QUASAR

Ciao a Tutti,

come suggerito da Paolo riapro la discussione sui flats su questo post, aperto tempo fa da Nico,raccontando in particolare le mie ultime esperienze su Led e Micro-Lampada alogena

Led

I leds sono stati i primi che ho voluto affrontare perchè sono molto pratici da utilizzare nel DIY. Ho testato principalmente due tipi di led:3700-4700 Kelvin e 4700-7000 Kelvin
dal grafico si nota che lo spettro delle tre principali categorie di leds (ne esistono tantissimi tipi diversi) non copre tutta l'area del visibile che si utilizza in spettroscopia visibile stellare. Io siccome lavoro principalmente centrando H alpha (Be star) ho voluto comunque dedicare del tempo a questa possibile soluzione. Dopo diversi tentativi non sono riuscito a giungere ad un risultato soddisfacente, il problema maggiore è stato l'ottenimento di un continuo della stella ad intensità costante (continuo orizzontale). Ho provato a cambiare l'orientazione dei led in diverso modo ma purtroppo l'effetto sul continuo per entrambi i led testati è importante. Quindi dopo svariati tentativi ho desistito e mi sono dedicato alla microlampada alogena.

Microlampada alogena

La lampada testata è una ARLUC G4, luce calda 2800 Kelvin, 12 Volts e 8 W codice 2300.
Come per i leds la luce è stata diffusa utilizzando due lastrine di opalite ottenute da una lastra più grande. L'opalite viene utilizzata per diffondere la luce emessa dai leds che sono utilizzati nelle applicazioni industriali di ispezione ottica in linea di produzione. Lo spessore dell'opalite che ho utilizzato è di 3 mm. La luce viene diffusa in modo efficiente.
Delle due piastrine: una è stata posizionata secondo un piano inclinato di 30° al di sotto della lampada ed una a 90° applicata sotto il plate che va a chiudere la sommità dello spettroscopio e che poi si collega al telescopio, le foto sotto valgono più della descrizione che ho fatto:
nelle foto noterete anche la micro lampada neon, lo slit ed il braccetto che porta lo specchietto a sua volta comandato dal servo motore (vedi post su Neon automatizzato).

Le prime prove che ho fatto vedevano l'utilizzo di una sola lastrina di opalite, chiaramente quella posizionata sotto la lampada, ma successivamente ho voluto anche aggiungere la seconda per poter diffondere la luce per riflessione verso lo specchio principale che guarda la camera guida e che a sua volta riflette sullo slit. Il braccio che porta lo specchietto movimentato ha il compito invece di catturare la luce diretta che viene diffusa dalla prima lastrina per rifletterla perpendicolarmente sullo slit. Quindi in sostanza allo slit arrivano due fonti di luce diffusa:

-luce diffusa dalla prima lastrina e riflessa dallo specchietto collegato al braccio comandato dal servo;

-luce diffusa dalla seconda lastrina e riflessa dallo specchio che "guarda " lo slit e la camera guida.

Qui riporto le più significative immagini che si distiguono solo per l'inclinazione del braccio:

20° gradi di inclinazione

40°
50°
60°

come riferimento questo qui sotto è il flat che si ottiene illuminando il fronte del telescopio secondo il metodo classico: lampada alogena + maglietta bianca adagiata sul telescopio:


a questo punto ho notato una certa corrispondenza tra il flat 60° e il flat fronte telescopio. Una immagine simile l'ho ottenuta anche con i led però con il problema sul continuo di cui ho parlato all'inizio. Ho processato in ISIS il flat 60° e ho ottenuto un bel continuo orizzontale e riprova della maggiore costanza di emissione di una lampada alogena rispetto al led.

