Altro lavoretto basato su riprese effettuate durante il campo estivo di Fonte Vetica...

Cosa ci permette di osservare il piccolo reticolo a diffrazione montato su un C5? Sembra strano ma probabilmente piu' di quanto riesce a discernere un grosso telescopio in campo ottico, visuale o fotografico che sia...

Un po' di pratica. Ho posto il reticolo a circa 75 mm dal sensore in modo da ottenere uno spettro piu' ampio possibile mantenendo nel campo di ripresa anche la sorgente in ordine zero. La media di 40 pose da 2 secondi mostra il pianeta (puntiforme) e il suo spettro disperso sul lato destro:
Lo spettro e' in bianco e nero perche' ho usato un sensore monocromatico, ma si puo' immaginare che contenga tutti i colori dell'iride a partire dal violetto a sinistra fino al rosso profondo sulla destra. Le discontinuita' nello spettro sono in pratica le variazioni di intensita' registrate dal sensore a seconda del colore o, che e' lo stesso, della lunghezza d'onda.

I sensori non sono sensibili allo stesso modo nei vari colori. Cio' non causa le varie discontinuita' che si osservano (si vedra' in seguito), tuttavia sono tipicamente poco sensibili al violetto e all'infrarosso mentre la sensibilita' e' piu' alta nella regione centrale del visibile. Lo spettro sopra e' quindi uno spettro comunque alterato, "sagomato" dalla diversa sensibilita' ai colori della strumentazione utilizzata.

Nessun problema! Esiste un rimedio infallibile per correggere le intensita' e portarle ad un livello reale, come se il nostro sensore fosse perfetto e non avesse le "defaiances" in alcune regioni spettrali. Basta prendere lo spettro di una stella, definita di calibrazione. In pratica, oltre lo spettro del target, ogni osservazione spettroscopica prevede anche la ripresa di una stella, scelta in base al tipo spettrale. Il suo spettro viene messo a confronto con uno calibrato in modo rigoroso (disponibile sul web oppure nelle librerie a corredo dei software di trattamento) e le differenze vengono usate per trovare la cosiddetta "risposta strumentale", ovvero le variazioni di sensibilita' del sistema alle varie lunghezze d'onda. Una volta nota la risposta strumentale, e' facile correggere lo spettro del target applicando un fattore moltiplicativo che varia in funzione della lunghezza d'onda.

Con Visual Spec ho fatto tutto questo utilizzando Delta Aquarii (SAO 165375), di tipo A3V, che si presenta adatta allo scopo sia per il continuo di grande estensione e dall'andamento "morbido", sia per la presenza di alcune righe di assorbimento che consentono raggiungere una buona precisione nella calibrazione in lunghezza d'onda. Nel grafico seguente si puo' osservare il profilo spettrale, estratto dall'immagine sopra, senza alcun trattamento e quello corretto per la risposta strumentale:
C'e' una bella differenza e questo giustifica il lavoro extra per la correzione. Inoltre solo cosi' puo' essere messo a confronto con altri spettri presi con strumentazione differente o con spettri di riferimento. Senza correzione per la risposta strumentale avremmo tanti diversi andamenti del profilo spettrale per altrettante camere CCD, reticoli ed ottiche usate. Variazioni che pero' nulla hanno a che fare con la luce proveniente dal soggetto studiato.

Torniamo al nostro risultato. Cosa aspettarsi da questo spettro? La prima considerazione e' che la superficie di Urano riflette la luce del Sole e, se la riflessione fosse pura, lo spettro risulterebbe identico a quello del Sole.

Lo spettro del Sole (stella di tipo G2V) è noto e disponibile nella libreria di Visual Spec. E' interessante allora fare un confronto ma prima e' bene adattare la risoluzione a quella del nostro spettro. Gli spettri in libreria, infatti, sono ottenuti con spettroscopi a fenditura e sono caratterizzati da una risoluzione superiore a quanto ottenibile con il reticolo a diffrazione. Per questo ho usato l'apposta funzione "Spline" di VSpec.

Possiamo definire i due profili come il contenuto spettrale della luce incidente e di quella riflessa.
Salta subito all'occhio come i due profili non siano affatto uguali. Ci sono profonde differenze nella parte centrale e destra dello spettro. L'atmosfera gassosa e ghiacciata di Urano opera evidentemente degli intensi assorbimenti soprattutto nella regione nel rosso ed IR.

