QUASAR

Ciao Paolo ecco il risultato della risposta strumentale che ho elaborato,mi sembra valida,
dimmi tu,domande ne ho solo che devo "allinearle"

Domande:
1) Queste operazioni sono valide e standard per estrarre tutti i profili delle stelle, qualsiasi esse siano?

2) Quanto tempo di filmato/foto bisogna riprendere per avere uno spettro adeguato?

3)Profilo in lunghezza d'onda è quello che noi vediamo in riferimento alla stella , profilo in risposta strumentale è il risultato tra quello che vediamo e quello catturato/elaborato?
Quindi quello finale.

4)Cosa mi conviene riprendere per ora ,cioè che tipo di stelle prendo di mira per fare pratica?
Per ora ho solo queste,poi se me me ne vengono altre chiedo...

Una considerazione:hai fatto un lavoro straordinario,semplice e facile da capire,perché a tempo perso non lo sistemi un pochino e ne fai un tutorial? credo che molti astrofili te ne saranno grati,io poi sono in debito stratosferico.

Ciao Max, intanto bravissimo per aver portato a termine cosi' rapidamente la fase di correzione della risposta strumentale!

A vedere il raffronto del profilo finale con il profilo di libreria c'e' un piccolo scostamento che bisognerebbe correggere. Questo tipo di problema nasce nella fase di rimozione degli artefatti e nella successiva fase di smoothing con il filtro "Arrotondamento spline".

Ti riporto i tagli che ho fatto nel mio trattamento (questo profilo e' la divisione del profilo calibrato in lunghezza d'onda per lo spettro di libreria):


Considera che per la parte a sinistra ho lavorato dopo aver fatto uno zoom altrimenti si possono commettere errori.

Posso essere piu' preciso se mostri il profilo della divisione prima dei tagli (questo e' il mio):


e quello che mostra i tagli effettuati (in rosso) con il profilo filtrato (in blu), ovvero la curva di risposta strumentale da usare per correggere lo spettro. Ripropongo quello ottenuto durante il mio trattamento:


Provo a rispondere alle tue domande...

1) No, funziona bene solo con le stelle di tipo spettrale A0 o similare. Come dicevo in precedenza, qualunque osservazione spettroscopica si avvale di una ripresa aggiuntiva di una stella che funge da riferimento il cui tipo spettrale e' simile a quello di Sirio. Osservando una stella rossa, non devi usare la procedura vista (non ci sono Balmer visibili e il continuo e' fortemente irregolare) ma semplicemente si utilizza quanto fatto per la stella di riferimento. Lo vedremo in seguito (e' semplicissimo).

2) Dipende dalla luminosita' del soggetto. I filmati vanno bene per soggetti molto luminosi. Se l'intensita' arriva a prendere una buona percentuale della gamma (es. se la saturazione avviene a 12000 ADU e lo spettro a 6000 ADU), il filmato puo' essere anche molto breve. Il problema del segnale scarso ti capitera' con i soggetti decisamente deboli. Per questi ti consiglio di non usare un filmato ma di prendere un certo numero di esposizioni da svariati secondi.

3) La terminologia usata tra gli spettroscopisti e' un po' diversa. Il "profilo spettrale" e' in generale un grafico che mostra come l'intensita' luminosa cambia con la lunghezza d'onda. Il profilo ha principalmente tre "stadi evolutivi" nelle nostre lavorazioni:

- non calibrato in lunghezza d'onda: l'asse delle ascisse riporta la coordinata X (il pixel del frame).

- calibrato in lunghezza d'onda: l'asse delle ascisse riporta la lunghezza d'onda (grazie alle operazioni che abbiamo visto, svolte con le righe di Balmer)

- calibrato in lunghezza d'onda e corretto per la risposta strumentale: il profilo finale di alta qualita'. Abbiamo corretto la distorsione del continuo grazie alla curva di risposta strumentale. Questa ci mostra quanto e' sensibile la nostra strumentazione ai vari colori. Come puoi vedere dal grafico sopra, nella parte blu dello spettro la sensibilita' e' piu' bassa (normale con le nostre camere digitali). La curva di risposta e' un prodotto intermedio della nostra lavorazione che rimane "nascosto".

4) Fai pratica con le piu' luminose e inserisce se puoi qualche stella piu' fredda (arancione o rossa). Mi raccomando, pero', prendi anche una stella di tipo spettrale A0V (simile a Sirio) nella stessa serata, servira' per fare la calibrazione e correggere per la risposta strumentale. Fondamentale che adesso includi anche l'ordine zero! Se vuoi una grande sorpresa, punta lo strumento verso gamma Cassiopeiae (centro costellazione).

Chiedi tranquillamente tutto quello che ti viene in mente. Ti ringrazio per l'apprezzamento, un tutorial sarebbe comodo ma il forum secondo me e' quanto di meglio ci sia per scambiare le esperienze e apprendere con la massima rapidita'.

