Dalle magnitudini strumentali alle magnitudini standard (es. UBVRI)

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Dalle magnitudini strumentali alle magnitudini standard (es. UBVRI)

Osserviamo una stella in V ed R a diverse masse d'aria

Misuriamo le magnitudini strumentali e

m

_V^s

m

_R^s

Determiniamo (Bouguer) i coefficienti di

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Determiniamo i valori delle magnitudini fuori atmosfera (0 masse d'aria)

m

_V^{s 0AM}

=m

_V^s

− K

_V

X m

_R^{s 0AM}

= m

_R^s

− K

_R

X

Determiniamo l'indice di colore strumentale

m

_V^{s 0AM}

− m

_R^{s 0AM}

= V −R

_s

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che sarà legato a quello standard da una relazione del tipo

 V −R=aV −R

_s

 b

Se il sistema strumentale fosse esattamente uguale allo standard avremmo a=1, b=0 (in generale a è

vicino a 1 , entro 0.1, 0.2)

Per determinare a e b si osservano più stelle

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La magnitudine nel sistema standard differisce da quella strumentale di una quantità detta punto zero (zero point)

V =m

_V^s(0AM)

+ V

_Zp

Se i sistemi sono identici lo zero point è un numero, alternativamente e' una funzione dell'indice di colore

V

_Zp

=V

⁰_Zp

+ c (V −R)

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Esercizio 26

Osservo 3 stelle standard nelle bande V e R e ne determino le magnitudini strumentali fuori

atmosfera che sono riportate in tabella assieme alle magnitudini nel sistema standard.

Trovare le relazioni fra il sistema strumentale e quello std.

Stella V R

I 9.6 8.6 8.0 7.0

II 11.6 11.6 10.0 10.2

III 10.6 9.9 9.0 8.4

V

_s

R

_s

(6)

 V −R=1.2V −R

_s

− 0.2

(7)

V =V − 1.6

(8)

R=1.1 R

_str

− 2.2

(9)

Anche per passare da un sistema

fotometrico ad un altro devo utilizzare delle relazioni

g=V 0.630B−V −0.124

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La rifrazione atmosferica

Gli oggetti appaiono più alti sull'orizzonte

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Per calcolare l'angolo di rifrazione si utilizza un modello a strati piani e paralleli

Ogni strato ha un diverso indice di rifrazione che decresce uniformemente verso gli strati alti

Valido fino a z =45°

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Si ottiene così la relazione approssimata

r≃60.4 tg z_{true}

imprecisa di 1” quando z = 60°

Le relazioni accurate tengono conto di

Pressione

atmosferica temperatura

altitudine

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Esercizio 26

Calcolare l'angolo di rifrazione per z=10°, 30°,45° e

60°

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(15)

L'indice di rifrazione dell'atmosfera non è

costante con la lunghezza d'onda

(16)

(17)

(18)

g' (4800 A) , seeing 0.6”, Airmass 1.05, 1.5 and 2

(19)

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è un effetto di cui si deve tenere conto in spettroscopia (Spettrofotometria)

Per ottenere uno spettro si deve far passare la luce

attraverso un elemento

disperdente. Il più semplice

fra questi è il prisma

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Se la fenditura è larga 1”e non è

orientata nella direzione della

rifrazione la luce “blu” è tutta

fuori

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(23)

ADC (Atmospheric

dispersion corrector)

4m Kitt Peak

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IRAF

Image Reduction and Analysis Facility

'

pacchetto software per la riduzione e l'analisi di immagini e spettri redatto dal NOAO ( National Optical Astronomy Observatory) un consorzio nato nel 1982 per coordinare osservatori astronomici ottici.

fanno parte di NOAO il KPNO ( Kitt Peak National Observatory) Il CTIO (Cerro Tololo International Observatory) e il Gemini Science Center.

in continua evoluzione (comandi e pacchetti che vengono aggiunti per soddisfare le esigenze degli utenti e per

restare al passo con la strumentazione), IRAF è

probabilmente il software più utilizzato e anche il più

verificato ( tested)

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'

ed e' disponibile gratuitamente al sito http://iraf.noao.edu

Per rendere “attivo” IRAF è necessario eseguire il comando mkiraf (make IRAF). Questo comando va eseguito soltanto una volta (in concomitanza col primo utilizzo di IRAF) .

