ISIS & Star Analyser 100, primi passi...
da Paolo » 7 gen 2013, 1:31
Grazie Emanuele! Scusate per la lunga pausa, il tempo e' sempre tiranno...
Dunque proseguiamo con l'estrazione del profilo grezzo. Gli spettri che ho fornito sono stati presi con la CCD SXV-H9 che ha la dimensione orizzontale del pixel pari a 6.45 micron. E' mandatorio mettere questo valore nella casella Pixel size (microns) prima di proseguire. Il valore restera' memorizzato in ISIS fino a che non si cambia nuovamente, quindi non dovete piu' preoccuparvi in questo tutorial ma fate attenzione (provvedete ad aggiornarlo) se usate spettri prodotti con sensori differenti. Con la dimensione orizzontale del pixel ISIS effettua una stima della dispersione spettrale (in Angstrom/pixel). Siccome questo parametro viene usato per "ritrovare" le righe di calibrazione lungo lo spettro, se si inserisce un valore sbagliato ISIS puo' dare risultati imprevedibili oppure puo' bloccarsi durante il processo per dati incongruenti.
La videata "2. General" deve essere quindi integrata con la dimensione del pixel e nel campo Object (casella verde) va messo il nome del target (riconoscibile dai software tipo Cartes du Ciel o sistemi web come il Simbad), nel nostro caso mettete "vega" ma va bene anche "alpha lyr", "alp lyr", "alp_lyr", ecc. Potete scrivere anche "pippo" ma poi non lamentatevi se ISIS non porta a termine qualche calcolo ausiliario! Nessuna spunta, per adesso, sulla fila verticale di checkbox evidenziata a parte "Fixed Y...". Selezionate le varie opzioni come nella seguente videata. Vedremo in seguito quando queste funzionalita' saranno utili (in alcuni casi mandatorie).
Premere il pulsante Next in alto a destra. Si passa alla videata "3. Calibration":
E' visualizzato lo spettro del frame Vega-1. Nelle varie videate io mantengo il formato della finestra compatto ma se volete massimizzate la finestra. Lo spettro sara' visibile nella sua interezza. Altrimenti muovete i cursori per centrarlo meglio.
Lo spettro e' inclinato (altrimenti era troppo facile!). Fate una selezione di questo tipo con il mouse e premete il pulsante "Tilt". Il campo Tilt Angle viene compilato con il valore in gradi sessagesimali, l'angolo di cui deve essere ruotato lo spettro per trovarsi perfettamente orizzontale nel frame.
Adesso bisogna dire a ISIS dove si trova esattamente lo spettro (Spectrum vertical coordinate) per poter detrarre la luminosita' di fondo cielo (e l'offset in questo caso che non prevede l'uso di bias/dark) ed effettuare i conteggi del flusso luminoso. Attivare il checkbox "Graticule" e premere il pulsante "Binning zone adjustment". Impostare l'opzione 1 e chiudere. A questo punto occorre trovare la sua posizione sull'asse Y del frame.
Primo grande problema: l'area preposta all'estrazione dello spettro e' una fascia orizzontale ma lo spettro e' inclinato, quale valore mettere? Se l'asse di dispersione fosse stato perfettamente orizzontale non ci sarebbero stati dubbi sulla sua coordinata Y. L'avremmo rilevata portando il cursore del mouse su un punto qualsiasi dello spettro leggendo il valore Y sulla destra della finestra. Alternativamente facendo doppio click sempre su un punto lungo lo spettro (il campo "Spectrum vertical coordinate" si compila automaticamente). Ma in questo caso, con lo spettro inclinato, dove mettere il riferimento? Non preoccupatevene e in questa prima girata fate doppio click sull'immagine di ordine zero (stiamo dicendo a ISIS che lo spettro si trova alla coordinata Y 197 (cosa tutta da verificare). La seguente videata riassume le cose dette (notare le spunte sulle varie opzioni):
Avete notato la griglia che compare nel frame:
- linea rossa tratteggiata: asse orizzontale che deve coincidere con quello della dispersione spettrale (taglia lo spettro esattamente al centro)
- linee celesti continue: delimitano la zona in cui fare i conteggi di flusso luminoso per colonna (la cosiddetta fase di binning). E' qui che ISIS si aspetta di trovare lo spettro del target.
- linee verdi tratteggiate sopra e sotto lo spettro. Rappresentano i limiti di due fasce, sopra e sotto lo spettro, in cui deve esserci solo il fondo cielo! Nessuna stella di campo o spettri. Anche qui viene effettuato un conteggio, piu' esattamente il valore medio del livello di fondo cielo. Un valore che verra' sottratto a tutti i pixel del frame prima di effettuare l'estrazione.
Nel nostro esempio nella fascia superiore non c'e' il fondo cielo ma addirittura lo spettro di Vega! Non ci fate caso e passate al TAB "4. Go".
Qui c'e' poco da dire... premete Go!
Dovreste vedere un log simile a questo sopra. In pratica ISIS carica le quattro immagini, effettua la somma, corregge l'inclinazione, sottrae il fondo cielo ed estrae il profilo non calibrato.
Dopo il Go, per vedere il profilo estratto premete il pulsante in basso a sinistra "Display profile" (oppure andare sulla TAB "5. Profile").
Si... abbiamo creato un mostro!
L'ordine zero e' "negativo", lo spettro pure, non si vedono le righe di assorbimento della serie di Balmer, un vero disastro... Tutto nasce dal fatto che non sapevamo a che coordinata Y collocare lo spettro visto che e' inclinato ed abbiamo considerato quella dell'ordine zero.
ISIS ha pero' ruotato e reso orizzontale i quattro spettri prima di fare l'estrazione ma dove ha messo il risultato? Tranquilli, e' disponibile ed e' su questo che va identificata con precisione la coordinata verticale.
Tornate sulla TAB "4. Go" e premete il pulsante in basso a sinistra "Display image". Nota: ISIS crea il file fit risultante, sui cui lavora per l'estrazione del profilo, nella cartella di lavoro. Il nome di questo file in formato fit e' quello che nella finestra "2. General" e' nel campo Object (fondo verde), preceduto dal carattere "_" (se qui avete inserito "pippo" il nome sara' "_pippo").
Ecco cosa viene fuori:
Si vede subito da dove deriva il disastro! La zona compresa tra le due linee continue celesti (dove doveva trovarsi lo spettro) e' persa nel fondo cielo! E' bene sapere che se invece di selezionare la coordinata Y dell'ordine zero (Y=197) aveste scelto un punto qualsiasi lungo lo spettro inclinato sarebbe andata meglio. Ma comunque non e' detto che avreste centrato l'asse spettrale con precisione. Ho voluto commettere un errore grossolano per mostrarne gli effetti.
Vi consiglio sempre di ripassare per questo controllo, anche con spettri poco inclinati. La precisione e' fondamentale se nel campo ci sono tante stelle che potrebbero entrare nell'area di estrazione creando finte righe di emissione (oppure nell'area di fondo cielo).
Facciamo ora doppio click su un punto dello spettro orizzontale per mettere la griglia esattamente centrata sull'asse della dispersione.
Di nuovo Go! Attendere la fine del processo. Spostarsi sulla TAB "5. Profile" e premere il pulsante "Display". Attenzione, se non premete "Display" vedete sempre lo spettro estratto precedentemente! Fate attenzione che sia selezionata la spunta su "Automatic threshold".
Questo e' indubbiamente un profilo piu' bello!
