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Ottimizzazione SA100

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

Messaggioda Fab » 28 nov 2016, 21:08

Umberto potrebbe dirti quanti pixel nel frame ci sono tra la riga h-alfa e h-beta nei suoi spettri (gloriosi) presi dopo aver ottimizzato lo SA100. Confronta poi questo numero con cio' che misuri nei tuoi spettri. Mi aspetto una grande differenza. Nota che il problema della calibrazione non ottimale, specie con il Newton, e' senz'altro legato anche al sottocampionamento. Con pochi campioni le righe non sono definite con precisione. Ho fatto anche qui una simulazione con VSPec, nota come cambia la lunghezza d'onda del minimo dell'assorbimento e considera che si tratta dello stesso profilo ma con diverso campionamento:
Se vuoi approfondire possiamo aprire un topic dedicato (l'argomento merita).
Paolo


Salve Fabrizio, la distanza in pixel dalla H-alfa all'H-beta e di 260.
Umberto


Riapro qui per non andare Off-topic

viewtopic.php?p=37610#p37610

Riporto un profilo calibrato in lunghezza d'onda e croppato nella zona di interesse, il primo che mi è capitato tra le mani, di Gamma Cas con evidenziato le due righe Hα e Hβ.

Pixel GammaCas.gif


Sono 122 pixel di distanza.
Il che, nemmeno a dubitarne un attimo, da pienamente ragione a Paolo e Umberto.
Occorre aumentare la dispersione.
Fabrizio
Fab
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Messaggioda umberto » 29 nov 2016, 1:03

Fabrizio, posto un profilo di Gamma Cas ripresa con L'SA100. La dispersione è di 4 A/pix, la distanza in pixel da l'H-alfa e l'H-beta in questo caso è di 380.In questa osservazione ho tirato ancor di più il collo a l'SA100. Umberto

prof gamma cas con risp.jpg
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Messaggioda Fab » 29 nov 2016, 12:04

Ciao Umberto
ottimo.
Entrava tutto nel sensore compreso l'immagine di ordine zero oppure hai fatto la calibrazione in lunghezza d'onda sulle righe dell'idrogeno ?

fabrizio
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Messaggioda umberto » 29 nov 2016, 14:35

Salve Fabrizio, il file che è nella cartella è un crop e non si vede l'ordine zero, credo di aver calibrato il profilo sulle altre righe forse compresa l'atmosfera 7605A.Non ho riscontri, quindi non so dirti bene, forse era solo una prova per una verfica sulla dispersione.
Umberto
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Messaggioda Fab » 29 nov 2016, 23:44

Se il rapporto distanza dal sensore-dispersione è lineare dovrei mettere il reticolo a 90-100 mm dal sensore CCD per avere circa 4Å/pixel. Con il Cmos della ASI120 ho raggiunto i 3Å/pixel ma il s/n era aumentato troppo. Colpa anche del sensore rumoroso. Ma la distanza grosso modo dovrebbe essere quella.

Grazie delle preziose info Umberto.

Fabrizio
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Messaggioda Paolo » 30 nov 2016, 0:01

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
Full_width_at_half_maximum.png (11.44 KiB) Osservato 724 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?",

spettri_2d_full.jpg

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).

demo_camp.png

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!).

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Messaggioda Fab » 30 nov 2016, 7:01

Buongiorno a tutti.
Che dire : da incorniciare.
Un piccolo trattato di ottimizzazione dello SA100 da salvare e assimilare
parola per parola, punteggiatura compresa.
E, ovviamente, da tradurre in pratica sul proprio setup per tirarne fuori il massimo.
A questo punto lo SA100 permette davvero analisi di profili, nel suo campo
specifico, apparentemente fuori portata.

Complimenti anche ad Umberto per la sua attività riconosciuta anche fuori dai nostri confini.
Lasciatemelo dire, l'eccellenza italiana non è acqua....

Ok anche per l'ottica usata. Mi era venuto il dubbio che lunghe focali potessero
essere controproducenti, aumentando a dismisura il FWHM del target, già pesantemente
deformato dal seeing che è, di fatto, il nemico nr 1 nell'uso degli strumenti senza fenditura.

Partendo dalla nota formula :

Dispersione (A/pixel) = 10000*dimensioni pixel (um) / [n° linee mm * distanza (mm) tra reticolo e CCD]

già in prima approssimazione credo si possa estrapolare un valore intorno al quale ottimizzare la distanza sulla quale lavorare. E di seguito farsi un'idea anche della risoluzione :

R = Ordine x linee/mm x Superficie del reticolo bagnata dal fascio

Giusto ?

