Dall osservazione al risultato scientifico. Amata Mercurio

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1 Dall osservazione al risultato scientifico Amata Mercurio

2 osa vogliamo studiare?

3 .per esempio. Fisica delle galassie e cosmologia Fisica delle stelle e del mezzo interstellare Fisica del sole Sistema solare e mezzo interplanetario

4 he tipo di osservazione vogliamo fare?

5 he tipo di osservazione vogliamo fare? Interferometria Imaging Imaging

6 L osservazione astronomica fotoni costituiscono il ponte tra noi ed il cosmo. fotone costituisce l unitl unità base del trasporto di energia della luce, e è un onda elettromagnetica che viaggia nello spazio. osservazione di una sorgente consiste nella raccolta e nell analisi i una predefinita porzione di fotoni da essa emessi, per mezzo di velatori.

7 Lo spettro elettromagnetico acquisizione di immagini a diverse lunghezze d onda è uno dei unti più importanti della ricerca astronomica. Per ogni regione dello spettro elettromagnetico esistono oggi trumenti di osservazione, che si basano su tecniche strumentali e

8 otoni appartenenti a regioni diverse dello spettro elettromagnetico forniscono formazioni su quantità fisiche diverse degli oggetti astronomici.se per esempio studiamo gli ammasi di galassie. distribuzione spaziale delle galaxies Ottico NIR cinematica delle galassie presenza di sottostrutture proprietà fotometriche delle galassie Raggi X gas caldo IntraCluster gradienti di temperature Radio interazione tra radio galassie e gas caldo presenza di campi magnetici popolazione di particelle relativistiche

9 Cosa osservare In che modo Teoria In che banda Con che strumento Conoscenza dell uso corretto della strumentazione Conoscenza delle tecniche di osservazione limiti dell atmosfera Pratica limiti dello limiti del sito

10 Cosa osservare In che modo Teoria In che banda Con che strumento Conoscenza dell uso corretto della strumentazione Conoscenza delle tecniche di osservazione limiti dell atmosfera Pratica limiti dello limiti del sito

11 Conoscenza e uso corretto della strumentazione Vi sono campi dell astronomia che vengono osservati e studiati meglio con un tipo di strumentazione piuttosto che un altra. Anche un telescopio semplice può essere utile per osservare oggetti vicini, per esempio appartenenti alla Via Lattea (ammassi di stelle e nebulose), ma possono essere anche adeguati per osservare galassie esterne vicine. E chiaro che più gli strumenti sono potenti, più forniranno immagini superbe, ma saranno proporzionalmente complessi e difficili sa usare.inoltre non dobbiamo dimenticare la turbolenza atmosferica

12 Cosa osservare In che modo Teoria In che banda Con che strumento Conoscenza dell uso corretto della strumentazione Conoscenza delle tecniche di osservazione limiti dell atmosfera Pratica limiti dello limiti del sito

13 Conoscenza delle tecniche di osservazione A causa della debolezza e della lontananza degli oggetti celesti, la loro osservazione non è agevole. Se poi aggiungiamo gli ostacoli atmosferici, aumenta il rischio di rimanere delusi. E buona regola evitare di dare solo una fugace occhiata agli oggetti che vogliamo studiare, persistendo il più possibile nell osservazione dell oggetto, consentendo anche al nostro cervello di accumulare un numero sempre maggiore di informazioni nel tempo. Nel caso in cui registriamo la nostra immagine mediante l uso di un rivelatore, dobbiamo tener presente che oggetti più deboli richiedono osservazioni più lunghe o la combinazione di osservazioni brevi per ottenere tempi di posa totali lunghi.