Riconosciamo da sinistra l'ordine zero come riga di emissione, poi un vuoto nelle lunghezze d'onda in cui non c'e' segnale luminoso (per sorgente, atmosfera, vetri sul percorso ottico e sensore) ed infine la parte che ci interessa: il fatidico spettro con le caratteristiche righe di assorbimento della serie di Balmer dell'idrogeno. Come con la grappa, butteremo la testa e la coda di questo profilo, lasciando solo la "gobba di dromedario" ovvero la parte che viene definita "spettro ottico", un range che si estende un pochino oltre (UV e IR) quello percepibile dall'occhio umano.
Il profilo non e' calibrato, ma solo per adesso!
Al solito fate sapere le vostre impressioni. Se qualcosa non e' chiaro o se avete avuto problemi durante il processo di elaborazione. Segnalatemi anche se ho commesso errori.
Ciao ciao
Paolo
Dunque proseguiamo con l'estrazione del profilo grezzo. Gli spettri che ho fornito sono stati presi con la CCD SXV-H9 che ha la dimensione orizzontale del pixel pari a 6.45 micron. E' mandatorio mettere questo valore nella casella Pixel size (microns) prima di proseguire. Il valore restera' memorizzato in ISIS fino a che non si cambia nuovamente, quindi non dovete piu' preoccuparvi in questo tutorial ma fate attenzione (provvedete ad aggiornarlo) se usate spettri prodotti con sensori differenti. Con la dimensione orizzontale del pixel ISIS effettua una stima della dispersione spettrale (in Angstrom/pixel). Siccome questo parametro viene usato per "ritrovare" le righe di calibrazione lungo lo spettro, se si inserisce un valore sbagliato ISIS puo' dare risultati imprevedibili oppure puo' bloccarsi durante il processo per dati incongruenti.
La videata "2. General" deve essere quindi integrata con la dimensione del pixel e nel campo Object (casella verde) va messo il nome del target (riconoscibile dai software tipo Cartes du Ciel o sistemi web come il Simbad), nel nostro caso mettete "vega" ma va bene anche "alpha lyr", "alp lyr", "alp_lyr", ecc. Potete scrivere anche "pippo" ma poi non lamentatevi se ISIS non porta a termine qualche calcolo ausiliario! Nessuna spunta, per adesso, sulla fila verticale di checkbox evidenziata a parte "Fixed Y...". Selezionate le varie opzioni come nella seguente videata. Vedremo in seguito quando queste funzionalita' saranno utili (in alcuni casi mandatorie).
Premere il pulsante Next in alto a destra. Si passa alla videata "3. Calibration":
E' visualizzato lo spettro del frame Vega-1. Nelle varie videate io mantengo il formato della finestra compatto ma se volete massimizzate la finestra. Lo spettro sara' visibile nella sua interezza. Altrimenti muovete i cursori per centrarlo meglio.
Lo spettro e' inclinato (altrimenti era troppo facile!). Fate una selezione di questo tipo con il mouse e premete il pulsante "Tilt". Il campo Tilt Angle viene compilato con il valore in gradi sessagesimali, l'angolo di cui deve essere ruotato lo spettro per trovarsi perfettamente orizzontale nel frame.
Adesso bisogna dire a ISIS dove si trova esattamente lo spettro (Spectrum vertical coordinate) per poter detrarre la luminosita' di fondo cielo (e l'offset in questo caso che non prevede l'uso di bias/dark) ed effettuare i conteggi del flusso luminoso. Attivare il checkbox "Graticule" e premere il pulsante "Binning zone adjustment". Impostare l'opzione 1 e chiudere. A questo punto occorre trovare la sua posizione sull'asse Y del frame.
Primo grande problema: l'area preposta all'estrazione dello spettro e' una fascia orizzontale ma lo spettro e' inclinato, quale valore mettere? Se l'asse di dispersione fosse stato perfettamente orizzontale non ci sarebbero stati dubbi sulla sua coordinata Y. L'avremmo rilevata portando il cursore del mouse su un punto qualsiasi dello spettro leggendo il valore Y sulla destra della finestra. Alternativamente facendo doppio click sempre su un punto lungo lo spettro (il campo "Spectrum vertical coordinate" si compila automaticamente). Ma in questo caso, con lo spettro inclinato, dove mettere il riferimento? Non preoccupatevene e in questa prima girata fate doppio click sull'immagine di ordine zero (stiamo dicendo a ISIS che lo spettro si trova alla coordinata Y 197 (cosa tutta da verificare). La seguente videata riassume le cose dette (notare le spunte sulle varie opzioni):
Avete notato la griglia che compare nel frame:
- linea rossa tratteggiata: asse orizzontale che deve coincidere con quello della dispersione spettrale (taglia lo spettro esattamente al centro)
- linee celesti continue: delimitano la zona in cui fare i conteggi di flusso luminoso per colonna (la cosiddetta fase di binning). E' qui che ISIS si aspetta di trovare lo spettro del target.
- linee verdi tratteggiate sopra e sotto lo spettro. Rappresentano i limiti di due fasce, sopra e sotto lo spettro, in cui deve esserci solo il fondo cielo! Nessuna stella di campo o spettri. Anche qui viene effettuato un conteggio, piu' esattamente il valore medio del livello di fondo cielo. Un valore che verra' sottratto a tutti i pixel del frame prima di effettuare l'estrazione.
Nel nostro esempio nella fascia superiore non c'e' il fondo cielo ma addirittura lo spettro di Vega! Non ci fate caso e passate al TAB "4. Go".
Qui c'e' poco da dire... premete Go!
Dovreste vedere un log simile a questo sopra. In pratica ISIS carica le quattro immagini, effettua la somma, corregge l'inclinazione, sottrae il fondo cielo ed estrae il profilo non calibrato.
Dopo il Go, per vedere il profilo estratto premete il pulsante in basso a sinistra "Display profile" (oppure andare sulla TAB "5. Profile").
Si... abbiamo creato un mostro!
L'ordine zero e' "negativo", lo spettro pure, non si vedono le righe di assorbimento della serie di Balmer, un vero disastro... Tutto nasce dal fatto che non sapevamo a che coordinata Y collocare lo spettro visto che e' inclinato ed abbiamo considerato quella dell'ordine zero.
ISIS ha pero' ruotato e reso orizzontale i quattro spettri prima di fare l'estrazione ma dove ha messo il risultato? Tranquilli, e' disponibile ed e' su questo che va identificata con precisione la coordinata verticale.
Tornate sulla TAB "4. Go" e premete il pulsante in basso a sinistra "Display image". Nota: ISIS crea il file fit risultante, sui cui lavora per l'estrazione del profilo, nella cartella di lavoro. Il nome di questo file in formato fit e' quello che nella finestra "2. General" e' nel campo Object (fondo verde), preceduto dal carattere "_" (se qui avete inserito "pippo" il nome sara' "_pippo").
Ecco cosa viene fuori:
Si vede subito da dove deriva il disastro! La zona compresa tra le due linee continue celesti (dove doveva trovarsi lo spettro) e' persa nel fondo cielo! E' bene sapere che se invece di selezionare la coordinata Y dell'ordine zero (Y=197) aveste scelto un punto qualsiasi lungo lo spettro inclinato sarebbe andata meglio. Ma comunque non e' detto che avreste centrato l'asse spettrale con precisione. Ho voluto commettere un errore grossolano per mostrarne gli effetti.
Vi consiglio sempre di ripassare per questo controllo, anche con spettri poco inclinati. La precisione e' fondamentale se nel campo ci sono tante stelle che potrebbero entrare nell'area di estrazione creando finte righe di emissione (oppure nell'area di fondo cielo).
