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Il monitoraggio dei flash ottici causati dagli impatti di meteoroidi sulla Luna è diventata un'operazione di routine per gli astronomi non-professionisti [vedi Coelum n.37, gennaio 2001].

Ricordando che tutto è nato dall’osservazione degli impatti dei meteoroidi appartenenti allo sciame delle Leonidi (Brian Cudnik, massimo del 18 novembre 1999), è naturale che ogni anno si cerchi di ripetere la campagna osservativa su questo sciame che, oltre ad essere particolarmente intenso in questi anni, ha dimostrato di avere meteoroidi di dimensioni tali da poter dare luogo a flash ottici osservabili anche con piccoli telescopi: quelli osservati nel 1999 avevano magnitudini comprese fra +3 e +9.

Per l'osservazione visuale dei flash degli impatti di meteoroidi sulla superficie lunare è sufficiente un piccolo telescopio del diametro di almeno 10 cm, usato a medio ingrandimento (100-150X). I flash da impatto sono visibili solo quando occorrono nell'emisfero lunare in ombra: è quest’emisfero che va monitorato, non quello illuminato dal Sole. Durante le osservazioni, per evitare che l'occhio resti abbagliato, è bene lasciare al di fuori del campo dell'oculare la superficie illuminata dal Sole. Per evitare di affaticare l'occhio è bene sospendere le osservazioni ogni 15 minuti e riposarsi per almeno un paio di minuti, altrimenti sale la probabilità di osservare flash spuri.

Per ottenere dei dati con un minimo di affidabilità si deve osservare almeno in coppia, da due località geografiche distinte (distanti almeno 50 km), con due telescopi diversi e tenendo sotto controllo la stessa zona della superficie lunare: solo i flash visti da entrambi gli osservatori potranno essere presi in considerazione come autentici impatti. Dopo l'osservazione di un flash (o di quello che si crede tale), bisogna prendere nota dell'ora di osservazione con la precisione del secondo (usare il tempo universale, TU), delle coordinate selenografiche della zona della superficie lunare in cui è stato osservato il flash, della durata del flash (in secondi), e della magnitudine minima che ha raggiunto (cioè la magnitudine al massimo di luminosità). Per la stima della magnitudine si deve memorizzare l'immagine del flash e confrontarla con quella di stelle di magnitudine nota osservate con lo stesso strumento e ingrandimento. Finita la sessione osservativa basterà confrontare la lista dei flash registrati dai due osservatori e individuare quelli comuni. Dalla durata e dalla magnitudine del flash si potranno stimare le dimensioni del meteoroide.

Per aumentare la valenza scientifica delle osservazioni, diminuire la possibilità di errore e aumentare sensibilmente la precisione delle misure è d’obbligo utilizzare delle videocamere, analogiche o CCD. In questo modo, se il telescopio è dotato di motore in AR, si può riprendere un filmato che potrà essere visionato con comodo alla ricerca dei flash osservati visualmente. Al limite, se si dispone di un HD sufficientemente grande, si può provare a registrare filmati utilizzando una web cam. Per ricavare la magnitudine del flash è bene riprendere, con lo stesso apparato, stelle di magnitudine conosciuta.

L’osservabilità degli impatti sulla superficie lunare è condizionata dalla geometria Sole-Terra-Luna. Vediamo se per le Leonidi 2001 la geometria è più o meno favorevole all'osservazione degli impatti (vedi Fig.1).

Fig. 1 - Geometria approssimata del sistema Sole-Terra-Luna per il 18 novembre 2001. Dalla figura risulta chiaro perché una buona parte delle Leonidi colpirà l’emisfero lunare in ombra visibile da Terra più prossimo al terminatore lunare.

L'angolo di fase y (angolo Sole-Terra-Luna), determina la fase della Luna al momento dell'impatto. Per avere una parte di emisfero lunare in ombra osservabile dalla Terra si dovrà avere y¹ 180° (in questo modo si evita il plenilunio). Soddisfatta questa condizione, la migliore geometria per l'osservazione degli impatti si ha quando s=180°, cioè quando la Luna si trova nella zona di cielo opposta al radiante dello sciame. La condizione peggiore si verifica quando s= 0°, con la Luna sovrapposta al radiante: in questo caso gli impatti si verificano nell'emisfero non visibile da Terra. L'angolo s , cioè la distanza angolare geocentrica Luna-Radiante, si calcola facilmente una volta note le coordinate equatoriali geocentriche del radiante e della Luna per la data che interessa. Si trova:

Nella formula precedente d è la declinazione, mentre a è l'ascensione retta geocentrica (entrambe espresse in gradi), l'indice L sta per "Luna", mentre r sta per "radiante".

