La fotometria di apertura
consiste nell'ottenere la misura della magnitudine di un oggetto celeste (stella o galassia) attraverso la somma dei conteggi che provengono dall'oggetto sottratta della somma dei conteggi che provengono dal cielo su di una dimensione di uguale area.
Ovviamente il cielo sarà misurato in una regione prossima alla stella, generalmente entro un settore circolare circostante la stella ma abbastanza lontano da essa e la misura dei conteggi sarà normalizzata all'area della stella.
Il comando qphot di Iraf (quick photometry) consente di effettuare la fotometria di apetura.
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ESERCIZIO 12
Prendete l' immagine ridotta R e u
tilizzate il comando qphot che si trova in noao --> digiphot --> apphot per ottenere la magnitudine di apertura di alcune stelle nel campo.1) dovete capire come funziona qphot.
2) Scegliere i valori migliori per annulus dannulus e aperture
3) considerare una stella e misurarne la magnitudine facendo crescere
e calare un poco l'apertura (es. se avete scelto 3 come valore ottimale misurare la magnitudine anche a 2, 2.5 e a 4 e 5). Lo scopo e' capire
quanta “luce” perdiamo se l'apertura è troppo piccola e quanto rumore ci entra (contributo del cielo) se l'apertura diventa troppo grande.
ATTENZIONE a non far sconfinare l'apertura entro la regione in cui misuriamo il cielo!
4) Misurare la magnitudine di 4 o 5 stelle utilizzando i valori ottimali.
5) Verificare che i valori delle magnitudini che sono strumentali (macchina NON calibrati) siano consistenti coi valori dei conteggi (ossia scovare dove qphot salva i conteggi e applicare la relazione di Pogson a 2 stelle) 6) Far considerare a qphot il tempo di esposizione e verificare che la
magnitudine calcolata per 1 stella sia scalata correttamente per il tempo.
(ossia confrontare la magnitudine misurata da qphot per 1 stella senza considerare il tempo di esposizione e considerandolo e verificare che “i conti tornino”)
7) misurare le magnitudini strumentali delle stesse 4 5 stelle nell'immagine B ridotta e calcolare il B-R strumentale di ciascuna stella.
8) Stimare l'errore sulla misura di ciascuna magnitudine B e R e del B-R 9) Riportare in un file x y di ciascuna stella B R B-R e relativi errori
10) Misurare le magnitudini delle stesse stelle nei frame B e R non ridotti e stimare l'errore sulle magnitudini : e' maggiore o minore dell'incertezza sulla misura (cfr. 8) ?
