E' evidente che l'apertura deve contenere tutta la luce della stella (se è più piccola perdiamo luce se è troppo grande aumentiamo il contributo del fondo cielo che poi deve essere sottratto)

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Un vostro collega (un po' più “vecchio”) mi ha segnalato un “libro” che si può scaricare gratuitamente dalla rete e che contiene molti argomenti inerenti a quanto svolto nel corso di Tecniche di Analisi Dati Astronomici. Ecco il link:

http://comete.uai.it/fotometria/FotomCCD.pdf

ESERCIZIO 10.

Utilizzando il comando qphot che si trova in noao --> digiphot --> apphot otteniamo la magnitudine di apertura delle stelle .

Lanciate il comando qphot

puntate il cursore su una stella (non satura) con c otterrete la posizione del centro

con s i conteggi del cielo

con p la magnitudine della stella (sottratta del cielo)

Per ottenere la magnitudine di apertura è necessario definire il raggio del cerchio entro cui effettuare la somma di tutti i conteggi della stella. Questo parametro è detto aperture.

E' evidente che l'apertura deve contenere tutta la luce della stella (se è più piccola perdiamo luce se è troppo grande aumentiamo il contributo del fondo cielo che poi deve essere sottratto).

Il cielo da sottrarre viene preso da un anello circostante la stella (settore circolare) definito dai parametri annulus e dannulus. (Il settore circolare è definito dai 2 raggi r1=annulus e r2=annulus+dannulus ).

Annulus deve essere ben più grande di aperture e dannulus deve essere abbastanza grande per consentire un campionamento adeguato del cielo ma non deve contenere altre stelle.

I conteggi provenienti dal cielo “raccolti” entro l'area π (r22−r12) saranno 1- ripuliti da eventuali impurità (valori che deviano di più di 3 σ dalla moda) 2-normalizzati all'area della stella (devo sottrarre “tanto cielo” quanto ne ha la stella, e in generale le aree di cielo (π (r22−r12)) e stella (πr2) non saranno uguali).

Qphot ha già i valori di default per aperture, annulus e dannulus (potete vederli con epar) ma non è detto che siano quelli ottimali.

Lanciamo qphot

posizioniamoci su una stella NON SATURA e digitiamo d

– si apre la finestra grafica , diamo invio e ci compare il profilo radiale della stella che ci permette di scegliere i valori per aperture, annulus e dannulus.

Usciamo dalla finestra grafica con q (quit) e usciamo anche dalla finestra pittorica con q.

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Inseriamo in qphot i valori che abbiamo scelto e poi con c s e p possiamo centrare nuoamente la stella determinarne il cielo e la magnitudine.

– Sulla finestra grafica possiamo anche vedere come varia il cielo e anche comprendere cosa sono i valori che vengono scritti sul terminale xgterm quando diamo s. Cosa sono??

– Scegliamo una stella, scegliamo il valore ottimale per aperture e verifichiamo cosa succede se lo incrementiamo.

Calcoliamo il valore della magnitudine (strumentale) per il valore

scelto dell'apertura e per 4 valori successivi (possono essere anche valori non interi). Riportiamo su un grafico l'andamento magnitudine verso apertura. Attenzione a non avere valori di aperture che sono maggiori di annulus!

– Ripetiamo l'esercizio per una stella piu' debole e per una più luminosa (cosa cambia?).

[B] E' possibile far leggere a qphot un file che contiene le posizioni delle stelle nonchè inserire più di un valore per le aperture e anche ottenere un file di output che contenga i risultati. Trovare il modo per farlo (e farlo).

-Se inserisco in qphot il valore del tempo di esposizione della mia immagine come cambia il risultato (p la magnitudine) e perchè ?

– Valeva la pena rompersi la testa con la riduzione standard??

Ripetere l'esercizio [B] utilizzando l'immagine non corretta (originale) di quanto cambiano i valori delle magnitudini ?? La variazione è entro l'incertezza determinata dall'errore Poissoniano?

figura

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Riferimenti

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