SPETTROGRAFIA AMATORIALE UTILIZZO DELLO STAR ANALYSER TEST ESEGUITI DAL CENTRO ASTRONOMICO DI LIBBIANO

www.astrofilialtavaldera.it SPETTROGRAFIA AMATORIALE UTILIZZO DELLO STAR ANALYSER TEST ESEGUITI DAL CENTRO ASTRONOMICO DI LIBBIANO 1 - INTRODUZIONE Lo spettroscopio è uno strumento in grado di scomporre la luce bianca proveniente da una sorgente nei vari colori dell iride, formando appunto quello che viene chiamato uno "spettro", nell ambito del quale ad ogni colore è associata una determinata lunghezza d'onda. Sono fondamentalmente tre i tipi di spettri che possiamo osservare (fig. 1): lo spettro continuo, originato da un solido incandescente; lo spettro di assorbimento, dove il continuo è solcato da righe scure ben definite generate da gas inerte; lo spettro di emissione, dove righe più brillanti generate da gas eccitato risaltano su un continuo molto più debole, se non addirittura assente. Fig.1 Tipi di spettro In astronomia abbiamo a che fare con spettri di emissione e di assorbimento, le cui righe identificano gli elementi presenti nell oggetto esaminato: il fascino della spettrografia è proprio quello di consentirci di andare oltre la semplice ripresa fotografica, introducendoci alla fisica e alla chimica dell universo. Il recente avvento di sensibilissimi dispositivi di ripresa basati sulla tecnologia CCD e CMOS, ha aperto le porte ad un interessante lavoro di spettrografia stellare a livello amatoriale, ed è proprio in questo campo che si è cimentata negli ultimi anni la AAAV: i risultati ottenuti con lo spettrografo realizzato dall Ing. Vittorio Lovato sono disponibili sul sito www.astrofilialtavaldera.it alla sezione Spettrografia. 1

2 - LO STAR ANALYSER Proprio per l interesse in questo campo, la nostra attenzione è stata attirata da uno strumento di recente produzione che sembra particolarmente adatto per ottenere interessanti risultati nella spettrografia amatoriale: lo STAR ANALYSER. Lo Star Analyser (fig. 2 a lato) è un particolare tipo di spettrografo recentemente commercializzato, che sì è rivelato molto versatile e pratico da utilizzare per alcune tipologie di spettro. In pratica si tratta di un reticolo di diffrazione di qualità (100 linee per mm) montato in una cella porta filtro del diametro di 31,8mm e che si può quindi avvitare a qualsiasi oculare o adattatore fotografico/ccd/webcam delle stesse dimensioni. La superficie del reticolo di diffrazione è protetta con uno speciale vetro antiriflesso. Fig. 2 Lo Star Analyser Per le sue caratteristiche, lo Star Analyser può essere utilizzato sia per le riprese che per l osservazione visuale, in ogni caso senza l impiego di una fenditura con la possibilità di orientare lo spettro risultante per le esigenze eventualmente richieste da una successiva elaborazione. Interessante analizzare l immagine dello spettro di Arturo (fig. 3) fornita dallo Star Analyser montato direttamente sull adattatore fotografico (Anello T2) applicato alla fotocamera digitale Canon 20D oppure su un oculare per l osservazione visuale. Fig. 3 Arturo osservato attraverso un oculare sul quale è stato applicato lo Star Analyser Al centro della fig. 3 si vede immagine di ordine 0 (zero), ovvero l immagine di Arturo, e ai suoi lati gli spettri di ordine 1 e 2 in ordine di luminosità decrescente. Il reticolo produce coppie di spettri di n ordini, sempre più lontani dall immagine di ordine zero e sempre più deboli: in fig. 3 sono visibili le due coppie di spettri di ordine 1 e 2. Lo Star Analyser è realizzato in modo tale da rendere il più luminoso possibile uno dei due spettri di ordine 1 (quello a destra in fig. 3): è proprio questo spettro che utilizzeremo per le nostre analisi. 2

3 - SCALA DELLO SPETTRO RIPRESO CON LO STAR ANALYSER Come si può notare in fig. 3, l immagine ripresa inserendo nel treno ottico il solo Star Analyser fornisce uno spettro di dimensioni piuttosto contenute rispetto alla superficie del sensore della camera utilizzata. Per ingrandire la scala dell immagine è necessario aumentare opportunamente la distanza tra lo Star Analyser ed il sensore, con la possibilità di intervenire ulteriormente con un teleextender (o lente di Barlow), adeguatamente posizionato per evitare di ottenere effetti negativi sull immagine finale. Presso il Centro Astronomico di Libbiano sono state eseguite alcune prove sul rifrattore Apo 180mm f/9, per determinare la scala di immagine più opportuna, prove che sono riassunte nella fig. 4 e di seguito commentate. Fig. 4 Prove di ripresa di spettri stellari con lo Star Analyser effettuate con diversa scala di immagine. Di seguito, un commento sui test illustrati in fig. 4. TEST NO. 1 - Arturo Treno ottico: 20D + T2 + Star Analyser + Prolunga + Apo 180mm Lo Star Analyser è stato semplicemente introdotto nella configurazione ottica che vede la Canon 20D posta al fuoco diretto del rifrattore Apo 180mm. Otteniamo in questo modo l immagine più piccola dello spettro, con la maggior parte del sensore non utilizzato. La prolunga viene inserita solo per raggiungere la corretta posizione di messa a fuoco. 3

