Il mio primo "diagramma H-R"!
Inviato: 12 mar 2018, 20:47
Sebbene lo scopo dell'osservazione era un altro (verifica e parametri correttivi delle misure di magnitudine prese con un solo filtro fotometrico), la tentazione di provare a costruire un diagramma colore-magnitudine con le stelle dell'ammasso aperto M67 era troppo grande!
M67 rappresenta un banco di prova ideale per le calibrazioni fotometriche. Coloro che vogliono affinare le proprie misure di magnitudine ricavate grazie ai vari filtri, possono calibrare al meglio la propria strumentazione (composta da ottiche, filtri, camere,...) grazie all'osservazione di questo ammasso stellare. L'obiettivo e' quello di ricavare i cosidetti "coefficienti di trasformazione" la cui applicazione permette di correggere dei piccoli errori legati al diverso indice di colore dei soggetti osservati (quando target e stella di riferimento non sono di colore simile). Non sono esperto, quindi per qualsiasi approfondimento chiedete ai bravissimi colleghi (sul nostro forum ce ne sono tanti)!
Per questa esperienza ho utilizzato il filtro fotometrico V (Baader) ed il filtro B della Astronomik. Quest'ultimo non e' standard, ovvero la sua curva di trasmissione e' sensibilmente diversa da quella di un filtro B nato per fare fotometria. Ho voluto ugualmente tentare perche' lo scopo non e' quello di fare misure precise in banda B ma solo di differenziare le stelle di colore diverso.
Il diagramma Hertzsprung-Russell (i nomi dei due astronomi che lo hanno indipendentemente ideato intorno al 1910) ha permesso di fare un salto enorme nella comprensione dell'evoluzione stellare. Senza entrare nei dettagli (approfondimenti qui), il diagramma H-R mette in relazione la luminosita' con la temperatura effettiva delle stelle.
Visto il legame tra luminosita' e magnitudine, tra temperatura, tipo spettrale e indice di colore, ci sono diverse varianti del diagramma H-R. Il diagramma che ho provato a ricostruire e' definito colore-magnitudine e mette in relazione la magnitudine V e l'indice di colore B-V. Quest'ultimo porta con se' degli errori dovuti alla misura della mag B poco precisa essendo il filtro usato non fotometrico, cio' nonostante sono rimasto meravigliato dal risultato che evidenzia molto bene come le stelle tendano a posizionarsi in specifiche aree del grafico.
Nel grafico e' possibile riconoscere la sequenza principale, il suo "turn-off point" (il punto in cui la stella lascia la sequenza principale dopo aver esaurito il combustibile principale (idrogeno) ed il ramo delle giganti in cui si portano molte stelle dopo il turn-off. In un diagramma H-R i parametri del turn-off (luminosita' e temperatura) permettono di ricavare l'eta' dell'ammasso.
Le stelle che formano l'amasso aperto M67 hanno la stessa eta' e il loro diverso posizionamento nel diagramma rappresenta l'attuale stadio evolutivo a valle di un percorso condizionato dalla massa iniziale di ciascuna di esse. M67 e' un ammasso relativamente vecchio, quindi abbastanza evoluto. Per questo sono presenti le stelle nella zona alta del diagramma, giganti rosse sulla destra e a sinistra stelle molto calde che hanno lasciato la sequenza principale. In basso troviamo le stelle nane ma non dire quanto abbia impattato la dispersione dei dati dovuta agli errori associati alle misure B e V (sono le stelle piu' deboli).
Un diagramma di questo tipo permette anche di stimare la distanza dell'ammasso mediante la cosiddetta "parallasse spettroscopica". E' necessario disporre di misure piu' precise ma appena possibile provero' comunque a ricavare la distanza con i dati a disposizione.
Un sintetica descrizione del procedimento impiegato per questa esperienza.
Strumenti utilizzati
- Telescopio Mak 90
- Camera CCD SXV-H9
- filtro fotometrico V (Baader)
- filtro fotografico blu della serie RGB Astronomik
Osservazioni dell'ammasso aperto M67 (svolte il 9 marzo 2018)
- 15 x 60s con filtro V
- 15 x 60s con filtro blu
- frame di calibrazione (dark, flat per V e B)
Riduzione dati (Astroart 6)
- pretrattamento standard
- calibrazione astrometrica B/V (UCAC 4)
- calibrazione fotometrica V (UCAC 4 Apass V)
- calibrazione fotometrica B (UCAC 4 Apass B)
- crop del campo centrato sull'ammasso (B/V)
Sui due frame V e B calibrati ho lanciato un processo di selezione automatica delle stelle basato su alcuni parametri tipici (intervallo FWHM, SNR minimo, ADU max). In ogni frame Astroart ha trovato circa 550 stelle che ho depurato manualmente di un certo numero di false "detection" e di stelle troppo vicine fra loro (interferiscono per la misura del segnale). Al netto, le misure valide sono diventate 523 per il frame V e 506 per il B.
