riduzione di spettri ottici a fenditura lunga asiago, 6 aprile 2002
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Riduzione di spettriottici a fenditura lunga
Asiago, 6 Aprile 2002
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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)
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Spettrografo: fenditura + reticolo di dispersione + CCD
Produce dati in 2 dimensioni:• spaziale (x) lungo la fenditura• spettrale (=lunghezza d’onda)
Fenditura Reticolo
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Riga di emissione del cielo
Spettro della galassia
Fenditura
x
Galassia
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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
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Sottrazione del bias
Bias: livello elettronico del CCD
Si ottiene con un’esposizionedi 1 sec con otturatore chiuso
media=197.6 ± 0.8
ImaB = Ima(*) - bias(*) Ima=immagine
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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 (=resomediamente 1) per eliminare la dipendenza dalla
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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 usataper normalizzare il flat
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Sottrazione dei raggi cosmici
Raggi cosmici:radiazione cosmica che colpisce il CCD con eventi casuali
Si notano pixel o gruppi di pixel molto brillantiSezione di spettro
Raggi cosmici
Maschera Spettro ripulito
1
2 3
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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 (in Å)
La funzione che converte da pixel in Å è detta soluzione in dispersione
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Identificazione delle righe Soluzione bidimensionale
Utilizzando un polinomio diquinto grado si ottiene uno spettro con λiniziale = 4458.3 Å e intervallo dλ = 2.6 Å/px
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Calibrazione in flusso
Spettro della
stella standard Si usa lo spettro di una stella detta standard spettrofotometricadi cui è noto il flusso in funzione della
Viene estratto lo spettro mono-dimensionale e misurato il flusso(in conteggi di fotoni) a varie
Si determina la funzione di calibrazione che converte da conteggi in erg cm-2 sec-1 Å-1
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Spettro 1D della stella Misura dei flussi
Curva di calibrazione
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Spettro prima della calibrazione in flusso
Spettro dopo la calibrazione in flusso
Con la calibrazione in flusso vienerimossa la non uniforme sensibilità del CCD alle varie lunghezze d’onda
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Sottrazione del cielo
Spettro della galassia+cielo
Spettro senza cielo
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Classificazione morfologica delle galassie
Ellittiche
Spirali
Spirali barrate
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Esempi di spettri di galassie
M 87
Galassia ellittica
Assorbimenti stellari
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Galassia spirale, tipo Sa
M 96
Galassia spirale, tipo Sa
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M 100
Galassia spirale, tipo Sc
Righe di emissione da regioni di formazionestellare