Paolo

Ciao Paolo eccolo ma non riesco a togliere quello della libreria

ho ricominciato ecco il secondo

E questo è profilo finale 2,ho rifatto tutta la procedura,non fa mai male,e tagliato con più precisione i picchi.

Grande Max, congratulazioni vivissime!

Il tuo profilo adesso e' calibrato in lunghezza d'onda e corretto per la risposta strumentale (per essere piu' precisi, in buona parte e' corretto anche per la trasmissione atmosferica). E' diventato un profilo confrontabile e questo e' un grandissimo valore aggiunto.

Credo che a questo punto sia interessante interpretare, a livello mooolto di base, il grafico ottenuto. Secondo me osservazione e comprensione dovrebbero sempre progredire assieme, altrimenti la nostra attivita' finisce per essere noiosa (e termina prematuramente).

Riprendo uno degli schemi piu' famosi della spettroscopia, usato per illustrare le tre leggi di Kirchoff. Esse mostrano come interagisce la luce con la materia.


Lo spettro della lampadina, da sola, produce uno spettro senza righe (in alto a sinistra nello schema). Parliamo di una lampada a incandescenza (tungsteno, alogena o similare), dove il filamento (definito un corpo solido nella legge), portato ad alta temperatura, emette una radiazione composta da tutte le lunghezze d'onda. L'intensita' dello spettro "continuo" varia a seconda della temperatura. Lo stesso vale per le stelle, dove la parte emittente e' il gas in uno stato di alta densita'. Nel visibile, con temperature relativamente basse predominano le lunghezze d'onda maggiori (la luce ha un alto contenuto di rosso, es. Betelgeuse) mentre con temperature piu' alte (es. Sirio) la luce predominante e' quella blu.

Quanto detto riguarda il continuo, cioe' la parte del profilo spettrale che vediamo tra le righe di uno spettro stellare. Appunto... perche' le righe? Nello schema sopra la luce della lampadina, prima di arrivare allo spettrografo, attraversa anche un gas poco denso che si trova ad una temperatura relativamente bassa. Lo spettro risultante e' analogo al precedente al quale sono pero' sovrapposte un certo numero di righe di assorbimento. Le righe sono sono in pratica dei "blocchi" alla luce che si trova ad una precisa lunghezza d'onda. Quali lunghezze d'onda e con che intensita' la luce e' localmente bloccata (le righe possono essere piu' o meno profonde) dipende dagli elementi presenti nel gas e dallo stato fisico (del gas). Il gas e' quindi "sensibile" a determinate lunghezze d'onda, per le quali e' in grado di assorbire i fotoni provenienti dalla sorgente e dirigerli in una direzione diversa da quella in cui si trova l'osservatore oppure di convertirli in un'altra forma di energia.

Il caso schematizzato vede la lampadina e la nube di gas posta tra essa e l'osservatore. Nel caso di una stella, al posto della lampadina abbiamo i gas densi. La funzione della "nuvoletta" e' invece svolta dalla sua atmosfera. Gli strati esterni della stella hanno infatti analoghe caratteristiche: sono meno densi ed hanno una temperatura inferiore rispetto agli strati sottostanti. E' proprio in questa zona che ha sede il "filtro selettivo" che ha originato le righe di assorbimento visibili nel tuo spettro.

Perche' quelle della serie di Balmer e non altre? C'e' tanto idrogeno nell'atmosfera stellare e lo stato fisico del gas (nello specifico temperatura e densita') e' ideale, cioe' massimizza il processo di assorbimento dei fotoni. Nota che serve la combinazione di entrambe le condizioni: presenza di idrogeno e particolare stato fisico del gas. Non vedresti le righe della serie di Balmer con un'atmosfera stellare piena di idrogeno ma che si trova ad una temperatura non adeguata. Per lo stesso motivo, nello spettro di Sirio non vedi numerose righe di altri elementi che, pur essendo presenti, non manifestano effetti perche' il gas si trova ad una temperatura non ideale per attivare il processo.

Per concludere, una nota sul continuo. Nel tuo spettro segue quello di una stella la cui fotosfera si trova sui 10000 gradi Kelvin circa. A tale temperatura la stella ci appare ad occhio di colore bianco-azzurra. E' normale dunque vedere il profilo salire verso la parte blu dello spettro. Se tu avessi osservato una stella ancora piu' calda, la pendenza del profilo sarebbe stata maggiore. Una stella piu' fredda, ad esempio arancione, mostra invece il profilo che sale verso la parte rossa. Avrai modo di verificarlo in pratica!

Paolo

Ancora grazie mille Paolo per la tua disponibilità,stasera vado a caccia di spettri
poi ti illustrerò il risultato.