Astroart genera automaticamente un elenco esportabile con i dati relativi alle stelle identificate. I piu' importanti sono naturalmente la magnitudine e le coordinate AR e DEC espresse in gradi decimali. Con un numero cosi' elevato di stelle il problema e' infatti come mettere in relazione i due insiemi V e B i cui elenchi presentano dati simili ma non uguali (nella tabella che serve per costruire il grafico dobbiamo riportare le magnitudini B e V di ogni stella).
Le coordinate forniscono l'elemento discriminante. Ho caricato gli elenchi in due fogli Excel ed ho creato un semplicissimo script in VBA che, per ogni stella dell'elenco V, trova la stella angolarmente piu' vicina presente nell'elenco B sulla base di AR e DEC. Il residuo sulla distanza (che teoricamente dovrebbe essere zero ma in pratica ha un valore misurabile in secondi d'arco o sue frazioni), e' stato usato per confermare la corretta identificazione. Questo processo ha ulteriormente scremato il numero dei campioni a 486 stelle (alcune deboli stelle si vedono nel frame V ma non nel B e viceversa, quindi non sono utilizzabili).
Va considerato che nelle 486 stelle che hanno prodotto il diagramma, ci sono alcune stelle di campo, ovvero non appartenenti all'ammasso. Altre limitazioni per questa esperienza sono la focale del Mak90 relativamente corta la cui scala non consente di effettuare la fotometria di apertura di stelle particolarmente vicine. La piccola apertura inoltre non ha permesso di ottenere un buon SNR delle stelle piu' deboli e infine, non meno importante e gia' precisato sopra, non ho impiegato un filtro B fotometrico.
Sono convinto che la distribuzione caratteristica delle stelle nel diagramma colore-luminosita' (di questo ammasso come di altri) sia perfettamente rilevabile anche usando i filtri fotografici (es. B e G). Invito gli astrofotografi a ripetere un'esperienza simile per "assaggiare" un po' di fotometria usando i normali mezzi per le riprese del profondo cielo. Nel risultato finale potra' esserci un certo offset dovuto alle misure non standard ma la relazione colore-magnitudine dovrebbe essere evidente, specie usando telescopi piu' grandi del mio Mak90.
Consigli e critiche sono sempre graditi, spero di non aver commesso errori grossolani...
Sono a disposizione per qualunque chiarimento (nei limiti della mia modesta esperienza).
Paolo
M67 rappresenta un banco di prova ideale per le calibrazioni fotometriche. Coloro che vogliono affinare le proprie misure di magnitudine ricavate grazie ai vari filtri, possono calibrare al meglio la propria strumentazione (composta da ottiche, filtri, camere,...) grazie all'osservazione di questo ammasso stellare. L'obiettivo e' quello di ricavare i cosidetti "coefficienti di trasformazione" la cui applicazione permette di correggere dei piccoli errori legati al diverso indice di colore dei soggetti osservati (quando target e stella di riferimento non sono di colore simile). Non sono esperto, quindi per qualsiasi approfondimento chiedete ai bravissimi colleghi (sul nostro forum ce ne sono tanti)!
Per questa esperienza ho utilizzato il filtro fotometrico V (Baader) ed il filtro B della Astronomik. Quest'ultimo non e' standard, ovvero la sua curva di trasmissione e' sensibilmente diversa da quella di un filtro B nato per fare fotometria. Ho voluto ugualmente tentare perche' lo scopo non e' quello di fare misure precise in banda B ma solo di differenziare le stelle di colore diverso.
Il diagramma Hertzsprung-Russell (i nomi dei due astronomi che lo hanno indipendentemente ideato intorno al 1910) ha permesso di fare un salto enorme nella comprensione dell'evoluzione stellare. Senza entrare nei dettagli (approfondimenti qui), il diagramma H-R mette in relazione la luminosita' con la temperatura effettiva delle stelle.
Visto il legame tra luminosita' e magnitudine, tra temperatura, tipo spettrale e indice di colore, ci sono diverse varianti del diagramma H-R. Il diagramma che ho provato a ricostruire e' definito colore-magnitudine e mette in relazione la magnitudine V e l'indice di colore B-V. Quest'ultimo porta con se' degli errori dovuti alla misura della mag B poco precisa essendo il filtro usato non fotometrico, cio' nonostante sono rimasto meravigliato dal risultato che evidenzia molto bene come le stelle tendano a posizionarsi in specifiche aree del grafico.