A questo punto siccome volevo testare il livello di accuratezza nell'evidenziare i difetti ho volutamente "sporcato" il vetro sopra il sensore del CCD:
poi l'ho ripulito e ho ottenuto questa immagine che corrisponde sempre a 60° di inclinazione del braccetto:
Conclusioni

Questi tests mi portano alle seguenti conclusioni sulle quali però mi piacerebbe conoscere, come sempre, anche il vostro parere:

1-La microlampada alogena è preferibile ai leds per la maggiore costanza di continuo nel visibile.
2-La produzione del flat utilizzando una fonte luminosa a "ridosso" dello slit (quindi non difronte al telescopio) ha tre vantaggi:

a) evidenzia aree dello slit dove sono presenti impurezze che si possono quindi evitare quando si va a posizionare la stella
b) mantiene evidenzia delle impurezze presenti sul vetro fronte sensore ccd allo stesso livello di un flat ottenuto con il metodo tradizionale.
c) evidenzia la precisione con cui è stata prodotta la fenditura. Sicuramente il mio strumento L200 presenta uno slit peggiore rispetto al Lhires, lo si nota dalle diverse linee che secondo me non sono tutte dovute a granelli di polvere ma anche da irregolarità del taglio della fenditura. Qui c'è grosso spazio di miglioramento sull'L200. Penso che assieme al reticolo lo slit rappresenti il cuore della qualità di uno strumento, e quindi di uno spettro. In sostanza la qualità dello slit non è correlata solo alla qualità di riflessione ma anche la qualità di "taglio" del materiale.

3-Il problema della luce parassita può essere facilmente gestito tramite l'utilizzo dell'opalite. Questa cattura e ri-diffonde la luce in modo "garbato" . La diffusione della luce per ridondanza permette di evitare "flash" e "spikes" che certo genererebbero effetti parassiti. Paradossalmente sarebbe interessante rivestire tutta la camera a monte dello slit di opalite, lo slit si troverebbe immerso in una "nebbia" di luce durante l'accensione della lampada, mentre a lampada spenta l'opalite potrebbe fungere da pannello "luce assorbente" gestendo quindi la luce parassita. Credo che l'opalite agisca “rompendo” i fronti di onda di luce incidente alla stessa stregua di un pannello fonoassorbente.

Fatemi sapere cosa ne pensate. Grazie !

Ciao,
Marco

p.s.: adesso ho il problema di spiegare il tutto agli amici di Spectro-l...quando mai mi è saltato in testa !!!

Marco, le tue prove sono davvero interessanti e preoccupanti nello stesso tempo!

Non mi aspettavo la visibilita' delle ombre causate dalla polvere cambiasse cosi' tanto a seconda dell'inclinazione della lampada interna e soprattutto fosse cosi' diversa da quanto ottenuto con il flatbox esterno al telescopio. Evidentemente si arriva ad un punto (incl. 60 gradi) in cui la sorgente appare prospetticamente quasi puntiforme e le ombre sono molto piu' piccole e nette (meno sfocate). Vedo che nei vari frame cambia anche la loro posizione, immagino che hai fatto un crop in aree diverse del frame (altrimenti significherebbe che le ombre sono proiettate in zone diverse del sensore!)

Lo scopo principale del flat e' quello di correggere eventuali attenuazioni dello spettro per ombre di questo tipo. Nelle condizioni viste, nessuno degli spettri presi con la lampada interna puo' essere inserito in modo efficace nel trattamento di riduzione degli spettri. Puo' essere invece utile per capire dove non mettere lo spettro, cioe' per posizionarlo in una zona il piu' possibile libera dalle ombre.

Come sai, anche io penso che sia abbastanza cautelativo fare il controllo visto (cioe' mettere lo spettro in una zona pulita del sensore) e, nello stesso tempo, posizionare target e stella di riferimento nello stesso pixel del sensore di guida in modo da far capitare entrambi gli spettri nella stessa area del sensore. In questo caso ritroveremo l'eventuale ombra nella curva di risposta strumentale e, se non e' troppo piccola e netta (nel qual caso bisogna stare attenti allo smoothing perche' potrebbe cancellarla), la divisione dello spettro del target per la risposta provvede alla sua correzione. Il flat, anche se non inserito nel processo di riduzioone dello spettro, resta disponibile per qualsiasi analisi successiva.

Anche io ho preso lo spettro con la lampada interna e la flatbox esterna ma il confronto dei frame non e' utile perche' in entrambi non c'e' nulla, ne' righe orizzontali, ne' ombre per la polvere (dovrei sporcare un po sensore e slit ma non ho il coraggio!).

A presto e grazie per aver condiviso i tuoi test!
Paolo

Paolo,

Paolo ha scritto:Non mi aspettavo la visibilita' delle ombre causate dalla polvere cambiasse cosi' tanto a seconda dell'inclinazione della lampada interna e soprattutto fosse cosi' diversa da quanto ottenuto con il flatbox esterno al telescopio. Evidentemente si arriva ad un punto (incl. 60 gradi) in cui la sorgente appare prospetticamente quasi puntiforme e le ombre sono molto piu' piccole e nette (meno sfocate).

