Oggi è 28 mar 2024, 17:22
   
Text Size
Login

Spettro e indice di colore

Le nuove tecniche per studiare e comprendere la natura di tanti fenomeni celesti.

Messaggioda Paolo » 4 lug 2017, 12:41

L'argomento abbraccia spettroscopia e fotometria. Uno degli obiettivi e' quello di ottenere una misura affidabile di magnitudine usando solo un filtro V al fine di calibrare al meglio gli spettri in flusso assoluto.

Per rispettare il requisito secondo cui le stelle di riferimento e' bene abbiano un indice di colore simile a quello del target, e' necessario conoscere quest'ultimo. A differenza di molti soggetti fotometrici noti, i target spettroscopici sono molto spesso stelle nuove di cui non sono ancora disponibili misure di magnitudine BVR per ricavare l'indice di colore (es. B-V). Inoltre, per alcuni di essi (es. supernove), l'indice di colore cambia vistosamente nel tempo. Uno spettro a bassa risoluzione, correttamente calibrato in flusso relativo, contiene gia' questa informazione in quanto rappresenta le intensita' in tutto il range che comprende le bande fotometriche citate.

Ho fatto delle prove e vorrei condividere il metodo per capire se puo' essere valido oppure contiene errori. Correzioni e suggerimenti sono sempre graditi.

Il riferimento scelto e' Vega, il cui spettro accuratemente calibrato e' presente nel database di ISIS (Calspec). Le magnitudini Simbad B, V e R sono rispettivamente 0.03, 0.03 e 0.07 (non chiedetemi perche' non sono tutte zero...) da cui si ricava B-V = 0 e V-R = -0.04.

In ISIS ho caricato il il profilo Caspec di Vega e l'ho riscalato all'unita' nell'intervallo 6650-6750A. Ho poi moltiplicato il profilo per le tre bande Bessel BVR (che trovate in allegato al msg):

vega_bvr.png

Con il tool FWHM di ISIS, ho misurato il flusso di cio' che passa in ogni banda. Nell'esempio che segue il profilo di Vega moltiplicato per la curva Bessel B:

integrale.jpg

Ho messo i dati su un foglio elettronico. La magnitudine strumentale vale -2.5 x LOG10(flusso_banda). L'indice di colore B-V si ottiene per differenza delle relative magnitudini strumentali. Notare che tale grandezza e' indipendente dalla scala delle ordinate del profilo (lo spettro puo' essere riscalato a qualunque lunghezza d'onda ed anche calibrato in flusso assoluto).

Il valore B-V delle mag strumentali e' pari a -0.6785. Ha bisogno di una costante K = 0.6785 per arrivare al B-V noto (zero). Allo stesso modo, V-R vale 0.0680 e arriva a -0.04 con K = -0.1080.

Le formule per trovare l'indice di colore a partire da uno spettro sono quindi:

B-V = -2.5*LOG10(flux_B) + 2.5*LOG10(flux_V) + 0.6785
V-R = -2.5*LOG10(flux_V) + 2.5*LOG10(flux_R) - 0.1080

I dati per tutte le bande, usati per trovare le costanti, sono in questo schema:

Excel_dati.JPG

Per provare le formule ho utilizzato una serie di profili della libreria Miles, scelti fra varie classi spettrali. Purtroppo non consentono di verificare l'indice V-R in quanto gli spettri non comprendono tutta la banda R essendo troncati sui 7400A. Il test ha quindi riguardato solo l'indice di colore B-V.

Il risultato sembra buono. L'errore medio sull'indice di colore e' di circa 2 centesimi di magnitudine, piu' che sufficiente per lo scopo prefissato (la scelta delle stelle di riferimento fotometriche). L'ultimo caso e' relativo ad una stella fortemente arrossata per le polveri interstellari, E(B-V)=0.78, solo per verificare come lo spettro osservato (non de-arrossato) sia fedele alle misure fotometriche.

Excel_test.JPG

Applicando la formula alla nova ASASSN-17hx (spettro di Umberto), si ottiene B-V = 0.61. In questo caso sono presenti righe di emissione per cui sorge il fatidico dubbio se toglierle o non toglierle.

Credo che le costanti possono essere piu' accurate se, anziche' usare un solo spettro (Vega nel mio caso), si mediano i dati ottenuti analizzando diversi profili di stelle standard.

