Riduzione di spettri ottici a fenditura lungaAsiago, 6 Aprile 2002
Riduzione di spettri ottici a fenditura lunga
Asiago, 6 Aprile 2002
Fino agli anni ‘80: lastre fotografiche
Dalla fine degli anni ‘80: CCD (Charged Coupled Device) Vantaggi dei CCD:
Maggiore sensibilità
Linearità
Immagini digitali (CCD di AFOSC @1.80m, Cima Ekar)
Spettrografo:
fenditura + reticolo di dispersione + CCD
Produce dati in 2 dimensioni:
spaziale (x) lungo la fenditura
spettrale (l=lunghezza d’onda) Fenditura Reticolo
l Riga di emissione del cielo Spettro della galassia Fenditura x Galassia
Riduzione:
procedura per trasformare il dato osservativo
grezzo in dato scientifico Sequenza:
sottrazione del bias
correzione per flat-field
rimozione dei raggi cosmici
calibrazione in lunghezza d’onda
calibrazione in flusso
sottrazione del cielo
Sottrazione del bias
Bias:
livello elettronico del CCD
Si ottiene con un’esposizione
di 1 sec con otturatore chiuso
media=197.6 ± 0.8 ImaB = Ima(*) - bias (*) Ima=immagine
Correzione per flat-field
Flat-field:
spettro ottenuto con cupola
chiusa e luci accese
Serve a rivelare e rimuovere
gli effetti della non uniforme
risposta dei pixel colpiti da luce
Deve essere normalizzato (=reso
mediamente 1) per eliminare
la dipendenza dalla l
Media=1.00 ± 0.03 Flat Flat normalizzato Media di colonne del flat ImaBF = ImaB / flatN Le colonne del flat vengono
mediate e la funzione che
riproduce il profilo viene usata
per normalizzare il flat
Sottrazione dei raggi cosmici
Raggi cosmici:
radiazione cosmica che
colpisce il CCD con eventi
casuali
Si notano pixel o gruppi di
pixel molto brillanti Sezione di spettro Raggi cosmici Maschera Spettro ripulito 1 2 3
Calibrazione in lunghezza d’onda
Spettro di He-Ar He 5876Å Serve lo spettro a righe di
emissione (note) di una lampada
di un gas o di un miscuglio di gas
La posizione di ogni riga di
emissione sull’immagine (in
pixel) viene messa in relazione
alla sua l (in Å)
La funzione che converte da
pixel in Å è detta soluzione in
dispersione
Identificazione delle righe Soluzione bidimensionale Utilizzando un polinomio di
quinto grado si ottiene uno spettro con
λiniziale = 4458.3 Å e intervallo dλ = 2.6 Å/px
Calibrazione in flusso
Spettro della
stella standard Si usa lo spettro di una stella
detta standard spettrofotometrica
di cui è noto il flusso in funzione
della l
Viene estratto lo spettro mono-
dimensionale e misurato il flusso
(in conteggi di fotoni) a varie l
Si determina la funzione di
calibrazione che converte da
conteggi in erg cm-2 sec-1 Å-1
Spettro 1D della stella Misura dei flussi Curva di calibrazione
Spettro prima della
calibrazione in flusso Spettro dopo la
calibrazione in flusso Con la calibrazione in flusso viene
rimossa la non uniforme sensibilità del
CCD alle varie lunghezze d’onda
Sottrazione del cielo
Spettro della galassia+cielo Spettro senza cielo
Classificazione morfologica delle galassie
Ellittiche Spirali Spirali barrate
Esempi di spettri di galassie
M 87 Galassia ellittica Assorbimenti stellari
Galassia spirale, tipo Sa M 96 Galassia spirale, tipo Sa
M 100 Galassia spirale, tipo Sc Righe di emissione da
regioni di formazione
stellare
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