Primi test di spettroscopia da remoto
da Paolo » 23 mag 2018, 15:39
Ciao Nico, con i soggetti molto deboli io uso spesso una tecnica che avevo inizialmente messo a punto per lo Star Analyser. Con alcune modifiche nella fase di acquisizione, e' tornata utile per il problema "ripple & shift" con lo spettrografo a fenditura.
Il ripple di cui parliamo e' stabile nel tempo ed ha una frequenza relativamente bassa. Non si tratta del fringing ad alta frequenza, tipico nella regione infrarossa di molte camere (soprattutto professionali) e molto difficile da rimuovere.
Occorre una sorgente alogena dalla luce piu' fredda possibile (le alogene sono carenti nel blu). Non conviene usare il LED, anche se di buona intensita' nel blu, perche' il particolare profilo rende le operazioni difficili. Serve naturalmente un buon diffusore che non tagli eccessivamente il blu/UV. Con l'alogena dovete illuminare il diffusore anteposto all'apertura del telescopio.
Siccome nel blu c'e' poca luce, prendete un centinaio di flat frame con il massimo di conteggi (probabilmente nel giallo) piu' vicino possibile al limite superiore del range di linearita' della camera. La media di tutti questi frame permettera' di recuperare lo SNR nel blu/UV (ok, l'UV e' fuori tema con il Lhires III 150, facciamo finta che avete un Alpy 600 che, diversamente dalla realta', soffre di shift).
E' consigliabile prendere due spettri della lampada (Ne-Ar, basso consumo o altra sorgente utile per la calibrazione, anche una stella), prima e dopo la sequenza dei flat frame. Questi vanno mediati ed il risultato usato per la calibrazione in lunghezza d'onda dello spettro della alogena. La fase di acquisizione si dovrebbe svolgere in tempi abbastanza brevi per non dar modo agli effetti termoelastici e alle flessioni di provocare uno shift degli spettri.
Il profilo della alogena, calibrato solo in lunghezza d'onda, mostrera' un andamento "ondulato". Con la funzione continuum di ISIS/VSpec occorre trovare un fit che attraversi centralmente le ondulazioni. Dato che nel blu i livelli sono molto bassi, per riuscire a vedere i dettagli dei profili, conviene cambiare in visualizzazione la scala delle ordinate.
Mostro i risultati della mia esperienza. Il profilo nero e' lo spettro dell'alogena, in rosso il fit trovato.
Dividendo il profilo dell'alogena per il fit, il ripple e' "isolato":
Questo profilo, che io ho chiamato MASTER_RIPPLE, e' costante e va conservato per futuri utilizzi. Il suo uso e' semplice. Vediamolo in una procedura di riduzione dello spettro di una stella di riferimento, finalizzata a trovare la curva di risposta (strumentale e atmosferica).
Lo spettro calibrato solo in lunghezza d'onda della stella di riferimento:
Andrebbe adesso diviso per il relativo spettro di libreria. Trovare poi la curva di risposta a partire dal risultato di questa divisione sarebbe un vero incubo a causa del ripple...
Come puoi vedere, le cose sono ben diverse se prima di dividere per lo spettro di libreria, si divide per il MASTER_RIPPLE:
Ora e' semplice trovare la curva di risposta a valle della divisione. E' come se avessi usato una camera che non presenta il problema del ripple. Ecco la curva di risposta smooth:
Attenzione pero' perche' non e' questa la vera curva di risposta, manca infatti il ripple! Lo rimettiamo dentro moltiplicando la curva smooth per il MASTER_RIPPLE:
Tutto qui.
Riassumendo, con questa tecnica togliamo temporaneamente il ripple per poter affrontare in modo piu' sicuro la delicata fase del calcolo della risposta strumentale: la rimozione degli spike, delle bande atmosferiche e l'ammorbidimento della curva con la funzione di smoothing.
Lo spettro completamente calibrato grazie all'ultima curva di risposta, confrontato con quello della libreria Miles:
Se volete provare anche voi questo metodo, vi raccomando di curare al meglio il calcolo del MASTER_RIPPLE. Tanto dovete farlo una sola volta. Con un profilo accurato del ripple, l'applicazione a qualsiasi spettro delle stelle di riferimento che prenderete e' davvero banale. Il flat non occorre piu' ma consiglio sempre di prendere qualche frame per eventuali controlli.
Si doveva dire all'inizio... tutto questo viene fatto perche', a causa dello shift spettrale durante l'integrazione, il master flat non e' piu' coerente con lo spettro del target e di conseguenza il ripple non si elimina del tutto nel profilo finale. Parliamo di bassa risoluzione e di tempi di integrazione lunghi. Con soggetti molto luminosi il problema non si pone, si risolve con il flat nel modo classico. Con risoluzioni maggiori lo shift in Angstrom diminuisce e l'errore percentuale rispetto alla lunghezza d'onda del ripple diventa minimo, quindi non servono procedure correttive.
Non so dirti se altri procedono in questo modo o rimediano con soluzioni diverse (non ne ho mai sentito parlare). Se con i nuovi contatti (ANS) conoscerai metodi migliori per far fronte ad una problematica del genere, ti prego di farmi sapere.