Facciamo ora doppio click su un punto dello spettro orizzontale per mettere la griglia esattamente centrata sull'asse della dispersione.
Di nuovo Go! Attendere la fine del processo. Spostarsi sulla TAB "5. Profile" e premere il pulsante "Display". Attenzione, se non premete "Display" vedete sempre lo spettro estratto precedentemente! Fate attenzione che sia selezionata la spunta su "Automatic threshold".
Questo e' indubbiamente un profilo piu' bello!
Riconosciamo da sinistra l'ordine zero come riga di emissione, poi un vuoto nelle lunghezze d'onda in cui non c'e' segnale luminoso (per sorgente, atmosfera, vetri sul percorso ottico e sensore) ed infine la parte che ci interessa: il fatidico spettro con le caratteristiche righe di assorbimento della serie di Balmer dell'idrogeno. Come con la grappa, butteremo la testa e la coda di questo profilo, lasciando solo la "gobba di dromedario" ovvero la parte che viene definita "spettro ottico", un range che si estende un pochino oltre (UV e IR) quello percepibile dall'occhio umano.Il profilo non e' calibrato, ma solo per adesso!
Al solito fate sapere le vostre impressioni. Se qualcosa non e' chiaro o se avete avuto problemi durante il processo di elaborazione. Segnalatemi anche se ho commesso errori.
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Paolo
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da Paolo » 10 gen 2013, 1:49
Ottimo Emanuele! Grazie per aver sottolineato la spunta nel "Binning zone adjustment". Non sono cose banali! Se magari non si legge tutto (topic un po' pesantino) o si non confronta esattamente la propria con le varie videate, e' facile avere intoppi...
Domani proseguiamo con le calibrazioni.
Ciao ciao
Paolo
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Paolo
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da Paolo » 10 gen 2013, 18:41
Passiamo dunque alla calibrazione del profilo in lunghezza d'onda. Spostando il cursore nell'area del profilo, nella casella "Wavelength" in basso a sinistra viene visualizzata la coordinata X del frame (non e' quindi un valore di lunghezza d'onda).
La calibrazione consiste nel mettere in relazione la coordinata x del frame con la lunghezza d'onda in modo coerente con lo spettro. Ci serviremo quindi di una funzione lambda = f(x) che puo' essere lineare o meno.
Se ci divertiamo a mettere in un grafico la coordinata x nelle ascisse e nelle ordinate la corrispondente lunghezza d'onda delle caratteristiche spettrali note (servendoci di stelle, lampade di calibrazione o altro), vedremo molto probabilmente una serie di punti che giacciono su una retta. E' il motivo per cui una relazione lineare tra x e lambda puo' essere accettabile. Il grafico tuttavia non permette di apprezzare ad occhio le discrepanze piu' piccole. Procendendo in modo analitico si scopre che queste differenze non sono casuali ma seguono un andamento tale da essere fortemente ridotte considerando una funzione di tipo polinomiale. Non stiamo qui ad entrare in dettaglio, e' importante sapere che ISIS permette entrambe le soluzioni. La relazione polinomiale e' piu' precisa ma quella lineare ha dei vantaggi e permette una calibrazione sufficientemente precisa per molti scopi.
Se volete approfondire un po' l'argomento date un'occhiata a questo topic:
viewtopic.php?f=22&t=2623
Vedremo entrambe le funzioni ma iniziamo con quella di tipo lineare.
Siccome dobbiamo selezionare delle righe spettrali, per ragioni pratiche allarghiamo leggermente la visualizzazione del profilo selezionando x 1.00 con il comando in alto a destra:
Useremo come riferimento per la calibrazione lineare due righe: quella di assorbimento dell'idrogeno beta e l'ordine zero (nel profilo la vistosa emissione sulla sinistra). Sono entrambe contrassegnate nella videata sopra.
Dove trovare la lunghezza d'onda dell'h-beta? Con ISIS e' semplice. Vega e' una stella di tipo spettrale A0V il cui spettro e' dominato dalle righe della serie di Balmer (idrogeno). Nella fila di pulsanti sulla destra premete "Database" e poi "Balmer":
Visualizzerete un profilo relativo ad una stella dello stesso tipo dove sono riportati i valori di lambda di ogni riga spettrale: L'andamento di questo profilo e' diverso dal nostro a causa della differente risposta ai colori della camera CCD, ma non e' difficile trovare la corrispondenza delle righe e capire che per il nostro assorbimento lambda vale 4861 Angstrom.
Chiudete lo spettro "demo" della serie di Balmer ed entriamo nella fase di calibrazione.
Premete il pulsante "Dispersion", sempre sulla destra della finestra "5. Profile":
In questa videata andremo a riportare le coordinate x delle nostre due caratteristiche spettrali, indicando quali sono le relative lunghezze d'onda. Per prima cosa premere "reset" per pulire l'area dati (ISIS mantiene sempre gli ultimi valori usati).
Ho evidenziato i punti chiave. Bisogna selezionare l'opzione "1st Order", ovvero scegliere la relazione x<->lambda di tipo lineare. Questo tipo di calibrazione ha bisogno di soli due punti di riferimento che saranno l'ordine zero (lambda 0 Angstrom) e la riga H-beta a 4861 A. Fate attenzione al fatto che nel profilo la prima e' equivalente ad una riga di emissione, l'altra e' una riga di assorbimento. Siccome ISIS scegliera' per noi con precisione sub-pixel la posizione x delle due righe, e' fondamentale usare in modo appropriato i due pulsanti di opzione.
Iniziamo con la riga h-beta. Scrivere nella casella di testo Line #1 il valore 4861. Selezionate l'opzione "Absorption lines" e fate attenzione che sia attivata anche l'opzione immediatamente a destra del valore #1 (vedi screenshot). Con il mouse posizionarsi sul profilo appena a sinistra della riga di assorbimento h-beta e fare un doppio click (la riga verticale diventa nera). Spostarsi appena a destra e ripetere il doppio click. Fate attenzione ad includere tutta la parte in assorbimento altrimenti la misura avra' un grande errore.
ISIS calcola il baricentro della riga e inserisce il valore nella casella a destra del lambda.
Dovreste leggere qualcosa di simile a 677.256 (il baricentro si trova tra i pixel 677 e 678). L'opzione sulla destra del numero scende di un livello e si posiziona su Line #2. Qui dobbiamo mettere la lunghezza d'onda dell'ordine zero, ovvero uno zero. Essendo di fatto una riga di emissione, spostare l'opzione su "Emission lines".
Selezionando l'opzione con il tipo sbagliato (ad esempio "Emission" per calcolare la posizione di righe di assorbimento o viceversa), l'errore che si commette e' enorme, fate quindi molta attenzione!
Ripetere la coppia di doppio click ai lati dell'ordine zero. Il valore sara' simile a 68.414.
Premete il pulsante "Compute polynom". Vedrete un breve report in basso nella finestra che al momento non ci interessa. La funzione lineare e' definita. Premete Close.
Tornate su ulla TAB "2. General" e selezionate la spunta Spectral calibration. Verificate che sia selezionata l'opzione "Predefinited dispersion equation".
Fate un rapido controllo nella TAB "3. Calibration" che nel campo relativo alla coordinata X ci sia uno zero (e' fondamentale per la riuscita di questo tipo di calibrazione):
Tornate su Go e lanciate nuovamente il processo. In questa seconda girata ISIS, dopo l'estrazione del profilo, effettua anche la calibrazione. Visualizzate il profilo (ricordate di premere "Display"!).
