Il cielo come laboratorio
Lezione 5
Enrico Maria Corsini
Dipartimento di Astronomia
Università di Padova
Padova, 14 Novembre 2002
Telescopi ottici
Rivelatori di immagini
Spettri astronomici
Telescopi ottici
Rivelatori di immagini
Spettri astronomici
Telescopi ottici:
• Spettro elettromagnetico
• Osservatori astronomici
• Strumentazione
• Domanda di tempo di osservazione
Spettro elettromagnetico
Telescopi ottici nel mondo
IAC Roque de los Muchachos (Spagna)
ESO La Silla (Chile)
ESO Paranal (Chile)
Strumentazione al VLT
Domanda di tempo di osservazione
Telescopi ottici
Rivelatori di immagini
Spettri astronomici
Rivelatori di immagini:
• Lastre fotografiche e CCD
• Struttura dei CCD
• Funzionamento dei CCD
Rivelatori di immagini
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)
CCD
I CCD funzionano grazie all’effetto fotoelettrico:
Energia crescente
• se il sistema viene riscaldato o assorbe fotoni (E=1.26 eV)
gli e- passano dalla banda di valenza alla banda di
conduzione
• nella banda di conduzione gli e- sono liberi di muoversi (=
corrente elettrica)
• un campo elettrico esterno previene la ricombinazione
fotone
fotone
tra e- e nuclei
Banda di conduzione
1.26 eV
Banda di valenza
buca
elettrone
Struttura dei CCD
Struttura dei CCD
Area dell’immagine
Supporto di ceramica, metallo o plastica
Connettori
Connessioni
Piedini
Strato di silicio
Amplificatore
Registro seriale
Struttura dei CCD
CCD visto da sopra
colonna
Elettrodi orizzontali
trasparenti
pixel
Elettrodo
Isolante
Silicio n
CCD visto di lato
Silicio p
Funzionamento dei CCD
PIOGGIA (FOTONI)
NASTRI TRASPORTATORI
VERTICALI (COLONNE DEI CCD)
SECCHI (PIXEL)
NASTRO TRASPORTATORE ORIZZONTALE
(REGISTRO SERIALE)
CONTENITORE GRADUATO
(AMPLIFICATORE IN USCITA)
Al termine della pioggia i secchi contengono una certa
quantità di acqua (= al termine della posa i pixel
contengono una certa quantità di carica)
I nastri trasportatori entrano in funzione e spostano i secchi.
La prima fila di secchi sui nastri verticali viene spostata sul
nastro orizzontale.
I nastri verticali si fermano. Il nastro orizzontale travasa il
contenuto del primo secchio nel contenitore graduato.
Il contenuto di pioggia del primo secchio viene misurato.
Il contenitore viene svuotato ed è pronto a ricevere la
pioggia contenuta nel secondo secchio. La procedura è
ripetuta per tutti i secchi della fila.
`
Una nuova fila di secchi viene spostata sul nastro
orizzontale e la procedura di misura è ripetuta per tutte le
file di secchi.
L’ultima fila di secchi viene spostata sul nastro orizzontale.
La lettura del CCD è completa quando il contenuto
tutti i secchi è stato misurato.
Struttura dei CCD
CCD visto da sopra
Amplificatore
Registro seriale
CCD visto di lato
Struttura dei CCD
160mm
Registro seriale
Amplificatore
CCD visto da sopra
Bordo del silicio
Cariche
Area dell’immagine
Telescopi ottici
Rivelatori di immagini
Spettri astronomici
Spettri astronomici:
• Acquisizione di spettri di oggetti astronomici
• Analisi di spettri digitali
• (Classificazione morfologica delle galassie)
• Esempi di spettri di galassie
Acquisizione di spettri
Spettrografo:
fenditura + reticolo di dispersione + CCD
Produce dati (= Spettri) in 2 dimensioni:
• spaziale (x) lungo la fenditura
• spettrale (l=lunghezza d’onda)
Fenditura
CCD
Reticolo
Fenditura
Spettro della galassia
Galassia
l
Riga di emissione del cielo
x
Analisi di spettri digitali
Riduzione:
procedura per trasformare il dato “grezzo” in dato
scientifico
Procedura:
• sottrazione del bias
• correzione per flatfield
• 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 0 sec con otturatore chiuso
media=197.6 ± 0.8
ImaB = Immagine - bias
Correzione per flatfield
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 di colonne
del flatfield
Flatfield
Le colonne del flatfield vengono
mediate e la funzione che
riproduce il profilo viene usata
per normalizzare il flatfield
Media=1.00 ± 0.03
Flatfield
normalizzato
ImaBF = ImaB / flatN
Sottrazione dei raggi cosmici
1
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
2
3
Maschera
Spettro ripulito
Calibrazione in lunghezza d’onda
Spettro di confronto:
spettro a righe note di
emissione di una lampada
di un gas o di un miscela di gas
La posizione di ogni riga di
emissione sull’immagine (in
pixel) viene messa in relazione
alla sua l (in Å)
He 5876Å
Spettro di He-Ar
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 monodimensionale 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
Riga di emissione del cielo
Spettro senza cielo
Classificazione morfologica
delle galassie
Lenticolari
Spirali
Spirali barrate
Ellittiche
Lenticolari barrate
Esempi di spettri di galassie
Galassia ellittica
M 87
Assorbimenti stellari
Esempi di spettri di galassie
Galassia spirale, tipo Sa
Righe di emissione da
regioni di formazione
stellare
M 96
Assorbimenti stellari
Esempi di spettri di galassie
Galassia spirale, tipo Sc
Righe di emissione da
regioni di formazione
stellare
M 100
