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Misure spettroscopiche SA100

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

Messaggioda Paolo » 13 nov 2019, 13:40

Grazie mille Tonino! E' molto interessante l'uso del foglio elettronico per tirare fuori il dato in modo analitico.

Da quello che ho capito, il ragguppamento e' necessario per poter calcolare la pendenza in maniera sufficientemente affidabile (serve un numero minimo di punti per fare statistica) ma soprattutto per far fronte al rumore. Dal lato opposto, in spettri come quelli SA100, dieci campioni potrebbero essere troppi. In altre parole questo valore si dovrebbe scegliere in funzione della dispersione spettrale.

Prendiamo ad esempio lo spettro di una nova, ipotizzando che l'emissione h-alfa abbia una FWHM di 2000 Km/s e le estremita' delle ali siano spaziate di 4000 Km/s. Espressi in Angstrom, rispettivamente 44A e 88A. Lasciamo da parte un attimo la larghezza strumentale per non complicare. In uno spettro SA100 che ha una dispersione di 8 A/pixel (e' sempre un esempio), la FWHM comprende 44/8 = 6 pixel circa e tutta la riga e' contenuta in 12 pixel. Questi numeri sono i campioni disponibili per caratterizzare la riga.

Le singole ali di questa riga prenderanno si' e no 3 pixel. Capisci che un raggruppamento di 10 campioni ha poco senso perche' includi nella media valori che vanno dal continuo al picco centrale. Quando ti allontani progressivamente dal centro riga (con la media mobile che hai descritto) le cose vanno un po' meglio ma i campioni restano pochissimi per fare statistica. Se poi aggiungiamo il rumore, che fa fluttuare da pixel a pixel le intensita' in modo casuale, non so veramente cosa puo' venire fuori. Come minimo il numero di campioni deve essere ridotto ma probabilmente questa analisi perde di utilita'.

Invece in uno spettro a risoluzione piu' elevata le cose sono molto diverse. Usando il Lhires III e il reticolo da 1200 l/mm, la stessa riga ha una FWHM di 44/0.35 = 126 pixel (nel mio caso la dispersione e' 0.35 A/pixel). La riga completa abbraccia ben 252 pixel. Qui ti puoi divertire a fare statistica e medie mobili per trovare con precisione dove la riga comincia a salire sul continuo (fin dove il rumore lo consente). Puoi anche permetterti di aumentare il numero di campioni per gruppo per mitigare il rumore.

Naturalmente, nel caso di una supernova in cui le tipiche righe sono molto piu' larghe (es. FWHM 10000 Km/s), anche gli spettri SA100 riescono a campionare in modo idoneo per fare l'analisi. Il problema e' che in questi spettri spesso non si trova il continuo perche' e' "invaso" da svariate ed ingombranti righe che si sovrappongono...

Scusami se ho complicato un po' la questione... il topic riguarda lo Star Analyser e volevo provare a restare in tema. Anche perche', se ti capita di fare l'analisi sui tuoi spettri, potresti trovare una situazione molto diversa da quella che vedi nel libro.

Ci sono differenze tra i modelli semplificati, che spesso si espongono nei testi (a ragione naturalmente, altrimenti lo scopo didattico viene compromesso), e le situazioni che trovi in pratica!

Paolo

PS: credo lo sai gia'... se vuoi caricare in Excel un profilo (lambda vs intensita'), basta che importi il profilo con estensione .DAT che genera automaticamente ISIS (e' un file di testo).

PS2: La funzione fill down di Excel semplicemente copia la formula nelle celle vuote in basso fino a fine elenco.

PS3: se vuoi provare l'analisi, ti allego un profilo DAT con una riga di emissione.
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Messaggioda tonyven » 13 nov 2019, 22:27

Sono molto contento che hai chiarito la questione. E' bene conoscere i limiti dello strumento che si usa. A me piace molto fare le misure e sapevo che l'SA100 è limitato. In futuro quando passerò a uno strumento superiore penso mi divertirò molto nelle giornate di pioggia! Tornando sul tecnico, ho importato il file che hai postato su excel e sono usciti fuori tutti i valori di cui ho bisogno.Grazie!Sapendo esattamente a che lambda inizia e finisce la riga si può calcolare esattamente, con ISIS, la FWHM e quindi la velocità.Una cosa non ho capito dell'esempio che hai postato della nova. Come hai calcolato la larghezza delle ali in 44 e 88A? Quando avrò un pò di tempo proverò a fare qualcosa.Non sarà semplice con questo metodo. Lo devo testare e vedere che esce.
Saluti Tonino
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Messaggioda Paolo » 14 nov 2019, 17:11

Ciao Tonino, sperimentare con i nostri dati e' davvero interessante e divertente! Spettri oppure osservazioni fotometriche offrono moltissimo in questo senso.