Possiamo isolare le differenze tra il contenuto spettrale della luce incidente e quello della luce riflessa dividendo lo spettro di Urano per quello del Sole. Il risultato e' un profilo che mostra le sole alterazioni del profilo operate dall'atmosfera del pianeta (notare che se gli spettri del Sole e di Urano fossero stati identici la divisione avrebbe prodotto un profilo perfettamente orizzontale).

Sul sito della NASA "PDS: The Planetary Atmospheres Data Node" (http://pds-atmospheres.nmsu.edu/cgi-bin ... =gbat_0001) e' disponibile un file dati relativo all'assorbimento operato dalle molecole del metano a bassa temperatura (Karkoschka and Tomasko (1992) ICARUS 97, 161-181).

I valori sono relativi al coefficiente di assorbimento del gas per lunghezza d'onda. Espressi in forma logaritmica, possono essere usati per simulare un profilo di laboratorio relativo agli assorbimenti del metano. Ho utilizzato un foglio Excel per importare il file, operare il logaritmo e salvare in formato DAT, compatibile con Visual Spec. Anche per questo profilo si e' provveduto ad un adattamento della risoluzione mediante la funzione Spline di VSpec.

Il confronto del profilo di assorbimento del metano, cosi' ottenuto, con la divisione dello spettro di Urano per quello del Sole, è la chiave di volta per l'interpretazione del nostro spettro. La correlazione tra le caratteristiche spettrali dell'atmosfera planetaria e gli assorbimenti operati dal metano, come si vede, è notevole.
L'analogia tra i due profili mostra come gli intensi assorbimenti dello spettro ottico di Urano siano effettivamente dominati dal metano presente nella sua atmosfera, nonostante sia noto che il gas rappresenti solo il 2.3% della composizione, contro 15% di elio e 83% di idrogeno molecolare. A differenza di questi ultimi il metano interagisce con la luce visibile in modo piu' evidente e gli effetti sono ben apprezzabili anche osservando uno spettro a bassa risoluzione come questo. Tali assorbimenti sono, tra l'altro, il motivo per cui il pianeta ci appare al telescopio con una colorazione tendente al verde/azzurro.

Non ho basi scientifiche per fare altre considerazioni ma, dopo questa osservazione, di una cosa sono sicuro: il metano su quel pianeta, anche se poco, c'e'!

Ciao ciao
Paolo

Ciao Paolo, è sempre un piacere leggere le tue relazioni.
Questa in particolare mi ha insegnato tante cose sulla calibrazione degli spettri che non conoscevo.
Tutto sempre molto interessante !
Un saluto,
Marco

Complimenti Paolo. Sempre ad alto livello.
Io ho una macchina che va a METANO.....
...

Belissimia relazione Paolo, praticamente adesso abbiamo le linee telluriche di Urano e se un domani ci dovessimo ritrovare su Urano con i nostri spettroscopi possiamo utilizzare il tuo spettro per fare le dovute correzioni telluriche....si fa per dire

A parte gli scherzi Grazie per i tuoi posts istruttivi !
Marco

Grazie per l'apprezzamento! Marco L. e' vero, non avevo pensato che queste erano le righe telluriche degli "uraniani"! Hanno grandi problemi gli spettroscopisti di quel pianeta!

Marco P., per non appesantire, nel topic iniziale ho saltato il dettaglio relativo alla risposta strumentale. Lo mostro qui per maggior chiarezza (spero).
Guarda le tre curve. La blu e' della mia stella di calibrazione (Delta Aquarii) registrata con la SXV-H9. La curva arancione e' invece lo spettro A3V che e' contenuto nel pacchetto Visual Spec, il software specifico per spettroscopia. Sono contenuti tantissimi profili di tutti i tipi spettrali. Gli spettri nella libreria di Vspec sono perfettamente calibrati in intensita' (relativa), quindi rappresentano un profilo perfetto per un dato tipo spettrale. In altre parole, la blu e' "come e'", la arancione "come dovrebbe essere".

Nota che i due profili sono stati preventivamente privati delle righe di assorbimento che, per lo scopo di trovare il responso, sono solo di impiccio. Vspec ha una apposita funzione per eliminare gli assorbimenti/emissioni dai profili e ricostruire la parte mancante seguendo l'andamento prevalente, il cosiddetto spettro continuo. Nel grafico abbiamo quindi il continuo della stella osservata e quello della stella di riferimento, entrambe di tipo A3V.

