Tecniche di Analisi Dati Astronomici
A.A. 2013/2014
Cosa sapete di fotometria e spettroscopia?
Cosa sapete di “osservazioni astronomiche” ?
Cosa sapete di strumentazione astronomica?
Cosa sapete di misure ed errori ?
Cosa faremo ?
Colmeremo le lacune
Le metteremo in pratica analizzando con IRAF:
immagini e spettri di oggetti astronomici.
Non esiste un testo che tratti quello che faremo
I pdf di quanto fatto a lezione si troveranno in http://gbm.bo.astro.it/paola/didattica/AA2013
2014/tada/
Imparereno le nozioni fondamentali
1 argomento a scelta (dello studente) fra quelli sviluppati a lezione o in laboratorio
Discussione + domande su argomento a scelta + 2 o 3 domande su argomenti svolti a lezione o in laboratorio
L' esame e' orale
La data e' concordata
su appuntamento
paola.focardi@unibo.it
Il ricevimento
Cosa sappiamo di fotometria ?
Da piu' di 2000 anni, lo “splendore” degli astri viene misurato in magnitudini.
Perche' lo usiamo ?
E' un sistema “scomodo” e anacronistico:
> Scala logaritmica inversa
m=−2.5 log f k
Hypparcos nel II secolo a.C. Attribuisce alle stelle piu' luminose magnitudine 1 e alle piu' deboli
(appena visibili) magnitudine 6
Tolomeo 4 secoli dopo, nel redigere il primo
catalogo stellare conserva la scala di Hypparcos
E' la scala a cui risponde l'occhio:
che percepisce le variazioni di flusso in modo Logaritmico.
Ne' Hypparcos ne' Tolomeo utilizzavano la relazione
m=−2.5 log f k
che e' stata introdotta da Pogson nel XIX secolo.
Per mantenere le loro classificazioni in
magnitudini. Il segno “meno” infatti indica che le Stelle piu' luminose sono quelle di magnitudine + piccola.
Piu' luminose “realmente” oppure
“apparentemente” ?
m=−2.5 log f k f = L 4 d2
erg sec−1cm−2 erg sec−1
m dipende da L e da d. A parita' di L, tanto Piu' la sorgente e' lontana tanto maggiore
sara' m
m=−2.5 log L2.5 log 4 5 log dk
La magnitudine assoluta M e' la magnitudine di un oggetto posto a 10 pc. Di distanza
M=−2.5 log L2.5 log 4 5 log 10k
se l'oggetto e' lo stesso sottraendo membro a Membro le due relazioni trovo
m−M =5 log d−5
Modulo di distanza
Esercizio 1
Determinare la distanza
dell' ammasso globulareM3 il cui modulo di distanza è pari a 15.4.
Derivare la dimensione reale (diametro) di M3 sapendo che il diametro apparente è pari a 18'.
Esercizio 2
Derivare la relazione del modulo di distanza per distanze espresse in Mpc (e non in parsec).
Nello scrivere la relazione fra m e d m=−2.5 log L2,5 log 4 5 log dk
Abbiamo trascurato l'effetto dell'assorbimento.
Quale assorbimento?
Esercizio 3
Riconsideriamo la relazione
E' possibile determinare k ? Come ?
m=−2.5 log f k
Esercizio 4
Trovare l'analogo della relazione:
per la differenza della magnitudini assolute
m1−m2=−2.5 log f 1 f 2
Esercizio 5
Trovare la relazione che lega le magnitudini apparenti e le distanze di due sorgenti aventi La stessa magnitduini assoluta (Trascurare l'assorbimento).
Finora abbiamo “scherzato”.... m e M ...non esistono !!
Il sistema fotometrico UBV
Johnson & Morgan 1953, ApJ 117, 313
U 3650 700
B 4400 1000
A0V UB=0 BV =0
Cousins 1976, MNRAS 81,25
Thuan & Gunn 1976, PASP, 88, 543
u 3530 400
v 3980 400
g 4930 700
r 6550 900
ESO- WFI
SDSS
Bessel 1990, PASP, 102,1181
U 3604 601
B 4355 926
V 5438 842
R 6430 1484
L'introduzione dei CCD comporta una modifica delle
bande
Esercizio 6
Sapendo che una stella di magnitudine V =0 fornisce
detemnare la magnitudine V di una stella che osservata per 5 minuti in banda V ha fornito
(assumere assenza di assorbimento, o correzione per assorbimento gia' effettuata) .
10−12erg s−1cm−2 A−1
Esercizio 7
Stimare il flusso in di una stella di V=0. fotoni s−1cm−2 A−1
h≃6.6×10−27erg s c≃2.99792×1010cm s−1 λ ≃5500 A 3.39×10−9erg s−1cm−2 A−1
Esercizio 8
Riceviamo da due stelle in banda V 1 e 10 fotoni
. Quali sono le loro magnitudini?
(s−1cm−2 A−1)
Esercizio 9
Quanti fotoni raccogliamo dalla stella piu' debole se utilizziamo un telescopio da 4 metri di apertura,
osservando in banda V con una posa da 20 minuti ?