In Tab.1 sono riportati i valori di s per il massimo dello sciame delle Leonidi per gli anni 2001 e 2002. Come si può vedere il 2001 è favorevole perché la Luna ha una fase bassa e la maggior parte della superficie visibile da terra è in ombra. Purtroppo la Luna tramonterà solo un paio d'ore dopo il Sole. L’altezza della Luna sull’orizzonte sarà maggiore nel 2002 anche se la fase lunare sarà vicina al plenilunio e la zona in ombra su cui osservare gli impatti è molto ridotta.

Anno	Età della Luna in giorni	Fase	s (°)
2001	02	0.14	133
2002	13	0.98	122

Tab. 1 – Età della Luna, fase e angolo di separazione dal radiante per il massimo dello sciame delle Leonidi.

Per le Leonidi 2001, il 18 novembre, secondo Lyytinen e Van Flandern, sono previsti almeno due picchi dello ZHR (frequenza oraria zenitale). Il primo, fra le 10 e le 10:30 UT, con uno ZHR compreso fra 1000 e 4000: la zona di osservazione privilegiata sarà il Nord America. Il secondo picco è previsto attorno alle 18 UT, con uno ZHR compreso fra 8000 e 15000: le zone favorite saranno l’Australia e l’Asia orientale. Asher e McNaught prevedono tre picchi: alle 10:01, alle 17:31 e alle 18:19 UT. Per il primo picco lo ZHR è previsto attorno a 2500, mentre per il secondo e il terzo lo ZHR è, rispettivamente, di 9000 e 15000. Come si vede lo ZHR previsto è molto elevato e questo aumenta sensibilmente la probabilità d’osservazione degli impatti. Nel 2002 lo ZHR potrebbe anche essere superiore, poi è previsto un drastico calo dell’attività dello sciame, con un picco sporadico attorno al 2006-2007. In seguito ci sarà il ritorno alla normale attività delle Leonidi fino ai nuovi massimi previsti per il 2033 e 2066.

I dati dello ZHR su esposti si riferiscono alla Terra. Per la Luna, i calcoli di Asher e McNaught indicano orari e valori lievemente diversi, riportati in Tab.2.

Data	Ora (UT)	ZHR
17 novembre	16:03	500
18 novembre	14:16	1000
18 novembre	16:28	5000

Il programma di monitoraggio degli impatti può essere iniziato già il 17 novembre. In questa data, per le medie latitudini e longitudini italiane, il Sole tramonta alle 15:40 UT, mentre la Luna tramonta alle 17:20 UT. Se s’iniziano le osservazioni un'ora dopo il tramonto del Sole, alle 16:40 UT, ci sono solo 40 minuti per l'osservazione dei flash sull'emisfero in ombra prossimo al terminatore. La fase della Luna è molto bassa, 0.066, quindi potranno essere osservati circa il 50% degli impatti, un valore molto elevato. Il seeing non ottimale potrebbe essere di disturbo, perché dall'inizio delle osservazioni l'altezza della Luna sull'orizzonte sarà di soli 5° 40'.

Le condizioni di osservazione saranno molto più favorevoli il giorno 18 novembre, quando la Luna tramonterà alle 18:15 UT, praticamente 1h 45m dopo l’ultimo e il più intenso dei picchi previsti. Iniziando ad osservare sempre alle 16:40 UT si ha a disposizione un'ora e mezza, con la Luna ad un'altezza massima sull'orizzonte di 11° 46'. Il periodo osservativo non è molto ma vale la pena provare, per via dell’elevato valore dello ZHR e della gran percentuale di impatti potenzialmente visibili.

Le condizioni di osservazione della Luna migliorano ulteriormente nei giorni 19 e 20. Considerato che le Leonidi sono osservabili fino al 20 (anche se con uno ZHR molto minore), è consigliabile non sospendere subito il monitoraggio dopo il 18 ma continuare nelle 48 ore successive. La maggior parte degli osservatori non lo farà ma, per quei pochi che continueranno, la probabilità di scoperte fuori programma aumenta considerevolmente.