Il profilo e' molto simile a quanto visto in precedenza, in realta' sulle ascisse ora abbiamo valori di lunghezze d'onda, non piu' la coordinata orizzontale. Se scorrete con il cursore, nella casella "Wavelength" trovate la corrispondente lunghezza d'onda. Verificate subito che nei pressi dell'ordine zero ci siano valori prossimi allo zero e al centro della h-beta un valore prossimo a 4861 A. Se trovate valori che si discostano molto rivedete il processo, puo' darsi che negli step precedenti si sia commesso qualche errore.
La grappa e' quasi pronta. Via la testa e via la coda. Premete il tasto "Crop" che si trova sulla fila di pulsanti sul lato destro della finestra. Digitate nel piccolo form che si apre i valori 3700 in "Wavelength 1" e 7800 in "Wavelength 2". Premete "Applied".
I numeri considerati sono valori limite. Per la parte sinistra (range UV) possiamo dire che oltre non c'e' segnale per cui e' inutile visualizzarne il profilo. A destra invece il segnale e' sempre presente (lo spettro arriva fino al bordo del frame) ma purtroppo c'e' una sovrapposizione del secondo ordine spettrale. Di fatto cio' che vediamo oltre i 7600-7800 A e' in realta' la luce ultravioletta, ovvero l'inizio dello spettro di ordine 2 generato dal reticolo a diffrazione.
Per concludere salviamo il nostro profilo con l'apposito pulsante.
Compare una finestra di testo vuota. Potete mettere qualunque nome ma io vi consiglio di far creare il nome premendo "Construct". ISIS combina il Root name (TAB "2. General") con la data della ripresa estratta dall'header fit. Nel nostro caso il file del profilo si chiamera' "_vega_20110730_994.fit". La ripresa e' stata iniziata il 30 luglio del 2011 alle 23:51 TU (l'ora e' la parte decimale del giorno - 0.994 - moltiplicate per 24).
Passiamo alla visualizzazione di un profilo "esportabile" con Gnuplot. Selezionate la TAB "6 Gnuplot" e riempite i campi nella sezione "Free plot" di ISIS:
Il nome del profilo (senza estensione fit!) e' _vega_20110730_994, potete fare copia/incolla dalla finestra del profilo (casella "Profile name"). Digitate un titolo. Scrivete i limiti di lunghezza d'onda (3700-7800 per comprendere l'intero profilo appena creato) e i valori di intensita' (0.2-4). Nella casella verde il nome del file grafico .png che verra' creato nella cartella di lavoro e che avra' le dimensioni in pixel scritte in Size X e Size Y.
Premete il pulsante "Plot"
Se tutto e' stato installato correttamente, ISIS lancia l'applicativo esterno Gnuplot e gli passa i parametri necessari per il grafico. Questa finestra e' solo temporanea, consideratela un preview. Chiudetela e prelevate, all'interno della cartella di lavoro, il file Vega.png:
Questo e' uno spettro normalizzato (o meglio riscalato) per il range 6650-6750 A, valori che avete immesso in fase di set-up nella TAB "Setting", "Spectral domain for profile scaling". Significa che ISIS ha scalato proporzionalmente tutti i valori in ADU derivanti dai conteggi in fase di binning, in modo che l'intensita' media nel range considerato (6650-6750 ) valga 1. Questa e' un'operazione fondamentale se si vogliono confrontare i profili, sia con i propri che con quelli di altri osservatori (si decide preventivamente quale range usare per la normalizzazione).
Prima di passare alla correzione del profilo per la risposta strumentale (calibrazione delle intensita'), proveremo la calibrazione in lunghezza d'onda mediante polinomio, utilizzando non due ma un numero maggiore di righe spettrali. Molti passaggi elaborativi per giungere al profilo finale sono gli stessi di quanto visto in questo topic, per cui descriveremo solo la fase di generazione del polinomio.
E' tutto per adesso. Al solito sono graditi i vostri commenti e consigli!
Ciao ciao
Paolo
La calibrazione consiste nel mettere in relazione la coordinata x del frame con la lunghezza d'onda in modo coerente con lo spettro. Ci serviremo quindi di una funzione lambda = f(x) che puo' essere lineare o meno.
Se ci divertiamo a mettere in un grafico la coordinata x nelle ascisse e nelle ordinate la corrispondente lunghezza d'onda delle caratteristiche spettrali note (servendoci di stelle, lampade di calibrazione o altro), vedremo molto probabilmente una serie di punti che giacciono su una retta. E' il motivo per cui una relazione lineare tra x e lambda puo' essere accettabile. Il grafico tuttavia non permette di apprezzare ad occhio le discrepanze piu' piccole. Procendendo in modo analitico si scopre che queste differenze non sono casuali ma seguono un andamento tale da essere fortemente ridotte considerando una funzione di tipo polinomiale. Non stiamo qui ad entrare in dettaglio, e' importante sapere che ISIS permette entrambe le soluzioni. La relazione polinomiale e' piu' precisa ma quella lineare ha dei vantaggi e permette una calibrazione sufficientemente precisa per molti scopi.
Se volete approfondire un po' l'argomento date un'occhiata a questo topic:
viewtopic.php?f=22&t=2623
Vedremo entrambe le funzioni ma iniziamo con quella di tipo lineare.
Siccome dobbiamo selezionare delle righe spettrali, per ragioni pratiche allarghiamo leggermente la visualizzazione del profilo selezionando x 1.00 con il comando in alto a destra:
Useremo come riferimento per la calibrazione lineare due righe: quella di assorbimento dell'idrogeno beta e l'ordine zero (nel profilo la vistosa emissione sulla sinistra). Sono entrambe contrassegnate nella videata sopra.
Dove trovare la lunghezza d'onda dell'h-beta? Con ISIS e' semplice. Vega e' una stella di tipo spettrale A0V il cui spettro e' dominato dalle righe della serie di Balmer (idrogeno). Nella fila di pulsanti sulla destra premete "Database" e poi "Balmer":
Visualizzerete un profilo relativo ad una stella dello stesso tipo dove sono riportati i valori di lambda di ogni riga spettrale: L'andamento di questo profilo e' diverso dal nostro a causa della differente risposta ai colori della camera CCD, ma non e' difficile trovare la corrispondenza delle righe e capire che per il nostro assorbimento lambda vale 4861 Angstrom.
Chiudete lo spettro "demo" della serie di Balmer ed entriamo nella fase di calibrazione.
Premete il pulsante "Dispersion", sempre sulla destra della finestra "5. Profile":
In questa videata andremo a riportare le coordinate x delle nostre due caratteristiche spettrali, indicando quali sono le relative lunghezze d'onda. Per prima cosa premere "reset" per pulire l'area dati (ISIS mantiene sempre gli ultimi valori usati).
Ho evidenziato i punti chiave. Bisogna selezionare l'opzione "1st Order", ovvero scegliere la relazione x<->lambda di tipo lineare. Questo tipo di calibrazione ha bisogno di soli due punti di riferimento che saranno l'ordine zero (lambda 0 Angstrom) e la riga H-beta a 4861 A. Fate attenzione al fatto che nel profilo la prima e' equivalente ad una riga di emissione, l'altra e' una riga di assorbimento. Siccome ISIS scegliera' per noi con precisione sub-pixel la posizione x delle due righe, e' fondamentale usare in modo appropriato i due pulsanti di opzione.
