Tecniche di Analisi Dati Astronomici
A.A. 2018/2019
Astronomia ottica “pratica”.
- Alcuni richiami di teoria e molti esercizi
- un po’ di analisi dati utilizzando un po’ di IRAF [1]
I pdf di ogni lezione (purtroppo non sono dispense!) saranno accessibili in
[1] Image Reduction and Analysis Facilities – NOAO (National Optical Astronomy Observatory Tucson, Arizona)
http://137.204.68.26/paola/didattica/AA2018-2019/tada/
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 è solo orale
La data dell’esame è concordata (scelta da voi e approvata da me). Mi serve però almeno una
settimana di preavviso.
Il ricevimento è su appuntamento
paola.focardi@unibo.it
A causa di problemi col video proiettore abbiamo dedicato una parte della lezione ad installare IRAF
- aprendo una shell (o una finestra terminale) e dando questo comando
/home/PERSONALE/_LIB/IRAF/install64.sh - uscendo con logout
- rientrando
e dando poi il comando mkiraf
COMINCIAMO con
alcuni brevi richiami di fotometria
Da più di 2000 anni, lo “splendore” degli astri viene misurato in magnitudini.
Hipparchos (Ipparco di Nicea) nel II secolo a.C.
suddivise le stelle (circa 850) in 6 classi di luminosità:
-alla 1 appartenevano le più luminose
-alla 6 le più deboli (appena visibili in una notte di Luna nuova da una persona dotata di vista
perfetta).
Claudio Tolomeo (4 secoli dopo), nel redigere il primo catalogo stellare (circa 1000 stelle) all’ interno dell’
Almagesto, conservò la scala di Hipparchos.
La scala di Hypparchos riflette le caratteristica dell'occhio che percepisce le variazioni di luce in modo logaritmico.
Nè Hypparcos, nè Tolomeo utilizzavano la relazione m=−2.5 log f k
---> Pertanto la magnitudine è una scala
logaritmica inversa dello “splendore” degli astri.
[2]
che è stata introdotta da Norman Robert Pogson nel 1856, per mantenere la loro classificazione in magnitudini .
Probabilmente voi non avete “studiato” la
relazione di Pogson nella forma [2], ma in questa :
Dalla [3] si vede come una differenza di 5
magnitudini corrisponda ad un rapporto fra le intensità luminose pari a 100.
La [2] e la [3] sono due modi diversi per scrivere la stessa relazione.
m1−m2=−2.5 log f 1
f 2 [3]
La [2] equivale alla [3] in quanto la costante k non rappresenta l’estinzione (come qualcuno di voi potrebbe erroneamente aver pensato) ma
quello che si chiama il punto zero della scala delle magnitudini.
Come avrete notato dalla [3] la definizione della magnitudine (es. ) non è assoluta ma è
riferita ad un’ altro valore (es. )
- il k nella [2] risulta pertanto m1
m2
k=m2=+2.5 log f 2
f
1e f
2 (nella [3]) ef
(nella [2])rappresentano le quantità di energia che ci arrivano dalla sorgenti nell’ unità di tempo e di superficie. Per questo motivo sono detti flussi.
Per farvi capire che misurare la magnitudine significa somma re tutti i conteggi che ci arrivano da una stella e sottrarre
quelli che ci arrivano invece dal cielo vi ho mostrato sulla lavagna qualcosa di simile- Vi ricordate? A sinistra ho un
pezzo di CCD contenente il cielo a destra invece ho la stella.
120 131 118 104 117 105 121 132 97 113 99 102 123 115 107 100 124 136 103 126 112 104 129 102 98
118 465 518 509 498 402
487 553 543 529 431 518 592 665 562 478 521 573 587 541 492 493 521 534 487 432
A causa di problemi col video proiettore abbiamo dedicato una parte della lezione ad installare IRAF
- aprendo una shell (o una finestra terminale) e dando questo comando
/home/PERSONALE/_LIB/IRAF/install64.sh - uscendo con logout
- rientrando
e dando poi il comando mkiraf
