Archivio della categoria: SPETTROSCOPIA

Per ottenere informazioni sulla classe tassonomica degli asteroidi, ovvero sulle caratteristiche mineralogiche degli stessi, (importante anche per stimare l’albedo e quindi le dimensioni dell’asteroide, conosciuta anche la magnitudine assoluta), un astrofilo puo’ operare in due modi:

1) Ricavare l’indice di colore.  Su una media di almeno 30 o 40 immagini, dell’asteroide oggetto di studio, (normalmente usando i filtri V Johnson e R Cousin), quindi in banda V e R, e verificare in base agli studi di Shevchenko e Lupishko (1998), a quale classe tassonomica C-S-M (Carbonacei, Silicati o Metallici), il valore V-R ricavato si configura (vedasi tabella sottostante). Per la ripresa delle immagini V ed R e’ raccomandato di farlo in sequenza VR VR, in quanto se le immagini con i 2 filtri, non sono ravvicinate, (variando nel tempo la magnitudine in funzione della rotazione dello stesso), otterremo dei valori sicuramente errati.

2) Ottenere uno spettro di riflettanza. Quest’ultima analisi e’ piu’ precisa, purtroppo, con la strumentazione di un astrofilo, si puo’ ricavare solo per asteroidi abbastanza luminosi (personalmente arrivo al massimo ad asteroidi di mag 12). Per prima cosa bisogna verificare la dispersione del treno ottico, per fare cio’ basta ottenere lo spettro, (personalmente utilizzo l’ottimo software RSpec ver. 1.8.0 di Tom Field  https://www.rspec-astro.com/ che anche se a pagamento ha molte funzioni e soprattutto e’ molto friendly…ma ovviamente vanno benissimo anche VisualSpec o Isis ed il reticolo di diffrazione Star Analyzer 100 http://www.patonhawksley.co.uk/staranalyser.html) di una stella di classe A0, dove le linee di Balmer sono evidenti, ed effettuare la calibrazione in lunghezza d’onda.  Successivamente si riprende lo spettro dell’asteroide, per piu’ riprese, in funzione della luminosita’, le quali vanno poi sommate per ottenere il massimo rapporto S/N. Personalmente opero con Astroart, con i  comandi strumenti/pretrattamento/importo tutte le immagini da processare in files-immagini, poi nella schermata successiva – opzioni – immagine risultato sigma somma e allineamento manuale. All’immagine cosi “sommata”, tolgo il fondo cielo portandolo vicino a zero ADU, sempre con Astroart, (personalmente preferisco farlo con Astroart piuttosto che con i vari software di spettroscopia, che possono eseguire la stessa operazione). Per determinare quale e’ il valore di fondo cielo, si apre  col mouse un rettangolino sopra e sotto lo spettro,  e poi con i comandi: visualizza/statistiche/background, leggo detto valore, che dovra’ poi essere sottratto, (comando: matematica/somma offset), ovviamente  se il valore rilevato era ad esempio 1000, bisognera’  inserire -1000. A questo punto, lo spettro dell’asteroide viene calibrato in lunghezza d’onda applicando il valore A/p ricavato dalla precedente calibrazione della stella di tipo A0.

Lo stesso procedimento effettuato per l’asteroide, vedi sopra,  bisognera’ farlo anche per una stella di tipo solare ovvero di classe G2V o similare. Cio’ in quanto all’osservazione spettroscopica un asteroide ci mostrerà praticamente lo spettro solare, dato che ne riflette la luce. Pertanto in fase di analisi bisognera’ pulirlo dal contributo della luce solare, dividendo lo spettro dell’asteroide con quello di una stella G2V  (che deve essere ripresa nelle vicinanze dell’asteroide, per avere lo stesso coefficiente di estinzione). Il profilo che si ricava dalla divisione e’ la riflettanza dell’asteroide, che bisogna ricordarsi di normalizzarlo con intensita’ pari ad 1, ad Angstrom 5500, cosi’ da poterlo confrontare con i valori riportati in letteratura, ad esempio SMASS2. Si puo’ notare che questo procedimento e’ relativamente facile, non dovendo ricavare anche la risposta strumentale del set up.

Un esempio, la riflettanza dell’asteroide 20 Massalia. Ho approfittato della favorevole opposizione dell’asteroide 20 Massalia, avvenuta il giorno 17 dicembre 2017 (quando passava nella costellazione del Toro, a circa 1,09 UA dalla terra, con mag. 8.4 in banda R). Per prima cosa ho ripreso (sempre con lo SA100), la stella di classe A0V 136Tau, posta nelle vicinanze dell’asteroide, per ottenere la dispersione del mio setup, che e’ risultata di 11,3 A/p (vedasi immagine sottostante).

