Una panoramica delle tecniche di analisi statistica territoriale: GIS, Proiezioni, Sistemi di riferimento, Georeferenziazione, Vettori e raster, Shapefile, Geostatistica, Autocorrelazione, Kriging, Semivariogramma, LISA, Campionamento, Web GIS, Geoserver, Postgis, Indici Spaziali, Genode, Integrazione dati statistici e spaziali
Quel piccolo grande genio di Eratostene - Matemagica 04.09Gravità Zero
Prova a immaginare di viaggiare nel tempo e risvegliarti nel 300 a.C. In quel periodo, nessuno sapeva cosa esistesse oltre le coste del Mediterraneo. Il mondo allora conosciuto si fermava all’attuale Europa. L’Asia era una lontana leggenda. Australia, Americhe e regioni come l’An-
artide e la Groenlandia non erano ancora state scoperte.
Eppure, 2300 anni fa, ad Atene c’era un ragazzo greco di nome Eratostene che si poneva delle domande cui nessuno prima di lui aveva dato risposta: quanto è grande la nostra Terra?
Latitudine, longitudine, coordinate geografiche, cartografia e grafici: gli strumenti di base per affrontare lo studio della geografia.
Pensato per studenti delle scuole medie.
Una panoramica delle tecniche di analisi statistica territoriale: GIS, Proiezioni, Sistemi di riferimento, Georeferenziazione, Vettori e raster, Shapefile, Geostatistica, Autocorrelazione, Kriging, Semivariogramma, LISA, Campionamento, Web GIS, Geoserver, Postgis, Indici Spaziali, Genode, Integrazione dati statistici e spaziali
Quel piccolo grande genio di Eratostene - Matemagica 04.09Gravità Zero
Prova a immaginare di viaggiare nel tempo e risvegliarti nel 300 a.C. In quel periodo, nessuno sapeva cosa esistesse oltre le coste del Mediterraneo. Il mondo allora conosciuto si fermava all’attuale Europa. L’Asia era una lontana leggenda. Australia, Americhe e regioni come l’An-
artide e la Groenlandia non erano ancora state scoperte.
Eppure, 2300 anni fa, ad Atene c’era un ragazzo greco di nome Eratostene che si poneva delle domande cui nessuno prima di lui aveva dato risposta: quanto è grande la nostra Terra?
Latitudine, longitudine, coordinate geografiche, cartografia e grafici: gli strumenti di base per affrontare lo studio della geografia.
Pensato per studenti delle scuole medie.
Cercare pianeti extrasolari attorno a una stella diversa dal Sole è come pensare di individuare un granellino di sabbia di fronte a un’arancia a migliaia di chilometri di distanza. I pianeti, infatti, sono piccoli, poco luminosi e riflettono la luce della loro stella.
Vi sono diversi metodi per rilevare esopianeti, alcuni dei quali diretti (Parte 1) nel senso che si può riuscire a isolare il segnale proveniente dal pianeta stesso. Altri metodi invece si dicono indiretti (Parte 2) che permettono , cioè di rilevare la presenza di esopianeti dall’effetto che essi hanno sulla stella ospite.
The power modules GENUS and GENUSmed are a family of sophisticated ultrasound generators (US) of low frequency [22 kHz - 60 kHz] controlled with microprocessor, which drive with high efficiency any piezoelectric transducer or array of transducers operating within the specified band of frequencies and over a wide range of powers.
Il punto di partenza della radioastronomia amatoriale: un radiotelescopio a p...Flavio Falcinelli
Esperienze di radioastronomia amatoriale per tutti utilizzando moduli e componenti commerciali a basso costo.
Costruiamo il nostro radiotelescopio a microonde.
Utilizziamo il modulo radiometrico microRAL10 come «banco di sperimentazione» per la radioastronomia amatoriale (by RadioAstroLab).
STARTER KIT ORION….un vero e proprio laboratorio elettronico (by FASAR ELETT...Flavio Falcinelli
Fasar Elettronica propone uno starter kit ideato per permettere anche agli utenti meno esperti di sviluppare una propria applicazione, in modo semplice e veloce, sulla piattaforma ORION, un sistema evoluto e “user friendly” particolarmente indicato per la realizzazione di interfacce utente complesse. ORION rappresenta un vero e proprio laboratorio elettronico che, grazie alle potenzialità del processore Atmel ARM Cortex-A5 SAMA5D34 di ultima generazione ed al sistema operativo Linux Embedded, permette di controllare efficacemente qualsiasi processo richieda elaborazione grafica, networking e gestione del mass storage.
