Relazione Lab IV anno, AA 2003/4

Parte I
Riassunto:
Scopo della nostra esperienza é la messa in funzione del telescopio didattico TACoR e la
verifica delle potenzialitá per spettroscopia stellare. Abbiamo misurato la magnitudine
limite visuale e spettroscopica, estratto gli spettri dalle pose, calibrati in lunghezza d’onda
e in flusso. Si è inoltre stabilito il fattore di scala, la risoluzione e il campo di vista della
CCD. Infine abbiamo ricavato la curva di risposta del grism.
Introduzione all’esperienza:
Strumenti a disposizione: telescopio Celestron C8 con una montatura equatoriale VIXEN
Super Polaris e sistema di puntamento SkySensor 3, il tutto di proprieta’ del Prof.
F.Meddi, 2 CCD professionali una ST6 della SBIG ed HIRES II della DTA, un grsim
della Baader Planetarium, una webcam Creative ex Pro, telecamera VIXEN B05-3M e
due personal computer il primo operante in ambiente Windows (PC1), collegato al
telescopio e alla CCD, il secondo operante in ambiente Linux (PC2) equipaggiato con
l’ultima relase di IRAF.
La nostra postazione (TACoR) per l’osservazione e l’acquisizione si trova all’interno di
un piccolo edificio prefabbricato dotato di tetto a scorrimento realizzato dalla ditta
Gambato, il tutto posizionato sulla terrazza del nuovo edificio di fisica nel complesso
dell’universitá La Sapienza di Roma. Alcuni esempi del lavoro ottentibile attraverso la
strumentazione a nostra disposizione, eseguiti dal professor Nesci e dal suo staff, sono
reperibili presso il sito web http://astro1.phys.uniroma1.it/nesci/tacor.html .
Il lavoro iniziale é consistito nell’assemblaggio della postazione, una volta posizionato il
computer il primo passo é stato l’installazione dei softwares:
PC1 situato all’interno della struttura osservativa sita sul tetto del nuovo edificio di Fisica
(edificio Fermi: long.est 12.83 , lat.nord 41.92), collegato direttamente alla CCD
 Sistema operativo: Windows ’98SE
 Software di controllo per la CCD: vision(camera DTA), ccdops(camera Sbig)
 Software di controllo remoto: tight VNC
 Software della Webcam Creative
PC2 collocato all’interno dei laboratorio del terzo anno, edificio Marconi dipartimento di
Fisica.
 Sistema operativo: Linux Mandrake 8.1
 Software per l’elaborazione: IRAF 2.11
 Software per la manipolazione: Sao Image DS9
Telescopio Celestron C8 con focale equivalente di 2032mm (b nella figura seguente) e
diametro di 200mm (d nella figura seguente), dotata di cercatore ottico 6x21 (6
ingrandimenti con 21 mm di diametro). Durante le ultime fasi della nostra esperienza
abbiamo potuto constatare la presenza di coma, dovuto al mancato allineamento relativo
dello specchio principale e del secondario. Il campo visivo é pari a 20.4 arcmin, il calcolo
eseguito é il seguente
512px * 24*10-6 m/px = 0.012m =12 mm
(12/2)mm = 6mm (d nella figura)
α = 2arctg(b/d) = 0.34˚ =20.4 arcmin
1
avendo sfruttato il fatto che il chipset della CCD é da 512 pixels ed il singolo pixel é da
24 μm, la metá del lato, individuato dall’angolo α, risulta pari a 6mm, il campo visivo é
dunque pari a due volte l’arctg (d/b).
La montatura selezionata per il telescopio é del tipo equatoriale alla tedesca. Tale scelta é
giustificata dalla necessitá di un migliore bilanciamento usando i contrappesi e per avere
a disposizione un maggiore spazio al fine di fissare la CCD.
Telecamera VIXEN B05-3M dotata di teleobiettivo da 135 mm é stata utilizzata come
cercatore principale, collegata ad un apposito monitor indipendente con scala graduata
impressa in modo da poter effettuare movimenti del telescopio molto precisi. La misura
del campo è il risultato di una semplice operazione: scelto il diametro lunare come
campione (0.5º) ci siamo limitati a contare quante volte esso entrasse nella nostra
immagine (quasi 6 volte). Il campo visivo risultante é quindi pari a 3º.
La maggiore estensione del campo (9 volte) della Vixen rispetto al Celestron ha fatto si
che questa fosse un buon cercatore per l’individuazione delle sorgenti.
Camera HIRES II della DTA é dotata di una CCD con chipset di 512 x 512 pixels,
ognuno da 24 μm, convertitore a 16 bit ed un guadagno (gain) pari a quattro elettroni per
pixel. Il massimo valore di conteggi utilizzabile é attorno ai 45000 limite superiore oltre
il quale la camera va in saturazione.
La scala della CCD é stata calcolata come segue:
(0.34 * 3600) arcsec / 512px = 2.39 arcsec/px
1 px = 24*10-6 m
24 μm / 2.39 arcsec = 10.04 μm / arcsec
La CCD veniva comandata attraverso l’apposito software vision il quale era dotato di
un programma di raffreddamento in grado di far lavorare stabilmente l’apparato a 245 K.
La potenza necessaria a mantenere la suddetta temperatura non ha mai superato il 70%. Il
raffreddamento della CCD é stato eseguito in maniera progressiva aumentando
gradualmente la potenza di raffreddamento onde ridurre al minimo la condensa (spesso
presente) e lo stress termico del chipset.
Nella figura seguente é rappresentata la curva di risposta della CCD a nostra
disposizione, é ben visibile il “crollo” della risposta attorno ai 4000 Å.
2
Il Grism é un prisma sulla cui superficie viene inciso o incollato un reticolo di
diffrazione; di seguito ne riportiamo uno schema esemplificativo.
il raggio di luce colpisce il reticolo il cui effetto dispersivo, rappresentato dalla formula
d senα = λ
risulta predominante rispetto a quello del prisma la cui funzione é limitata al
riallineamento del fascio luminoso sull’asse ottico.
Il nostro grism é prodotto della Baader Planetarium, dotato di un reticolo di diffrazione
con 207 tratti/mm e angolo di 5º, con prisma in vetro non trasparente agli UV, in grado di
concentrare la luce sul primo ordine.
Abbiamo calcolato l’angolo di dispersione dovuto al solo reticolo, per il rosso e per il
violetto:
α = arcsen(λ / d) = 7.8º (red), 4.7º (violet)
3
dove d rappresenta il passo del reticolo (1000/207) μm = 4.8 μm , α é l’angolo di
dispersione del reticolo, λ é la lunghezza d’onda della singola componente
monocromatica in μm.
La differenza tra l’angolo di deflessione del rosso e del violetto é pari a 3.1º, il prisma
centra l’angolo sull’asse ottico, rispetto a questo l’apertura della dispersione é pari a
±1.5º.
