Riduzione di spettri ottici a fenditura lunga

1. Riduzione di spettriottici a fenditura lunga Asiago, 6 Aprile 2002

2. Fino agli anni ‘80: lastre fotografiche Dalla fine degli anni ‘80: CCD (Charged Coupled Device) • Vantaggi dei CCD: • Maggiore sensibilità • Linearità • Immagini digitali (CCD di AFOSC @1.80m, Cima Ekar)

3. Spettrografo: • fenditura + reticolo di dispersione + CCD • Produce dati in 2 dimensioni: • spaziale (x) lungo la fenditura • spettrale (l=lunghezza d’onda) Fenditura Reticolo

4. Fenditura Spettro della galassia Galassia Riga di emissione del cielo l x

5. Riduzione: procedura per trasformare il dato osservativo grezzo in dato scientifico • Sequenza: • sottrazione del bias • correzione per flat-field • rimozione dei raggi cosmici • calibrazione in lunghezza d’onda • calibrazione in flusso • sottrazione del cielo

6. Sottrazione del bias Bias: livello elettronico del CCD Si ottiene con un’esposizione di 1 sec con otturatore chiuso media=197.6 ± 0.8 ImaB = Ima(*) - bias (*) Ima=immagine

7. Correzione per flat-field Flat-field: spettro ottenuto con cupola chiusa e luci accese Serve a rivelare e rimuovere gli effetti della non uniforme risposta dei pixel colpiti da luce Deve essere normalizzato (=reso mediamente 1) per eliminare la dipendenza dalla l

8. Flat normalizzato Flat Media di colonne del flat Le colonne del flat vengono mediate e la funzione che riproduce il profilo viene usata per normalizzare il flat Media=1.00 ± 0.03 ImaBF = ImaB / flatN

9. Sottrazione dei raggi cosmici Raggi cosmici: radiazione cosmica che colpisce il CCD con eventi casuali Si notano pixel o gruppi di pixel molto brillanti 1 Raggi cosmici Sezione di spettro 3 2 Maschera Spettro ripulito

10. Calibrazione in lunghezza d’onda Serve lo spettro a righe di emissione (note) di una lampada di un gas o di un miscuglio di gas La posizione di ogni riga di emissione sull’immagine (in pixel) viene messa in relazione alla sua l (in Å) La funzione che converte da pixel in Å è detta soluzione in dispersione He 5876Å Spettro di He-Ar

11. Soluzione bidimensionale Identificazione delle righe Utilizzando un polinomio di quinto grado si ottiene uno spettro con λiniziale = 4458.3 Å e intervallo dλ = 2.6 Å/px

12. Calibrazione in flusso Spettro della stella standard Si usa lo spettro di una stella detta standard spettrofotometrica di cui è noto il flusso in funzione della l Viene estratto lo spettro mono- dimensionale e misurato il flusso (in conteggi di fotoni) a varie l Si determina la funzione di calibrazione che converte da conteggi in erg cm-2 sec-1 Å-1

13. Spettro 1D della stella Misura dei flussi Curva di calibrazione

14. Spettro prima della calibrazione in flusso Spettro dopo la calibrazione in flusso Con la calibrazione in flusso viene rimossa la non uniforme sensibilità del CCD alle varie lunghezze d’onda

15. Sottrazione del cielo Spettro della galassia+cielo Spettro senza cielo

16. Classificazione morfologica delle galassie Spirali Spirali barrate Ellittiche

17. Esempi di spettri di galassie Galassia ellittica Assorbimenti stellari M 87

18. Galassia spirale, tipo Sa Galassia spirale, tipo Sa M 96

19. Galassia spirale, tipo Sc Righe di emissione da regioni di formazione stellare M 100