Una volta che lo avete scaricato per visualizzarlo dovete usare il comando splot (che sta per  spectral plot).

Esercizio 11 spettri !!

cominciamo dalla parte facile

In  http://gbm.bo.astro.it/paola/didattica/AA2012­2013/tada/spectra/    trovate   un   file  (spettro1D.fits)  che   rappresenta   lo   spettro   mondimensionale   (ossia   già   estratto  dall'immagine) di una galassia.

In sostanza è un file costituito da una sola riga di dati conenente i valori dei conteggi (ADU)   in funzione delle lunghezze d'onda. 

Una volta che lo avete scaricato per visualizzarlo dovete usare il comando splot (che sta per  spectral plot).

Per vedere meglio una porzione dello spettro (fare lo   zoom  su una regione) posizionate il  cursore a sinistra della zona che volete ingrandire e digitate  a  poi a destra della zona e  digitate  a.  Lo   zoom   si   può   effettuare   più   di   una   volta   fino   a   che   non   si   ottiene  l'ingrandimento desiderato. Per tornare alle condizioni iniziali (no zoom) digitate c.

Nello spettro sono chiaramente visibili alcune righe di emissione (ed anche qualche riga in  assorbimento).

All'interno di splot è possibile determinare la posizione del centro di una riga posizionandosi  ad occhio sul centro e pigiando la barra spaziatrice.

Una misura più accurata (se il profilo della riga è assimilabile ad una gaussiana) si ottiene  posizionarsi a sinistra della riga e pigiaando  k e poi posizionandosi a destra e ripigiando k  .  Sulla riga verrà disegnata la gaussiana   che meglio le si adatta (best fit) e sotto al grafico si  otterrà la posizione del centro.  Se il fit è buono (ossia se la riga assomiglia abbastanza alla  funzione di Gauss) la posizione del centro ottenuta in questo modo sarà   più accurata di  quella ottenuta con la barra spaziatrice.  (Oltre al centro il k k fornisce altri valori fra cui  anche il flusso della riga, ossia l'energia della riga ottenuta misurando l'area, calcolando  l'integrale, sottesa dalla curva fittata)] 

Se volete ripetere il fit pigiate r (reset) e ripetete il k k . Cosa dovete fare

1­ Identificare le righe di emissione “buone” (alcuni picchi possono essere delle righe del  cielo mal sottratte.... ne vedete ? Quale/i ? Perchè ?)

2­ Misurate approssimativamente posizione dei centri di queste righe.

3­ Cercate di capire quali righe possono essere, utilizzando la tabella allegata e ricordando  che   z= λ

−λ

λ

^ossia  z= λ

λ

−1 (questa relazione vi serve per capire se  c'è corrispondenza fra l'identificazione delle diverse righe, lo z deve essere lo stesso , entro la  precisione).

4­ Sulla base dello z approssimato che avete utilizzato per identificare le righe di emissione 

identificate anche i possibili assorbimenti.

5­misurate al meglio le posizioni di tutte le righe 6­ misurate lo z medio (con errore)

7­ Stabilite se c'e' una differenza significativa fra  z  di emissione e  z  di assorbimento così  come se c'è  una differenza significativa fra lo z determinato sulla base di diverse righe di  emissione.

8­ Utilizzando lo z medio, la legge di Hubble (v

= H

d)   e le  relazioni non relatiivistica  fra  v

e z     ( v

=c z) determinate la distanza fra noi e la galassia con il relativo errore  (propagazione degli errori).

      Righe in emissione che possono essere       presenti nello spettro delle galassie

Elemento λ

( in Angstrom)

[ OII ] ^3727.4

H

^3797.9

H

3835.4

[ He I ] ^3888.7

H

^4101.7

H

4340.5

[ OIII ] ^4363.2

H

^4861.3

[ OIII ] ^4958.9

[ OIII ] ^5006.8

[ OI ] ^6300.3

[ OI ] ^6363.8

[ NII ] ^6548.1

H

^6562.8

[ NII ] ^6583.5

[ SII ] ^6716.4

[ SII ] ^6730.9

       Righe in assorbimento che possone essere        presenti nello spettro delle galassie

Element λ

( in Angstrom) Fraunhofer id/notes

CaII 3933.7 H

CaII 3968.5 K

Fe Ca 4304.4 G-band

Fe I 5015

Mg I 5175.3 b

Fe I 5270

Fe I 5782

Na I 5894.0 D