Dividendo il continuo della Delta Aquarii per quello di riferimento (fa tutto VSpec) si ottiene la curva verde scuro, la fatidica curva di risposta strumentale. Questa mostra in pratica la sensibilita' (efficienza) del sistema alle varie lunghezze d'onda. Nel verde c'e' la regione di massima efficienza. Blu e infrarosso sono regioni penalizzate, come ben sai.

Vale la pena di sottolineare che la risposta e' relativa a tutta la catena strumentale, non solo al sensore. Quindi sensore, reticolo, ottica e cielo. Tutti concorrono in percentuale, con il sensore al primo posto, poi il reticolo, il cielo ed infine l'ottica usata. Da qui si capisce anche il motivo per cui la stella di riferimento va presa in ogni sessione osservativa, visto che lo stato della trasparenza ed umidita' atmosferica cambiano sempre. Per soggetti che non sono alti sull'orizzonte, come ad esempio la supernova in M101, devo riprendere lo spettro della stella di riferimento prima e dopo le riprese del target, utilizzando la combinazione dei frames. Facendo attenzione a selezionare una stella di calibrazione alla stessa altezza sull'orizzonte del target, si effettua anche la correzione per l'estinzione atmosferica oltre che per il responso strumentale effettivo.

Basta senno' mi linciate...
Ciao
Paolo

Paolo,
come continuazione all'argomento della risposta strumentale è importante anche sapere come eliminare le linee telluriche, copio quindi qui sotto un email che mi inviò tempo fa Robin Leadbeater in risposta ad una mia domanda sulla rimozione delle linee telluriche e su come realizzare il proprio spettro delle linee telluriche da sottrarre. E' un pò OT con questo post però segue la logica del tuo post dove spieghi molto bene il calcolo della risposta strumentale. Lo copio in inglese e lo traduco sotto in italiano. Per me è stato utile perchè non ci sarei mai arrivato da solo.

Ciao,
Marco


If you want to make your own Telluric line spectrum, the easiest way is to take spectra of the same star at low and high elevation. (A hot A or B star works best so there are not too many star lines). If you then divide the high elevation spectrum by the low elevation spectrum you will get a spectrum just showing the Telluric lines which will perfectly match the resolution of your spectrograph. Normalise the spectrum using a fit to the continuum so that the continuum = 1 everywhere (divide the spectrum by a smoothed version of itself with the lines removed) You should then be able use this to correct any spectrum (scale the telluric line spectrum to match the intensity of the tellurics in your target spectrum).

Cheers
Robin

Se vuoi realizzare il tuo proprio spettro delle linee Telluriche (ndt: normalmente si usano gli spettri pre-confezionati dei software), il metodo più facile è riprendere lo spettro della stessa stella a bassa ed elevata elevazione. (Una stella calda A o B funzionano meglio perchè non hanno troppe linee). Se poi dividi lo spettro ripreso in alta elevazione con lo spettro di bassa elevazione alla fine il risultato sarà lo spettro che mostrerà solo le linee Telluriche che rappresenteranno perfettamente la risoluzione del tuo spettrografo (ntd: aggiungo...e di tutto il set up). Quindi normalizza lo spettro in modo che il continuo abbia intensità = 1 in ogni punto. Ora sei in grado di utilizzare questo spettro per correggere qualsiasi spettro (scala lo spettro delle linee telluriche affinchè queste ultime coincidano con la intensità delle linee telluriche del tuo spettro target).

Grazie per l'aggiunta Marco. L'argomento e' interessante e per questo merita sicuramente un topic dedicato. C'e' da dire che gli assorbimenti operati dalla nostra atmosfera (righe telluriche), oltre a doversi eliminare in quanto non c'entrano nulla con il contenuto spettrale della luce proveniente dal soggetto studiato, sono anche utilissimi in fase di calibrazione in frequenza. In sostanza li usiamo e poi li buttiamo via, siamo davvero cattivi... Le considerazioni possono essere tante, mi fermo per non andare OT.

Ciao ciao
Paolo

Un altro lavoro spettacolare ed estremamente istruttivo, Paolo... bravo!