14 Rifrattore Borg 125 NGC 253

15 Cosa osservare In che modo Teoria In che banda Con che strumento Conoscenza dell uso corretto della strumentazione Conoscenza delle tecniche di osservazione limiti dell atmosfera Pratica limiti dello limiti del sito

16 Cosa è l estinzione atmosferica? (1) L estinzione atmosferica del segnale di una stella è dovuto all assorbimento dello strato di atmosfera terrestre Flusso osservato Flusso esterno specchio atmosfe ra Se l oggetto è allo zenith (guardando dritto) la massa d aria che il segnale deve attraversa è minore e quindi l assorbimento è minore. secθz θ z zenith 1 atmosfe ra Per definizione se osserviamo un oggetto allo zenith diciamo che lo stiamo osservando a 1 massa d aria, per cui se osserviamo in una direzione che forma un angolo θ z con lo zenith, stiamo osservando

17 Cosa è l estinzione atmosferica? (2) L estinzione dipende fortemente dalla banda di osservazione. Essa è molto alta nella parte blu della finestra ottica e diminuisce lentamente andando verso il rosso Dipende fortemente anche dall altitudine a cui è posto il telescopio. Per questo motivo i telescopi vengono messi anche a 4000 m di altezza.

18 Cosa osservare In che modo Teoria In che banda Con che strumento Conoscenza dell uso corretto della strumentazione Conoscenza delle tecniche di osservazione limiti dell atmosfera Pratica limiti dello limiti del sito

19 il SEEING fronte d onda d piano zona di turbolenza fronte d onda d distorto superficie i considera ottimo un seeing di 0.4 arcsec i considera buono un seeing di 0.8 arcsec i considera pessimo un seeing maggiore di 1.5 arcsec igliore seeing di Napoli = 2.4 arcsec!!! igliore seeing del deserto di Atacama (Cile) = 0.4 arcsec!!!

20 Illuminazione notturna

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22 2600 m umidità: 4%

23 Strumenti delle nuove generazioni ESO - Very Large Telescope (4 x 8m)

24 Cosa osservare In che modo Teoria In che banda Con che strumento Conoscenza dell uso corretto della strumentazione Conoscenza delle tecniche di osservazione limiti dell atmosfera Pratica limiti dello limiti del sito

25 Rapporto S/N (1) Il rapporto S/N in un osservazione è fondamentale perché determina l errore che avremo sulla determinazione della magnitudine dell oggetto in questione. In un osservazione con CCD si hanno diverse sorgenti di rumore: il rumore fotonico, il rumore di lettura dei dati, il rumore dovuto all eccitazione termica degli elettroni il rumore dovuto alla non uniformità del CCD.

26 Rapporto S/N (2) Per la maggioranza delle osservazioni in bande larghe, il rumore fotonico domina su tutte le altre sorgenti di errore. S/N= n. Il problema è che bisogna sommare l errore dovuto ai conteggi della stella e quello dovuto ai conteggi del cielo: C stella = C stella+cielo -C cielo I conteggi relativi al cielo vengono sottratti, ma rimane il contributo sull errore S/N = C stella / (C stella +2C cielo ) Fondamentale è quindi minimizzare il contributo all errore dovuto al cielo.

27 Rapporto S/N (3) Nel progettare un osservazione è quindi opportuno tenere conto di questo e determinare il tempo di esposizione in modo tale che il segnale della stella sia molto maggiore rispetto a quello del cielo cosicché C stella >> C cielo S/N= (C stella )= n Se il segnale della stella è molto inferiore a quello del cielo C stella <<C cielo S/N= (2C cielo ) e diviene praticamente impossibile distinguere la nostra sorgente luminosa. Il ruolo del cielo è quindi fondamentale nella determinazione del rapporto S/N e quindi nella osservazione di oggetti deboli.