Se mkiraf è già stato eseguito nel directory ove ci

troviamo ( home) esiste il file login.cl e un sub directory uparm non dobbiamo eseguire mkiraf.

In caso contrario digitiamo mkiraf e alla domanda

initialize uparm ? Rispondiamo y.

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'

Apriamo il login.cl con un editor di file e modifichiamo l' assegnazione logica de l file imdir (imdir sta per images directory e indica il directory dove vengono depositate le immagini).

Normalmente nel login.cl imdir e la home hanno assegnazioni logiche diverse, diamo ad imdir la stessa assegnazione della home.

Prima di accedere ad IRAF e' opportuno attivare le finestre grafica e pittorica coi comandi xgterm & e ds9 &

(la & serve ad eseguire i comandi in background lasciando

utilizzabile il terminale console)

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'

Per accedere all' ambiente IRAF bisogna digitare cl (command language). Il cl deve essere eseguito dal

directory in cui si trova il login.cl. Potremo cambiare

directory da dentro IRAF successivamente utilizzando il comando cd

La struttura di IRAF è modulare: i comandi sono raggruppati in pacchetti. Ciascun pacchetto contiene una serie di comandi fra loro correlati.

Al nostro ingresso in IRAF ci troviamo in cl. Lo sappiamo perchè ci compare il prompt: cl>

se digitiamo il ? otteniamo una lista dei nomi dei pacchetti

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'

Per accedere all' ambiente IRAF bisogna digitare cl (command language). Il cl deve essere eseguito dal

directory in cui si trova il login.cl. Potremo cambiare

directory da dentro IRAF successivamente utilizzando il comando cd

La struttura di IRAF è modulare: i comandi sono raggruppati in pacchetti. Ciascun pacchetto contiene una serie di comandi fra loro correlati.

Al nostro ingresso in IRAF ci troviamo in cl. Lo sappiamo perchè ci compare il prompt: cl>

se digitiamo il ? otteniamo una lista dei nomi dei pacchetti

accessibili

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'

Digitando help si ottiene una lista con qualche maggior dettaglio sui pacchetti e digitando help seguito dal nome di un pacchetto si ottiene la lista dei pacchetti in cui e' suddiviso il pacchetto.

Per esempio digitate help images e successivamente help imutil. Quest'ultimo contiene una serie di comandi (per esempio imarith) utili per eseguire operazioni

sulle immagini.

Per poter utilizzare i comandi del pacchetto imutil devo digitare images e poi imutil.

Per tornare in cl devo scrivere bye 2 volte (ad ogni bye si

sale di un livello).

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'

Per uscire da IRAF : logout da dovunque ci si trovi.

Se dal prompt cl>digitiamo ?? otteniamo l'elenco di tutti i pacchetti e comandi disponibili in IRAF.

Alcuni comandi Linux (per esempio ls) sono noti in IRAF altri no. Possiamo utilizzare i comandi linux anteponendo ad essi il !.

se cerchiamo un comando IRAF ma non ricordiamo dove si trova (all'interno di quale sottopacchetto) possiamo utilizzare il comando references seguito dal nome del comando. (In realtà, poichè in IRAF bastano le prime 4 lettere per identificare un comando sarà sufficiente digitare refe seguito dal nome del comando)

Se non ricordiamo il nome del comando ma soltanto

l'argomento, refe seguito dal nome dell'argomento ci

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'

ESERCIZIO 1:

Generare un file chiamato irafcommands.lis che contenga tutti i comandi di IRAF. (Per poter svolgere questo

esercizio è necessario sapere come indirizzare l' output da video ad un file in Linux).

ESERCIZIO 2:

Utilizzando references (refe) cercate tutti i comandi

IRAF che hanno a che fare con gli spettri. Create un file

(spectracommand.lis) che contenga l'elenco di questi

comandi.

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ESERCIZIO 3:

Scaricate tutti i file che iniziano con NGC e che si trovano in

http://gbm.bo.astro.it/paola/didattica/AA2012

2013/tada/images

Il formato di questi file è il FITS (Flexible Image Transport System), un formato standard per immagini astronomiche.

Un' immagine FITS è costituita di due parti: l' header che

contiene le informazioni (data delle osservazioni,

identificatore dell'oggetto, tempo di esposizione, ecc.) e la

parte che contiene i dati .

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