Dal 9 all’11 ottobre 2026 Cremona ha ospitato il 34° Convegno Nazionale del Gruppo Astronomia Digitale (GAD), organizzato insieme al Gruppo Astrofili Cremonesi e all’Unione Astrofili Italiani. L’Associazione Astrofili Fiorentini ha partecipato con una relazione di Nico Montigiani e Massimiliano Mannucci sulle nuove formule di trasformazione dal catalogo APASS al sistema fotometrico Johnson–Kron–Cousins.
Il convegno
I lavori si sono svolti nell’Aula Magna dell’istituto “Ghisleri”. Insieme al convegno si sono tenuti i meeting delle Sezioni di Ricerca UAI Pianeti Extrasolari e Stelle Variabili e dell’Area Tecnica UAI. Il programma ha toccato astrofotografia, pianeti extrasolari, ricerca e tecnica UAI, spettroscopia, variabilità stellare, esobiologia, radiometeore, cambiamenti climatici, software e il lavoro di ricerca con lo smart telescope Seestar S50, oltre a nuovi programmi di ricerca e alle collaborazioni fra professionisti e amatori.
La nostra relazione, «Formule di trasformazione da APASS DR9 a Johnson–Kron–Cousins BVRcIc», è stata presentata sabato 10 ottobre alle 11:00. Riassume il lavoro pubblicato quest’anno sul Journal of the American Association of Variable Star Observers (JAAVSO, vol. 54).
Il programma del convegno
| Orario | Titolo | Relatore/i |
|---|---|---|
| Venerdì 9 ottobre | ||
| dalle 18:30 | Arrivo dei partecipanti e allestimento della sala | |
| dopo cena | Visita facoltativa all’Osservatorio di Bassano Bresciano | |
| Sabato 10 ottobre · mattina | ||
| 9:30 | Apertura della sala | |
| 10:00–10:30 | Apertura e presentazione del convegno | C. Gambarotti (GAC), U. Quadri (Bassano Bresciano), C. Lopresti (GAD-UAI) |
| 10:30–11:00 | Astronomi e astrofili nel mondo: novità e opportunità | C. Pagano (UAI) |
| 11:00–11:30 | Formule di trasformazione da APASS DR9 a Johnson–Kron–Cousins BVRcIc | N. Montigiani, M. Mannucci (AAF-GAD) |
| 11:45–12:15 | Gruppo di fotometria Seestar S50: programmi e sviluppi | I. Peretto (Marsec) |
| 12:15–12:45 | L’eclisse di Sole del 12 agosto | A. Villa (Gruppo Astrofili Alta Valdera) |
| 12:45–13:15 | Astrofotografia oltre i limiti: tra gravità e fili di luce | A. Ravagnin (Sezione Sole UAI) |
| 13:10 | Pausa pranzo | |
| 13:15 | Saluto del Sindaco di Cremona, seguito dalla foto di gruppo | |
| Sabato 10 ottobre · pomeriggio e sera | ||
| 15:00–15:30 | Spettroscopia: applicazioni per astrofili | L. Franco (UAI-GAD) |
| 15:30–16:00 | Sezione SSV-UAI-GRAV: lavori 2025-26 e proposte | I. Peretto |
| 16:00–16:30 | La ricerca amatoriale di nuovi pianeti extrasolari è possibile? | C. Lopresti |
| 17:00–17:30 | Cianobatteri e stelle rosse, fotosintesi extraterrestre e biosignature negli esopianeti | Prof. M. Maris (INAF Trieste) |
| 17:30–18:00 | Astrofotografia con il Seestar S50 | C. Cellini (Osservatorio Mazzotti-GAD) |
| 18:00–18:30 | Il cambiamento climatico | L. Ronca (climatologo) |
| 18:30–19:00 | Rivisitazione della variabile RX Her | L. Strabla (Bassano Bresciano) |
| 20:00 | Cena sociale | |
| Domenica 11 ottobre | ||
| 10:00–10:30 | Osservazione di meteore in ottico e radio | G. Furlato, W. Rivato (Marsec) |
| 10:30–11:00 | I flussi stellari attorno alle galassie nane sono concretamente rari | G. Donatiello (UAI, “Profondo cielo”) |
| 11:00–11:30 | Spettroscopia ad alta risoluzione con il “Bass Project” | U. Quadri |
| 11:50–12:20 | Creazione di una sequenza NINA per l’automazione completa di un setup remoto | A. Zanetti (UAI, Area Tecnica) |
| 12:20–12:50 | Analisi fotometrica della supernova SN 2026fvx con Seestar S50 | F. Velardo (ATA-GRaG-SSV-UAI-GRAV) |
Programma come pubblicato dagli organizzatori. In evidenza la relazione dell’AAF. I lavori dei Meeting UAI (Pianeti Extrasolari, Stelle Variabili, Area Tecnica) si sono svolti sabato pomeriggio, dalle 15:00 alle 19:15.
