QUASAR

Ciao a tuti,
vorrei mostrare uno spettro della stella P Cygni frutto di alcuni test del reticolo da 150 l/mm del nostro LHires 3.
In particolare vi chiedo se qualcuno sa dove è possibile trovare uno spettro di questa stella con una risoluzione simile in modo da poter tentare il riconoscimento anche delle righe più deboli che sembrano esserci nel nostro spettro.

Critiche, approfondimenti o commenti sono sempre i benvenuti.

Nico

Ottimo risultato!

Per la tua richiesta ecco un profilo fresco di OHP...
E' stato preso da Hubert e Umberto con uno spettroscopio LISA (R~1000), esposizione 15 x 3 sec. Non ricordo il telescopio, forse un C11, chiederemo a Umberto quando torna dalle vacanze.
Noto una differenza nel continuo rispetto al vostro ma non so dirti se e' parte della variabilita' della stella. Con quale stella avete calibrato le intensita'? Qui e' stata osservata la hd 192640 del catalogo Miles.

Per l'identificazione delle righe si trovano tante fonti, tra queste mi sembra ottimo l'atlante spettrale riportato in questo vecchio documento (pag 173-177):

http://articles.adsabs.harvard.edu//ful ... 3.000.html

Paolo

PS: qui trovi un altro spettro di Umberto preso da L'Aquila con il suo spettroscopio assemblato:
viewtopic.php?f=22&t=3283

Ciao Paolo,
grazie per gli spettri di riferimento che ci hai indicato e compimenti a Hubert ed Umberto per i loro spettri.... (poi ci raccontereai com'è andata all''OHP.
Vedo che anche nel nostro spettro si vedono molte delle righe che sono elencate nell'articolo su Astronomy and Astrophysics.

Riguardo la calibrazione del continuum, non farci molto caso perchè ho usato lo spettro della libreria di VSpec di una stella B2II, ma non sono affatto sicuro che sia una scelta corretta.

Purtroppo non abbiamo ripreso quella sera una stella di riferimento...

Ciao Nico! Il workshop e' stato favoloso (come poteva essere diversamente!), nella sezione Appuntamenti e attivita' ho fatto un piccolo resoconto fotografico.

Il vostro spettro ha un'ottima risoluzione per lo strumento usato (la famigerata fenditura stretta...). Mi raccomando osservatela anche con il reticolo da 2400 l/mm nella regione dell'h-alfa. E' li' che si vedono le caratteristiche piu' interessanti. Per quanto riguarda il continuo, l'aderenza ad una stella di libreria B2II non sembra dare un risultato molto corretto. A mio avviso otterreste un continuo piu' fedele alla realta' usando una qualsiasi delle curve di risposta a vostra disposizione (calcolate grazie ad osservazioni svolte in serate precedenti).

Il "profilo di corpo nero" ha tantissime eccezioni, o meglio, capita che non si faccia vedere... I motivi che causano la discrepanza sono diversi, uno di questi e' ad esempio l'assorbimento interstellare. Guarda cosa succede allo spettro della stella HD281679 di tipo B8:
Se non ci fossero state le polveri lungo la linea di vista avremmo osservato lo spettro viola, invece il continuo correttamente calibrato e' quello blu (per dirla tutta neanche il profilo viola e' quello di corpo nero ma per altri motivi). Se per la calibrazione si intende usare uno spettro tipico B8 (libreria Pickles di Visual Spec) osservando questa stella (la HD281679), la frittata e' fatta! Per questo e' caldamente consigliabile l'uso della libreria Miles, osservando una specifica stella e calcolando la risposta con il suo spettro noto. Tempo fa ne abbiamo parlato qui, se interessa possiamo proseguire il discorso:
viewtopic.php?f=22&t=2280

A presto!
Paolo

Grazie mille Paolo per le innumerevoli indicazioni che ci stai dando.
Ho letto anche tutto il topic sulla libreria Miles e sembra davvero un bel lavoro. Complimenti.

Quindi, se ho capito bene (correggimi se sbaglio), per calibrare correttamente in intensità un proprio spettro ad esempio di una stella target della quale conosciamo la classe spettrale si dovrebbero seguere i seguenti passi:

- Riprendere lo spettro grezzo della stella target.
- Cercare nel databadse Miles una stella, da usare come riferimento, di classe spettrale uguale o molto simile al target.
- La stella di riferimento scelta dal database dovrebbe anche essere ripresa all'incirca alla stessa altezza sull'orizzonte del target.
- Riprendere lo spettro della stella di riferimento scelta.
- Calibrare in intensità lo spettro grezzo della stella di riferimento attraverso lo spettro (non de-arrossato) presente nel database Miles.
- Usare questo spettro calibrato del riferimento per ricavare la risposta spettrale del CCD dividendo lo spettro grezzo del target per lo spettro calibrato del riferiemento.
- Ricavare il continuum dalla divisione target grezzo/riferimento calibrato.
- Dividere il target grezzo per il continuum trovato.

A questo punto in teoria (ammesso che i passaggi che ho citato siano corretti) lo spettro dovrebbe risultare finalmente calibrato esattamente anche in intensità.

Domandona finale:
- Prendendo come esempio la P Cygni che ha una classe spettrale B2pe oppure la famosa/famigerata stella 4 Her, la cui classe spettrale è indicata da molti cataloghi come B9pe, quale tipo di classi spettrali dovremmo cercare e scegliere nel database Miles se non ci fossero esattamente una B2pe o una B9pe?