Esendo l’angolo di deflessione molto piccolo é valida l’approssimazione senα ~ α ,
questo ci ha permesso di dimostrare la relazione di linearitá che lega la lunghezza d’onda
all’ascissa sul piano focale ed eseguire di conseguenza un semplice fit lineare per la
calibrazione in lunghezza d’onda (vedi pg.8).
L’intera apparecchiatura presenta un crollo della risposta ai 4000 Å, esso é causato dal
sistema grism-CCD ed é dovuto al materiale del prisma che é un comune vetro non UV.
La webcam e’ stata utilizzata come strumento di controllo ambientale
Messa in funzione del telescopio:
Una volta posizionato il telescopio e la sua montatura sulla colonna portante, abbiamo
avvitato la CCD usando una giuntura filettata, verificato la stabilitá del sistema ed infine
osservato la Luna e Giove attraverso l’oculare onde verificare approssimativamente che il
moto orario funzionasse correttamente.
La fase successiva, introduttiva all’esperienza vera a e propria é stata l’inserimento del
grism tra telescopio e CCD, presi alcuni spettri abbiamo constatato problemi nella fase di
inseguimento dovuti al fatto che l’asse polare del telescopio non era parallelo all’asse
terrestre. Il problema era riscontrabile direttamente sulle immagini prese, infatti,
aumentando il tempo di posa sopra i 30”, la stella presentava una tipica “coda”. Onde
evitare che questa imperfezione si verificasse negli spettri acquisiti, determinando un
allargamento delle righe e quindi un falsamento dei dati, abbiamo scelto di orientare il
grism perpendicolarmente all’equatore celeste in modo tale da ottenere spettri disposti
verticalmente. In tal modo il nostro difetto si riduceva ad un allargamento dello spettro
perpendicolarmente alla lunghezza d’onda senza pregidicarne l’elaborazione.
Il controllo remoto é stato testato da una postazione extra universitaria (Tivoli),
sfruttando una connesione a larga banda ADSL fornita da Telecom italia. Le
caratteristiche tecniche sono le seguenti:
ADSL asincrono
Upload 256Kbit/s
Download 1500Kbit/s
Ci siamo limitati a testare la postazione acquisendo bias e dark, verificando la capacitá di
raffreddamento della CCD. Non abbiamo potuto prendere immagini del cielo poiché il
controllo remoto del tetto non era disponibile. La connessione in remoto é stata stabilita
attraverso il software tight VNC liberamente utilizzabile. Esso é composto da due
parti: server e viewer. Il task server va necessariamente installato sulla postazione su cui
si vuole avere il controllo mentre il viewer va montato su quella da cui si vuol eseguire il
controllo. Necessariamente il monitor del server deve rimanere acceso, ciò che viene
visualizzato sul client è l’uscita di questo.
4
Parte II
Cenni sulla classificazione stellare
Un qualunque corpo riscaldato emette radiazione elettromagnetica su tutto lo spettro.
Ogni atomo ha le sue caratteristiche righe di emissione che lo contraddistinguono, un gas
caldo, omogeneo e rarefatto emette quindi su determinate lunghezze d’onda. Nel caso di
un gas freddo interposto fra l’osservatore e la sorgente calda, si otterranno delle ben
determinate righe di assorbimento. Questo modello é applicabile al caso delle stelle:
la radiazione elettromagnetica prodotta dalle reazioni che avvengono al loro interno si
estende in tutto lo spettro.
La classificazione delle stelle viene fatta in funzione di due grandezze: pressione
atmosferica (gravitá) e colore (temperatura).
Una stella durante la fase di sequenza principale bilancia la pressione di radiazione con la
gravitá, esaurito l’idrogeno necessario alle reazioni nucleari la stella inizia a bruciare elio
determinando un aumento della pressione di radiazione che comporta un’espansione della
stella (giganti rosse). É quindi evidente la possibilitá di classificare le stelle per
dimensione in funzione della pressione, dovuta principalmente all’agitazione termica e in
secondo luogo alla radiazione.
La classificazione spettrale delle stelle viena fatta in funzione del colore e di
conseguenza della sua temperatura, la scala attuale é ordinata partendo dalle stelle più
calde di colore blu a quelle più fredde di colore rosso (segue tabella).
O
B
A
F
G
K
M
Blu
ζ Orionis
β Lyrae
α Lyrae
Β Cas
α Aur
α Cas
Rosso
χ Cygni
5









Classe O: temperatura superficiale superiori ai 30mila gradi. Presentano nello
spettro le righe dell'elio ionizzato. Sono stelle relativamente rare.
Classe B: temperatura superficiale compresa tra 15mila e 25mila gradi. Sono
piu' comuni di quelle di classe O, ma ancora piuttosto rare.
Classe A: temperatura compresa tra 8 e 12mila gradi, molto numerose. Nel
loro spettro dominano le righe dell'idrogeno ovvero la serie di Balmer. A
questo tipo spettrale appartengono per esempio Sirio, Vega e Altair.
Classe F: temperatura compresa tra 6 e 8mila gradi, nello spettro dominano
le righe del calcio ionizzato. La Stella Polare appartiene a questo tipo
spettrale.
Classe G: temperatura superficiale di 4-6mila gradi e caratterizzate, nel loro
spettro, dalle righe dei metalli e del calcio ionizzato. Il nostro Sole e’ una G5.
Classe K: temperatura compresa tra 3500 e 5000 gradi e uno spettro
caratterizzato dalle righe dei metalli e del calcio neutro.
Classe M: temperature superficiali di 2-3mila gradi, caratterizzate dalle righe
dell'ossido di titanio, vi appartengono per esempio Betelgeuse e Antares.
Classe S: stessa temperatura della classe M, ma possiedono le righe
dell'ossido di zirconio nel loro spettro. Sono molto rare.
Classi R e N : temperatura analoga a quelle delle stelle di classe M, ma il loro
spettro é dominato dal carbonio e vengono dette perciò anche "stelle al
carbonio". Sono stelle piuttosto rare.
Ogni tipo spettrale varia poi in una scala da 0 a 9 .
Come integrazione della classificazione di Howard viene impiegata la MKK che fa uso
dei seguenti numeri romani: Ia Ib II III IV V per indicare la luminosità della stella in
ordine crescente (Ia supergiganti, V nane della sequenza principale ).
Oltre alle righe di assorbimento le stelle sono a volte constraddistinte da righe di
emissione come nel caso delle Be (P Cygni). Queste stelle disperdono grandi quantitá di
gas nello spazio circostante, esso va a costituire dei “gusci” che vengono colpiti dalla
radiazione emessa dalla stella la quale porta ad eccitazione gli atomi che lo compongono,
diseccitandosi essi restituiscono righe di emissione.
Le righe di emissione, cosí come quelle di assorbimento, possono sovrapporsi,
determinando un accentuarsi dell’intensità delle stesse. In alcuni casi una delle bande
poste alla medesima lunghezza d’onda puó dominare sull’altra come nel caso di β Lyrae.