Rivolto non solo ai professionisti del settore, ma anche a studenti ed appassionati di discipline informatiche ed elettroniche, ORION apre nuovi orizzonti a quanti desiderano approcciare il mondo della programmazione con la certezza di poter disporre di uno strumento tecnologicamente all’avanguardia, supportato da una documentazione completa ed arricchita da application notes periodicamente aggiornate, che gli utenti registrati potranno scaricare gratuitamente dal sito www.fasar.it.
ORION STARTER KIT….a real electronic laboratory (by FASAR ELETTRONICA)Flavio Falcinelli
Fasar Elettronica offers a starter kit designed to allow all users to develop their own application, in a fast and simple way, with the ORION platform: an advanced and "user friendly" system particularly suitable for the realization of complex user interfaces. ORION is a real electronic laboratory which, thanks to the last generation processor Atmel ARM Cortex-A5 SAMA5D34 and the Linux Embedded operating system, allows to effectively control any process that requires graphics processing, networking and management of mass storage.
Refers not only to professionals, but also to students and fans of computer and electronic science , ORION opens new horizons to those who wish to approach the world of programming with the certainty of having a technological vanguard tool, supported by complete and enriched documentation by application notes periodically updated, that registered users can free download from www.fasarelettronica.com.
SISTEMI UVGI PER LA SANIFICAZIONE AMBIENTALE (by FASAR ELETTRONICA)Flavio Falcinelli
Fasar Elettronica ha sviluppato specifiche piattaforme hardware (alimentatori ballast) per il controllo di lampade UV-C con l’obiettivo di rispondere alle differenti esigenze del mercato: diversificate in base alla potenza, al numero ed alla tipologia di lampade controllate, le soluzioni proposte si distinguono anche per la tecnologia di controllo adottata, per le funzioni implementate e per le diverse opzioni disponibili su richiesta.
Radioastronomia amatoriale, radiotelescopi e astronomia
1. 1
Sistemi di riferimento utilizzati
in astronomia e in radioastronomia
Flavio Falcinelli
RadioAstroLab s.r.l. 60019 Senigallia (AN) - Italy - Via Corvi, 96
Tel: +39 071 6608166 - Fax: +39 071 6612768
info@radioastrolab.it www.radioastrolab.it
E’ utile riassumere qualche informazione sui sistemi di riferimento e sulle unità di misura utilizzate in
astronomia, nozioni indispensabili per addentrarsi con sicurezza nello studio del cosmo. Le notizie
saranno ridotte all’essenziale, in quantità giusto sufficiente per inquadrare i dati osservativi nei corretti
ambiti dimensionali. Maggiori e più precisi dettagli si possono trovare nella letteratura astronomica
specializzata.
Si definisce Unità Astronomica (AU) la distanza media Terra-Sole, pari a circa 150×106
Km, mentre la
distanza percorsa in un anno da un’onda elettromagnetica che si propaga nel vuoto é definita Anno-Luce.
Si ha:
LUCE-ANNI3.26=PARSEC1
LY3.26=pc1 .
Le relazioni fra le unità di misura delle distanze astronomiche sono riassunte nella seguente tabella:
• Unità Astronomica (AU): 1.496·108
Km
• Anno-Luce (LY): 9.460·1012
Km 0.307 pc 6.324·104
AU
• Parsec (pc): 3.086·1013
Km 3.262 LY 2.063·105
AU
La Terra percorre in un anno, attorno al Sole, un’orbita su un piano inclinato di 23°, 27’ rispetto
all’equatore terrestre: visto dalla Terra, il Sole percorre un’orbita annuale apparente chiamata eclittica,
che taglia l’equatore celeste in due punti, il punto equinoziale di primavera (o primo punto d’Ariete γ - 21
Marzo) e il punto equinoziale d’autunno (o primo punto della Libra - 23 Settembre). L’eclittica é il
cerchio immaginario sulla sfera celeste formato dall’intersezione fra questa e l’orbita terrestre.
