Esercizio 3
Sapendo che una stella di V =0 fornisce, nella stessa banda,
se riveliamo
a quanto ammonta l'assorbimento nella banda V ? Quanto vale l'eccesso di colore ?
(assumere il valore std di R)
6.8×10
−10erg s
−1cm
−2A
−1( A
V) E(B−V )
Esercizio 4
Utilizzando alcuni dati riportati sopra determinare la magnitudine V di una stella che osservata per 5 minuti in banda V ha fornito
10
−12erg cm
−2A
−13.39×10
−9erg s
−1cm
−2A
−1Esercizio 5
E se la stella di cui all'esercizio 4 fosse stata osservata per 5 minuti con un telescopio da 2 m
(diametro) quanti avrei rivelato?
Esercizio 6
Stimare il flusso in di una stella di V=0.
fotoni s
−1cm
−2A
−1h≃6.6×10
−27erg s c≃2.99792×10
10cm s
−1λ
V≃5500 A
erg A
−1Esercizio 7
Se acquisiamo il segnale di una stella di V=15 in
banda V per 3 minuti e con un telescopio di diametro 1 metro quanti fotoni raccogliamo? E se il telescopio avesse avuto diametro di 4 metri?
Esercizio 8
Riceviamo da due stelle in banda V 1 e 10 fotoni . Quali sono le loro magnitudini?
( s
−1cm
−2A
−1)
Esercizio 9
Se la brillanza superficiale del cielo in banda V è
pari a 21 quanti fotoni ci giungono da di cielo ?
Quanti da una stella equivalente (fatta di cielo)?
Assumendo un seeing di 0.5”,1” e 2” ? mag arcsec
−2( s
−1cm
−2A
−1)
1 arcsec
2Esercizio10
Che dimensioni angolari avrebbe il sole se fosse collocato alla distanza di Proxima Centauri?
Confrontare le dimensioni con il limite di diffrazione e col seeing.
Distanza proxima Centauri 4.22 anni luce Raggio del sole
R
sun≃10
10cm
Cousins 1976, MNRAS 81,25
Thuan & Gunn 1976, PASP, 88, 543
u 3530 400
v 3980 400
g 4930 700
r 6550 900
Bessel 1990, PASP, 102,1181
U 3604 601
B 4355 926
V 5438 842
R 6430 1484
I 8058 1402
L'introduzione dei CCD comporta una
modifica delle bande
J 12600 2016
H 16000 3680
K 22200 5106
S
chneider, Gunn & Hoessel, 1983, ApJ, 264, 3372MASS (two micron all sky survey)
U
na survey di tutto il cielo nel vicino IR.“Pensata” nel 1969
Parte alla fine degli anni '90 (1997 Nord, 1998 Sud) .
Due telescopi da 1.3 m completamente automatizzati (Mt.
Hopkins Arizona e CTIO Cile).
Completata nel 2001
Spitzer (NASA, 2003)
IRAC 3.6, 4.5,5.8, 8
micron)
SDSS (SLOAN DIGITAL SKY SURVEY)
U
n telescopio automatico“dedicato” 2.5 m (Apache Point Observatory New Mexico)
1 camera da 120 milioni di pixel,
per una area di cielo pari a 1.5 gradi quadrati.
2 spettrografi a fibre ottiche capaci di acquisire 600 spettri alla volta Osservazioni iniziate nel 2000
5 colori, 6 ccd (2048x2048) per colore.
Fotometria di 500 milioni di oggetti Spettri di 1 milione di oggetti
Le curve di risposta della SLOAN (filtri + Telescopio + CCD) in assenza di
atmosfera e con estinzione da 1.2 masse d'aria
ESO- WFI
SDSS
collisioni con particelle
eccitazione dovuta a:
radiazione solare L'atmosfera assorbe e emette:
Aurora,airglow da ISS
Bande rotazionali e vibrazionali dell' OH Molto forti, vicine fra loro e nel near IR
L' OH si produce a 85 km
di altezza per fotodissociazione dell'ozono e combinazione
col vapore d'acqua
O3+γ →O+O2 O+H2O → 2OH
airglow
[OI] 5577, 6300 Righe “proibite”
Eccitazione per collisione da particelle (a 90 km altezza)
aurora
Riga D (5890) del sodio NaI
L'intensità delle righe è
funzione dell'attività solare
U B V R I
La Silla 22.8 21.7 20.8 19.5
Paranal 22.3 22.6 21.6 20.9 19.7
La Palma 22.0 22.7 21.9 21 20
Mauna Kea 22.22 21.29
Brillanza superficiale del cielo
F450W (B) F606W (V) F814W (I)
HST 22.87 22.06 21.46
Il fondo del cielo aumenta per effetto della luna.
La luna “riflette” la radiazione solare e l'atmosfera la “diffonde” in modo
differenziale. Scattering di Rayleigh nel visibile
1 λ4.O8
Giorni dalla
Luna nuova U B V R
3 21.3 22.1 21.3 20.4
7 19.2 20.9 20.7 19.9
11 17.3 19.5 19.5 19.5
14 15.0 17.5 18.0 18.0
1 λ4.O8
1 λ4.O8
la brillanza tipica del cielo a Mauna Kea
