Esercizio 12 Spettri (estrazione e calibrazione in lunghezza d'onda) Fig. 1

Esercizio 12

Spettri

(estrazione e calibrazione in lunghezza d'onda)

Fig. 1

La Figura 1 mostra una porzione dello spettro di NGC 3689.

Lo spettro è la striscia grossa al centro, le righe orizzontali che si estendono su tutta l'immagine sono le righe di emissione del cielo notturno, i puntini sono i raggi cosmici, la linea bianca a destra dello spettro è un difetto del CCD, la linea verticale debole e che si estende su tutta la lunghezza dell'immagine (a destra) è lo spettro di un oggetto che è entrato nella fenditura.

Lo spettro di NGC 3689 è più luminoso al centro e mostra una riga di emissione che si estende anche dove il continuo è molto debole. La riga appare anche lievemente inclinata (perchè?). In basso si osserva anche una riga (banda) in assorbimento che non è della galassia ma è dovuta alla nostra atmosfera.

Per ottenere uno spettro si utilizza una fenditura che ha tipicamente una larghezza di 1” o 2” (paragonabile al valore del seeing) e una lunghezza che si estende lungo l'intera dimensione orizzontale del CCD. Questa è la ragione per cui le righe del cielo si estendono in orizzontale.

La Figura 2 mostra la ragione per cui si utilizzano fenditure lunghe : 2

fenditure opportunamente orientate consentono di ottenere lo spettro di una galassia e delle sue due compagne interagenti (i due oggetti più piccoli e tondi). E' chiaro dalla figura anche il motivo per cui le righe del cielo si estendano su tutto lo spettro.

Fig. 2

Quello che dobbiamo fare è : estrarre lo spettro della galassia sottrarre il cielo

calibrarlo in lunghezza d'onda

misurare lo spostamento delle righe spettrali (redshift).

– Cominciamo con usare il comando implot che consente di ottenere un tracciato lungo una (o più') linee o colonne dell'immagine.

Digitando implot seguito dal nome dell'immagine si ottiene un tracciato come quello rappresentato in Fig. 3 che corrisponde al tracciato dell' immagine lungo la linea 650 (come si vede dall'intestazione del grafico).

Ossia ad una rappresentazione del valore dei conteggi (ADU) del CCD lungo la linea avente y=650 ed x da 1 a 1340.

Il picco corrisponde allo spettro di NGC 3689 che come osserviamo in Fig. 3 si estende su più pixel (se fosse una stella si estenderebbe solo su un numero di pixel corrispondenti alle dimensioni del seeing).

Posizionandoci al centro del picco e pigiando la sbarra spaziatrice otteniamo la

posizione del centro dello spettro che corrisponde a 708.

Possiamo verificare su DS9 è effettivamente centrato ad una x pari a 708.

Fig. 3

Se torniamo sulla finestra grafica e digitiamo :l 500 700 otteniamo un tracciato (rappresentato in Fig. 4) che mostra la media delle linee (aventi y compresa fra 500 e 700).

La Fig. 4 mostra che :

– Il rumore del fondo è molto più basso che in Fig. 3 – Il picco dello spettro è meglio definito

– E' visibile anche la posizione dello spettro dell'oggetto debole (il picchetto – a x=1072)

– Si vedono alcune zone (si vedevano anche in Fig. 3) in cui il continuo è depresso (per esempio a x= 501 e x=546). Queste appaiono sull'immagine come righe più scure e corrispondono a regioni del CCD meno efficienti.

Sappiamo che lo spettro è centrato in x=708. Se torniamo sul grafico e

digitiamo :c 708 otteniamo (Fig. 5) il tracciato dell'immagine lungo la colonna che corrisponde a x=708, ossia il tracciato dello spettro. In Fig. 5 è ben visibile la banda di assorbimento dovuta alla nostra atmosfera mentre la righe di

emissione sono tante (quasi tutte dovute al cielo).

Se digitiamo :c 705 711 otteniamo la media di queste colonne su cui si

estende lo spettro e abbiamo quindi un tracciato del nostro spettro (Fig. 6) un

Fig. 4 po' meno rumoroso di quello di Fig. 5.

L'ultimo tracciato di questa lunga serie (Fig. 7) mostra la media delle colonne aventi x compreso fra 300 e 600. E' lo spettro mediato del cielo. Un paragone fra le Fig. 6 e 7 permette di identificare la riga di emissione della galassia e una volta individuatane la x controllare se è effettivamente la riga che si vede sull'immagine.

– Se ricordate quando detto a lezione sulle righe del cielo vi dovrebbe essere facile capire quale parte dello spettro è la rossa e quale la blu.

– Alcune righe del cielo si vedono sullo spettro della galassia più di altre perche'?

– Lo spettro è un po' storto (al variare della y varia la posizione del suo centro). Riuscite utilizzando implot a determinare questa variazione?

Fig. 5

Fig. 6

Fig. 7