Il suo spettro presenta a 5800Å una banda di emissione, confrontando con la letteratura
abbiamo notato che a questa lunghezza d’onda potevano corrispondere due bande di
emissione: HeI e NaI. Nel nostro caso la stella é molto calda (essendo una B, 15000
K<T<25000 K), ció determina una dominante emissione di HeI rispetto a quella del NaI
che a questa temperatura é ionizzato. La maggior parte dei nostri spettri presentano bande
di assorbimento a 9300 Å e 8200 Å (acqua), la banda A a 7600 Å (ossigeno) e la banda B
a 6867 Å, la cui identificazione é stata ricavata dalla letteratura.
Le nostre stelle di tipo M (χ Cygni, α Scorpionis, α Herculis, μ Chepei, δ Lyrae) hanno
uno spettro in cui sono evidenti le righe di assorbimento di TiO. Per tutte, la banda A va a
sovrapporsi con la banda TiO (7589Å). Sono ben visibili inoltre le righe dell’ TiO a 4850
Å, 7054 Å, 7589 Å, 8300 Å, 8432 Å.
Parte III
Osservazioni sperimentali:
Il primo approccio con il nostro strumento é stato improntato alla misura della
magnitudine massima visibile. Abbiamo montato la telecamera Vixen come primo
cercatore che accoppiato al telescopio permetteva di inquadrare meglio nell’apparato la
6
stella puntata col software apposito. Ci siamo occupati quindi della messa a fuoco dello
strumento: puntando una stella luminosa, acquisita l’immagine, migliorato il fuoco ed
iterato il processo abbiamo ottenuto il settaggio migliore.
Il puntamento, realizzato utilizzando il dispositivo di controllo del telescopio, é stato
effettuato sulla regione contenente la nebulosa planetaria M57 della Lyra, scelta per
l’elevato numero di stelle presenti. Le immagini prese sono state 5 con un tempo di posa
pari a 15 secondi e senza filtro.
Una volta traslate le immagini in modo che combaciassero tra loro usando il task
Imcombine ed effettuata la somma delle cinque immagini, usando Imarith, abbiamo
ottentuto un’unica immagine con tempo di posa equivalente di 75 secondi. Scaricando
un’ immagine dal database contenuto in Simbad, relativa allo stesso campo stellare,
confrontandola con la nostra è stato possibile selezionare la sorgente più debole visibile
dal nostro strumento. Grazie alle coordinate ottenibili dall’immagine di confronto é
risultata essere una stella di magnitudine 16,0.
Allo stesso tempo si e’ determinato l’orientamento delle immagini individuando l’asse
nord-sud, est-ovest utilizzando il campo di riferimento scelto.
L’immagine scientifica é risultata essere affetta da un debole gradiente rilevabile
mediante l’uso del task Pcols, in grado di graficare il conteggio in funzione della
colonna/e di pixel.
Per determinare il rumore dovuto alla CCD abbiamo preso diverse dark e bias. Entrambe
sono prese ad otturatore chiuso ma, mentre per le prime il tempo d’esposizione è
variabile, per le seconde è pari 0 secondi. Usando il task Imarith (sotto IRAF) scelta
come output la mediana (confrontando le ciqnue immagini pixel per pixel viene
selezionato quello corrispondente al valore centrale) esso ha prodotto un’unica bias
(biasmed.fit) che, sottratta alle immagini della nebulosa della Lyra, ha migliorato la
qualitá della stessa.
Siamo dunque passati alla parte centrale della nostra esperienza, vale a dire l’acquisizione
degli spettri di sorgenti note.
Le osservazioni sono state ristrette a due notti, il 24/06 ed il 26/06, la prima notte il cielo
era limpido mentre la seconda presentava una leggera foschia e la temperatura era stabile
attorno ai 300 K. Il nome delle stelle scelte ed i tempi di posa sono disponibili nelle
tabelle a pg. 30 e 31.
Sono state prese dark e bias per l’elaborazione delle immagini; le dark selezionate non
risultavano confrontabili con le immagini prese, la temperatura della CCD durante
l’aquisizione di queste era di 253K, mentre le pose erano a 244K. Le bias risulatavano
invece corrette.
Tabella delle bias relative al giorno 20/06/03
Bi001 Bi002 Bi003 Bi004 Bi005 Bi006 Bi007 Bi008 Bi009 Bi010 Bi011
1681 1667 1667 1666 1665 1665 1669 1670 1672 1671 1669
I valori riportati nella tabella sono relativi ai conteggi delle singole bias ottenuti mediante
l’uso del task Imstat ed avendo selezionato la mediana.
La biasmed ottenuta dalla combinazione di queste immagini ha mediana pari a 1670
conteggi. Piuttosto che sottrarre questo valore alle pose e tener conto in aggiunta delle
dark, abbiamo deciso di eseguire un’unica operazione direttamente in fase di estrazione
dello spettro attraverso l’apposita opzione contenuta nel task Apall, sotto I.R.A.F.
Di seguito riportiamo le tabelle relative al fondo cielo delle immagini prese nelle due
giornate di acquisizione dati.
7
Tabella del fondo cielo relativa alle immagini acquisite in data 24 e 26 giugno 2003
Nome
immagine
Alfaaql2
Alfaher1
Alfaher2
Alfasco2
Alfasco3
Betadra1
Betadra2
Betadra3
Betalyr1
Delcep1
Delcep3
Delcep4
Gamdra1
Gamdra2
Mucep4
Vega1
Vega2
Vega3
Zetacep1
Zetacep2
Zetacep3
Zetacep4
Nome
immagine
Betacyg3
Betalyr1
Betalyr2
Betcyg1
Betcyg2
Betcyg3
Chicyg3
Chicyg5
Chicyg6
Dellyr1
Dellyr2
Dellyr5
Galyr2
Gamlyr1
Gamlyr5
Kaplyr1
Kaplyr2
Lamlyr1
Pcyg1
Pcyg2
Pcyg3
Zetalyr1
Zetalyr3
Media
fondo cielo
2050
2071
2081
1968
1967
2107
2105
2317
1969
2197
2968
2968
1998
2104
2789
1876
1880
1869
2171
2436
2871
2870
Media
fondo cielo
2264
2002
2500
1947
2055
2261
2285
3452
3448
2611
2246
2243
2595
2232
2249
2604
2646
2043
3149
3148
3148
2644
2613
Deviazione
standard
50
40
40
44
44
37
36
53
42
44
107
108
42
40
110
38
38
38
39
69
110
112
Deviazione
standard
54
21
78
12
34
55
68
197
195
109
57
68
100
52
52
97
101
30
170
171
170
93
91
Tempo
d’esposizione
2”
4”
4”
1”
1”
4”
4”
8”
2”
4”
15”
15”
2”
4”
13”
.5”
.5”
.5”
4”
8”
15”
15”
Tempo
d’esposizione
8”
2”
8”
2”
4”
8”
8”
30”
30”
15”
8”
8”
15”
8”
8”
15”
15”
4”
30”
30”
30”
15”
15”
8
I valori delle media e la deviazione standard relativa sono stati ricavati con il task imstat,
individuando un box di 20x20 pixels in regioni in cui fosse presente il solo fondo cielo.
