EW = Equivalent Width
da marcoleo » 20 dic 2011, 11:22
Ciao a tutti,
volevo condividere con voi qualcosa che ho imparato durante gli ultimi mesi: la misura della EW (Equivalent width).
La Equivalent Width di una linea spettrale è definita come l’area sottesa da un rettangolo che rappresenta l’integrale della curva spettrale esaminata.
Si noti che un lato del rettangolo coincide con il continuum spettrale normalizzato a 1.
Una conseguenza della definizione di EW è che le linee di assorbimento danno EW positive, mentre le linee di emissione danno una EW negativa.
La EW quindi può essere utilizzata come misura della “forza” di una determinata caratteristica spettrale.
Per esempio dalla comparazione della EW di due stelle Be Stars possiamo dedurre la forza della emissione a parità di lunghezza d’onda esaminata. Per esempio nella foto qui sotto:
potete vedere l’emissione di H alpha di kap Dra e gam Cas e a fianco il computo della EW eseguito dopo aver normalizzato lo spettro (continuum I = 1) ed con il comando di Vspec :
comp l lambda 1 lambda 2
dove in questo caso specifico lambda 1 = 6548 e lambda 2 = 6578.
E’ importante eseguire la misura utilizzando sempre lo stesso range per poter eseguire poi delle comparazioni consistenti, o sullo stesso oggetto o tra oggetto diversi.
Nel caso specifico kap Dra in H alpha ha un EW = - 16.65
mentre gam Cas sempre in H alpha ha un EW = - 31.88
praticamente la forza di emissione di gam Cas in H alpha è circa il doppio di kap Dra.
Da Agosto sto monitorando kap Dra ed ottengo sempre valori di EW che oscillano da -15 a -17 : oscillazioni più dovute ad errore di misura (elevazione, seeing, mia incompetenza, etc.) che a cambiamenti della stella.
Ci sono stelle variabili che subiscono cambi nella EW repentine (nel giro di qualche settimana) passano da EW positive a negative, oppure altri oggetti come le stelle doppie che oltre a mostrare visivamente sullo spettro un doppio picco in H alpha, con conseguente red e blue shift danno misure di EW diverse in funzione del momento orbitale di una stella rispetto all’altra (esempio zeta Tauri).
La misura della EW permette quindi di poter misurare direttamente sullo spettro le variazioni tipiche delle stelle variabili che chiaramente presentano variazioni sullo spettro . Questo fatto mi ha colpito tantissimo, soprattutto in considerazioni del fatto che noi amatori possiamo realizzare delle misure di questo tipo dal nostro balcone di casa. Chiaramente con umiltà e senza montarsi la testa, e cercando quando possibile di chiedere consigli ad amatori più avanzati o a professionisti. Esiste in internet una discreta letteratura +/- comprensibile sull'argomento.
Infine è giusto dire che esistono diversi sofwtare che permettono di eseguire questa misura della EW, io utilizzo VSpec che oltre alla funzione di comando, sopra scritta, presenta anche una scelta più diretta tra diversi tipi di misura di EW all'interno della finestra Spectrometry. Qui sotto vi elenco delle misure realizzate su un altro spettro di kap Dra che avevo preso in Settembre e realizzate con diversi sofwtare, incluse tutte le funzioni disponibile su VSpec:
1. SpcAud’ACE (V2.10) command spc_ew kapdra 6548 6578 6 n 0 = -16.28
2. VSpec (V4.0.0) console command: Comp l 6548 6578 gives EW = -15.9
3. VSpec (V4.0.0) option EW lin fit = -15.905
4. VSpec (V4.0.0) option EW cst fit = -15.908
5. VSpec (V4.0.0) option EW cst 1 = -16.285
6. ISIS (V3.3.1) EW = -16.28
7. SPLAT (V3.9-6) Quick fit EW = -16.3
potete notare che più o meno il valore è sempre lo stesso. Tra amatori esperti esiste un intenso dibattito sul computo a I=1 del continuum: è chiaro che in funzione di dove e come (algoritmo) si normalizza ad 1 può cambiare il valore di EW.