Il problema: tradurre APASS nel sistema che usiamo da sempre
Chi fa fotometria con CCD o CMOS (variabili, asteroidi, comete) ha bisogno di stelle di riferimento sempre più deboli, e le stelle standard ben calibrate in quell’intervallo di magnitudine sono poche. Il catalogo APASS DR9 copre oltre il 99% del cielo con circa 62 milioni di stelle, ma fornisce le magnitudini nel sistema Sloan g, r, i. Chi osserva lavora invece da sempre nel sistema Johnson–Kron–Cousins B, V, Rc, Ic. Serve quindi una “traduzione” affidabile tra i due sistemi.
Le formule già in letteratura (Lupton 2005, Jordi et al. 2006) funzionano, ma non benissimo: sono state calcolate su poche centinaia di stelle e il loro errore dipende dal colore. La domanda da cui siamo partiti è stata: oggi, con molti più dati e con l’aiuto dell’intelligenza artificiale, possiamo migliorarle?
Che cosa abbiamo fatto
- 41.311stelle APASS DR9 di calibrazione
- 287stelle di test mai usate prima
- 4cataloghi indipendenti per la verifica
- da 6% a 36%errore ridotto rispetto a Lupton (2005)
Il campione di calibrazione è da 100 a 400 volte più grande di quelli usati finora. Comprende stelle lontane dal piano della Via Lattea (|b| > 15°), con colori dal tipo OB al tipo K. Per tracciare le curve abbiamo usato la regressione a distanza ortogonale (ODR), che tiene conto dell’errore anche sul colore misurato, mentre il metodo classico dei minimi quadrati tende a sottostimare la pendenza. Il grado del polinomio è stato scelto automaticamente con il criterio di Akaike (AIC): per V, B e Rc basta una parabola, per Ic serve una forma leggermente più elaborata.
I risultati
Le formule valgono per stelle con colore −0,28 ≤ (g−r) ≤ +1,10. L’errore tipico (RMS) misurato sulle 287 stelle di verifica è:
| Banda | Errore tipico |
|---|---|
| V | ± 0,030 mag |
| B | ± 0,053 mag |
| Rc | ± 0,043 mag |
| Ic | ± 0,073 mag (provvisoria) |
Rispetto alla formula più usata, l’errore si riduce dal 6% in banda V al 36% in banda B, e non resta alcuna tendenza nascosta legata al colore, se non una lieve residua in B, comunque cinque volte più piccola che nelle formule precedenti. Nel confronto è emerso anche che la formula di Jordi et al. per la banda Rc ha un errore sistematico costante di circa 0,30 magnitudini.
Le formule esistono in due versioni. La versione A corregge prima l’arrossamento interstellare e richiede E(B−V). La versione B si applica direttamente alle magnitudini osservate ed è pensata per il lavoro quotidiano con le immagini CCD: gli stessi coefficienti funzionano anche senza correzione, almeno fino a E(B−V) ≈ 0,2. Oltre, conviene usare la versione A.
Dalla sala
Clicca su una foto per ingrandirla.
Gli strumenti per usare le formule
Per evitare i calcoli a mano abbiamo messo online una webapp gratuita sul nostro sito. Scarica da sola i dati APASS DR9 (per nome, per coordinate o da un file CSV) e calcola la correzione per la polvere interstellare, se la si vuole usare. Applica le versioni A e B delle formule, calcola l’incertezza di ogni misura e avvisa se la zona di cielo è troppo polverosa per fidarsi. Per chi preferisce il codice esiste anche lo script Python apass2johnson.py, anch’esso gratuito.
Le slide della relazione
Qui sotto trovi la presentazione completa in PDF, con l’anteprima delle diapositive.