Nel grafico e' possibile riconoscere la sequenza principale, il suo "turn-off point" (il punto in cui la stella lascia la sequenza principale dopo aver esaurito il combustibile principale (idrogeno) ed il ramo delle giganti in cui si portano molte stelle dopo il turn-off. In un diagramma H-R i parametri del turn-off (luminosita' e temperatura) permettono di ricavare l'eta' dell'ammasso.
Le stelle che formano l'amasso aperto M67 hanno la stessa eta' e il loro diverso posizionamento nel diagramma rappresenta l'attuale stadio evolutivo a valle di un percorso condizionato dalla massa iniziale di ciascuna di esse. M67 e' un ammasso relativamente vecchio, quindi abbastanza evoluto. Per questo sono presenti le stelle nella zona alta del diagramma, giganti rosse sulla destra e a sinistra stelle molto calde che hanno lasciato la sequenza principale. In basso troviamo le stelle nane ma non dire quanto abbia impattato la dispersione dei dati dovuta agli errori associati alle misure B e V (sono le stelle piu' deboli).
Un diagramma di questo tipo permette anche di stimare la distanza dell'ammasso mediante la cosiddetta "parallasse spettroscopica". E' necessario disporre di misure piu' precise ma appena possibile provero' comunque a ricavare la distanza con i dati a disposizione.
Un sintetica descrizione del procedimento impiegato per questa esperienza.
Strumenti utilizzati
- Telescopio Mak 90
- Camera CCD SXV-H9
- filtro fotometrico V (Baader)
- filtro fotografico blu della serie RGB Astronomik
Osservazioni dell'ammasso aperto M67 (svolte il 9 marzo 2018)
- 15 x 60s con filtro V
- 15 x 60s con filtro blu
- frame di calibrazione (dark, flat per V e B)
Riduzione dati (Astroart 6)
- pretrattamento standard
- calibrazione astrometrica B/V (UCAC 4)
- calibrazione fotometrica V (UCAC 4 Apass V)
- calibrazione fotometrica B (UCAC 4 Apass B)
- crop del campo centrato sull'ammasso (B/V)
Sui due frame V e B calibrati ho lanciato un processo di selezione automatica delle stelle basato su alcuni parametri tipici (intervallo FWHM, SNR minimo, ADU max). In ogni frame Astroart ha trovato circa 550 stelle che ho depurato manualmente di un certo numero di false "detection" e di stelle troppo vicine fra loro (interferiscono per la misura del segnale). Al netto, le misure valide sono diventate 523 per il frame V e 506 per il B.
Astroart genera automaticamente un elenco esportabile con i dati relativi alle stelle identificate. I piu' importanti sono naturalmente la magnitudine e le coordinate AR e DEC espresse in gradi decimali. Con un numero cosi' elevato di stelle il problema e' infatti come mettere in relazione i due insiemi V e B i cui elenchi presentano dati simili ma non uguali (nella tabella che serve per costruire il grafico dobbiamo riportare le magnitudini B e V di ogni stella).
Le coordinate forniscono l'elemento discriminante. Ho caricato gli elenchi in due fogli Excel ed ho creato un semplicissimo script in VBA che, per ogni stella dell'elenco V, trova la stella angolarmente piu' vicina presente nell'elenco B sulla base di AR e DEC. Il residuo sulla distanza (che teoricamente dovrebbe essere zero ma in pratica ha un valore misurabile in secondi d'arco o sue frazioni), e' stato usato per confermare la corretta identificazione. Questo processo ha ulteriormente scremato il numero dei campioni a 486 stelle (alcune deboli stelle si vedono nel frame V ma non nel B e viceversa, quindi non sono utilizzabili).
Va considerato che nelle 486 stelle che hanno prodotto il diagramma, ci sono alcune stelle di campo, ovvero non appartenenti all'ammasso. Altre limitazioni per questa esperienza sono la focale del Mak90 relativamente corta la cui scala non consente di effettuare la fotometria di apertura di stelle particolarmente vicine. La piccola apertura inoltre non ha permesso di ottenere un buon SNR delle stelle piu' deboli e infine, non meno importante e gia' precisato sopra, non ho impiegato un filtro B fotometrico.
Sono convinto che la distribuzione caratteristica delle stelle nel diagramma colore-luminosita' (di questo ammasso come di altri) sia perfettamente rilevabile anche usando i filtri fotografici (es. B e G). Invito gli astrofotografi a ripetere un'esperienza simile per "assaggiare" un po' di fotometria usando i normali mezzi per le riprese del profondo cielo. Nel risultato finale potra' esserci un certo offset dovuto alle misure non standard ma la relazione colore-magnitudine dovrebbe essere evidente, specie usando telescopi piu' grandi del mio Mak90.
Consigli e critiche sono sempre graditi, spero di non aver commesso errori grossolani...
Sono a disposizione per qualunque chiarimento (nei limiti della mia modesta esperienza).
Paolo