E’ ben noto come le coordinate geografiche di un luogo sulla Terra siano definite dal sistema dei
meridiani e dei paralleli. I meridiani sono cerchi massimi passanti per i poli geografici, i paralleli sono
cerchi perpendicolari all'asse di rotazione (il massimo tra questi é l’equatore). Si ha:
· Latitudine φ: misurata dall’arco di meridiano compreso fra il luogo considerato e l’equatore (si
conta da 0° all’equatore, fino a 90° al polo nord, da 0° all’equatore fino a -90° al polo sud);
· Longitudine λ: l’arco di equatore compreso fra le intersezioni dell’equatore col meridiano del
luogo e il meridiano fondamentale di riferimento di Greenwich (longitudine 0°).
2. 2
La rotazione della Terra attorno al suo asse provoca il moto giornaliero apparente circolare delle stelle
da est verso ovest: solo i poli celesti nord e sud, sul prolungamento dell’asse di rotazione terrestre, non
prendono parte a questo moto. La stella polare, essendo a soli 0.9° dal polo nord celeste, percorre un
cerchio appena discernibile a occhio nudo. La distanza angolare del polo nord celeste (detta anche altezza
polare) dal punto nord sull’orizzonte é uguale alla latitudine geografica φ: in una località alla latitudine
φ=44°, anche il polo nord celeste si trova a 44° sopra l’orizzonte. Lo zenit é il punto più alto della sfera
celeste, direttamente sopra l’osservatore e perpendicolare all’orizzonte, mentre il nadir é il punto
diametralmente opposto allo zenit. Si definisce equatore celeste la proiezione sulla volta celeste
dell’equatore terrestre: esso scende ad ovest sotto l’orizzonte e riemerge ad est, mentre raggiunge a sud la
massima altezza sull’orizzonte (culminazione). E’ chiamato meridiano il cerchio massimo che passa per il
punto sud sull’orizzonte, per lo zenit, per il punto nord e per il nadir.
Un osservatore terrestre può utilizzare diversi sistemi di coordinate per stabilire la posizione degli astri
sulla sfera celeste. Quelli più utili sono il sistema alto-azimutale e quello equatoriale.
· Sistema alto-azimutale di coordinate (a, h), in cui il piano di riferimento é quello ideale che passa
attraverso il punto dell’osservatore ed é parallelo all’orizzonte. I poli sono lo zenit ed il nadir ed il
cerchio massimo attraverso il quale passano il nord, il sud e lo zenit é il meridiano. Si ha:
a=azimut, distanza angolare orizzontale [gradi] tra il punto sud e la perpendicolare all’orizzonte
passante per la stella;
h=altezza (elevazione), distanza angolare [gradi] di una stella dall’orizzonte (é pari a 90° per un
astro allo zenit).
Si chiama cerchio orario il cerchio che congiunge una stella con lo zenit, perpendicolarmente
all’orizzonte. In questo sistema di riferimento le coordinate di un oggetto celeste variano continuamente
durante il giorno a causa della rotazione terrestre. Nonostante ciò, esso risulta conveniente per le
montature dei grandi telescopi e delle antenne per i radiotelescopi, in quanto strutturalmente semplice da
costruire (il sistema deve muoversi rispetto a due assi, uno orizzontale e uno verticale).
· Sistema equatoriale di coordinate (δ, α), in cui il piano di riferimento é quello ideale che taglia
l’equatore terrestre. I poli sono il polo nord celeste (NCP) e il polo sud celeste (SCP), posti
rispettivamente all’intersezione dell’asse terrestre con la sfera celeste, su un’immaginaria
superficie a grande distanza dal centro della Terra. Il cerchio massimo che passa per i poli e lo
zenit é il cerchio meridiano. Le coordinate sono:
δ=declinazione, distanza angolare [gradi] di una stella dall’equatore celeste (positiva per gli astri a
nord di questo, negativa per quelli a sud). I poli celesti nord e sud hanno rispettivamente una
declinazione di +90° e di -90°.
α=ascensione retta (o RA: angolo orario), é l’angolo sull’equatore celeste (misurato in ore,
minuti e secondi, tenendo conto che 15° = 1h, 1° = 4 minuti, 15’ = 1 minuto, 1’ = 4 secondi) a
partire dal primo punto d’Ariete γ (equinozio di primavera) fino al cerchio orario passante per
l’astro (é il cerchio massimo che passa per i poli e per l’astro).