Iniziamo con la riga h-beta. Scrivere nella casella di testo Line #1 il valore 4861. Selezionate l'opzione "Absorption lines" e fate attenzione che sia attivata anche l'opzione immediatamente a destra del valore #1 (vedi screenshot). Con il mouse posizionarsi sul profilo appena a sinistra della riga di assorbimento h-beta e fare un doppio click (la riga verticale diventa nera). Spostarsi appena a destra e ripetere il doppio click. Fate attenzione ad includere tutta la parte in assorbimento altrimenti la misura avra' un grande errore.
ISIS calcola il baricentro della riga e inserisce il valore nella casella a destra del lambda.
Dovreste leggere qualcosa di simile a 677.256 (il baricentro si trova tra i pixel 677 e 678). L'opzione sulla destra del numero scende di un livello e si posiziona su Line #2. Qui dobbiamo mettere la lunghezza d'onda dell'ordine zero, ovvero uno zero. Essendo di fatto una riga di emissione, spostare l'opzione su "Emission lines".
Selezionando l'opzione con il tipo sbagliato (ad esempio "Emission" per calcolare la posizione di righe di assorbimento o viceversa), l'errore che si commette e' enorme, fate quindi molta attenzione!Ripetere la coppia di doppio click ai lati dell'ordine zero. Il valore sara' simile a 68.414.
Premete il pulsante "Compute polynom". Vedrete un breve report in basso nella finestra che al momento non ci interessa. La funzione lineare e' definita. Premete Close.
Tornate su ulla TAB "2. General" e selezionate la spunta Spectral calibration. Verificate che sia selezionata l'opzione "Predefinited dispersion equation".
Fate un rapido controllo nella TAB "3. Calibration" che nel campo relativo alla coordinata X ci sia uno zero (e' fondamentale per la riuscita di questo tipo di calibrazione):
Tornate su Go e lanciate nuovamente il processo. In questa seconda girata ISIS, dopo l'estrazione del profilo, effettua anche la calibrazione. Visualizzate il profilo (ricordate di premere "Display"!).
Il profilo e' molto simile a quanto visto in precedenza, in realta' sulle ascisse ora abbiamo valori di lunghezze d'onda, non piu' la coordinata orizzontale. Se scorrete con il cursore, nella casella "Wavelength" trovate la corrispondente lunghezza d'onda. Verificate subito che nei pressi dell'ordine zero ci siano valori prossimi allo zero e al centro della h-beta un valore prossimo a 4861 A. Se trovate valori che si discostano molto rivedete il processo, puo' darsi che negli step precedenti si sia commesso qualche errore.
La grappa e' quasi pronta. Via la testa e via la coda. Premete il tasto "Crop" che si trova sulla fila di pulsanti sul lato destro della finestra. Digitate nel piccolo form che si apre i valori 3700 in "Wavelength 1" e 7800 in "Wavelength 2". Premete "Applied".
I numeri considerati sono valori limite. Per la parte sinistra (range UV) possiamo dire che oltre non c'e' segnale per cui e' inutile visualizzarne il profilo. A destra invece il segnale e' sempre presente (lo spettro arriva fino al bordo del frame) ma purtroppo c'e' una sovrapposizione del secondo ordine spettrale. Di fatto cio' che vediamo oltre i 7600-7800 A e' in realta' la luce ultravioletta, ovvero l'inizio dello spettro di ordine 2 generato dal reticolo a diffrazione.
Per concludere salviamo il nostro profilo con l'apposito pulsante.
Compare una finestra di testo vuota. Potete mettere qualunque nome ma io vi consiglio di far creare il nome premendo "Construct". ISIS combina il Root name (TAB "2. General") con la data della ripresa estratta dall'header fit. Nel nostro caso il file del profilo si chiamera' "_vega_20110730_994.fit". La ripresa e' stata iniziata il 30 luglio del 2011 alle 23:51 TU (l'ora e' la parte decimale del giorno - 0.994 - moltiplicate per 24).
Passiamo alla visualizzazione di un profilo "esportabile" con Gnuplot. Selezionate la TAB "6 Gnuplot" e riempite i campi nella sezione "Free plot" di ISIS:
Il nome del profilo (senza estensione fit!) e' _vega_20110730_994, potete fare copia/incolla dalla finestra del profilo (casella "Profile name"). Digitate un titolo. Scrivete i limiti di lunghezza d'onda (3700-7800 per comprendere l'intero profilo appena creato) e i valori di intensita' (0.2-4). Nella casella verde il nome del file grafico .png che verra' creato nella cartella di lavoro e che avra' le dimensioni in pixel scritte in Size X e Size Y.
Premete il pulsante "Plot"
Se tutto e' stato installato correttamente, ISIS lancia l'applicativo esterno Gnuplot e gli passa i parametri necessari per il grafico. Questa finestra e' solo temporanea, consideratela un preview. Chiudetela e prelevate, all'interno della cartella di lavoro, il file Vega.png:
- vega.png (3.75 KiB) Osservato 3740 volte
Questo e' uno spettro normalizzato (o meglio riscalato) per il range 6650-6750 A, valori che avete immesso in fase di set-up nella TAB "Setting", "Spectral domain for profile scaling". Significa che ISIS ha scalato proporzionalmente tutti i valori in ADU derivanti dai conteggi in fase di binning, in modo che l'intensita' media nel range considerato (6650-6750 ) valga 1. Questa e' un'operazione fondamentale se si vogliono confrontare i profili, sia con i propri che con quelli di altri osservatori (si decide preventivamente quale range usare per la normalizzazione).
Prima di passare alla correzione del profilo per la risposta strumentale (calibrazione delle intensita'), proveremo la calibrazione in lunghezza d'onda mediante polinomio, utilizzando non due ma un numero maggiore di righe spettrali. Molti passaggi elaborativi per giungere al profilo finale sono gli stessi di quanto visto in questo topic, per cui descriveremo solo la fase di generazione del polinomio.
E' tutto per adesso. Al solito sono graditi i vostri commenti e consigli!
Ciao ciao
Paolo
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Paolo - Quasar Guru
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da Paolo » 18 gen 2013, 18:18
Ancora qualche passaggio, Emanuele, e siamo al termine del processo elaborativo!
Perche' dunque dover calibrare con 5 righe quando ne bastano solo un paio? Proviamo a misurare la posizione delle righe di assorbimento dell'idrogeno sul profilo appena creato.
Sulla fila verticale di pulsanti a destra della finestra di ISIS, scegliere "FWHM". Si apre un form chiamato "Line profile". Per vedere i relativi parametri occorre portare il cursore (linea arancione verticale) ai lati della riga da esaminare e fare doppio click (a sinistra e a destra della riga).
In questo esempio ho appena selezionato la riga h-beta. Ripetere l'operazione per tutte le righe (ad eccezione di quella atmosferica a 7605 A che non prendiamo in considerazione in quanto asimmetrica), annotando la relativa posizione in Angstrom.
Ora mettiamo i dati in una tabella, corredandola delle lunghezze d'onda previste per le righe analizzate. Infine facciamo la differenza tra la posizione prevista e quella misurata sul nostro profilo. Otteniamo una cosa del genere:
Se date un'occhiata agli scarti, noterete che oltre ad essere non proprio piccolissimi, hanno dei valori che non sembrano molto casuali. Questi sono gli errori che dovremmo aspettarci se andassimo a misurare qualunque caratteristica spettrale nei pressi delle varie lunghezze d'onda e dipendono, come e' evidente, dalla posizione lungo lo spettro. E' abbastanza normale, visto che abbiamo utilizzato la riga h-beta per la calibrazione, che nei suoi pressi la precisione sia migliore. Allontanandosi pero', sia da un lato che dall'altro, le cose peggiorano in modo progressivo.