Non è solo l’osservazione degli impatti che dovrebbe destare l’interesse degli osservatori evoluti. Nei giorni 19 e 20 novembre del 1998 Steven M. Smith (Università di Boston), scoprì una strana luminescenza su immagini del cielo a grande campo riprese con un’obiettivo Minolta 16 mm f/2.8, un filtro per il sodio neutro a banda stretta (centrato sulle linee D1 e D2, rispettivamente a 589.0 e 589.6 nm), ed una camera CCD. La nube, di dimensioni 2°x3°, si proiettava nella costellazione del Toro in prossimità dell’ammasso delle Iadi, in posizione antisolare.

L’origine di questa nube di sodio è dovuta agli impatti delle Leonidi sulla Luna che hanno portato ad un rapido incremento della densità della tenue esosfera di atomi di sodio (40 atomi per cm³), già posseduta dal nostro satellite e scoperta il 2 febbraio 1987 al Mc Donald Observatory. L’incremento di densità del sodio è stato causato dal picco anomalo delle Leonidi, molto ricco di bolidi, del 17 novembre 1998 alle 01:30 TU. Successivamente, questa esosfera di sodio è stata spazzata via dalla pressione di radiazione solare, come succede con la normale esosfera lunare che si rinnova continuamente, ha investito la Terra e si è allontanata in direzione opposta al Sole. Smith ha fotografato il centro della nube di sodio in fase di allontanamento dalla Terra. L’osservazione del sodio è stata facilitata perché la Luna era prossima alla fase di novilunio (caduto il 19 novembre alle 4:27 TU). Va osservato che una correlazione fra attività delle Leonidi e intensificazione dell’esosfera di sodio della Luna era già stata trovata nel 1997 da Cremonese et al.

Tentativi di osservare la nube di sodio della Luna con le Leonidi del 1999 non hanno dato esiti positivi sia per la bassa percentuale di bolidi sia perché la Luna si trovava già due giorni oltre il primo quarto (in compenso sono stati osservati gli impatti dei meteoroidi). Anche per le Leonidi del 2000 la Luna era oltre il primo quarto, quindi in posizione sfavorevole. Le Leonidi del 2001 possono essere una delle ultime occasioni per l’osservazione del sodio rilasciato dalla Luna, infatti la geometria Sole-Terra-Luna è simile a quella del 1998.

Considerato che l’attrezzatura di Smith è alla portata di molti amatori sarà interessante cercare di osservare, oltre agli impatti, anche la nube di sodio generata dai meteoroidi e spazzata via dal vento solare. Per ottenere un’indicazione di massima sulla posizione della nube di sodio si può ipotizzare che si formi alle 17 UT del 18 novembre e che si muova in direzione antisolare di moto rettilineo uniforme (la velocità misurata nel 1998 era di 2.1-2.5 km/s). Con queste ipotesi si trova che il 19, 24h dopo essersi formata, la nube sarà (approssimativamente), nel Capricornus, il giorno 20 alla stessa ora sarà al confine fra Cetus e Aquarius e il giorno 21 si troverà nella parte sud-orientale di Pisces. La velocità angolare media risulta di circa 20° al giorno, poco meno di un grado all’ora. L’osservatore a terra, a causa della posizione della Luna durante il massimo, non si troverà sull’asse nube di sodio-Luna come nel 1998 ma al di fuori e questo potrebbe diminuire la luminosità della nube.

Chi non dispone di un filtro interferenziale per il sodio, come quello utilizzato da Smith, può provare ad utilizzare un comune filtro Kodak-Wratten, tipo il W90 (picco con il 34% di trasmissione a 580 nm, più una finestra oltre i 700 nm) : non è proprio la stessa cosa ma è sempre meglio di niente. Se si usa un’emulsione fotografica si abbia cura di scegliere una pellicola sensibile alla regione giallo-rossa dello spettro visibile.

Beech M., Nikolova S., Leonid flashers – meteoroid impacts on the Moon, Il Nuovo Cimento, Vol.21C, n.5, p.577-581, 1998.

Smith S.M., Wilson J.K., Baumgardner J., Mendillo M, Discovery of the Distant Lunar Sodium Tail and its Enhancement Following the leonid Meteor Shower of 1998, Geophysical Res. Ltrs., Vol. 29, n.12, p.1649, 1999.

Hunten D.M., Cremonese G., Sprague A., Hill R.E., Verani S., Kozlowski R.W.H., The Leonid Meteor Shower and the Lunar Sodium Atmosphere, Icarus, Vol.136, p.298-303, 1998.