Ciao Fabrizio, siccome abbiamo iniziato l'argomento in un altro topic, consentimi di riportare qui la tua domanda piu' che lecita:
A questo proposito mi sfugge il perchè si debba riprendere anche l'immagine di ordine zero per doverla usare poi solo per la calibrazione in lunghezza d'onda quando questa si può fare anche sulle righe di Balmer dell'idrogeno. Ovviamente laddove il target esaminato lo consente.*
E' vero. Ma l'attivita' spettroscopica si basa sempre su una osservazione aggiuntiva che funge da calibratore. Come tutti, lascerai molto presto la fase iniziale della curva di apprendimento il cui obiettivo e' riuscire a produrre un profilo di una stella singola (per la quale c'e' uno spettro di libreria).
I soggetti piu' interessanti spesso non presentano uno spettro di cui lo Star Analyser mostra chiaramente le righe per poter fare la calibrazione (per intenderci, come quelle di una stella A0V). Senza andare su soggetti "esotici", basta spostarsi verso classi spettrali "meno calde" per veder scomparire qualsiasi riga.
Dovendo allora riprendere anche uno spettro della stella di riferimento, ti troverai sempre a dover mettere a registro due spettri bidimensionali. Consideriamo anche che la calibrazione non riguarda solo le lunghezze d'onda ma anche il flusso luminoso (che correggi tramite la risposta strumentale).
In molti casi l'ordine zero e' tutto cio' di cui disponi per rifasare gli spettri presi con lo Star Analyser.
Concordo che puo' essere necessario un sensore di una certa dimensione oppure che abbia pixel molto piccoli in modo da abbracciare spettro e ordine zero senza sottocampionare.
Come hai giustamente notato, nello spettro 2d di Umberto, ordine zero e spettro prendono un'area molto estesa lungo le coordinate orizzontali.
Umberto ha lavorato con una dispersione (inversa) di circa 6.5 A/pix (1700A/260pix). Aggiungo che ha usato un rifrattore apocromatico di 110 mm con rapporto f/6.5 (se ricordo bene). Con questo rifrattore le stelle sul piano focale sono davvero "capocchie di spillo", a tutto vantaggio del potere risolvente.
Lo spettro che ha mostrato (Nova Del 2013) e' stato definito da R. Leadbeater, il progettista dello SA, come uno dei migliori mai ottenuti con il reticolo diffrattivo. Ha commentato anche che reggeva il confronto con i profili presi per mezzo di spettrografi a fenditura.
Chiaramente qui hanno giocato diversi fattori e tutto e' stato ottimizzato. Se l'apertura o la focale fossero state maggiori, e' possibile che non si sarebbe raggiunta quella risoluzione. Idem con un campionamento sbagliato, ecc.
Il campionamento e' corretto quando una riga spettrale (non allargata per fenomeni fisici come ad esempio quelle delle novae e SN) si estende sul sensore in un'area di circa 3 x 3 pixel. Con lo Star Analyser una riga in emissione appare come un disco luminoso. Come per le stelle sul piano focale, la larghezza si misura per convenzione a meta' altezza (FWHM) del profilo di intensita'.
- Full_width_at_half_maximum.png (11.44 KiB) Osservato 2440 volte
Misurando allora la FWHM del dischetto luminoso, il campionamento e' corretto se troviamo un valore di 3 o 4 pixel. Nel caso dello Star Analyser bisogna tenere conto che aumentando la dispersione (ovvero la distanza tra Star Analyer e sensore), la FWHM di una riga subisce un subisce un leggero incremento. Riporto, come esempio, il risultato di un test a corredo dell'articolo "Star Analyser 100: quanto risolve?",
Ho aumentato la distanza SA100-sensore da 45 a 105 mm e la FWHM delle righe e' variata da 2,4 a 3,5 pixel. Senza comunque fare calcoli piu' o meno complicati, l'immagine chiarisce subito che la risoluzione e' migliore con il tiraggio piu' alto. Basta osservare il doppietto indicato dalla freccia che nello spettro piu' "corto" non e' discernibile.
Quindi, se vogliamo capire quanto risolve effettivamente il nostro strumento, possiamo fare delle prove variando la distanza SA100-sensore e misurando sullo spettro calibrato in lunghezza d'onda la FWHM di una riga espressa in Angstrom. Nel caso pratico preso in esame, sono passato da 25 a 5.8 Angstrom. Una grande differenza dovuta all'effetto combinato del campionamento e della dispersione. Io ho usato una stella artificiale illuminata con una lampada a fluorescenza ma e' possibile misurare anche una riga di emissione come quella esibita da gamma cas o P cyg.
L'aumento della risoluzione procede con il tiraggio solo fino ad un certo punto. Se volete divertirvi a provare, troverete che non c'e' piu' alcun guadagno in termini di potere risolvente dopo un certo limite. La distanza tra le righe aumenta ma nel contempo si ingrandiscono anch'esse, quindi la separazione non ne beneficia. Semplicemente si passa in uno stato di forte sovracampionamento.
Gli svantaggi connessi con il sovra e sottocampionamento (in senso generale, a seconda della dispersione gli effetti possono cambiare):
Problemi del sovracampionamento (FWHM > 4 pixel): perdita di luce senza alcun guadagno di risoluzione; immagine dello spettro di grande dimensioni. Il rapporto s/r si abbassa in quanto nello spettro c'e' il contributo del rumore di un numero maggiore di pixel.
Problemi del sottocampionamento (FWHM < 3 pixel): perdita di risoluzione spettrale, scarsa precisione della calibrazione in lunghezza d'onda (vedi effetto nel grafico).
Conviene ottimizzare il tutto considerando un seeing medio. Se si trovano i parametri ideali quando c'e' una forte turbolenza atmosferica, e' possibile ritrovarsi sottocampionati con seeing buono (e' un peccato!).
Paolo