Su questa porzione di immagine é stata eseguita la media dei conteggi .
I grafici sotto riportati, indicano l’andamento dei conteggi del fondo cielo in funzione del
tempo di esposizione, é evidente che l’approssimazione lineare é adeguata.
La relazione del fit é:
A+B*X = Y
L’intercetta indicata con la lettera B corrisponde alla bias, rappresenta infatti i conteggi
ottenibili con tempo di integrazione 0.
In data 24/06 vale 1856 ±14, 26/06 invece 1864 ±12. La biasmed, mediana di 10 bias
prese in data 20/06 vale invece 1670 ±9, quindi inferiore di circa 200 conteggi.
24/06
dati sperimentali
fit lineare
A 1855.93 13.62
B 68.08
3.07
3200
3000
contgeggi fondo cielo
2800
2600
2400
2200
2000
1800
0
2
4
6
8
10
12
14
16
tempo di esposizione (s)
9
26/06
dati sperimentali
fit lineare
A 1864.43 11.58
B 48.82
1.95
3800
3600
3400
conteggi fondo cielo
3200
3000
2800
2600
2400
2200
2000
1800
0
5
10
15
20
25
30
tempo di esposizione (s)
Di seguito riportiamo un grafico con i dati sovrapposti relativi alle due nottate; si puó
notare una lieve differenza nella pendenza della retta dovuta alle diverse condizioni del
cielo.
10
dati 24/06
dati 26/06
fit lineare
3800
3600
conteggi fondo cielo
3400
3200
3000
2800
2600
2400
2200
2000
1800
0
2
4
6
8
10
12
14
16
18
20
22
24
26
28
30
32
tempo di esposizione (s)
Risoluzione ed analisi dei dati spettrali:
Una volta conclusosi il lavoro prettamente osservativo ci siamo trasferiti nel laboratorio
del vecchio edificio dove ci è stato messo a disposizione il PC2 equipaggiato con I.R.A.F
necessario per l’elaborazione dei dati sperimentali.
Il primo processo applicato é stato quello di modifica delle header; usando hedit abbiamo
aggiunto parametri importanti quali: tipo spettrale, magnitudine V, luogo di acquisizione
e nome della stella.
Siamo passati dunque all’estrazione degli spettri da immagini CCD: in questo caso il
software apall si limita ad estrarre un profilo conteggi/px di una o piú aperture a seconda
che la stella sia una singola o possieda una compagna. É necessario tuttavia fornirgli il
valore della riga perpendicolare all’asse di dispersione corrispondente al centro dello
spettro, la porzione di immagine prima e dopo l’asse di dipersione che deve considerare
e se é necessario sottrarre il background oppure no, indicando in questo caso il metodo da
seguire per questa operazione. Abbiamo dunque dovuto verificare per ogni immagine il
valore dell’ascissa e dell’ordinata corrispondente alla metá dello spettro (in mancanza di
istruzioni, ovvero lasciando l’opzione indef, viene eseguito un taglio al pixel 256
corrispondente alla metá della nostra immagine) e, onde individuare la medesima
porzione di spettro per tutte le immagini, abbiamo selezionato l’intervallo di ±3pixels
dall’asse di dispersione. Con l’opzione nsum si puó eseguire un’operazione di somma
(valori positivi) o mediana (valori negativi) sul numero di colonne adiacenti, metá prima
e metá dopo la colonna centrale, onde rendere piú leggibile o significativo il grafico
finale. La nostra scelta é stata la somma di 7 righe.
11
Non avendo precedentemente eliminato il background attraverso la sottrazione della bias
e della dark, abbiamo eseguito questa operazione sotto apall con il paramentro b_sample.
Viene richiesto di individuare per ciascuna apertura una porzione di cielo prossima allo
spettro ma priva di segnali, che possa costituire un campione di background, quindi
indicare che tipo di operazione si vuole eseguire. Nel nostro caso abbbiamo selezionato la
mediana, ovvero il valore centrale tra le righe del box di background individuato.
L’intera operazione di estrazione é eseguibile in maniera automatica o interattiva; in
quest’ultima modalitá si puó correggere il sistema in molti casi, ad esempio qualora la
fase di identificazione dell’apertura non sia corretta è necessario individuare
manualmente il picco corrispondente al segnale cercato.Se, come nel nostro caso, lo
spettro non é perfettamente orientato secondo le colonne il software si preoccupa di
effettuare un fit onde tracciare correttamente lo spettro. Dal fit sono riscontrabili
eventuali sorgenti aggiuntive allo spettro di nostro interesse, é possibile eliminarle con il
comando del in modo tale che l’operazione seguente non ne tenga conto. In uscita
ricaviamo dunque lo spettro estratto, graficato in pixels versus conteggi, della sorgente
scelta.
Abbiamo eseguito una misura della massima magnitudine stellare della quale siamo in
grado di estrarre lo spettro.
Il procedimento é il seguente: scelta una stella con posa di 30”, P Cygni, sottratto ai
conteggi dello spettro (valore centrale) il valore della biasmed, abbiamo ricavato il valore
del fondo cielo vero e proprio.
(3500 – 1670 ) conteggi = 1830 conteggi*30”/px
(1830*10)1/2 = 135 conteggi*300”/px
il secondo valore rappresenta la deviazione standard del conteggio
135 conteggi sono quindi la variazione minima del fondo cielo (1σ). Per poter distinguere
uno spettro supponiamo di aver bisogno di un segnale almeno cinque volte piú intenso
(5σ), pari cioé a 676 conteggi*300”/px.
A questo punto abbiamo selezionato una nuova sorgente di riferimento, la scelta é caduta
sulla compagna di β Cygni, una stella di magnitudine 5, la posa é da 8” e i conteggi alla
metá dello spettro sono stati 7400conteggi*8”/px.
Il fondo cielo (bias inclusa) era di 2300 conteggi*8”/px, i conteggi relativi alla sola stella,
pari alla differenza tra i due valori si riducono quindi a 5100 conteggi*8”/px.
((5100/8)*300)conteggi*300”/px = 191000 conteggi*300”/px
(191000/676) = 282
da cui è ottenibile la magnitudine massima visibile mediante la seguente formula
-2.5log(I/Io) + M = m
-2.5 log(1/282) +5 = 11.1
Il processo immediatamente seguente é la calibrazione in lunghezza d’onda degli
spettri estratti. Per fare questo abbiamo dovuto individuare la fwhm relativa alle righe in
esame, il task da usare é splot. Una volta graficato lo spettro estratto, premendo k alla
12
sinistra e alla destra della riga da identificare ricaviamo il parametro cercato pari a 4
pixel.
Note dalla letteratura le lunghezze d’onda delle banda A, della B e della serie di Balmer
(vedi pg.17) abbiamo avviato il task identify decidendo di prendere come riferimento lo
spettro di Vega acquisito in data 24/06 e quello di γ Lyrae in data 26/06. Usando il tasto
m, corrispondente al comando mark abbiamo individuato le righe ed eseguito un fit
lineare per ottenere la calibrazione in lunghezza d’onda.