136 Tau A0V per calibrazione

Successivamente calibravo in lunghezza d’onda lo spettro della stella CHI01 Orionis di classe G0V dopo aver effettuato lo stacking di 8 immagini di 3 secondi, e azzerato il fondo cielo. Lo spettro cosi ottenuto veniva salvato come reference (con i comandi: move main profile line to reference) in quanto questo spettro, successivamente servira’ a dividere quello dell’asteroide (main profile), per ottenere la riflettanza.

CHI 01 ORIONIS reference profile

Nella stessa schermata importo anche lo spettro di 20 Massalia, dopo uno stacking di 6 immagini da 30s, e sottrazione del fondo cielo a 0 ADU, che calibro in lunghezza d’onda, che diviene il main profile, mentre la stella di tipo solare reference.

G0V / 20 Massalia

Finalmente con il comando reference math on  2 series si effettua la divisione dell’asteroide (main profile) con la stella di tipo solare (reference) ottenendo il profilo sottostante (in rosso) di riflettanza.

20 Massalia reflectance profile

Questo profilo viene salvato in formato .dat (con i comandi: files/ save profile as/ main profile) tale da essere leggibile con fogli elettronici, al fine di confrontarlo con quanto si trova in letteratura. Nel caso specifico, per confrontare la bonta’ del mio profilo con quanto espresso in letteratura, ho importato i dati, dal sito  SMASS2  http://smass.mit.edu/data/smass/smass2/ mentre i dati specifici di 20 Massalia sono al seguente link  http://smass.mit.edu/data/smass/smass2/a000020.spfit.2.txt (si nota il nr. a00020). Essendo i dati in formato txt, e’ bene salvarli in un foglio di testo, per poi importarli in un foglio elettronico (ad esempio per excel con i comandi:  dati/importa dati esterni/dati/delimitati/spunto su tabulazione/generale), otterremo due serie di dati in due colonne, a sinistra il valore in lunghezza d’onda ed a destra in intensita’, per convertire i dati SMASS2 (in μm) in Angstrom, bisognera’ inserire una nuova colonna dove vengono moltiplicati i valori per 10000. Finalmente otterremo dei grafici di questo tipo:

20 Massalia GB Casalnuovo

20 Massalia SMASS2

20 Massalia confronto GB Casalnuovo-SMASS2

Come si puo’ notare la sovrapposizione dei due grafici e’ piu’ che soddisfacente (a parte la zona nel violetto e verso il rosso, che e’  abbastanza rumorosa per la scarsa sensibilita’ della mia CCD a queste lunghezze d’onda), pertanto e’ confermato dall’andamento del profilo di riflettanza che l’asteroide e’ di tipo S (Silicati). Questo tipo di lavoro e’ molto importante nello studio dei NEO, quando sono in avvicinamento alla terra e quindi con una magnitudine abbordabile,  dal momento che  non sono ancora stati esaminati da SMASS2, o da altre surveys professionali, e pertanto i risultati ottenuti da un astrofilo portano un serio contributo alla ricerca, vedasi ad esempio gli ottimi lavori dell’astrofilo (a mio parere piu’ astronomo che astrofilo…) Lorenzo Franco http://digilander.libero.it/A81_Observatory/

Come tutti sanno, la stella di Barnard (V2500 Oph oppure GJ 699 o anche HIP 87937), possiede un elevato moto proprio, determinato anche dalla notevole vicinanza della stella rispetto al nostro sistema solare, circa 5,94 anni luce, ed e’ pari a  10.35″ annui.     Cio’ e’ stato riscontrato per la prima volta, nel 1916, dall’astronomo E. Barnard, confrontando (con il metodo del blink), diverse lastre fotografiche riprese a distanza di anni,

a) Astrometria

La stella di Barnard nella Costellazione di Ophiuco, rettangolino rosso

Ho ripreso questo astro nell’agosto del 2013 e quasi un anno dopo ho eseguito un’altra ripresa. La prima immagine e’ stata eseguita in data 28-08-13 alle ore 21:29:54 UTC (corrisponedenti a JD 2456518.39576), mentre la seconda nel 2014  alle ore 20:02:23 Utc del 27-08-14 (corrispondenti a 2456898.39576 JD) pertanto dopo 0.9972085 anni. Nella prima immagine (quella effettuata nel 2013) elaborata con il software Astrometrica e per confronto con MPO Canopus, si sono ricavate le seguenti coordinate RA 17 57 47.42 +-0.29″ Dec +04 43 57.5 +- 0.32″ Per la seconda immagine ripresa nel 2014, le coordinate rilevate sono state le seguenti RA 17 57 47.70 +- 0.33″ e Dec +04 44 07.6 +- 0.31″

Nelle immagini sottostanti le due riprese, elaborate con il sw Astrometrica.

