Il cielo come laboratorio Lezione 5

Presentazione sul tema: "Il cielo come laboratorio Lezione 5"— 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 Rivelatori di immagini
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)

23 CCD I CCD funzionano grazie all’effetto 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 fotone fotone Banda di conduzione Energia crescente 1.26 eV Banda di valenza buca elettrone

24 Struttura dei CCD

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

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

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

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
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
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 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 L’ultima 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 Struttura dei CCD CCD visto da sopra CCD visto di lato Amplificatore
Registro seriale CCD visto di lato

57 Struttura dei CCD Area dell’immagine CCD visto da sopra Cariche
Registro seriale Bordo del silicio Amplificatore 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 Acquisizione di spettri
Spettrografo: fenditura + reticolo di dispersione + CCD Produce dati (= Spettri) in 2 dimensioni: spaziale (x) lungo la fenditura spettrale (l=lunghezza d’onda) Fenditura Reticolo CCD

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

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

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

64 Correzione per flatfield
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

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

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

67 Calibrazione in lunghezza d’onda
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 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

68 Utilizzando un polinomio di quinto grado si ottiene uno spettro con
Soluzione bidimensionale Identificazione delle righe Utilizzando un polinomio di quinto grado si ottiene uno spettro con λiniziale = 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 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

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

71 Con la calibrazione in flusso viene
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

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

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

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

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

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