(ascisse in angstrom, ordinate in conteggi/pixels)
Poichè abbiamo dimostrato (vedere pg.3) che la relazione di dispersione del reticolo,
trascurando l’effetto del prisma a causa della sua sottigliezza, segue una rappresentazione
lineare nell’approssimazione senα ~ α, ci aspettiamo che un fit lineare sia adeguato a
descrivere in maniera esaustiva l’andamento della lunghezza d’onda in funzione dei
pixel. Sono di seguito riportati i 2 fit lineari.
(ascisse in angstrom, ordinate in pixels)
il grafico di sinistra rappresenta il fit relativo ad α Lyrae (Vega), a destra γ Lyrae.
L’operazione di calibrazione ha dato come risultato 18 Å /pixel.
Prima applicare la calibrazione agli spettri bisogna aggiungere alle header di ognuno di
essi il nome dello spettro di riferimento. Questa operazione é eseguita in modo
automatico attraverso il task refspec. Dispcor permette infine di applicare questi due
spettri campione agli altri contenuti nelle rispettive directory (la suddivisione é stata
mantenuta per data) ottenendo quindi spettri calibrati in lunghezza d’onda.
13
Gli spettri risultanti presentavano un disallineamento rispetto alla scala in lunghezza
d’onda, riscontrabile ad esempio nella banda A, la quale non cadeva mai sui 7600 Å. Al
fine di eseguire una corretta calibrazione abbiamo fatto ricorso a questo task onde
imporre una traslazione rigida dell’intero spettro, facendo combaciare la scala delle
ascisse con le bande di assorbimento ed emissione del grafico.
Per ottenere la risoluzione della CCD abbiamo misurato la fwhm (full width high
maximum) di alcune righe (vedi tabella seguente). Rapportandola alla fwhm di una stella
appartenente al campo, scelta in maniera tale da essere la piú piccola sorgente visibile ma
dotata di almeno mille conteggi sopra il fondo cielo (1670), ci aspettiamo che i valori
risultino confrontabili. Lo spettro, infatti, non è altro se non l’immagine della stella alle
varie lunghezze d’onda.
P Cygni
Hα 80.6 Å
Hβ 59.9 Å
β Lyrae
Hα 44.3 Å
α Lyrae
Hα 43.0 Å
Hβ 65.8 Å
α Aquilae
Hα 54.0 Å
Per P Cygni e β Lyrae si tratta di bande di emissione, per le altre si
tratta di bande di assorbimento
La differente fwhm tra la banda Hα di P Cygni e quella di β Lyrae è imputabile al
differente tempo di posa. L’immagine di P Cygni è ottenuta con un tempo di esposizione
di 30s , mentre quella di β Lyrae è di 2s, di conseguenza è probabile che il seeing
atmosferico sia variato significativamente.
La stella scelta per tale misura appartiene alla posa di P Cygni (esposizione 30s, in data
26/06/03) si tratta di HD 193444, di magnitudine V 8.47 e di tipo spettrale B0.5V. L’
identificazione è stata effettuata tramite confronto tra l’immagine in esame e quella
ottenuta dal database del DSS (Digital Sky Survey), dopo opportune operazioni di
orientamento al fine di far combaciare le due foto. La sua fwhm è di 4 pixels, poichè la
nostra dispersione è di 18 Å/px, essa corrisponde a 72 Å. Risulta quindi una buona
compatibilità tra le misure.
Rimane l’ultima parte relativa alla calibrazione in flusso: abbiamo dovuto modificare
nuovamente le header onde aggiungere il valore dell’airmass. Questo parametro é dato
dal rapporto tra il percorso che la luce compie nell’atmosfera quando la stella si trova al
suo angolo zenitale diviso il percorso che farebbe sempre nell’atmosfera se la sorgente
fosse allo zenith.
La figura seguente é una semplice schematizzazione del processo.
14
Non avendo effettuato un calcolo esatto ci siamo limitati ad approssimare il valore ad 1
per tutte le sorgenti.
Per poter effettuare la nostra calibrazione in flusso abbiamo scelto nuovamente come
campione di riferimento lo spettro di Vega, poiché I.R.A.F. ha nel suo database
(onedstds/bstdscal/hr7001) la relativa curva di flusso. Essa termina tuttavia a 8000 Å,
cosa che nel nostro caso, essendo gli spettri prolungati fino a 9500 Å, rendeva l’intevallo
troppo breve. Abbiamo dunque ricavato i punti necessari a coprire l’intervallo in
lunghezza d’onda da noi richiesto, dalla letteratura (in appendice é riportato l’articolo in
questione), una volta salvato il file esso é diventato il nostro nuovo riferimento. Applicato
questo campione mediante standard allo spettro di Vega da noi calibrato in lunghezza
d’onda abbiamo ottenuto il file prova contenente il valore del flusso in funzione della
lunghezza d’onda.
A questo punto abbiamo potuto eseguire il task successivo, ovvero sensfunc che, usando
come input l’output di standard, esegue un fit della sensibilitá in funzione della
lunghezza d’onda. É disponibile anche un fit sui residui per valutare l’esattezza
dell’operazione (vedere figura seguente).
Il tipo di fit da noi scelto per la massima aderenza ai dati sperimentali é un polinomio di
legendre di dodicesimo ordine eseguito su 26 punti. La deviazione standard é pari a
0.0527, i residui si discostano per meno del 5% dallo zero fatta eccezione per alcuni che
se ne discostano del 10%.
L’ultimo task da applicare é calibrate, il quale applica la calibrazione a tutti gli spettri in
esame. Per procedere in maniera semplice abbiamo realizzato una lista degli spettri in
ingresso con il comando ls *.fit > lista.in, e fornito una lista dei nomi in uscita
aggiungendo ad esempio la lettera c davanti al nome di ciascuno di essi con il comando
c//@lista.in. In uscita otteniamo infine gli spettri calibrati in flusso ed in lunghezza
d’onda, visualizzabili con splot.
(ascisse in angstrom, ordinate in (ergs/(Å*cm2*s))
15
Abbiamo verificato l’esattezza della calibrazione in flusso prendendo dai grafici (in scala
lineare) il valore del flusso a 5000Å. Utilizzando questo valore, prendendo come
riferimento il flusso di Vega, abbiamo ricavato le magnitudini V delle stelle osservate.
Nella tabella seguente sono riportate le magnitudini da noi calcolate e quelle ufficiali
ricavate dal database di Simbad.
