IL LAYRES III^ L spettrscpi dell Osservatri Astrnmic Mnte Bald A.Geldi L sservatri del Mnte Bald dispne di un spettrscpi Lhires III della francese Shelyak. Mntat in cupla su di un Meade da 250 mm. viene utilizzat sia per la ricerca sia per la didattica. Il Lhires III è un spettrscpi scientific che può raggiungere una risluzine di 0.1 Angstrm per pixel (cn pixel da 9 micrn), adatt, grazie alla sua estrema versatilità, all sservazine e alla ftgrafia per attività di ricerca in ambit didattic e prfessinale. Il segret della sua semplicità e versatilità sta nell schema utilizzat (Littrw in aut cllimazine a dppi passaggi) che permette di diminuire le dimensini e il numer di cmpnenti utilizzati. Disegn ttic dell spettrscpi. L la luce entra attravers la fenditura, viene riflessa e cllimata attravers una lente di cllimazine, arriva pi sul reticl di diffrazine che riflette cn angli diversi le varie lunghezze d nda, attraversa una lente di messa a fuc ed arriva infine al CCD.
Nel Lhires III il reticl è facilmente sstituibile, in md da pter adattare la risluzine al tip di ggett (Sle, stelle, nebulse planetarie, galassie, cmete, ecc). Il sistema può essere cllegat a qualsiasi tip di telescpi, sia ess rifrattre, Newtn, SCT altr, e può accettare cme sistemi di ripresa sia CCD che ftcamere reflex. Reticli di diffrazine e fenditure dispnibili: 2400 ll/mm: utilissim per lavri in alta risluzine; 1200ll/mm : valid per spettrscpia di ggetti debli e stelle nvae 600 ll/mm: una sluzine intermedia per riprendere ggetti del ciel prfnd cn raginevle risluzine; 300 ll/mm: ideale per classificazine stellare ed ttim per us didattic; Sn dispnibili fenditure cn passi da 15, 19, 26 e 29 micrn da scegliere a secnda dell us. Le pareti della fenditura sn cstituite da piani ttici di precisine e cnsentn da un lat di psizinare cn accuratezza l'ggett da riprendere e dall'altr di utilizzare i brdi specchiati della fenditura cme ttica di guida furi asse, permettend csì di guidare direttamente sull ggett. Il risultat è un strument di altissima qualità, senza cmprmessi, predispst per la spettrscpia visuale ftgrafica di mltissimi ggetti celesti grazie all intercambiabilità dei reticli e delle fenditure. Risluzine di prva della versine a R = 5500 (dispersine di 0,515 A / pixel) su una piccla przine dell spettr della stella Zeta Cepheus (tip spettrale K1). le lunghezze d'nda del dppiett del Sdi (D1-D2) sn a 5889,97 e 5895,94 Å. Caratteristiche tecniche dell strument: Schema Littrw; rapprt R riferit alla lunghezza d'nda di 6562.8 Å: 17000; dispersine per pixel: 0.012nm pari a 0.1Å (cn pixel 9µm); ttimizzat per strumenti a f/10;
fenditura cn pareti specchiate per guida furi asse; lampade interne dispnibili per calibrazine al Nen e all Argn; lampada interna per il Flat; pes circa 1700g dimensini 250 x 200 x 85 mm. I principali utilizzi: Spettrscpia del Sle; spettr eligrafia (ripresa del Sle in varie lunghezze d nda cn la tecnica dell scanning); spettrscpia di Stelle e Nvae fin alla undicesima magnitudine (a secnda del diametr del telescpi); spettrscpia di nebulse; spettrscpia di galassie; spettrscpia di cmete; stelle binarie spettrscpiche; effetti dppler cme la rtazine di pianeti, velcità radiale delle stelle, ecc. L'utilità della fenditura Nel camp amatriale esistn spettrscpi senza fenditura, cme quell realizzat da Fulvi Mete (www.lightfrminfinity.rg). Per la ripresa slare, e sin ad un cert punt per quella stellare, questi strumenti funzinan perfettamente (nel cas di stelle la risluzine spettrale dipende dal seeing), ma hann dei prblemi nel mment in cui si vul riprendere una srgente diffusa. Gli spettrscpi cn la fenditura invece permettend di ritagliare una fettina della nebulsa, della galassia, ed il reticl di diffrazine crea una serie di linee verticali che nn sn altr che altrettante immagini della stessa fenditura