La nostra calibrazione e' basata su una dispersione perfettamente costante lungo lo spettro, dall'ordine zero fino all'infrarosso. Se ci sono questi errori vuol dire che invece, per qualche problema geometrico, non siamo in questa condizione. La cosa e' perfettamente normale e non deve preoccupare.
Per provare ad "inseguire" le lievi variazioni di dispersione ci viene incontro la calibrazione non lineare. Proviamo a vedere cosa succede.
Non ripeto le varie videate di ISIS perche' sono identiche a quelle viste in precedenza nella fase di calibrazione.
Per fare una nuova calibrazione occorre ovviamente ripartire da uno profilo grezzo. Andate nella TAB "2. General" e togliete la spunta a "Spectral calibration". Eseguite un GO. Visualizzerete (premete Display!) nuovamente il profilo non calibrato.
Premendo il pulsante "Dispersion" vi troverete nella stessa videata dove in precedenza avete impostato le due posizioni, 0 (per l'ordine zero) e 4861 per la riga h-beta. Stavolta le informazioni da fornire sono diverse per cui premete "Reset" per cancellare tutti i dati.
Riempire le caselle di testo da Line #1 a Line #5 con i valori teorici della serie di Balmer espressi in Angstrom. Posizionarsi poi sul primo pulsante di opzione (e' il marcatore di Line #1) e selezionare sul profilo la corrispondente righe di assorbimento mediante doppio click. Ogni volta che si seleziona una riga, ISIS scende con il marcatore alla successiva e aspetta la relativa selezione. Se si commette qualche errore basta riportare il marcatore di linea in alto e ripetere la specifica selezione di riga.
Affianco ad ogni valore della serie di Balmer, ISIS scrivera' la corrispondente coordinata x in precisione sub-pixel.
Quando terminato con l'ultima riga (h-eps, 3970 A), selezionare in alto a destra l'opzione "3rd order" e premere "Compute polynom". Nell'area in basso vengono riportati gli scarti sulla posizione delle singole righe e viene stimato l'errore RMS. Chiudere la finestra. Selezionare di nuovo "Spectral calibration" nella "2. General" ed eseguite un GO. Isis ha generato un nuovo profilo calibrato mediante polinomio di terzo grado. Croppate il profilo risultante ai soliti 3700-7800 A e salvatelo.
Ripetendo su questo profilo le misure di posizione con l'apposta funzione "FWHM" e producendo di nuovo la tabella degli scarti, otteniamo stavolta questa situazione:
Come si puo' vedere, la precisione della calibrazione e' salita notevolmente. E' questo il motivo per cui, se ne abbiamo la possibilita', e' sempre conveniente utilizzare una calibrazione non lineare. Questo tipo di calibrazione nasconde una piccola "insidia" se viene usata per calibrare un secondo spettro ma di questo ne parleremo al momento opportuno.
Il prossimo step riguardera' la calibrazione del flusso.
Ciao ciao
Paolo
Perche' dunque dover calibrare con 5 righe quando ne bastano solo un paio? Proviamo a misurare la posizione delle righe di assorbimento dell'idrogeno sul profilo appena creato.
Sulla fila verticale di pulsanti a destra della finestra di ISIS, scegliere "FWHM". Si apre un form chiamato "Line profile". Per vedere i relativi parametri occorre portare il cursore (linea arancione verticale) ai lati della riga da esaminare e fare doppio click (a sinistra e a destra della riga).
In questo esempio ho appena selezionato la riga h-beta. Ripetere l'operazione per tutte le righe (ad eccezione di quella atmosferica a 7605 A che non prendiamo in considerazione in quanto asimmetrica), annotando la relativa posizione in Angstrom.
Ora mettiamo i dati in una tabella, corredandola delle lunghezze d'onda previste per le righe analizzate. Infine facciamo la differenza tra la posizione prevista e quella misurata sul nostro profilo. Otteniamo una cosa del genere:
Se date un'occhiata agli scarti, noterete che oltre ad essere non proprio piccolissimi, hanno dei valori che non sembrano molto casuali. Questi sono gli errori che dovremmo aspettarci se andassimo a misurare qualunque caratteristica spettrale nei pressi delle varie lunghezze d'onda e dipendono, come e' evidente, dalla posizione lungo lo spettro. E' abbastanza normale, visto che abbiamo utilizzato la riga h-beta per la calibrazione, che nei suoi pressi la precisione sia migliore. Allontanandosi pero', sia da un lato che dall'altro, le cose peggiorano in modo progressivo.
La nostra calibrazione e' basata su una dispersione perfettamente costante lungo lo spettro, dall'ordine zero fino all'infrarosso. Se ci sono questi errori vuol dire che invece, per qualche problema geometrico, non siamo in questa condizione. La cosa e' perfettamente normale e non deve preoccupare.
Per provare ad "inseguire" le lievi variazioni di dispersione ci viene incontro la calibrazione non lineare. Proviamo a vedere cosa succede.
Non ripeto le varie videate di ISIS perche' sono identiche a quelle viste in precedenza nella fase di calibrazione.
Per fare una nuova calibrazione occorre ovviamente ripartire da uno profilo grezzo. Andate nella TAB "2. General" e togliete la spunta a "Spectral calibration". Eseguite un GO. Visualizzerete (premete Display!) nuovamente il profilo non calibrato.
Premendo il pulsante "Dispersion" vi troverete nella stessa videata dove in precedenza avete impostato le due posizioni, 0 (per l'ordine zero) e 4861 per la riga h-beta. Stavolta le informazioni da fornire sono diverse per cui premete "Reset" per cancellare tutti i dati.
Riempire le caselle di testo da Line #1 a Line #5 con i valori teorici della serie di Balmer espressi in Angstrom. Posizionarsi poi sul primo pulsante di opzione (e' il marcatore di Line #1) e selezionare sul profilo la corrispondente righe di assorbimento mediante doppio click. Ogni volta che si seleziona una riga, ISIS scende con il marcatore alla successiva e aspetta la relativa selezione. Se si commette qualche errore basta riportare il marcatore di linea in alto e ripetere la specifica selezione di riga.
Affianco ad ogni valore della serie di Balmer, ISIS scrivera' la corrispondente coordinata x in precisione sub-pixel.
Quando terminato con l'ultima riga (h-eps, 3970 A), selezionare in alto a destra l'opzione "3rd order" e premere "Compute polynom". Nell'area in basso vengono riportati gli scarti sulla posizione delle singole righe e viene stimato l'errore RMS. Chiudere la finestra. Selezionare di nuovo "Spectral calibration" nella "2. General" ed eseguite un GO. Isis ha generato un nuovo profilo calibrato mediante polinomio di terzo grado. Croppate il profilo risultante ai soliti 3700-7800 A e salvatelo.
Ripetendo su questo profilo le misure di posizione con l'apposta funzione "FWHM" e producendo di nuovo la tabella degli scarti, otteniamo stavolta questa situazione:
Come si puo' vedere, la precisione della calibrazione e' salita notevolmente. E' questo il motivo per cui, se ne abbiamo la possibilita', e' sempre conveniente utilizzare una calibrazione non lineare. Questo tipo di calibrazione nasconde una piccola "insidia" se viene usata per calibrare un secondo spettro ma di questo ne parleremo al momento opportuno.
Il prossimo step riguardera' la calibrazione del flusso.