Nome posa
Alpha aql 2
Alpha aql 3
Alpha her 1
Alpha her 2
Alpha sco 2
Alpha sco 3
Beta cyg 3
Beta dra 1
Beta dra 2
Beta dra 3
Beta lyr 1
Beta lyr 2
Del cep 1
Del cep 3
Del cep 4
Gam dra 1
Gam dra 2
Mu cep 1
Mu cep 2
Mu cep 4
Vega 1
Vega 2
Vega 3
Zeta cep 1
Zeta cep 2
Zeta cep 3
Zeta cep 4
Giorno
24/06/03
Mag calcolata
1.33
1.27
2.1
2.13
2.77
2.66
3.66
3.19
3.18
3.17
3.55
3.54
5.16
5.17
5.17
2.89
2.87
5.3
5.09
5.21
-0.02
-0.01
-0.02
4.54
4.55
4.53
4.51
Mag ufficiale
0.77
3.06
1.09
3.08
2.79
3.52
4.07
2.23
4.04
0.03
4.36
Stella
Beta lyr 1
Beta lyr 2
Bet cyg 3
Beta cyg 1
Beta cyg 2
Beta cyg 3
Chi cyg 3
Chi cyg 5
Chi cyg 6
Del lyr 1
Del lyr 2
Del lyr 5
Gam lyr 2
Ga lyr 1
Ga lyr 5
Kap lyr 1
Kap lyr 2
Lam lyr
P cyg 1
P cyg 2
P cyg 3
Zeta lyr 1
Zeta lyr 2
Zeta lyr3
Giorno
26/06/03
Mag calcolata
3.18
3.14
3.27
3.27
3.29
3.28
7.38
7.23
7.21
4.89
4.93
4.93
3.05
3.03
3.06
4.5
4.49
5.35
4.71
4.73
4.72
4.18
4.18
4.13
Mag ufficiale
3.52
3.08
6.08
5.56
3.24
4.32
4.95
4.79
4.36
Per il calcolo è stata usata la seguente formula che lega il flusso alla magnitudine:
M = m0 – 2.5 * log (F / F0 )
Con M indichiamo la magnitudine della stella in considerazione, F è il suo flusso, m0 ed
F0 si riferiscono rispettivamente alla magnitudine e al flusso di Vega.
16
Manuale di I.R.A.F.
Ci siamo confrontati con i seguenti task:
 Hedit
 Imarith
 Apall
 Splot
 Identify
 Refspec
 Dispcor
 Imshift
 Setairmass
 Standard
 Sensfunc
 Calibrate
 Wfits
Procedimento di elaborazione degli spettri:
abbiamo aggiunto alle header le voci: Observer, SpecType, Origin, Object.







Fields: determina la voce da elaborare
Value: è il valore della voce da aggiungere
Add: Serve ad aggiungere una voce alla header
Delete: È necessario rispondere yes per poter eliminare una voce
Verify: Richiede la conferma della modifica prima di salvare
Show: Mostra l’operazione di modifica per ogni campo
Update: Attiva la modifica effettuata
Imarith:
Questo task é in grado di eseguire qualsiasi operazione su un certo numero di immagini,
nel nostro caso la somma di diverse dark.
17











Operand1: Lista delle immagini e delle costanti da usare come operandi
Op: Operatore matematico da impiegare
Operand2: Vedi Operand1
Result: Lista delle immagini risultanti
Title: Nome delle immagini risultanti
Divzero: Valore che sostituisce la divisione per zero
Hparams: Lista dei parametri della header su cui bisogna operare
Pixtype: Formato di output per pixels (intero, decimale)
Calctyp: Vedi Pixtype
Verbose: Mostra le operazioni mentre le esegue
Noact: Mostra un elenco dei comandi che eseguirà
Apall:
È il task responsabile dell’estrazione degli spettri dalle immagini prese.
18
 Input: nome delle immagini da cui estrarre gli spettri. È possibile creare una lista
con più voci usando il comando (sotto linux) ls *.fit > lista.in. Affinchè IRAF
riconosca la lista, il file lista deve essere preceduto dal simbolo @
 Output: nome degli spettri estratti, è possibile creare una lista anche in questo
caso onde evitare di dover estrarre uno spettro alla volta.
 Apertures: numero delle aperture per ogni spettro.
 Format: le opzioni sono onedspec, multispec, echelle e strip. Nel nostro caso
l’opzione usata è stata multispec, corrisponde all’estrazione di uno spettro con più
aperture su un unico file. Onedspec permette di salvare ogni apertura su un
signolo file.
 References: qualora si abbiano delle immagini di riferimento per determinare le
aperture vanno qui indicate.
 Interactive: procede all’estrazione in moto interattivo chiedendo conferma per
ogni singolo passaggio.
 Find: trova gli spettri e le aperture automaticamente
 Recenter: consente un centraggio interattivo delle aperture in modo da
selezionare manualmente qualora il settaggio automatico sia errato.
 Resize: permette di ridimensionare le aperture.
 Edit: consente di modificare le aperture
 Trace: traccia le aperture
 Fittrac: fitta interattivamente le posizioni tracciate tramite una funzione
 Extras: consente di estrarre il fondo cielo
 Review: abilita la visualizzazione degli spettri estratti
 Line: è la linea perpendicolare alla dispersione, di default è la riga corrispondente
al pixel 256. Qualora lo spettro non sia centrato nell’immagine sorgente è
necessario fornire la riga corrispondente al centro dello spettro.
 Nsum: numero delle linee adiacenti usato nelle operazioni di modifica.
 Lower, Upper: determinano l’intervallo in pixels relativo al centro dell’apertura
di cui tener conto durante l’estrazione. L’intervallo da noi preso ±3 pixel è stato
mantenuto costante per tutti gli spettri al fine di garantire l’analisi sulla stessa
porzione dello spettro per stelle più o meno intense, singole o doppie.
19
 B_func: funzione di fittaggio del background, di default il programma usa
Chebyshev. Le altre funzioni sono: Legendre, spline1, spline3. Nel nostro caso
abbiamo usato l’opzione di defalut.
 B_order: ordine della funzione precedente.
 B_sample: intervallo da cui acquisire il campione di background. È importante
nel caso di sistemi doppi selezionare un intervallo che non vada a sovrapporsi alla
compagna. L’opzione “*” prende in considerazione tutti i punti.
 B_naver: il numero si riferisce al numero di punti su cui operare, il segno
all’operazione da eseguire, ovvero numeri positivi per la media e negativi per
la mediana. Il valore di 1 fa eseguire il fit considerando ogni punto
singolarmente.
 B_niter: numero di iterazioni da rigettare
 Nfind: numero di aperture da cercare.
 Minsep: separazione minima tra gli spettri, ogni spettro debole o rumoroso
individuato in questo intervallo facente riferimento ad uno spettro forte non
viene considerato.
20
 Maxsep: separazione massima tra spettri adiacenti.
 Bkg: selezionando yes sottrae allo spettro in questione il background. Nel nostro
caso abbiamo usato questa opzione per una estrazione migliore dello spettro,
poichè nei conteggi graficati in funzione della lunghezza d’onda compariva un
segnale di offset associabile al background.
 Backgro: le opzioni sono none, average, median, minimum, fit. None per non
avere una sottrazione del segnale di fondo. Average per avere una media sul
background da sottrarre, median considera la mediana, minimum per usare il
valore minimo, fit per fittare il rumore. Nel nostro caso è stato scelto median.