28 Rapporto S/N (4) Per ottenere un miglior rapporto S/N occorre allora: 1) utilizzare un telescopio più grande 2) aumentare il tempo di integrazione aumentando il tempo di esposizione della singola immagine oppure sommando più immagini. Infatti... Aumentando il diametro del telescopio di un fattore 2 si aumenta l area di raccolta di un fattore 4 e quindi facile dimostrare che per un dato tempo di esposizione S/N D Tel

29 Rapporto S/N (5) Vediamo qual è l andamento del rapporto S/N in funzione del tempo di integrazione e del diametro del telescopio: C = t R con t tempo di integrazione, R numero di conteggi al secondo S/N = t R stella / (t R stella +2 t R cielo ) = t R stella / (R stella +2R cielo ) S/N t Per migliorare il rapporto S/N di un fattore 2 dobbiamo quadruplicare il tempo di osservazione. Più lunga è la posa, maggiore è il segnale del cielo e quindi il disturbo del cielo, ma S/N aumenta perché il segnale della stella aumenta linearmente nel tempo, mentre il rumore del cielo aumenta solo come t

30 Notiamo infine che... Rapporto S/N (6) Quando a dominare è il rumore fotonico il rapporto S/N dipende solo dal numero totale dei fotoni rivelati e quindi è equivalente raggiungere il tempo di integrazione necessario con un unica esposizione o sommando più immagini nel caso in cui, invece, a predominare sia il rumore di lettura occorre fare un esposizione più lunga e non sommarne di brevi. Un problema delle pose lunghe è, per esempio, quello dei raggi cosmici che possono essere eliminato sommando o mediando più pose brevi. Ogni osservazione deve quindi essere attentamente progettato tenendo presente tutti i fattori in gioco,

31 Fonti di rumore sul segnale e immagini di calibrazione Corrente oscura (dark current) Flusso di corrente non nullo anche quando nessuna radiazione incide sul rivelatore. Ciò è dovuto ad impatti casuali di elettroni sul rivelatore causati dall energia termica. La corrente oscura è funzione del tempo di esposizione e della temperatura del rivelatore. Il suo effetto è additivo. Bias Per un pixel non esposto alla luce, il valore di zero può risultare traslato di una quantità positiva non nulla. Questo offset è proprio quello che noi indichiamo come livello zero dell immagine o bias. Per valutare questo livello di zero e le sue fluttuazioni, noi usiamo le immagini di calibrazione che chiamiamo di bias e che consistono in immagini con esposizioni di 0 sec, acquisite ad otturatore chiuso. Flat Field All interno di un CCD non tutti i pixel hanno lo stesso guadagno o la stessa efficienza quantic Di conseguenza, essi rispondono in modo diverso all illuminazione. Questa variazione di risposta pixel-a-pixel può essere corretta usando le immagini di flat-field, che devono avere, come caratteristica principale un illuminazione uniforme del rivelatore.

32 Pre-riduzione (1): Immagini di Bias Immagini di Bias: esposizioni con zer secondi di posa, servono a determinare rumore dovuto alla lettura del CCD anche i assenza di segnale Bias= bias i /N bias Superficie Valore Istogramma dei dei pixel di pixel una dell immagine nella porzione nella colonna riga 20x

33 Pre-riduzione (2): Immagini di Flat Field Flat Field: immagini ottenute illuminando uniformemente il CCD (o i cupola con uno schermo o in cielo al tramonto e all alba). Serve a correggere le disuniformità su piccola scala dovute a piccole Valore Superficie Valore differenze dei pixel dei pixel nella una tra porzione nella i colonna pixel riga e 20x20 quelle a grande scala Istogramma dovute alle dell immagine ottiche telescopio. Flat normalizzato= Flat i /N flat /<Flat>

34 Pre-riduzione (3) Immagini di Dark: immagini ottenute ad otturatore chiuso di durata uguale a quella delle esposizioni scientifiche. Servono a misurare il rumore dovuto all eccitazione termica degli elettroni. Attualmente questo rumore è quasi sempre trascurabile essendo i CCD raffreddati alla temperatura dell azoto liquido. Possono essere molto importanti nel caso di CCD amatoriali In definitiva mmagine preridotta=(immagine grezza -Bias -Dark)/Flat normalizzato)

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36 nalisi ottica aging positione magnitudine (flusso) Spectroscopia velocità radiale (redshift)

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