Ciao ciao
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da Paolo » 21 gen 2013, 18:38
Calcolo della risposta strumentale.
Con il nostro profilo visualizzato, premere il pulsante sulla destra "Response", poi "Select a reference spectrum". Dalla serie "Pickles", in alto a sinistra del form, selezionare il tipo spettrale A0V (il tipo a cui appartiene la nostra stella oggetto di studio):
Il database si appoggia a diversi cataloghi spettrali ma per l'uso con lo Star Analyser 100 e' bene utilizzare la serie "Pickles" a bassa risoluzione.
Premere "Response". Compaiono altri due profili, quello della stella di riferimento A0V in rosso e il risultato della divisione in verde.
Premere OK. La divisione rappresenta in prima approssimazione la risposta strumentale, cioe' quanto e' efficiente il nostro sistema (composto principalmente da CCD, reticolo e telescopio) alle varie lunghezze d'onda. Nel presente caso correggiamo anche l'estinzione atmosferica, comunque di impatto non elevato in quanto il target era alto sull'orizzonte al momento delle riprese. Vale la pena di differenziare le due cose. Infatti un conto e' la risposta strumentale, parametro che in sostanza non varia se utilizziamo sempre lo stesso setup, un altro e' l'assorbimento dipendente dallo stato dell'atmosfera durante la sessione osservativa, dall'altezza sull'orizzonte del target, dalla quota del sito osservativo ecc.
La curva della divisione cosi' ottenuta tuttavia non e' immediatamente utilizzabile perche' porta con se' alcuni problemi derivanti dal fatto che gli spettri usati per l'operazione aritmetica hanno una diversa risoluzione (lo spettro sintetico Pickles A0V ha una risoluzione maggiore). Tutti i picchi in corrispondenza delle righe di Balmer non sono ovviamente degli improvvisi aumenti di sensibilita' del nostro sistema ma un residuo della divisione di due spettri a risoluzione diversa, pertanto non vanno considerati. Lo stesso vale per l'avvallamento a 7600 A, l'assorbimento atmosferico che dopo la divisione resta intatto in quanto il profilo sintetico A0V e' privo di qualsiasi riga operata dalla nostra atmosfera.
La curva di risposta realistica sara' pertanto una linea che non considera i punti visti ed inoltre avra' un andamento morbido (cioe' non segue anche il rumore che si nota nel profilo). Con ISIS utilizziamo la funzione di "estrazione del continuo".
Premere il pulsante sulla destra "Continuum". Selezionare mediante doppio click ogni picco che fuoriesce dalla curva di risposta (il solito sistema di selezione di ISIS), la relativa parte di profilo compresa nella selezione viene eliminata. In ogni punto tagliato resta il picco in rosso ed il profilo viene raccordato con la linea blu. Nella seguente videata le parti in rosso marcano le mie "sforbiciate" al profilo:
Spostare adesso lo slide verticale ed osservare come il profilo venga attraversato da una linea continua piu' o meno morbida che cambia a seconda dell'intervento:
La curva non deve ne' essere troppo fedele al profilo originale (altrimenti restano delle cuspidi e prende il rumore del profilo) ma neanche troppo blanda e lontana dal profilo originale (non e' piu' rappresentativa della risposta strumentale). L'esperienza si acquisisce rapidamente. A volte muovendo lo slide non cambia nulla, bisogna allora cambiare il fattore di intervento (x0.1 - x1000) e riprovare. Per questo profilo fermatevi quando vedete una curva come quella blu nel grafico sopra.
Premere OK e salvare il profilo con il nome "risposta_vega":
Tornare sulla TAB "2. General" e scrivere il nome del profilo nel campo "Instr. responsivity":
Lanciare nuovamente un GO e visualizzare il profilo:
Abbiamo terminato. Il profilo non e' visualizzato correttamente perche' contiene un flesso dove la curva di risposta prima calcolata assume valori negativi. Tagliamo via la parte con il flesso, che fa apparire schiacciato il nostro profilo, mediante un crop da 3750 a 7700A.
Salvate il risultato. Questo e' lo spettro calibrato sia in lunghezza d'onda che in flusso (relativo).
Controprova della correzione strumentale:
Dal Database aprire lo spettro sintetico Pickles A0V usato per trovare il responso:
Premere il pulsante "Compare" e selezionate il nostro profilo _vega_20110730_994_corretto (scrivete il nome senza estensione oppure apritelo mediante il vicino pulsante con i tre puntini). Premete il pulsante con l'etichetta rossa "Compare":
In rosso viene sovrapposto il nostro profilo calibrato. La buona correlazione tra le due curve e' indice di una valida correzione per la risposta strumentale.
Siccome gli spettri usati per questa esercitazione sono stati presi con il soggetto nei pressi dello zenit, la curva di risposta strumentale (quella che e' memorizzata nel file risposta_vega.fit) e' sempre valida con buona approssimazione per correggere qualunque spettro di target che non sia basso sull'orizzonte, preso con la stessa strumentazione e simili condizioni atmosferiche. Se queste sono molto diverse (ad esempio cielo terso e secco contro atmosfera brumosa) bisogna fate attenzione perche' si commette un errore non trascurabile.
Eventuali spettri corretti con una curva di risposta cosi' calcolata vengono usualmente etichettati come "Corretti per la risposta strumentale", nel senso che le principali "deformazioni" del profilo (dovute a CCD, reticolo e ottiche) sono corrette. Questa e' un'approssimazione. In realta' la vera risposta strumentale e' quella che avremmo ottenuto se non ci fosse stata l'atmosfera. Esiste una procedura per calcolarla, essendo pero' un po' complessa ne parleremo in un topic dedicato. E' utile sapere che ISIS e' in grado di gestire anche separatamente risposta ed estinzione (parametri AOD Auto atmosphere e Atmo. transmission).
Se la nostra curva di risposta si dovesse usare per correggere lo spettro di un soggetto basso sull'orizzonte, non verrebbe compensata la maggiore estinzione atmosferica (l'arrossamento o il taglio delle frequenze blu). Volendo correggere anche l'estinzione si deve ripetere l'estrazione della risposta strumentale con lo spettro di una stella di riferimento (meglio se di tipo A) che si trova ad un'altezza similare. Il profilo potra' allora essere etichettato come "Corretto per la risposta strumentale e l'estinzione atmosferica).
Il mio consiglio e' comunque quello di osservare, in ogni sessione, una stella di riferimento che si trova ad una altezza sull'orizzonte simile a quella del target. In questo modo otterremo un profilo calibrato per la risposta strumentale e l'estinzione atmosferica.
Fate sapere se avete riscontrato problemi durante il processo. Non tutti i sistemi sono uguali come anche i vari parametri del software, quindi non mi stupirebbe se la vostra procedura avesse preso una direzione diversa.
In seguito vorrei descrivere la parte piu' utile, ovvero la calibrazione completa di uno spettro (in cui non sono presenti righe di lunghezza d'onda nota) per mezzo di una stella di riferimento. In definitiva e' questo il vero caso pratico, pensate ad una supernova o una stella peculiare. Non e' possibile calibrarla nel modo visto perche' non e' un tipo spettrale noto. Ci serviamo allora di una stella di riferimento. Quanto visto finora e' comunque di fondamentale aiuto per poter affrontare gli step successivi. Quasi tutte le videate sono state coinvolte nelle procedure che hanno portato a questo punto. Non servira' quindi illustrare i passi come fatto finora ma andremo piu' spediti.