Splot:
Questo task permette la visualizzazione degli spettri estratti. Nella finestra grafica usando
il comando f è possibile cambiare la funzione di rappresentazione, la lettera l ad esempio
esegue il log. I parametri principali sono:
21




Images: lista delle immagini da elaborare.
Line: seleziona l’apertura da visualizzare.
Band: seleziona la banda da mostrare
Xmin, Xmax,Ymin, Ymax: Definisce i limiti entro i quali il grafico viene
disegnato.
Calibrazione in lunghezza d’onda
Indentify:
Questo task è stato utilizzato per identificare due spettri di riferimento calibrati in
lunghezza d’onda, da applicare poi sugli altri spettri onde eseguire una calibrazione
efficace. Gli spettri scelti sono stati α Lyrae e γ Lyrae. Le righe di riferimento scelte per
la calibrazione sono mostrate nella tabella seguente:
A band
B band
H alpha
H beta
H gamma
H delta
7600 Å
6867 Å
6563 Å
4861 Å
4342 Å
4101 Å
 Images: Immagine sulla quale bisogna identificare le righe.
 Coordli: Eventualmente si può nominare le righe identificate creando un file
nel quale sono scritti i nomi delle bande che si vogliono marcare.
 Maxfeat: nel caso dell’identificazione automatica delle bande, questo
parametro ne determina il numero massimo.
 Ftype: determina il tipo di bande da considerare, la scelta è tra absorption e
emission. Il nostro settaggio è stato absorption.
 Fwidth: Il valore scelto del parametro è 4. La procedura per ottenerlo è la
seguente: avviare splot aprendo l’immagine di confronto scelta, premendo k a
destra e sinistra delle righe che interessano si ottiene il valore di fwhm, da
22
questo valore, moltiplicando per 2 (poichè alla base la gaussiana ha un valore
corrispondente al doppio della fwhm) si ottiene il valore ricercato.
 Functio: Le opzioni sono spline1, spline3, legendre, chebyshev. La nostra
scelta è stata l’ultima.
 Order: L’ordine scelto è stato 2, poichè rappresenta il numero dei coefficienti
e non l’ordine della funzione.
Refspec:
Questo task permette di aggiungere alle header delle immagini il nome dell’immagine
scelta come riferimento. Questa operazione è richiesta al fine di eseguire la successiva
calibrazione in lunghezza d’onda.








Input: Lista degli spettri da calibrare
Reference: Spettro di riferimento calibrato
Aperture: Numero dell’apertura da elaborare
Override: Sovrascrive un eventuale calibrazione precedente
Confirm: Richiede la conferma per ogni operazione eseguita
Assign: Associa lo spettro di riferimento alle header degli spettri da calibrare.
Verbose: Mostra le operazioni effettuate.
Answer: Chiede conferma, per ogni spettro, sulla modifica dell’header.
Dispcor:
Questo task applica la calibrazione dello spettro di riferimento alla lista degli spettri usati
nei precedenti task.
 Input:lista delle immagini alle quali viene applicata la calibrazione
 Output: lista dei nomi delle immagini in uscita
 W1: Stabilisce la lunghezza d’onda dalla quale iniziare la calibrazione. Nel nostro
caso abbiamo posto il limite inferiore a 3900 Å, poichè attorno a questo valore il
sistema CCD/grism non risponde in maniera soddisfacente, rappresenta quindi un
tratto di spettro superfluo
23
.
 W2: Determina la lunghezza d’onda finale. La nostra scelta è stata quella di
lasciare il parametro indefinito in modo da seguire tutto lo spettro.
 Dw: Numero di Å per pixel, dal calcolo eseguito dal software è risultato pari ~18
Å per pixel.
 Log: Ponendo l’opzione yes la scala in ascisse risultava essere logaritmica.
 Samedis: Setta i parametri per l’analisi della singola apertura.
 Confirm: Chiede conferma per ogni operazione eseguita, se si risponde “no” il
programma elaborerà le suddette operazioni in automatico.
 Verbose: Visualizza su schermo le operazioni eseguite.
Imshift:
Task resposanbile della traslazione dello spettro.
24
 Input: nome del file su cui va applicata la tralazione. È possibile creare una lista
per realizzare una traslazione interattiva per più file con il solito comando @lista.
 Output: nome con cui sarà salvato il file una volta eseguita l’operazione.
Analogamente al comando input si può realizzare una lista di nomi con cui
verranno salvati gli spettri una volta traslati.
 Yshift, Xshif: numero di pixel di cui si desidera traslare lo spettro
 Shift: si può aggiungere una lista contenete il valore dello shiftaggio relativo alle
singole immagini.
Calibrazione in flusso
Setairmass:
Questo task viene richiesto nella procedura per la calibrazione in flusso. Nel nostro caso
ci siamo limitati a modificare il parametro airmass mediante hedit.
Standard (pg. seguente)
È il primo task necessario alla calibrazione in flusso. Tramite questo, scegliendo un
opportuno spettro di riferimento è possibile eseguire la medesima operazione di
calibrazione eseguita nel caso della lunghezza d’onda, ed ottenere degli spettri
perfettamente calibrati in flusso.
 Input: nome del file su cui si effettua la calibrazione, si intende lo spettro sul
quale si vuole effettuare la taratura in flusso, successivamente utilizzato per
eseguire l’operazione iterativa.
 Output: nome del file in uscita prodotto dall’elaborazione. Verrà poi utilizzato da
sensfunc per il fit della curva di risposta spettrale in funzione della lunghezza
d’onda.
 Extinct: è il file, memorizzato nel database del software, contenente la tabella di
estinzione del posto.
 Caldir: è la directory che contiene il file di calibrazione
25
Sensfunc:
Tale task permette di trovare un fit per la funzione di sensibilità in funzione della
lunghezza d’onda.
 Standard: file ottenuto da standard, calibrato in flusso che, tramite il task, viene
analizzato mediante un fit opportuno.
 Sensitiv: nome di uscita dell’immagine di riferimento usata poi da calibrate, per
la calibrazione.
 Logfile: nome del file dove vengono memorizzate le operazioni eseguite
sull’immagine con questo task.
 Functio: Tipo di funzione usata per il fit.
Calibrate:
Applica la calibrazione in flusso, elaborata con sensfunc, a tutti gli spettri.
26
 Input: lista degli spettri da calibrare
 Output: lista dei file in uscita. Tramite il comando (lettera)//@(nomefile) si può
apporre una lettera ai file in uscita.
 Extinct: file con la tabella di estinzione.
 Airmass: valore dell’airmass. Nel nostro caso abbiamo settato 1.
 Exptime: tempo di esposizione.
Wfits:
Questo task è stato usato nella fase finale per esportare i file in formato .fits, in modo da
renderli di più facile fruizione.
