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Il cielo come laboratorio Lezione 5 Enrico Maria Corsini Dipartimento di Astronomia Università di Padova Padova, 14 Novembre 2002.

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Presentazione sul tema: "Il cielo come laboratorio Lezione 5 Enrico Maria Corsini Dipartimento di Astronomia Università di Padova Padova, 14 Novembre 2002."— Transcript della presentazione:

1 Il cielo come laboratorio Lezione 5 Enrico Maria Corsini Dipartimento di Astronomia Università di Padova Padova, 14 Novembre 2002

2 Telescopi ottici Rivelatori di immagini Spettri astronomici

3 Telescopi ottici Rivelatori di immagini Spettri astronomici

4 Telescopi ottici: Spettro elettromagnetico Osservatori astronomici Strumentazione Domanda di tempo di osservazione

5 Spettro elettromagnetico

6 Telescopi ottici nel mondo

7 IAC Roque de los Muchachos (Spagna)

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9 ESO La Silla (Chile)

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11 ESO Paranal (Chile)

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15 Strumentazione al VLT

16 Domanda di tempo di osservazione

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20 Telescopi ottici Rivelatori di immagini Spettri astronomici

21 Rivelatori di immagini: Lastre fotografiche e CCD Struttura dei CCD Funzionamento dei CCD

22 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 Cima Ekar) Rivelatori di immagini

23 I CCD funzionano grazie alleffetto fotoelettrico: se il sistema viene riscaldato o assorbe fotoni (E=1.26 eV) gli e- passano dalla banda di valenza alla banda di conduzione nella banda di conduzione gli e- sono liberi di muoversi (= corrente elettrica) un campo elettrico esterno previene la ricombinazione tra e- e nuclei Energia crescente Banda di conduzione 1.26 eV fotone buca elettrone Banda di valenza fotone CCD

24 Struttura dei CCD

25 Connettori Connessioni Piedini Strato di silicio Supporto di ceramica, metallo o plastica Area dellimmagine Registro seriale Amplificatore Struttura dei CCD

26 pixel Elettrodi orizzontali trasparenti CCD visto da sopra CCD visto di lato Elettrodo Isolante Silicio n Silicio p Struttura dei CCD colonna

27 PIOGGIA (FOTONI) SECCHI (PIXEL) NASTRI TRASPORTATORI VERTICALI (COLONNE DEI CCD) NASTRO TRASPORTATORE ORIZZONTALE (REGISTRO SERIALE) CONTENITORE GRADUATO (AMPLIFICATORE IN USCITA) Funzionamento dei CCD

28 Al termine della pioggia i secchi contengono una certa quantità di acqua (= al termine della posa i pixel contengono una certa quantità di carica)

29 I nastri trasportatori entrano in funzione e spostano i secchi. La prima fila di secchi sui nastri verticali viene spostata sul nastro orizzontale.

30 I nastri verticali si fermano. Il nastro orizzontale travasa il contenuto del primo secchio nel contenitore graduato.

31 ` Il contenuto di pioggia del primo secchio viene misurato. Il contenitore viene svuotato ed è pronto a ricevere la pioggia contenuta nel secondo secchio. La procedura è ripetuta per tutti i secchi della fila.

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38 Una nuova fila di secchi viene spostata sul nastro orizzontale e la procedura di misura è ripetuta per tutte le file di secchi.

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47 Lultima fila di secchi viene spostata sul nastro orizzontale.

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55 La lettura del CCD è completa quando il contenuto tutti i secchi è stato misurato.

56 Amplificatore Registro seriale CCD visto da sopra CCD visto di lato Struttura dei CCD

57 Bordo del silicio 160 m Area dellimmagine Registro seriale Amplificatore Cariche Struttura dei CCD CCD visto da sopra

58 Telescopi ottici Rivelatori di immagini Spettri astronomici

59 Spettri astronomici: Acquisizione di spettri di oggetti astronomici Analisi di spettri digitali (Classificazione morfologica delle galassie) Esempi di spettri di galassie

60 Spettrografo: fenditura + reticolo di dispersione + CCD Produce dati (= Spettri) in 2 dimensioni: spaziale (x) lungo la fenditura spettrale ( =lunghezza donda) Fenditura Reticolo CCD Acquisizione di spettri

61 Riga di emissione del cielo Spettro della galassia x Fenditura Galassia

62 Riduzione: procedura per trasformare il dato grezzo in dato scientifico Procedura: sottrazione del bias correzione per flatfield rimozione dei raggi cosmici calibrazione in lunghezza donda calibrazione in flusso sottrazione del cielo Analisi di spettri digitali

63 Sottrazione del bias Bias: livello elettronico del CCD Si ottiene con unesposizione di 0 sec con otturatore chiuso media=197.6 ± 0.8 ImaB = Immagine - bias

64 Correzione per flatfield 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

65 Media=1.00 ± 0.03 Flatfield normalizzato Media di colonne del flatfield ImaBF = ImaB / flatN Le colonne del flatfield vengono mediate e la funzione che riproduce il profilo viene usata per normalizzare il flatfield

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

67 Calibrazione in lunghezza donda Spettro di He-Ar He 5876Å Spettro di confronto: spettro a righe note di emissione di una lampada di un gas o di un miscela di gas La posizione di ogni riga di emissione sullimmagine (in pixel) viene messa in relazione alla sua (in Å) La funzione che converte da pixel in Å è detta soluzione in dispersione

68 Identificazione delle righe Soluzione bidimensionale Utilizzando un polinomio di quinto grado si ottiene uno spettro con λ iniziale = Å e intervallo dλ = 2.6 Å/px

69 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 Viene estratto lo spettro mono- dimensionale e misurato il flusso (in conteggi di fotoni) a varie Si determina la funzione di calibrazione che converte da conteggi in erg cm -2 sec -1 Å -1

70 Spettro 1D della stella Misura dei flussi Curva di calibrazione

71 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 donda

72 Sottrazione del cielo Spettro della galassia+cielo Spettro senza cielo Riga di emissione del cielo

73 Classificazione morfologica delle galassie Ellittiche Spirali Spirali barrate Lenticolari Lenticolari barrate

74 Esempi di spettri di galassie M 87 Galassia ellittica Assorbimenti stellari

75 M 96 Galassia spirale, tipo Sa Esempi di spettri di galassie Righe di emissione da regioni di formazione stellare Assorbimenti stellari

76 M 100 Galassia spirale, tipo Sc Righe di emissione da regioni di formazione stellare Esempi di spettri di galassie


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