Si infatti. Alla fine l'angolazione dove il confronto nella posizione delle ombre trova corrispondenza è a 55°. Con questa angolazione le ombre sono meno puntiformi e quindi comunque la domanda che mi pongo è:

Per lo scopo di correggere eventuali attenuazioni dello spettro per ombre è più attendibile il flat dal telescopio oppure il flat dallo slit con maggiore nitidezza ? Come capirlo ?

Sicuramente c'è un metodo che dobbiamo inventarci, per esempio sovrapponendo sul vetro posto difronte al sensore una fenditura da 29 micron. Io ne ho una spare non riflettente che utilizzavo in passato prima di passare all'attuale. Difatto sul frame si dovrebbe vedere solo la luce che passa attraverso la fenditura e quindi per confronto....
Ciao,
Marco

Ciao Marco, le ombre proiettate sul sensore sono piu' piccole e nette se il cono di luce che attraversa il treno ottico fino al sensore e' piu' stretto. La dimensione della sorgente luminosa davanti alla slit credo "regoli" il fascio come avviene per la raccolta di luce di una lente per un fascio parallelo. Se la sorgente davanti alla slit e' molto piccola (come area), e' probabile che venga simulato un cono piu' stretto per cui le ombre diventano meno sfocate.

Per lo scopo di correggere eventuali attenuazioni dello spettro per ombre è più attendibile il flat dal telescopio oppure il flat dallo slit con maggiore nitidezza ? Come capirlo ?

Visto che la flatbox davanti all'apertura del telescopio forza un cono f/10 (anche se si tratta di luce diffusa e non di un fascio parallelo), penso rappresenti la soluzione piu' sicura.

Anche qui si potrebbe avere una conferma facendo prove pratiche. Ad esempio analizzando lo spettro bidimensionale (preferibilmente di un soggetto esteso come la Luna o meglio il cielo diurno) diviso per il flat. Un'ombra ben corretta sparisce mentre se qualcosa e' cambiato nel percorso della luce, il residuo salta subito all'occhio.

Se trovi una configurazione con la luce interna (distanza e dimensione del corpo illuminante dalla slit) che ti permette di annullare le ombre prodotte dalla polvere in uno spettro del cielo diurno, il gioco e' fatto. Sembra facile...


Paolo

In un topic precedente accennavo alla possibilita' di correggere il ripple utilizzando un profilo derivato dal flat. Questo significa che il master flat non entra in gioco nella riduzione dati, quindi si deve stare ben attenti a far cadere lo spettro in una zona "pulita" del sensore.

Delle tre correzioni operate dalla divisione per il flat in un trattamento classico:

- ombre dovute alla polvere sul percorso ottico
- ripple
- variazioni di efficienza dei singoli pixel

con questa procedura riusciamo a correggere solo le ultime due, ripple e diversa efficienza dei pixel. Quest'ultima e' una correzione normalmente davvero esigua al confronto con le altre due. Se vogliamo tenerne conto in un trattamento "senza flat" come questo, e' sufficiente prepararci (si fa una sola volta) una cosiddetta mappa PRNU (Photo Response Non-Uniformity). La procedura e' molto semplice ma bisogna togliere la camera CCD dal telescopio. Si pongono alcuni strati di carta opalina davanti all'apertura della CCD priva di ottiche, la si rivolge verso una parete illuminata abbastanza uniformemente e si prendono un bel numero di frame rimanendo nella solita gamma in cui la camera ha una risposta lineare. Occorre poi prendere una serie di dark e offset da associare e dare tutto in pasto a ISIS, sezione MASTER, "Compute a PRNU map". Il risultato va usato come un flat classico, cioe' per divisione dei singoli frame che contengono lo spettro.

Veniamo adesso al ripple. Si parte da un numero notevole di flat, ovvero spettri della lampada alogena (o tungsteno ma comunque e' meglio sia un'emissione a incandescenza). Il numero deve essere alto per abbattere il piu' possibile il rumore nella parte UV (ma anche nell' IR). Io ho preso 100 spettri con massimo sui 40K ADU. Nella stessa sessione va preso lo spettro della lampada di calibrazione ed e' bene prendere anche lo spettro di una stella (classe B, A) le cui righe aiutano a calibrare con precisione anche la parte del blu/UV (la lampada al neon del Lhires III e' carente di righe di emissione dal verde all'UV).