Grazie infinite.
Fab
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Messaggioda SergioMauro » 30 nov 2016, 13:38

Quindi io ho sbagliato a forzare la risoluzione portando la distanta reticolo/sensore a 13 mm.
Così ho ottenuto una distanza Ha/Hb di 415 pixel e una dispersione di 4,3 A/pixel che non mi è servita, anzi .....

Immagine crop.png


Spettro calibrato 2.png

Sergio
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Messaggioda Paolo » 30 nov 2016, 23:06

Intanto Fabrizio grazie per l'apprezzamento, nei limiti della mia esperienza e' un piacere poter essere in qualche modo utile.

Partendo dalla nota formula :

Dispersione (A/pixel) = 10000*dimensioni pixel (um) / [n° linee mm * distanza (mm) tra reticolo e CCD]

già in prima approssimazione credo si possa estrapolare un valore intorno al quale ottimizzare la distanza sulla quale lavorare.

Certamente.

E di seguito farsi un'idea anche della risoluzione :

R = Ordine x linee/mm x Superficie del reticolo bagnata dal fascio

Ricorda sempre che e' valore teorico, purtroppo irraggiungibile anche con spettrografi a fenditura. Con i reticoli in fascio convergente siamo ancora piu' lontani a causa delle aberrazioni tipiche ed altri fattori geometrici. L'esempio pratico e' gia' pronto ;) : nella mia prova a 105 mm di tiraggio la dimensione del reticolo bagnata dal fascio f/10 e' di 10.5mm. Secondo la formula che hai citato si ha: R = 1 x 100 x 10,5 = 1050. Consideriamo la riga del mercurio sui 4358A, la risoluzione spettrale sarebbe di 4,2A (ottenuta da 4358/1050). Invece il valore misurato sullo spettro (vedi articolo in home) e' di 14,1A (la FWHM della riga). C'e' purtroppo una bella differenza...

Per rispondere a Sergio...

Quindi io ho sbagliato a forzare la risoluzione portando la distanta reticolo/sensore a 13 mm.
Così ho ottenuto una distanza Ha/Hb di 415 pixel e una dispersione di 4,3 A/pixel che non mi è servita, anzi .....

Non e' detto! A vedere lo spettro mi sembra di no, anche se bisognerebbe sapere quanto risulta allargata un riga spettrale (intrinsecamente sottile, non le Balmer di Alioth che sono piu' larghe per la fisica dell'atmosfera stellare).

L'altro elemento importante che possiamo aggiungere alla nostra chiacchierata riguarda proprio il da farsi quando il soggetto e' fortemente allargato.

Se vogliamo usare lo Star Analyser con con grandi telescopi e focali lunghe oppure, e' lo stesso, se l'atmosfera e' terribilmente turbolenta, il sovracampionamento e' cosi' forte che non possiamo fare nulla di concreto per adattare i pixel:

- comprare una seconda CCD con pixel enormi per le serate turbolente mi sembra eccessivo...
- lavorare in binning 6x6 (per esagerare) corregge il campionamento della sorgente ma lo spettro diventa piccolissimo (torna il problema del profilo composto da uno scarso numero di campioni)

Che fare allora? Ci teniamo le "stellone" (quindi un SNR non ottimale) ma recuperiamo almeno la risoluzione aumentando il tiraggio del reticolo. Lo spettro diventa piu' lungo per cui il sensore deve essere sufficientemente grande (sono penalizzati i sensori di piccole dimensioni).

Ho fatto questo schemino che spero renda il concetto piu' chiaro. Aumentando il tiraggio (entro certi limiti) lo spettro si estende maggiormente lungo l'asse della dispersione ma non ingrandisce (se non pochissimo) le righe allargate per il seeing.

schema_seeing.jpg


Abbiamo due righe di emissione vicine che sono ben separate nella ripresa con seeing buono, quasi unite in un unica riga con seeing cattivo e di nuovo separate (pur con seeing cattivo) applicando il rimedio di allungare il tiraggio.

Paolo

EDIT: ho corretto l'elemento che ha prodotto la riga a 4358 (avevo scritto erroneamente h-beta invece e' la riga del mercurio della lampada a fluorescenza usata per l'esperimento).
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Messaggioda umberto » 1 dic 2016, 1:34

Altro che utile, queste importanti delucidazioni le trascrive solo Paolo. Fabrizio circa 13cm, millimetro in più o in meno,era la distanza che ho impostato io tra il sensore e l'SA100.Animo sei sulla buona strada, per calibrare lo spettro è opportuno usare una stella di libreria come precedentemente ha consigliato Paolo.Scusami se non sono tanto presente, ma ho tanto da fare con il nuovo spettroscopio ad alta risoluzione che ho assemblato di recente.Per fortuna che il "Guru" è sempre disponibile, meriterebbe un monumento.Umberto
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