Stella di Barnard (agosto 2013), calcoli astrometrici sw Astrometrica

Stella di Barnard (agosto 2014), calcoli astrometrici sw Astrometrica

Tralasciando lo scarto in RA pari 0.02″ che rientra comunque nell’errore di misura, si evidenzia che la stella si e’ mossa rispetto alle altre di fondo cielo solo in declinazione e precisamente di 10.1″ +- 0.31″  Dal momento che le misurazioni non sono avvenute nel lasso di tempo di un anno esatto, tra la prima e la seconda, ma nella frazione di 0.9972085 anni, lo spostamento misurato diviene pertanto di 10.13″ +- 0.31″ contro 10.35″ esposti in letteratura, pertanto un valore a mio parere buono, considerando il fatto che la misurazione e’ stata eseguita nel periodo di un solo anno.

Blink delle due immagini della stella di Barnard, riprese ad un anno di distanza (2013-2014)

b) Spettroscopia

Oltre alle misure astrometriche, ho ripreso l’astro con lo SA 100 al fine di valutarne la classe spettrale e la temperatura superficiale. Personalmente utilizzo lo Star Analyzer 100 su prolunga autocostruita in modo da poter ottenere un buon rapporto di dispersione A/pixel, ma questo comporta lo svantaggio di dover ruotare lo spettro sulla diagonale del sensore affinche’ sia presente la stella (ordine 0) e l’intero spettro (ordine 1).  Inoltre nel caso in esame , essendo la stella di Barnard in un campo di stelle alquanto affollato (via lattea), ho dovuto ruotare il reticolo fino ad un punto ottimale dove non fossero presenti stelle sullo sfondo dello spettro.

Barnard’s star: il campo stellare e’ alquanto affollato

Spettro inclinato per non avere stelle in corrispondenza dello spettro, e per potere essere visibile interamente sul sensore

Per determinare esattamente la dispersione del mio sistema, e successivamente correggere il profilo per la risposta strumentale, nella stessa sessione ho ripreso la stella Vega, vedasi profilo sottostante, la misurazione delle linee di Balmer tramite il sw Rspec, ha rilevato una dispersione di 3.23 A/pixel

Lo spettro di Vega, ripreso per la calibrazione strumentale

Il profilo di Vega calibrato in lunghezza d’onda sulle linee di Balmer

Successivamente ho ripreso la stella di Barnard, il profilo e’ stato corretto in lunghezza d’onda, sapendo che la dispersione del mio sistema e’ di 3.23 A/pixel

Spettro Barnard’s Star (stacking di piu’ immagini, tolto background – fondo cielo)

Profilo Stella di Barnard corretto in lunghezza d’onda

Sia nell’immagine dello spettro di Vega che in quello della stella di Barnard, e’ stato  sottratto il background (luminosita’ di  fondo cielo) portandolo vicino a zero ADU, cio’ anche se i vari sw di spettroscopia, hanno una utility che elimina il background di fondo cielo (rispetto allo spettro). Per tale operazione personalmente utilizzo Astroart (ovviamente si possono utilizzare altri sw ad esempio Iris) aprendo col mouse un rettangolino sopra e sotto lo spettro, si legge il valore di background (comando: visualizza/statistiche/background), e tale valore viene poi detratto, (comando: matematica/somma background), ovviamente  se il valore rilevato era ad esempio 1000, bisognera’  inserire -1000  Successivamente ho diviso (tramite il sw Rspec) il profilo di Vega calibrato in lunghezza d’onda, con quello di una stella “sintetica” (Pickles) presente nella libreria del software, della medesima classe spettrale di Vega (A0V), il profilo ottenuto e’ stato reso smoothing, eliminando i picchi residui. Tale profilo chiamato curva di risposta strumentale (una specie di flat spettroscopico) e’ stato salvato e sara’ poi necessario per rendere i profili, inizialmente corretti solamente in lunghezza d’onda, corretti anche per la risposta strumentale, al fine di poterli confrontare con quelli di altri osservatori.