Paolo
Allegati
BESSEL_BVR.zip
(8.3 KiB) Scaricato 148 volte
Avatar utente
Paolo
Quasar Guru
 
Messaggi: 7747
Iscritto il: 16 gen 2006, 22:49
Località: L'Aquila

Messaggioda umberto » 4 lug 2017, 13:52

Paolo, complimenti per queste tue teorie! Ho urgenza per un bel corso di spettroscopia,altrimenti il mal di testa aumenterà.Umberto
umberto
Quasar Guru
 
Messaggi: 1590
Iscritto il: 11 gen 2011, 23:07

Messaggioda LFranco » 4 lug 2017, 15:07

Paolo,
indipendentemente ero arrivato ad un risultato analogo, usando una stella AV0 del catalogo di Miles. La cosa che mi aveva fermato erano proprio le costanti da introdurre, di cui non capivo inizialmente il significato e che credo adesso di aver capito. La cosa dovrebbe dipendere dal fatto che i filtri "sintetici" B,V,R di ISIS sono tutti normalizzati ad uno al picco massimo e non dovrebbe essere così. Su questo sito si possono trovare i profili "standard" dei filtri Bessel correttamente scalati anche in termini di trasmittanza.
http://www.aip.de/en/research/facilitie ... ter-curves
Tocca rifare l'esperimento e verificare l'eliminazione delle costanti.

Saluti
Lorenzo Franco
Allegati
Bessel_UBVRI.png
Avatar utente
LFranco
Quasar Dipendente
 
Messaggi: 647
Iscritto il: 8 ago 2015, 0:51
Località: Roma

Messaggioda Paolo » 5 lug 2017, 0:06

Ciao Lorenzo, ho scaricato le curve. I link portano i nomi joh-b, joh-v, joh-r mentre i rispettivi file scaricati si chiamano Bessel_B-1, Bessel_V-1 e Bessel_R-1 (strano?).

I tre profili riscalati con stesso rapporto di riduzione:

J_filter2_rescaled.png

Effettuando nuovamente i calcoli con il profilo Calspec di Vega ottengo questo risultato:

Excel_dati_new.JPG


Ovvero le costanti sono ancora necessarie ma quelle per B-V e per V-R sono stavolta uguali (o quasi). Anche qui il fattore scala delle curve e' ininfluente. Infatti, usando i valori delle curve senza riscalare nulla il risultato non cambia. Il plot delle curve con i valori non riscalati (cosi' come scaricati dal sito):

J_filter2.png

Per curiosita' ho riscalato la sola curva B in modo da azzerare la costante di B-V (il fattore e' 1808.8528/2540.6936 = 0.711952358. La curva del filtro B diventa visibilmente piu' bassa:

B_rescaled.png
B_rescaled.png (10.81 KiB) Osservato 2957 volte

Secondo te c'e' qualche effetto negativo nell'impiegare le costanti? Non possiamo considerarle come fossero "zero point" fotometrici? Riusciamo comunque a trovare gli indici di colore con buona approssimazione.

Paolo

PS: sono sulla nova nello Scudo, mi sembra che sia ancora piu' luminosa stasera (almeno nella Lodestar senza filtri). Spero la stai osservando anche tu da Roma.
Avatar utente
Paolo
Quasar Guru
 
Messaggi: 7747
Iscritto il: 16 gen 2006, 22:49
Località: L'Aquila

Messaggioda LFranco » 5 lug 2017, 8:58

Ciao Paolo,
in linea di principio non trovo problemi nell'utilizzare degli offset come una sorta di zero point. Mi sarei aspettato che partendo da "spettri standard" ed utilizzando "filtri standard" il risultato fosse standard, ovvero senza la necessità di utilizzare alcun offset. Mi rendo conto che non è così e non ne capisco il motivo. Per i fini pratici occorrerà prendere un campione esteso di spettri di diversa tipologia, determinare via spettrale l'indice di colore ed affinare il valore degli offset.

Ieri sera ho osservato anch'io la nova nello scudo. Devo elaborare i dati. Nella camera di guida era ben visibile già con pose da un secondo.

