuminazione artificiale, l’Osservatorio può costituire un punto di riferimento sia per una concreta serie di attività scientifiche di prim’ordine sia per una didattica qualificata rivolta alle scuole di ogni ordine e grado.

 

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Il progetto “Borgo di Urania” e l’Osservatorio di Monterosso Almo

 

Nell’ambito dell’astronomia nazionale Il ‘Borgo di Urania” si presenta come un progetto assolutamente innovativo. Si vuole proporre, infatti, un modo diverso di fare astronomia a livello divulgativo-didattico e di ricerca scientifica, senza dimenticare, anzi ponendo in posizione assolutamente centrale, i positivi risvolti di promozione turistica per la località che attuerà questo progetto.

 
 Perché Il 'Borgo' è un modo diverso, del tutto nuovo di fare astronomia?

 
 1) Semplicemente perché non si punta a realizzare un progetto faraonico, con mega-telescopi destinati a rimanere in gran parte inutilizzati. Per intenderci, non si vuole ripetere l’errore dei tanti Osservatori comunali sorti come funghi negli ultimi 20 anni in diverse località italiane ma che troppo spesso risultano  sottoutilizzati. La stessa UAI sta cercando di promuovere la realizzazione di un Osservatorio sui monti Sibillini con un telescopio di 1 metro di diametro! Ma cosa ce ne facciamo, in Italia, di telescopi con diametri superiori ai 50 cm? Non si fanno pianeti in alta risoluzione perché la qualità del seeing non lo consente; per molte altre ricerche sono strumenti sovradimensionati e difficili da gestire dal punto di vista tecnico. Uno dei pochi settori dove un telescopio della fascia >50 cm ha un impiego significativo è nella costruzione della curva di luce dei pianeti extrasolari in transito. Ora, in Italia ci sono almeno una settantina di Osservatori, muniti spesso di telescopi mastodontici, realizzati con il contributo pubblico e costati milioni di euro, dei quali forse solo il 20% (probabilmente meno) funzionano su di un livello accettabile, specialmente per la divulgazione rivolta al pubblico generico. Il rimanente 80% è su livelli di pura sopravvivenza e spesso con calendari di attività striminziti e poco significativi dal punto di vista culturale e scientifico.

 
 2) Una considerazione fondamentale che ci spinge a promuovere il progetto 'BORGO DI URANIA" è che sul territorio nazionale ormai si fa pochissima ricerca scientifica con i pur numerosi telescopi piccoli/medi presenti (che sono diverse migliaia), che si trovano nelle mani sia dei professionisti sia degli amatori. Se molti amatori di ogni parte d’Italia, che hanno difficoltà ad eseguire osservazioni sotto  cieli inquinati, conferissero la loro strumentazione al ‘Borgo di Urania’ in comodato d’uso, in particolare telescopi con pilotaggio remoto (con diametri tra i 15 e i 35 cm), CCD e digitali reflex, sarebbe allora possibile lanciare una serie di programmi di ricerca di ampio respiro, supportati da un sistema altamente automatizzato di acquisizione ed analisi delle immagini. Disponendo di una cinquantina di telescopi si potrebbero proporre un certo numero di progetti sistematici di ricerca, con elevate probabilità di scoperta: caccia alle comete, ricerca di pianeti extrasolari, novae, supernovae, variabili, GRB, mappature del cielo a diverse lunghezze d’onda, ecc., in altre parole, il progetto MAASS proposto in queste pagine. I telescopi conferiti al Borgo di Urania resterebbero ovviamente dei proprietari originari, che potranno utilizzarli in remoto via internet.

 

3) Parallelamente si svolgeranno attività divulgative molto coinvolgenti, sotto forma di conferenze, meeting, convegni e corsi residenziali di astronomia a diversi livelli. Uno degli aspetti fondamentali riguarda lo sviluppo del turismo "culturale": in questo ambito il "BORGO" dovrebbe divenirne uno dei punti focali.

 
 4) Il BORGO dovrebbe essere in grado di auto-sostenersi economicamente, attraverso i servizi e le prestazioni fornite e i contributi provenienti dall’esterno.

 

5) L'area dove far sorgere il BORGO dovrà essere costituita da un luogo pianeggiante, con orizzonte libero da 10° in su, ampia circa 2 ettari, con facile accesso ad acqua, luce e linea telefonica (ADSL). E' assolutamente auspicabile avere altre strutture abitate stabilmente nel raggio di qualche centinaio di metri.

 
 6) il progetto BORGO DI URANIA prevede la realizzazione di strutture semplici, prevalentemente in legno con tetti scorrevoli che appoggiano su piattaforme in cemento armato. Il tutto si deve facilmente integrare nell'ambiente. Ovviamente il luogo deve essere edificabile senza vincoli particolari.

 
 7) RIASSUMENDO: il Borgo di Urania dovrà accogliere alcune decine di telescopi e teleobiettivi automatizzabili e gestibili via - internet (esempio: montature Meade LX200 e simili), il diametro massimo accettato è 40 cm; sono considerati inutili i diametri superiori. Gli strumenti lavoreranno in batteria per ampie survey del cielo, il più possibile automatizzate. Per fare esempi concreti:  una decina di teleobiettivi da 200 mm di focali, montati su teste equatoriali gestibili in remoto, per la caccia automatica a comete, novae, variabili. Poi 3-4 S-C su montatura tipo LX200 per la ricerca di pianeti extrasolari in transito. Quindi 3-4 S-C LX 200 di 25-35 cm per la caccia alle supernovae. Alcuni newton 30-40 cm, gestibili in remoto, per l'osservazione planetaria in alta risoluzione. Infine, 4-5 telescopi, di buona qualità, adibiti all'osservazione visuale.

 
8) Il progetto prevede, nel corso del tempo, la creazione di un parco didattico, costituito da un percorso dotato di piazzole con strumenti e modelli del sistema planetario, della galassia, ecc. Inoltre esso dovrà disporre di un piccolo planetario.

 

Didattica e divulgazione nel “Borgo di Urania”

 

Poniamo l’accento sulle principali finalità divulgative e didattiche del progetto:

 

·         Promuovere fra la popolazione e gli studenti delle scuole di ogni ordine e grado la conoscenza dell’astronomia in ogni suo aspetto;

 

·         Sviluppare negli studenti capacità di comprensione dei fenomeni naturali attraverso esperienze di osservazione diretta e attitudini a effettuare misure e correlare grandezze fisiche diverse;

 

·         Incentivare le capacità di organizzazione e di elaborazione delle informazioni ricavate dalle esperienze osservative da cui elaborare deduzioni e plausibili ipotesi scientifiche;

 

·         Coinvolgere a diversi livelli gli studenti che fruiranno del Borgo di Urania nello svolgimento di progetti di ricerca (ad esempio, lo studio delle macchie solari attraverso la raccolta di dati tramite i telescopi dell’Osservatorio).

 

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[1] direttore editoriale EANweb, www.eanweb.com/menu_EAN.htm ,  email: rodolfo.calanca@gmail.com

[2] E’ l’autore del software RICERCA, OMEGA LAB, email: salmas@inwind.it

[3] OMEGA GROUP

[4] RP ASTRO

[5] RP ASTRO

6  S. Catalano, S. Cristaldi, Rapporto sulla stazione di S. Venere e considerazioni su altri possibili “sites” limitrofi, Rapporto OAN n.3, pp. 65-72, Padova 1974.