Spero di aver condiviso la mia esperienza in modo chiaro e chiedo scusa se così non è stato. Vi terrò aggiornati man mano che imparo qualcosa di nuovo sull'argomento. E se c'è qualcuno esperto in materia che legge che desdera aggiungere o correggere le mie considerazioni: è il benvenuto.
A presto,
Marco
volevo condividere con voi qualcosa che ho imparato durante gli ultimi mesi: la misura della EW (Equivalent width).
La Equivalent Width di una linea spettrale è definita come l’area sottesa da un rettangolo che rappresenta l’integrale della curva spettrale esaminata.
Si noti che un lato del rettangolo coincide con il continuum spettrale normalizzato a 1.
Una conseguenza della definizione di EW è che le linee di assorbimento danno EW positive, mentre le linee di emissione danno una EW negativa.
La EW quindi può essere utilizzata come misura della “forza” di una determinata caratteristica spettrale.
Per esempio dalla comparazione della EW di due stelle Be Stars possiamo dedurre la forza della emissione a parità di lunghezza d’onda esaminata. Per esempio nella foto qui sotto:
potete vedere l’emissione di H alpha di kap Dra e gam Cas e a fianco il computo della EW eseguito dopo aver normalizzato lo spettro (continuum I = 1) ed con il comando di Vspec :
comp l lambda 1 lambda 2
dove in questo caso specifico lambda 1 = 6548 e lambda 2 = 6578.
E’ importante eseguire la misura utilizzando sempre lo stesso range per poter eseguire poi delle comparazioni consistenti, o sullo stesso oggetto o tra oggetto diversi.
Nel caso specifico kap Dra in H alpha ha un EW = - 16.65
mentre gam Cas sempre in H alpha ha un EW = - 31.88
praticamente la forza di emissione di gam Cas in H alpha è circa il doppio di kap Dra.
Da Agosto sto monitorando kap Dra ed ottengo sempre valori di EW che oscillano da -15 a -17 : oscillazioni più dovute ad errore di misura (elevazione, seeing, mia incompetenza, etc.) che a cambiamenti della stella.
Ci sono stelle variabili che subiscono cambi nella EW repentine (nel giro di qualche settimana) passano da EW positive a negative, oppure altri oggetti come le stelle doppie che oltre a mostrare visivamente sullo spettro un doppio picco in H alpha, con conseguente red e blue shift danno misure di EW diverse in funzione del momento orbitale di una stella rispetto all’altra (esempio zeta Tauri).
La misura della EW permette quindi di poter misurare direttamente sullo spettro le variazioni tipiche delle stelle variabili che chiaramente presentano variazioni sullo spettro . Questo fatto mi ha colpito tantissimo, soprattutto in considerazioni del fatto che noi amatori possiamo realizzare delle misure di questo tipo dal nostro balcone di casa. Chiaramente con umiltà e senza montarsi la testa, e cercando quando possibile di chiedere consigli ad amatori più avanzati o a professionisti. Esiste in internet una discreta letteratura +/- comprensibile sull'argomento.
Infine è giusto dire che esistono diversi sofwtare che permettono di eseguire questa misura della EW, io utilizzo VSpec che oltre alla funzione di comando, sopra scritta, presenta anche una scelta più diretta tra diversi tipi di misura di EW all'interno della finestra Spectrometry. Qui sotto vi elenco delle misure realizzate su un altro spettro di kap Dra che avevo preso in Settembre e realizzate con diversi sofwtare, incluse tutte le funzioni disponibile su VSpec:
1. SpcAud’ACE (V2.10) command spc_ew kapdra 6548 6578 6 n 0 = -16.28
2. VSpec (V4.0.0) console command: Comp l 6548 6578 gives EW = -15.9
3. VSpec (V4.0.0) option EW lin fit = -15.905
4. VSpec (V4.0.0) option EW cst fit = -15.908
5. VSpec (V4.0.0) option EW cst 1 = -16.285
6. ISIS (V3.3.1) EW = -16.28
7. SPLAT (V3.9-6) Quick fit EW = -16.3
potete notare che più o meno il valore è sempre lo stesso. Tra amatori esperti esiste un intenso dibattito sul computo a I=1 del continuum: è chiaro che in funzione di dove e come (algoritmo) si normalizza ad 1 può cambiare il valore di EW.