Per quanto riguarda lo Star Analyser, bisogna dire che e' un'ottimo strumento nonostante abbia dei limiti operativi. Anche con gli spettri che produce puoi passare interi mesi a studiare! Toccherai con mano quando osserverai target piu' deboli.

Secondo me, per calcolare la FWHM non serve sapere esattamente dove comincia e finisce la riga. Basta impostare ad occhio i limiti (laddove il segnale sembra ricongiungersi al continuo). Tieni conto che anche qui ne passa fra un modello semplificato e i profili reali! In pratica puoi avere righe che hanno stessa FWHM ma diversa ampiezza delle ali, come anche righe composte o asimmetriche.

La FWZI resta comunque un dato molto importante ed e' bene misurarla con la migliore precisione (ad esempio usando il metodo che hai suggerito). Se trovi i valori sul profilo che ho condiviso facci sapere, ti passo lo stesso profilo con meno rumore e possiamo sperimentare come la FWZI cambi con lo SNR (e' una interessante esperienza).

Per passare dalla larghezza in Angstrom a quella espressa in Km/s (velocita' radiale) si usa la formuletta dell'effetto Doppler: v = FWHM / lambda * c dove "c" e' la velocita' della luce (sia v che c sono espresse in Km/s). FWHM e Lambda sono espresse in Angstrom (lambda = 6563A nel nostro esempio).

L'inverso (quello che chiedi) e': FWHM = v * lambda / c

Nell'esempio della nova, puoi esprimere la larghezza della riga h-alfa sia in Angstrom che in Km/s. E' lo stesso ma la velocita' dei gas che espandono e' un parametro piu' "tangibile".

Se ricordi, Plotspectra e' in grado di generare automaticamente, a partire dal profilo spettrale, un grafico in cui le ascisse rappresentano la velocita' radiale. Internamente, il software effettua la conversione lambda -> Vrad con la formula sopra.

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Messaggioda tonyven » 19 nov 2019, 22:47

Ho accantonato per ora il calcolo della FWZI perchè ancora non ho ben chiaro tutto il procedimento da fare con il foglio di calcolo. Così mi stavo rivedendo il discorso della velocità. Sull'ultimo profilo che ho elaborato di tetAri stavo vedendo il valore della velocità nel picco dell'assorbimento. Questo è prossimo a zero. Ma come può essere? Scusate se sono duro di comprendonio!

tetari_ 20191106_832_0_velocità.png
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Messaggioda Paolo » 20 nov 2019, 12:19

Ciao Tonino, vorrei provare a spiegarti per gradi, mi servono pero' alcune info circa la calibrazione in lunghezza d'onda dello spettro di tet Ari. Di quale profilo ti sei servito per calcolare il polinomio?

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Messaggioda tonyven » 20 nov 2019, 21:32

Come sempre ho preso come riferimento una stella di classe A0V, o vicino, in questo caso 2 Cet, una B9IVn.Se ti riferisci a questo. Altrimenti non so cosa intendi.Grazie per l'interessamento.
Saluti Tonino
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Messaggioda Paolo » 21 nov 2019, 0:01

Ok, io comunque intendo la calibrazione in lunghezza d'onda, non quella in intensita'.
Quindi hai calibrato sulle righe di Balmer di 2 Cet. Immagino che poi hai messo a registro lo spettro di 2 Cet e quello di tet Ari (intendo farli coincidere con precisione alla stessa coordinata X). Con che precisione li hai messi a registro? Qui si puo' generare qualche piccolo errore.

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Messaggioda tonyven » 21 nov 2019, 20:19

Ti garantisco che dopo essermi preso diversi cazziatoni dal nostro amico comune, sto sempre molto attento a mettere a registro il 2D della stella di riferimento e la stella target.
Saluti Tonino
tonyven
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