disperse sulle varie lunghezze d nda. L spettr di una nebulsa è quindi una banda di altezza pari alla dimensine della fenditura, e la sua risluzine è pari alla larghezza di questa. Calibrazine in lunghezza d nda Al mment della lettura del CCD il sftware legge autmaticamente una serie di valri digitalizzati crrispndenti ai pixel del detectr, perciò, nn appena acquisiti, i dati spettrali sn già in frma di intensità lung l asse y e di valre lung l asse X di dispersine del reticl. Cmunque è certamente più utile cnvertire i valri di dispersine in una unità di misura più significativa e ciò diventa asslutamente indispensabile per prcedere al ricnsciment delle righe spettrali dei vari elementi. La calibrazine in lunghezza d nda è ttenuta determinand la relazine fra i pixel e la vera lunghezza d nda ed è espressa da un plinmi di terz grad: lp = I+C1p+ C2p²+C3p³ Frtunatamente i sftware per spettrscpia asslvn autmaticamente a questa funzine, semplicemente cn l identificazine di alcune righe spettrali su spettri di lampade di riferiment. Il metd è quell di riprendere una stella di tip spettrale A per la calibrazine, nelle vicinanze dell ggett da calibrare (qualche grad) subit prima dp l ggett stess.
Perché una stella di classe A? Perché esse mstran evidenti righe in assrbiment dvute alla serie di Balmer dell idrgen (Hη 3835, Hζ 3889, Hε 3970, Hȍ 4101,Hy 4340, Hβ 4861, Hα 6563); difficile sbagliarsi, le righe dell idrgen sn prminenti rispett a tutte le altre. Utilizzand pi la lampada di calibrazine Ne/Ar (presente all intern dell spettrscpi) si ttenend i valri dell equazine da utilizzare nella calibrazine dell ggett. Calibrazine della rispsta strumentale L intensità del cntinu di una stella, alle varie lunghezze d nda, dipende dalla sua temperatura. Una stella mlt calda, ad esempi una O, emetterà sprattutt nel vilett, mentre una stella fredda, cme una M, avrà il su picc di emissine nell infrarss. Vedi stt: L intensità relativa di fluss alle varie frequenze permette quindi di stabilire la temperatura superficiale della stella che segue quell che in fisica viene chiamata radiazine di crp ner. Il prblema è che il sistema atmsfera-ttica-spettrscpi-ccd, purtrpp, nn ha una rispsta spettrale lineare. In prima apprssimazine: nella finestra del visibile, quell che più cnta è la rispsta del CCD, e mentre nel blu e ancr più nell ultravilett l atmsfera ( megli plveri e pllini) assrbn ntevlmente (specie se si lavra a qute basse), nel rss e, ancr megli nell infrarss, si manifestan gli assrbimenti dell O2 e dell H2O.
Una buna parte di questi prblemi pssn venir rislti dividend l spettr della stella di calibrazine cn un già calibrat del medesim ggett (i prgrammi di spettrscpia hann una libreria cn mlti spettri di stelle visibili dal nstr emisfer). Nell immagine stt si può vedere nel prfil arancine la rispsta strumentale calclata utilizzand l spettr della stella Epsiln Orinis, classe B0Ia, tratt dalla libreria del prgramma di calibrazine; si può ntare cme il prfil nn calibrat della stella (in blu) e quell dp la calibrazine (in ner) sian ttalmente diversi; quest perché una stella di tip B emette per la maggir parte nella zna blu-viletta dell spettr, mentre l spettrscpi ha la massima efficienza nel rss. Campi di impieg L spettrscpi Lhires III, avend la fenditura dà md di lavrare cn ggetti diffusi e di mantenere bass il disturb lumins causat dal fnd ciel. Una calibrazine attenta in lunghezza d nda, permette la misura delle righe spettrali di ggetti cn precisine uguale miglire di 1 Å. Tutt ciò fa del Lhires III un strument estremamente versatile, adatt all studi delle stelle, delle variabili cataclismiche, nve, nebulse e galassie. La grandissima sensibilità del sistema allarga il camp d indagine sin alle galassie attive e ai quasar, usand tempi di psa accettabili anche per magnitudini piuttst basse.