Spero di aver condiviso la mia esperienza in modo chiaro e chiedo scusa se così non è stato. Vi terrò aggiornati man mano che imparo qualcosa di nuovo sull'argomento. E se c'è qualcuno esperto in materia che legge che desdera aggiungere o correggere le mie considerazioni: è il benvenuto.
A presto,
Marco
- marcoleo
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- Messaggi: 298
- Iscritto il: 16 apr 2011, 23:07
da Paolo » 21 dic 2011, 0:44
Urca che report... grazie Marco per questo dettagliato contributo. Vedo che hai preso di petto la questione utilizzando anche Spc'Audace, ISIS e SPLAT. Faticoso, ma cosi' si deve fare... Su questi argomenti tecnici le chiacchiere, come si dice, stanno a zero ed e' corretto far parlare i numeri. Sperimentare, sperimentare...
Spesso si parla di righe di emissione o di assorbimento, piu' o meno allargate, piu' o meno profonde. In effetti quanto sono "marcate" (concorso di larghezza e profondita') viene ben quantificato dalla EW. Conoscere questo parametro sarebbe stato ad esempio molto utile quando, tempo fa, cercavo di prendere lo spettro della nova nana in Draco (poi riconosciuta se non erro come variabile eruttiva). Erroneamente mi aspettavo una forte emissione della riga h-alfa (pensavo ad una nova classica) e, essendo lo spettro di una sola subposa senza evidenti emissioni, pensavo di aver sbagliato target. In pratica ho preso lo spettro di tutte le stelline nei pressi del target che, ovviamente, non mostravano nulla di speciale. Il target era molto debole ed aveva realmente una emissione, ma con una EW molto piccola, tanto da risultare confusa nel rumore in un solo frame. Solamente sommando una serie di subpose e' saltata fuori. Se ero preventivamente a conoscenza della "forza" di questa riga puntavo subito a massimizzare il segnale e almeno non perdevo tempo con le altre stelle...
Questo e' lo spettro in cui si nota la debole emissione:
http://quasar.teoth.it/html/varie/Nova_dra_20110909.jpg
La sua EW vale circa -5.6
Un altro esempio che fa riferimento a quanto detto da Marco a proposito dell'evoluzione della larghezza equivalente nel corso di un orbita di un sistema binario puo' essere questo grafico relativo alla stella beta lyrae (dall'articolo in home page):
http://quasar.teoth.it/images/stories/Work/ew.gif
Il profilo dell'emissione/assorbimento si stravolge durante un ciclo impattando sulla EW misurata.
Ciao ciao
Paolo
Spesso si parla di righe di emissione o di assorbimento, piu' o meno allargate, piu' o meno profonde. In effetti quanto sono "marcate" (concorso di larghezza e profondita') viene ben quantificato dalla EW. Conoscere questo parametro sarebbe stato ad esempio molto utile quando, tempo fa, cercavo di prendere lo spettro della nova nana in Draco (poi riconosciuta se non erro come variabile eruttiva). Erroneamente mi aspettavo una forte emissione della riga h-alfa (pensavo ad una nova classica) e, essendo lo spettro di una sola subposa senza evidenti emissioni, pensavo di aver sbagliato target. In pratica ho preso lo spettro di tutte le stelline nei pressi del target che, ovviamente, non mostravano nulla di speciale. Il target era molto debole ed aveva realmente una emissione, ma con una EW molto piccola, tanto da risultare confusa nel rumore in un solo frame. Solamente sommando una serie di subpose e' saltata fuori. Se ero preventivamente a conoscenza della "forza" di questa riga puntavo subito a massimizzare il segnale e almeno non perdevo tempo con le altre stelle...
Questo e' lo spettro in cui si nota la debole emissione:
http://quasar.teoth.it/html/varie/Nova_dra_20110909.jpg
La sua EW vale circa -5.6
Un altro esempio che fa riferimento a quanto detto da Marco a proposito dell'evoluzione della larghezza equivalente nel corso di un orbita di un sistema binario puo' essere questo grafico relativo alla stella beta lyrae (dall'articolo in home page):
http://quasar.teoth.it/images/stories/Work/ew.gif
Il profilo dell'emissione/assorbimento si stravolge durante un ciclo impattando sulla EW misurata.
Ciao ciao
Paolo
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