Il primo step e' l'estrazione del profilo spettrale della lampada alogena. Lo spettro della stella e quello della lampada vengono usati per trovare un polinomio accurato (si possono anche mixare i due frame). La bonta' della calibrazione si puo' verificare con lo spettro della stella misurando le varie righe della serie di Balmer e atmosferiche.

Una volta soddisfatti della calibrazione in lunghezza d'onda, si passa all'estrazione del profilo della lampada. La procedura e' analoga ma, ovviamente, non bisogna detrarre il fondo cielo (il flat prende tutto il frame!). In ISIS significa attivare l'opzione "Sky not removed".

Si seguito il profilo della lampada calibrato in lunghezza d'onda (in nero). Il profilo in rosso e' il suo continuo (funzione continuum + smoothing).
Dividendo lo spettro della lampada per il suo continuo isoliamo le variazioni del ripple attorno ad un valore normalizzato:
Su questo profilo ho effettuato un ulteriore smoothing molto leggero per eliminare completamente il rumore nelle parti piu' deboli dello spettro (zona UV). Nella vista "ingrandita" sono visibili il profilo originale (in rosso) e quello smoothed (blu). Gli "spike" scompaiono e il profilo segue ancora fedelmente l'andamento del ripple.
Questo e' il profilo da conservare ed utilizzare, mediante divisione, con lo spettro finale di qualsiasi target. Non cambia nel tempo ed e' rappresentativo della camera e della configurazione ottica utilizzata.

La condizione affinche' la sua applicazione sia efficace e' quella di usare, nel normale trattamento, un forte smoothing nella risposta strumentale calcolata. La curva di risposta NON deve mai seguire il ripple ma deve attraversarlo mediamente senza risentire delle sue oscillazioni. Vediamo un esempio con l'osservazione della stella SAO 5596.

Profilo spettrale calibrato in sola lunghezza d'onda:
Calcolo della risposta strumentale con smoothing adeguato (notare che non segue il ripple):
Lo spettro della stella diviso per la risposta e' parzialmente corretto (il ripple e' ancora presente):
Fin qui la riduzione dati e' quella standard. Lo step aggiuntivo e' la divisione del profilo ottenuto per il profilo del ripple normalizzato. Il risultato finale:
Notare che l'alternativa per eliminare il ripple, senza l'uso di un master flat, e' quella di fare molta attenzione nel calcolare la curva di risposta strumentale ottenuta grazie ad una stella di riferimento. Questa deve necessariamente seguire il ripple e ci sono almeno un paio di ragioni per cui e' una operazione molto difficile da farsi:

- il ripple sembra attenuarsi e sparire laddove il segnale e' piu' basso (UV) ma e' solo un effetto dovuto allo schiacciamento delle intensita' (vedi ripple normalizzato). Alla scala in cui e' visualizzato lo spettro e' impossibile seguire il profilo, durante lo smoothing, facendo attenzione che sia fedele alle oscillazioni nel blu/UV.

- le oscillazioni interferiscono con le righe spettrali della serie di Balmer (piuttosto larghe) e con quelle atmosferiche. Intorno a queste caratteristiche la curva di risposta deve essere necessariamente "inventata".

Sottolineo ancora che l'alternativa descritta non rappresenta la soluzione ideale e rigorosa. Se pero' si e' deciso di non usare i flat (avete visto che ci sono varie correnti di pensiero...) e la propria camera e' affetta dal problema del ripple, probabilmente e' la strada che fa meno danni...

Paolo

Paolo,

Paolo ha scritto:Se trovi una configurazione con la luce interna (distanza e dimensione del corpo illuminante dalla slit) che ti permette di annullare le ombre prodotte dalla polvere in uno spettro del cielo diurno, il gioco e' fatto.

questo è un ottimo suggerimento ! Grazie!

Ho trovato dei flats dei nostri amici francesi che assomigliano molto. Guarda qui in fondo alla pagina:

http://www.astrosurf.com/aras/ohp2007.htm

Ciao,
Marco