 Iraf_fil: lista delle immagini da esportare; è possibile usare il comando unix
*.imh per indicare tutti gli spettri in estensione .imh
 Fits_fil: lista contenente i nomi dei file in uscita
 Fextn: estensione del file in uscita
27
Conclusioni:
La postazione è risultata essere adeguata al tipo di osservazione effettuata, nonostante la
posizione geografica (vicino a forti sorgenti di inquinamento luminoso) e non perfette
condizioni di seeing. In particolare la CCD è stata più che sufficiente per la risoluzione
degli oggetti “visti” dal grism, poichè la risoluzione di quest’ultimo è inferiore alla DTA.
In questo modo negli spettri si ha una buona evidenza delle righe di assorbimento ed
emissione. Nostro scopo principale è stata l’identificazione della curva di risposta del
grism; nota curva di risposta del sistema grism/CCD e conoscendo la curva di risposta
della CCD.
Eccd * Egrism = Esistema
Con E indichiamo l’efficienza quantica, essa rappresenta la capacità di generare un
fotoevento per ogni fotone che colpisce lo strumento, é esprimibile dunque come
rapporto tra i fotoni assorbiti ed i fotoni emessi dalla sorgente. Per ricavare la curva
cercata, ovvero Egrism, abbiamo eseguito una semplice divisione per punti.
Come ci aspettavamo dall’andamento dei nostri spettri, l’efficienza del grism presenta un
crollo nell’ultravioletto dovuto al materiale costitutivo. La curva di risposta è riportata di
seguito.
Inerentemente alla CCD abbiamo ottenuto i seguenti risultati:
La misura della risoluzione é pari a 72 Å, il fattore di scala é di a 10.04 μm / arcsec e il
campo di vista 20.4 arcmin.
28
Ringraziamenti:
Prof Nesci per averci seguito e guidato con infinita pazienza.
Prof.sa Rossi per le integrazioni al manuale base di I.R.A.F.
Prof Meddi per averci consentito di svolgere il nostro laboratorio avendo eroicamente
prestato il suo stesso telescopio alla didattica.
Prof DeBernardis le cui lezioni ci hanno fatto sognare conoscenze lontane.
Dott.sa Gaudenzi per la sua disponibilità.
Le ragazze di SCAE 1 per la paziente collaborazione che ci ha spesso illuminati.
Riferimenti:
“Objective prism spectra in the near infrared” vedi appendice
(spettri di riferimento per le bande TiO)
J.J Nassau, A.G Velghe
1964ApJ…139…190N
“A search for the optical….”
(banda atmosferica 9300Å)
vedi appendice
Jonker, Nelemans, Wang, Kong
ArXiv:astro-ph/0305304 v1 16 Maggio2003
“The absolute spectral energy distribution of alpha lyrae” vedi appendice
(spettro di vega per la calibrazione in flusso) Oke, Schild
1970ApJ… 16 .10150
I.R.A.F help
(help dei vari task)
29
Spettri calibrati in lunghezza d’onda ed
in flusso relativi al giorno 24/06/2003
Tipo
Spettrale
Magnitudine
V
Tempo di
esposizione
N pose
 Lyrae
B7Ve
3.52
1=2”
1
 Aquilae
A7V
0.77
1,2=2”
2
 Lyrae
A0V
0.03
1,2,3=0.5”
3
 Cephei
F5Iab
4.07
 Draconis
G2Iab
2.79
 Draconis
K5III
2.23
 Cephei
K1.5Ib
3.36
 Herculis
M5II
3.06
1,2=4”
2
 Cephei
M2Iae
4.04
4=13”
1
 Scorpionis
M1.5Ib
1.09
1,2=1”
2
Nome
1=4”
2,3=15”
1,2=4”
3=8”
1=2”
2=4”
1=4”
2=8”
3,4=15”
Magnitudine, tipo spettrale e coordinate provengono dal database di
3
3
2
4
Cordinate
FK5
18 50 04.8
+33 21 45.6
19 50 47.0
+08 52 06.0
18 36 56.3
+38 47 01.3
22 29 10.3
+58 24 54.7
17 30 25.9
+52 18 05.0
17 56 36.4
+51 29 20.0
22 10 51.3
+58 12 04.5
17 14 38.9
+14 23 25.2
21 43 30.4
+58 46 48.2
16 29 24.4
-26 25 55.2
Simbad
Tutti i grafici in flusso si intendono espressi in scala logaritmica, l’unità di misura è
erg / (Å*cm2*s)
30
Spettri calibrati in lunghezza d’onda ed
in flusso relativi al giorno 26/06/2003
Nome
Tipo
Spettrale
Magnitudine V
Tempo di
esposizione
1,5 = 8”
2 = 15”
1 = 2”
2 = 4”
3 = 8”
1 = 2”
2 = 8”
N pose
γ Lyrae
B9 III
3.24
HD183914
(compagna
di β Cygni)
B8 Ve
5.088
β Lyrae
B7 Ve+
3.52
P Cygni
B2pe
4.795
1,2,3 = 30”
3
ζ Lyrae 1
A4m
3.36
1,3 =15”
3
ζ Lyrae 2
F0 IV
0.03
1,3 =15”
3
β Cygni
K3 II
3.08
1 = 2”
2 = 4”
3=8
3
λ Lyrae
K2.5 III
4.951
4”
1
κ Lyrae
K2 III
4.323
1,2 = 15”
2
χ Cygni
var M
6.80
δ Lyrae
M4 II
4.30
3 = 8”
5,6 = 30”
1= 15”
2 = 8”
5 = 8”
3
3
2
3
5
Magnitudine, tipo spettrale e coordinate provengono dal database di
Coordinate
FK5
18 58 56.62
+32 41 22.4
19 30 45.40
+27 57 55.0
18 50 04.79
+33 21 45.6
20 17 47.20
+38 01 58.5
18 44 46
+37 36 18.7
18 44 48.2
+37 35 40.3
19 30 43.28
+27 57 34.9
19 00 00.83
+32 08 43.9
18 19 51.71
+36 03 52.4
19 50 33.92
+32 54 50.6
18 54 56.62
+36 53 18.11
Simbad
Tutti i grafici in flusso si intendono espressi in scala logaritmica, l’unità di misura è
erg / (Å*cm2*s)
31
Appendice
32
Messa in funzione del telescopio
didattico TACoR e verifica delle
potenzialitá per spettroscopia stellare.
Laboratorio di Astrofisica
Anno accademico 2002/2003
Prof. Nesci
Romano Domenico
Sigon Matteo
33
Indice
 parte I




riassunto
introduzione all’esperienza
messa in funzione del telscopio
controllo remoto
 parte II
 classificazione spettrale e spettroscopia
 grism
 parte III
 osservazioni sperimentali
 riduzione ed analisi dei dati spettrali
 conclusioni
 parte IV
 ringrziamenti
 bibliografia
 appendice
In copertina é riportato lo spettro di Vega calibrato in lunghezza d’onda; sono ben distinguibili le righe
della serie di Balmer a 6563Å, 4861Å, 4342Å, 4101Å, oltre alla banda A a7600Å e la banda B a 6867Å.
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spettri presi in data 26/06/2003
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