I cataloghi stellari riportano le posizioni degli oggetti celesti in questo sistema di coordinate, dato che
esse non dipendono dal tempo (cioè dal moto di rotazione diurna della Terra). In tale riferimento la
posizione delle “stelle fisse” é sempre la stessa, il Sole e la Luna sono invece oggetti mobili, mentre un
punto che rimane stazionario nel sistema equatoriale, si sposta, rispetto a un punto di riferimento sulla
Terra, di un giro completo ogni 24 ore. A causa del lento moto di precessione degli assi terrestri intorno
al polo dell’eclittica si verifica un altrettanto lento cambiamento delle coordinate equatoriali di un oggetto
3. 3
fisso sulla volta celeste (un ciclo ogni 26000 anni circa). Per questo motivo é necessario specificare la
data (epoca) alla quale si riferiscono le coordinate equatoriali di un oggetto. Precisi riferimenti in questo
senso si possono trovare in “Explanatory Supplement to the Astronomical Ephemeris”.
Sebbene le posizioni degli oggetti celesti siano quasi sempre specificate nelle coordinate celesti
declinazione e angolo orario (δ, α), per scopi strumentali-osservativi é spesso conveniente convertire tali
coordinate in azimut ed elevazione (a, h). Per un osservatore posto ad una data latitudine geografica j ,
valgono le seguenti relazioni di conversione dal sistema (δ, α) a quello (a, h):
e viceversa, dal sistema di coordinate (a, h) a quello (δ, α)
Quando un astro attraversa il meridiano, si dice che esso transita al meridiano. Ogni giorno si
verificano due transiti: quello più vicino allo zenit si chiama culminazione superiore, quello più lontano
culminazione inferiore. Se entrambe le culminazioni si verificano al di sopra dell’orizzonte, l’astro é
circumpolare, altrimenti é inosservabile.
Il tempo misurato durante le osservazioni astronomiche e le registrazioni dei dati, oltre che quello
riportato nelle tabelle e negli annuari, é il cosiddetto tempo universale UT (Universal Time) o GMT che
corrisponde al tempo medio dell’Europa Occidentale alla longitudine 0° (cioè del meridiano di
Greenwich). In Italia, per passare all’orario solare, occorre aggiungere un’ora al tempo GMT, due ore se é
in vigore l’ora legale:
ORA LOCALE (non legale) = ORA GMT + 1
ORA LOCALE (legale) = ORA GMT + 2
Importanti sono le relazioni tra magnitudini stellari e luminosità degli oggetti celesti. In astronomia
ottica si misura la brillanza di un astro in magnitudo (magnitudini) m, su una scala non lineare tale che, a
brillanze decrescenti, corrispondano magnitudo crescenti. Le stelle più brillanti hanno magnitudo pari a
circa 1, mentre quelle più deboli (appena visibili a occhio nudo) sono di magnitudo 6. Il rapporto dei
flussi luminosi di due oggetti celesti, le cui brillanze differiscono di una magnitudo, é pari a 2.512. Il
Sole, che appare luminosissimo da Terra, ha una magnitudo visuale m=-26.74, mentre quella della Luna
quando é in opposizione è m=-12.73. I pianeti hanno magnitudo comprese fra circa m=-4 nel caso di
Venere a m=+14 nel caso di Plutone, quando sono al massimo della brillanza. L’occhio umano è in grado
di rilevare differenze di magnitudo fino a circa 0.1.
Se due stelle hanno magnitudo m1 e m2, il rapporto fra le rispettive luminosità l1 e l2 (che fisicamente
corrispondono alla densità di potenza del flusso luminoso [W/m2
]) é dato dalla formula di Pogson:
Dato che in radiotecnica i rapporti di potenza sono comunemente espressi in dB, é interessante
ricavare quanti dB corrispondano a 1 magnitudo. Si ricava:
4. 4
1 magnitudo = 10·log10(2.512) = 4 dB.
Nella seguente tabella sono confrontati i rapporti in decibel e le magnitudo.
Magnitudo Decibel [dB]
0.25 1
1 4
2 8
5 20
10 40
20 80
30 120
Doc. Vers. 1.0 del 20.04.2013
@ 2013RadioAstroLab
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