Il profilo di Vega corretto per la risposta strumentale (grafico rosso), il grafico blu e’ la risposta strumentale del mio set up

Per verificare la bonta’ dell’operazione di correzione per la risposta strumentale, ho sovrapposto al mio profilo (rosso) quello di una stella A0V ricavato da professionisti

Una volta ottenuta la curva di risposta strumentale, questa e’ stata applicata (operazione di divisione del profilo della stella corretto in lunghezza d’onda, con la curva di risposta strumentale) anche al profilo della stella di Barnard, ottenendo un profilo corretto per la risposta strumentale. A tale profilo sono stati sovrapposti vari profili “sintetici” presenti nella libreria del software,  quello che effettivamente corrisponde di piu’ al mio profilo e’ risultato di classe spettrale M4V, come in effetti e’ descritto in letteratura (esattamente M3.8V). La parte verso il rosso del mio profilo non si sovrappone esattamente con quello della stella sintetica di confronto,  per minore efficienza della mia CCD  a queste lunghezze d’onda.

Il profilo della stella di Barnard corretto per la risposta strumentale

Mio profilo stella di Barnard (rosso) e sovrapposto profilo stella classe spettrale M4V (blu)

c) Fotometria (Differenziale)

Successivamente ho ripreso la stella di Barnard con i filtri fotometrici V Johnson e R Cousin, al fine di determinarne l’indice di colore e da questo stabilire approssimativamente la classe spettrale e la temperatura superficiale. Per tale operazione si ricorda che l’immagine della stella non deve essere satura, e  rientrare necessariamente all’interno della linearita’ della CCD, pena errori macroscopici nella valutazione della magnitudine. Dalla media di 30 immagini riprese con il filtro verde e con quello rosso, ho ricavato un indice di colore V-R pari a mag 1.23  Questo valore deve essere inoltre “depurato” dal fenomeno di arrossamento della luce dovuto al passaggio del mezzo interstellare. Per determinare la quantita’ del fenomeno ho usufruito del servizio on line Galactic Dust Reddening and Extinction (http://irsa.ipac.caltech.edu/applications/DUST) gestito da IRSA (NASA). Inserendo le coordinate dell’oggetto si ricava l’eccesso di colore (secondo i filtri usati) e quindi bastera’ detrarre questo valore per ottenere l’indice di colore “dearrossato”  Nel caso in esame, dopo le operazioni sopra esposte,  l’indice di colore “dearrossato” e’ risultato  pari a mag 1.13

Stellar spectral flux (Pickles 1998)

Ora consultando la tabella Stellar Spectral Flux Library (o l’articolo di A. J. Pickles 1998 (https://www.ifa.hawaii.edu/users/pickles/AJP/hilib.pdf), vedasi immagine sopra, si ricava che in corrispondenza di un indice dearrossato V-R = 1.13 abbiamo una classe spettrale M3V (V-R 1.07) o M4V (V-R 1.22) e la temperatura superficiale logTe = 3.519 o 3.493 per le rispettive classi spettrali, interpolata col nostro valore logTe diviene 3.506 pari ad una temperatura di 10^3.506 =  3.160K  in ottimo accordo con quanto espresso in letteratura (temperatura 3.134K) sia in riferimento alla classe spettrale che alla temperatura superficiale.

d) Misura della temperatura con il metodo spettroscopico

Utilizzando i profili spettroscopici visti precedentemente, ho provato ad ottenere la temperatura superficiale della stella di Barnard,  applicando la legge di Wien che mette in rapporto la lunghezza d’onda del massimo di emissione radiativo, con la temperatura (cio’ riferito ad un corpo nero, ma se escludiamo le linee di emissione o assorbimento, possiamo assimilare anche una stella ad un corpo nero). Per tale scopo ho reso smoothed il profilo corretto per la risposta strumentale della stella di Barnard, e verificato per quale lunghezza d’onda nel  continuum (linea blu) vi era la massima emissione,  vedasi immagine sottostante, ed e’ risultato a 8674A.  Applicando la legge di Wien si ottiene:

K (temperatura) =28978200/lambda (in Angstrom) = 28977685/8674 = 3340K

La misura non e’ del tutto esatta (in letteratura, come visto precedentemente, la stella di Barnard ha una temperatura superficiale di 3140K) ma comunque, penso,  soddisfaciente, considerando, come avevamo visto prima, che la CCD usata non e’ molto efficiente nella lunghezza d’onda del rosso

Il continuum della stella di Barnard la massima emissione radiativa e’ stata trovata sulla lunghezza d’onda di 8674 A