Nei limiti della mia esperienza sono a disposizione se qualcosa non e' chiaro.
Paolo
Il ripple di cui parliamo e' stabile nel tempo ed ha una frequenza relativamente bassa. Non si tratta del fringing ad alta frequenza, tipico nella regione infrarossa di molte camere (soprattutto professionali) e molto difficile da rimuovere.
Occorre una sorgente alogena dalla luce piu' fredda possibile (le alogene sono carenti nel blu). Non conviene usare il LED, anche se di buona intensita' nel blu, perche' il particolare profilo rende le operazioni difficili. Serve naturalmente un buon diffusore che non tagli eccessivamente il blu/UV. Con l'alogena dovete illuminare il diffusore anteposto all'apertura del telescopio.
Siccome nel blu c'e' poca luce, prendete un centinaio di flat frame con il massimo di conteggi (probabilmente nel giallo) piu' vicino possibile al limite superiore del range di linearita' della camera. La media di tutti questi frame permettera' di recuperare lo SNR nel blu/UV (ok, l'UV e' fuori tema con il Lhires III 150, facciamo finta che avete un Alpy 600 che, diversamente dalla realta', soffre di shift).
E' consigliabile prendere due spettri della lampada (Ne-Ar, basso consumo o altra sorgente utile per la calibrazione, anche una stella), prima e dopo la sequenza dei flat frame. Questi vanno mediati ed il risultato usato per la calibrazione in lunghezza d'onda dello spettro della alogena. La fase di acquisizione si dovrebbe svolgere in tempi abbastanza brevi per non dar modo agli effetti termoelastici e alle flessioni di provocare uno shift degli spettri.
Il profilo della alogena, calibrato solo in lunghezza d'onda, mostrera' un andamento "ondulato". Con la funzione continuum di ISIS/VSpec occorre trovare un fit che attraversi centralmente le ondulazioni. Dato che nel blu i livelli sono molto bassi, per riuscire a vedere i dettagli dei profili, conviene cambiare in visualizzazione la scala delle ordinate.
Mostro i risultati della mia esperienza. Il profilo nero e' lo spettro dell'alogena, in rosso il fit trovato.
Dividendo il profilo dell'alogena per il fit, il ripple e' "isolato":
Questo profilo, che io ho chiamato MASTER_RIPPLE, e' costante e va conservato per futuri utilizzi. Il suo uso e' semplice. Vediamolo in una procedura di riduzione dello spettro di una stella di riferimento, finalizzata a trovare la curva di risposta (strumentale e atmosferica).
Lo spettro calibrato solo in lunghezza d'onda della stella di riferimento:
Andrebbe adesso diviso per il relativo spettro di libreria. Trovare poi la curva di risposta a partire dal risultato di questa divisione sarebbe un vero incubo a causa del ripple...
Come puoi vedere, le cose sono ben diverse se prima di dividere per lo spettro di libreria, si divide per il MASTER_RIPPLE:
Ora e' semplice trovare la curva di risposta a valle della divisione. E' come se avessi usato una camera che non presenta il problema del ripple. Ecco la curva di risposta smooth:
Attenzione pero' perche' non e' questa la vera curva di risposta, manca infatti il ripple! Lo rimettiamo dentro moltiplicando la curva smooth per il MASTER_RIPPLE:
Tutto qui.
Riassumendo, con questa tecnica togliamo temporaneamente il ripple per poter affrontare in modo piu' sicuro la delicata fase del calcolo della risposta strumentale: la rimozione degli spike, delle bande atmosferiche e l'ammorbidimento della curva con la funzione di smoothing.
Lo spettro completamente calibrato grazie all'ultima curva di risposta, confrontato con quello della libreria Miles:
Se volete provare anche voi questo metodo, vi raccomando di curare al meglio il calcolo del MASTER_RIPPLE. Tanto dovete farlo una sola volta. Con un profilo accurato del ripple, l'applicazione a qualsiasi spettro delle stelle di riferimento che prenderete e' davvero banale. Il flat non occorre piu' ma consiglio sempre di prendere qualche frame per eventuali controlli.
Si doveva dire all'inizio... tutto questo viene fatto perche', a causa dello shift spettrale durante l'integrazione, il master flat non e' piu' coerente con lo spettro del target e di conseguenza il ripple non si elimina del tutto nel profilo finale. Parliamo di bassa risoluzione e di tempi di integrazione lunghi. Con soggetti molto luminosi il problema non si pone, si risolve con il flat nel modo classico. Con risoluzioni maggiori lo shift in Angstrom diminuisce e l'errore percentuale rispetto alla lunghezza d'onda del ripple diventa minimo, quindi non servono procedure correttive.
Non so dirti se altri procedono in questo modo o rimediano con soluzioni diverse (non ne ho mai sentito parlare). Se con i nuovi contatti (ANS) conoscerai metodi migliori per far fronte ad una problematica del genere, ti prego di farmi sapere.
Nei limiti della mia esperienza sono a disposizione se qualcosa non e' chiaro.
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