P.S.
A proposito di 4 Her, finalmente hanno accettato e pubblicato sul Bess anche il nostro secondo spettro... son soddisfazioni.

Ciao Nico, complimenti per il vostro secondo spettro nel BeSS!

Per la questione della risposta strumentale aggiungo un paio di considerazioni. La stella che viene usata come riferimento per la calibrazione delle intensita' e' bene sia sempre di classe spettrale A o B (vanno benissimo da B5 a A5), a prescindere dal tipo spettrale del target da calibrare. Quindi anche se il target ha un continuo rosso.

Una stella calda non e' priva di luce rossa/infrarossa, questa e' solo meno intensa rispetto alle lunghezze d'onda inferiori. Per spettri a bassa risoluzione il problema puo' essere l'eventuale rumore nella zona infrarossa dovuto al fatto che, per evitare la saturazione delle regioni spettrali centrali, il segnale IR e' un basso. A questo si ovvia semplicemente mediando o sommando un gran numero di spettri della stella di riferimento. In spettri a media o alta risoluzione il problema non si pone affatto perche' la regione spettrale e' piccola e le intensita' non presentano grosse variazioni.

Il motivo per cui la stella di riferimento va scelta di classe A/B risiede nel continuo regolare e abbastanza integro, cioe' non "deteriorato" da innumerevoli righe e bande di assorbimento come quello delle stelle piu' fredde. L'estrazione del continuo dopo la divisione degli spettri e' molto piu' facile se la stella e' di tipo A piuttosto che di tipo M. Come si dice, provare per credere! Senza contare che lo spettro di libreria ha una risoluzione sicuramente diversa dal nostro e la divisione dei profili (osservato/libreria) crea artefatti (cioe' variazioni nel profilo che non dipendono dalla risposta strumentale) in corrispondenza degli assorbimenti non semplici da togliere senza alterare la vera risposta strumentale.

Per semplicita' chiamiamo:

T: profilo osservato del target (es. supernova, Be, ecc)
R: profilo osservato della stella di riferimento (es. stella Miles, Vega, ecc.)
L: profilo di libreria che si intende associare alla stella di riferimento
C: curva di risposta strumentale

allora:

C = continuo di R/L
Il profilo del target calibrato e' T/C

Nota la differenza tra l'uso di uno spettro di libreria basato sul tipo spettrale (spettri Pickles di VSpec) e l'uso di uno spettro Miles:

I profili di libreria VSpec sono ottenuti per via sintetica e sono rappresentativi dello specifico tipo spettrale. Tipicamente noi procediamo in questo modo. Si cerca sull'atlante una stella sufficientemente luminosa di classe A o B piu' vicina possibile al target, si rileva il suo tipo spettrale (es. A3V) e si controlla se esiste il relativo profilo di libreria. Se lo troviamo la stella e' valida come riferimento, altrimenti si prova con un'altra stella.

Qui l'aspetto piu' importante: nell'esempio si usa il profilo di libreria A3V con qualunque stella di riferimento classificata A3V. L'errore puo' nascere proprio da questa associazione in quanto non tutte le stelle A3V hanno il continuo uguale! Sembra strano ma e' cosi', un esempio e' la stella HD 281679 arrossata per le polveri interstellari di cui ho parlato nel topic precedente. Altre alterazioni del continuo possono nascere dall'abbondanza di "metalli" nell'atmosfera stellare. Non a caso la classificazione spettrale e' basata sulle righe (presenza di particolari righe, rapporto di intensita', ecc.) e non sul continuo!

Con gli spettri Miles non c'e' possibilita' di errore perche' si mette in gioco non un profilo generico ma il profilo osservato dagli astronomi (quindi perfettamente calibrato) della stella che noi prendiamo come riferimento. Quindi osservo la HD 281679 (anche se arrossata, non ci sono problemi) e ricavo la curva di risposta dividendo per il suo spettro di libreria Miles (mostrato sopra, profilo blu). E' corretto quanto dici, lo spettro non deve essere de-arrossato altrimenti si commette un errore.

E' chiaro che l'utilizzo della libreria Miles e' da considerare una evoluzione per l'amatore. Trovo che una progressione di questo tipo sia molto comune:

1 - nessuna calibrazione delle intensita'
2 - calibrazione con stelle luminose A/B (Vega, Altair...) senza preoccuparsi dell'altezza sull'orizzonte e spettri di libreria VSpec
3 - calibrazione con stelle meno luminose A/B osservate ad un'altezza simile a quella del target e spettri di libreria VSpec
4 - calibrazione con stelle del catalogo Miles A/B osservate ad un'altezza simile a quella del target e relativi spettri Miles

Ulteriori "affinamenti" possono includere le trasformazioni (con ISIS) dei profili per compensare il diverso assorbimento atmosferico se stella di riferimento e target non sono esattamente alla stessa altezza.

Per concludere... il calcolo della risposta strumentale e' considerato un punto critico, non tanto per la difficolta' ma per perche' e' l'unico passaggio elaborativo che necessita di un pesante intervento manuale in grado di mettere a rischio la ripetibilita' del risultato.

Forse sarebbe utile per i neofiti riassumere tutte le nostre considerazioni inerenti la risposta strumentale in un articoletto. Mannaggia il poco tempo libero! Da questo punto di vista sono ridotto abbastanza male... qui o si osserva o si chiacchiera!

A presto
Paolo