Ciao
Paolo
Modificato il 14 marzo 2013
Con il nostro profilo visualizzato, premere il pulsante sulla destra "Response", poi "Select a reference spectrum". Dalla serie "Pickles", in alto a sinistra del form, selezionare il tipo spettrale A0V (il tipo a cui appartiene la nostra stella oggetto di studio):
Il database si appoggia a diversi cataloghi spettrali ma per l'uso con lo Star Analyser 100 e' bene utilizzare la serie "Pickles" a bassa risoluzione.
Premere "Response". Compaiono altri due profili, quello della stella di riferimento A0V in rosso e il risultato della divisione in verde.
Premere OK. La divisione rappresenta in prima approssimazione la risposta strumentale, cioe' quanto e' efficiente il nostro sistema (composto principalmente da CCD, reticolo e telescopio) alle varie lunghezze d'onda. Nel presente caso correggiamo anche l'estinzione atmosferica, comunque di impatto non elevato in quanto il target era alto sull'orizzonte al momento delle riprese. Vale la pena di differenziare le due cose. Infatti un conto e' la risposta strumentale, parametro che in sostanza non varia se utilizziamo sempre lo stesso setup, un altro e' l'assorbimento dipendente dallo stato dell'atmosfera durante la sessione osservativa, dall'altezza sull'orizzonte del target, dalla quota del sito osservativo ecc.
La curva della divisione cosi' ottenuta tuttavia non e' immediatamente utilizzabile perche' porta con se' alcuni problemi derivanti dal fatto che gli spettri usati per l'operazione aritmetica hanno una diversa risoluzione (lo spettro sintetico Pickles A0V ha una risoluzione maggiore). Tutti i picchi in corrispondenza delle righe di Balmer non sono ovviamente degli improvvisi aumenti di sensibilita' del nostro sistema ma un residuo della divisione di due spettri a risoluzione diversa, pertanto non vanno considerati. Lo stesso vale per l'avvallamento a 7600 A, l'assorbimento atmosferico che dopo la divisione resta intatto in quanto il profilo sintetico A0V e' privo di qualsiasi riga operata dalla nostra atmosfera.
La curva di risposta realistica sara' pertanto una linea che non considera i punti visti ed inoltre avra' un andamento morbido (cioe' non segue anche il rumore che si nota nel profilo). Con ISIS utilizziamo la funzione di "estrazione del continuo".
Premere il pulsante sulla destra "Continuum". Selezionare mediante doppio click ogni picco che fuoriesce dalla curva di risposta (il solito sistema di selezione di ISIS), la relativa parte di profilo compresa nella selezione viene eliminata. In ogni punto tagliato resta il picco in rosso ed il profilo viene raccordato con la linea blu. Nella seguente videata le parti in rosso marcano le mie "sforbiciate" al profilo:
Spostare adesso lo slide verticale ed osservare come il profilo venga attraversato da una linea continua piu' o meno morbida che cambia a seconda dell'intervento:
La curva non deve ne' essere troppo fedele al profilo originale (altrimenti restano delle cuspidi e prende il rumore del profilo) ma neanche troppo blanda e lontana dal profilo originale (non e' piu' rappresentativa della risposta strumentale). L'esperienza si acquisisce rapidamente. A volte muovendo lo slide non cambia nulla, bisogna allora cambiare il fattore di intervento (x0.1 - x1000) e riprovare. Per questo profilo fermatevi quando vedete una curva come quella blu nel grafico sopra.
Premere OK e salvare il profilo con il nome "risposta_vega":
Tornare sulla TAB "2. General" e scrivere il nome del profilo nel campo "Instr. responsivity":
Lanciare nuovamente un GO e visualizzare il profilo:
Abbiamo terminato. Il profilo non e' visualizzato correttamente perche' contiene un flesso dove la curva di risposta prima calcolata assume valori negativi. Tagliamo via la parte con il flesso, che fa apparire schiacciato il nostro profilo, mediante un crop da 3750 a 7700A.
Salvate il risultato. Questo e' lo spettro calibrato sia in lunghezza d'onda che in flusso (relativo).
- Vega_resp.png (3.46 KiB) Osservato 3406 volte
Controprova della correzione strumentale:
Dal Database aprire lo spettro sintetico Pickles A0V usato per trovare il responso:
Premere il pulsante "Compare" e selezionate il nostro profilo _vega_20110730_994_corretto (scrivete il nome senza estensione oppure apritelo mediante il vicino pulsante con i tre puntini). Premete il pulsante con l'etichetta rossa "Compare":
In rosso viene sovrapposto il nostro profilo calibrato. La buona correlazione tra le due curve e' indice di una valida correzione per la risposta strumentale.
Siccome gli spettri usati per questa esercitazione sono stati presi con il soggetto nei pressi dello zenit, la curva di risposta strumentale (quella che e' memorizzata nel file risposta_vega.fit) e' sempre valida con buona approssimazione per correggere qualunque spettro di target che non sia basso sull'orizzonte, preso con la stessa strumentazione e simili condizioni atmosferiche. Se queste sono molto diverse (ad esempio cielo terso e secco contro atmosfera brumosa) bisogna fate attenzione perche' si commette un errore non trascurabile.
Eventuali spettri corretti con una curva di risposta cosi' calcolata vengono usualmente etichettati come "Corretti per la risposta strumentale", nel senso che le principali "deformazioni" del profilo (dovute a CCD, reticolo e ottiche) sono corrette. Questa e' un'approssimazione. In realta' la vera risposta strumentale e' quella che avremmo ottenuto se non ci fosse stata l'atmosfera. Esiste una procedura per calcolarla, essendo pero' un po' complessa ne parleremo in un topic dedicato. E' utile sapere che ISIS e' in grado di gestire anche separatamente risposta ed estinzione (parametri AOD Auto atmosphere e Atmo. transmission).Se la nostra curva di risposta si dovesse usare per correggere lo spettro di un soggetto basso sull'orizzonte, non verrebbe compensata la maggiore estinzione atmosferica (l'arrossamento o il taglio delle frequenze blu). Volendo correggere anche l'estinzione si deve ripetere l'estrazione della risposta strumentale con lo spettro di una stella di riferimento (meglio se di tipo A) che si trova ad un'altezza similare. Il profilo potra' allora essere etichettato come "Corretto per la risposta strumentale e l'estinzione atmosferica).
Il mio consiglio e' comunque quello di osservare, in ogni sessione, una stella di riferimento che si trova ad una altezza sull'orizzonte simile a quella del target. In questo modo otterremo un profilo calibrato per la risposta strumentale e l'estinzione atmosferica.
Fate sapere se avete riscontrato problemi durante il processo. Non tutti i sistemi sono uguali come anche i vari parametri del software, quindi non mi stupirebbe se la vostra procedura avesse preso una direzione diversa.
In seguito vorrei descrivere la parte piu' utile, ovvero la calibrazione completa di uno spettro (in cui non sono presenti righe di lunghezza d'onda nota) per mezzo di una stella di riferimento. In definitiva e' questo il vero caso pratico, pensate ad una supernova o una stella peculiare. Non e' possibile calibrarla nel modo visto perche' non e' un tipo spettrale noto. Ci serviamo allora di una stella di riferimento. Quanto visto finora e' comunque di fondamentale aiuto per poter affrontare gli step successivi. Quasi tutte le videate sono state coinvolte nelle procedure che hanno portato a questo punto. Non servira' quindi illustrare i passi come fatto finora ma andremo piu' spediti.
Ciao
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Modificato il 14 marzo 2013
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