Saluti
Lorenzo Franco
Avatar utente
LFranco
Quasar Dipendente
 
Messaggi: 647
Iscritto il: 8 ago 2015, 0:51
Località: Roma

Messaggioda Paolo » 6 lug 2017, 0:19

Ciao Lorenzo, anche io pensavo che la moltiplicazione degli spettri per le curve standard avrebbe fornito direttamente la magnitudine nelle bande fotometriche ma a quanto pare non funziona cosi'. Se trovi qualche altra info sull'argomento, per cortesia fammi sapere.

Umberto, sarebbe fantastico se anche tu riuscissi a fare fotometria in parallelo alle osservazioni spettroscopiche. Gli spettri a bassa risoluzione dell'Alpy sono perfetti per la calibrazione in flusso assoluto. Serve al minimo un filtro fotometrico ma chissa' se con il metodo di cui ci sta parlando Lorenzo nell'altro topic, tu possa ottenere risultati validi anche senza di esso.

Paolo
Avatar utente
Paolo
Quasar Guru
 
Messaggi: 7747
Iscritto il: 16 gen 2006, 22:49
Località: L'Aquila

Messaggioda LFranco » 9 lug 2017, 12:38

Ciao a tutti,
ho continuato ad indagare sul tema, mettendo in relazione gli indici di colore ottenuti dagli spettri (come descritto da Paolo nel post) con quelli standard, attraverso gli spettri della libreria di Pickles ed il suo documento "A Stellar Spectral Flux Library: 1150–25000 A°" (http://iopscience.iop.org/article/10.1086/316197/pdf).

Gli indici di colore (spettroscopici vs standard) si distribuiscono lungo una retta con le seguenti due relazioni lineari.
(B-V)standard = 0.950 x [(b-v)spettro] + 0.348
(V-R)standard = 1.152 x [(v-r)spettro] + 0.442

Gli spettri ottenuti da noi però non sono così estesi come quelli di Pickles. Per tenere conto di questo problema ho "croppato" nell'intervallo 3840-7240 A gli spettri di Pickles ottenendo due nuove relazioni per B-V e V-R. La prima (B-V) praticamente identica alla precedente (che non riporto) e la seconda (V-R) influenzata proprio dalla limitata banda R e con un andamento di tipo quadratico (parabola). Ecco la nuova relazione.
(V-R)standard = 0.759 x [(v-r)spettro]^2 + 1.588 x [(v-r)spettro] + 0.553

Pickles_spectrum_color_index.png
Relazione tra gli indici di colore ottenuti dagli spettri con quelli fotometrici.

Ho fatto qualche prova con alcuni spettri ottenuti con l'Aply su stelle di calibrazione del catalogo Miles e la cosa sembra tornare. Per questo lavoro ho usato i profili Bessel B, V, Rc scaricati dal sito AIP (Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam - http://www.aip.de/en/research/facilitie ... ter-curves)

Applicando quest' approccio alla sequenza di spettri di DY Peg acquisiti lo scorso anno con l'alpy, ricavo il grafico che mostra le variazioni di indice di colore (B-V) della stella pulsante.
DYPeg_BV.png
DY Peg variazione indice di colore (B-V)
DYPeg_BV.png (8.4 KiB) Osservato 2910 volte

Saluti
Lorenzo Franco
Avatar utente
LFranco
Quasar Dipendente
 
Messaggi: 647
Iscritto il: 8 ago 2015, 0:51
Località: Roma

Messaggioda Paolo » 9 lug 2017, 20:41

Semplicemente fantastico! Il bellissimo grafico di DY Peg prova che tutto funziona a dovere. Umberto, dovresti provare un lavoro simile con la tua sequenza RR Lyr (Star Analyser).

Non sapevo che si potesse riuscire a compensare il taglio della banda R con un polinomio di grado superiore. Significa che saro' in grado di lavorare con l'indice V-R. Vedro' di applicarmi al piu' presto...

Grazie mille!
Paolo
Avatar utente
Paolo
Quasar Guru
 
Messaggi: 7747
Iscritto il: 16 gen 2006, 22:49
Località: L'Aquila

Prossimo

Torna a Spettroscopia, Radioastronomia

Chi c’è in linea

Visitano il forum: Nessuno e 15 ospiti

cron

Chi c’è in linea

In totale ci sono 15 utenti connessi :: 0 iscritti, 0 nascosti e 15 ospiti (basato sugli utenti attivi negli ultimi 5 minuti)
Record di utenti connessi: 595 registrato il 22 dic 2022, 1:59

Visitano il forum: Nessuno e 15 ospiti

Login Form