Sergio, ti posso solo dire che la calibrazione delle intensita' di uno spettro a bassa risoluzione con una stella meno "calda" (classi G, K, M,..) e' un incubo! Queste stelle hanno il profilo fitto di righe e bande (le classi piu' estreme). La risoluzione degli spettri di libreria non e' la stessa del tuo, quindi la divisione dei profili per trovare la curva risposta ti darebbe un profilo dal continuo interrotto per gran parte da picchi di varia larghezza. Difficilissimo trovare il fit corretto. Si puo' provare ad abbassare la risoluzione degli spettri di libreria con un filtraggio gaussiano prima della divisione ma, dalle esperienze che ho fatto, il risultato non e’ ideale.Un'altro fatto strano in BASS è che chiede di adoperare come stella di riferimento una con la stessa classe della stella momitorata. Questo sarebbe possibile con le stelle delle sette classi principali, ma non con oggetti peculiari.
In ogni caso non c'e' motivo di non usare una stella piu' calda per la calibrazione. Una stella B o A emette radiazione anche nel vicino IR, sebbene il suo massimo si trovi nella regione spettrale blu. Si tratta solo di dare la giusta integrazione per fare in modo che anche la parte nel rosso abbia un sufficiente SNR. Ad esempio, un solo spettro il cui picco nel blu arriva a 40000 conteggi puo' essere insufficiente per calibrare al meglio la regione sui 7000A (perche' si introduce troppo rumore). Lo stratagemma e' quello di prendere un alto numero di spettri la cui media/somma migliora il rapporto s/r anche nelle zone di bassa intensita' (rosso/NIR come anche il vicino UV). In pratica, quando devo studiare un soggetto rosso, osservo sempre una stella di calibrazione B o A integrando pero' parecchio segnale (ad esempio anziche' prendere due o tre frame da 10 s ne prendo una ventina). Nota che le stelle di calibrazione sono quasi sempre molto luminose, quindi l'operazione non e' affatto onerosa in termini di tempo.
Per quanto riguarda i profili intermedi che ti chiedevo, manca quello della stella di riferimento (osservato, non di libreria) e la curva di risposta. Lo spettro calibrato di 34 Cyg si ottiene dividendo quello osservato (che mi sembra sia il profilo verde) per la curva di risposta.
Per maggiore chiarezza sintetizzo la normale procedura con un esempio.
Devo osservare 34 Cyg. Decido di usare Vega come stella di riferimento per la calibrazione per cui ne prendo uno spettro nella stessa sessione osservativa. I nostri dati di partenza sono quindi i seguenti:
T = spettro osservato (non corretto) del target (34 Cyg)
R = spettro osservato (non corretto) della stella di riferimento (Vega)
L = spettro di libreria della stella di riferimento (A0V)
Iniziamo le operazioni.
C = curva di risposta del sistema. Si ottiene con la divisione R/L, interpolata e "ammorbidita" con un filtraggio (low-order fit). Non devono infatti essere presenti irregolarita' nel continuo (es. residui di righe spettrali).
Tcal = spettro calibrato del target (corretto per la risposta strumentale e l'assorbimento atmosferico). Si ottiene con la divisione T/C.
Fammi sapere se hai seguito questa procedura. Il profilo finale di 34 Cyg e' senz'altro migliore del primo ma vedo che sale molto verso il blu rispetto a quelli che ha mostrato Umberto.
Una importantissima raccomandazione: tutti gli spettri devono essere preventivamente sottratti del livello di fondo (bias+dark+fondo cielo), altrimenti la procedura non funziona (gli errori prodotti nel continuo possono essere molto grandi). Allego l'immagine del tuo spettro bidimensionale. Le zone indicate (sopra e sotto l'asse dello spettro) devono avere un valore medio prossimo allo zero.
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Nota che la sottrazione del background con questi tool avviene colonna per colonna, quindi c'e' anche l'importante beneficio di rimuovere dal profilo le righe di emissione del fondo cielo (dovute all'inquinamento luminoso). La lunghezza della fenditura del DSS7 mi sembra un po' piccola ma dovrebbe esserci spazio per l'analisi del fondo cielo sopra e sotto lo spettro.
Direi l'ultimissima! Se il gruppo ottico proietta anche con minime distorsioni lo spettro sul piano focale, la dispersione non risulta costante per tutta la sua ampiezza e la relazione x-lambda necessita di un fit polinomiale (2° o 3° grado). Se prendi uno spettro di Vega, potresti fare una verifica estraendo profili calibrati in lunghezza d'onda con funzione lineare e polinomiale. Su questi poi calcoli l'errore residuo delle lunghezze d'onda misurate relative alle righe dell'idrogeno. Credo che troverai residui piu' bassi con la funzione polinomiale (in tal caso e' meglio non usare la calibrazione ad un solo punto).Un'altra cosa che vorrei domandare è questa:
La calibrazione ad un punto, conoscendo con precisione la dispersione lineare dello strumento, è una calibrazione seria o è l'ultima ratio.
Facci sapere,
Paolo