TEST NO. 2 Arturo Treno ottico: 20D + T2 + Prolunga Meade + Star Analyser + Apo 180 Rispetto al test precedente, viene inserito nel treno ottico l accessorio della Meade che consente di fotografare in proiezione da oculare: senza alcun oculare al suo interno come in questo caso, funge unicamente da elemento che aumenta la distanza tra il sensore della 20D e lo Star Analyser. Lo spettro di Arturo risulta infatti più ingrandito, pur lasciando ancora gran parte del sensore inutilizzato. La prolunga è stata tolta in quanto non più necessaria per mettere a fuoco l immagine. TEST NO. 3 Arturo Treno ottico: 20D + T2 + Prolunga Meade + Star Analyser + Barlow 2X + Apo 180 Rispetto al test precedente, viene inserita nel treno ottico una lente di Barlow 2X. Posizionata tra lo Star Analyser e l obiettivo del rifrattore, la lente di Barlow ingrandisce l immagine del disco stellare di cui lo Star Analyser deve produrre lo spettro. Dato che la distanza tra Star Analyser e sensore non cambia, lo spettro prodotto avrà la stessa dispersione del test precedente, ma con le dimensioni raddoppiate del disco stellare: la risoluzione dello spettro ottenuto non può che diminuire, peggiorando il risultato finale, come anche appare evidente dal confronto tra i test 2 e 3 illustrati in fig. 4. Come regola generale, se ne ricava che è da evitare l ingrandimento delle dimensioni dell oggetto target prima che la sua immagine raggiunga il reticolo dello Star Analyser. TEST NO. 4 Arturo Treno ottico: 20D + Tele Ext. 2X + T2 + Prolunga Meade + Star Analyser + Apo 180 Rispetto al test precedente è stata ovviamente rimossa la lente di Barlow il cui apporto in quella posizione è risultato negativo. Tra il sensore (corpo macchina) e lo Star Analyser è stato invece aggiunto il Tele Extender Sigma 2X, che consente di aumentare la dispersione dello spettro risultante, senza aumentare le dimensioni della stelle da analizzare e sfruttando le dimensioni del sensore di cui si dispone. Per oggetti più deboli è in dotazione anche un Tele Extender Sigma 1,4X il cui utilizzo potrebbe risultare meno critico lasciando più margine per quanto riguarda il posizionamento sul sensore dell immagine stella + spettro. TEST NO 5 - Denebola Treno ottico: 20D + Tele Ext. 2X + T2 + Distanz. Meade + Star Analyser + Apo 180 Treno ottico invariato rispetto al precedente test. Si tratta in questo caso dello spettro di Denebola che se osservato attentamente mostra qualche dettaglio in più rispetto ad Arturo per quanto riguarda le righe di assorbimento della serie di Balmer dell idrogeno. 4

4 - TIPOLOGIA DI SPETTRI E DI OTTICHE ADATTI ALL UTILIZZO DELLO STAR ANALYSER Confrontando lo spettro di Vega ripreso con il CCD Starlight Express attraverso lo spettrografo a prisma dotato di fenditura posto al fuoco diretto del RC 500 di Libbiano (Fig. 5) con lo spettro di Denebola ripreso con la Canon 20D collocata al Fig. 5 Spettro di Vega ripreso con l utilizzo della fenditura fuoco diretto del rifrattore Apo 180mm sempre in dotazione al Centro astronomico di Libbiano ed equipaggiata con Star Analyser e quindi senza fenditura (Fig. 6), si nota come le righe di assorbimento siano molto più nette e visibili quando la fenditura viene utilizzata. Nelle immagini riprese con lo Star Analyser, proprio a causa della mancanza di una fenditura le porzioni più luminose e brillanti dello spettro tendono ad invadere le righe di assorbimento, la cui identificazione diventa sempre più critica a mano a mano che queste diminuiscono di ampiezza e di intensità. Fig. 6 Spettro di Denebola (a colori) ripreso con lo Star Analyser senza fenditura confrontato con quello di Vega ottenuto con l impiego della fenditura Operando con il RC 500mm di Libbiano, l utilizzo della fenditura (Fig. 7) è opportuno anche per la ripresa di spettri stellari. E questo principalmente per due ragioni: con una focale di 4 metri e pur con un minimo di turbolenza, anche una sorgente stellare non è puntiforme e l uso di una fenditura di appropriata apertura fornisce una buona risoluzione delle righe spettrali; 5

quando l oggetto ripreso dovesse spostarsi anche impercettibilmente durante la posa, nel momento in cui la stella esce dalla fenditura sul sensore non arriva più luce, preservando ancora una volta la buona risoluzione dello spettro. Figura 7 Vista frontale della fenditura dello spettrografo e manopola per la regolazione della sua apertura Dalle prove fin qui effettuate, si è pertanto appurato che lo Star Analyser risulta particolarmente indicato per la ripresa di spettri stellari caratterizzati: da righe di assorbimento particolarmente evidenti (ad es. stelle al carbonio) da righe di emissione (ad es. stelle con righe di emissione come β Lyr e γ Cas, stelle Wolf Rayet, comete, galassie attive, nebulose planetarie, ecc ) da peculiarità dello spettro presenti su vasta scala (ad es. stelle al carbonio e comete) 6

5 UTILIZZO DELLO STAR ANALYSER CON LA FOTOCAMERA DIGITALE In fig. 8, gli spettri delle stelle Wolf Rayet HD 192163 e HD 192641 e della stella al carbonio SAO 69636 (magnitudini comprese tra la 7,5 e la 8,5) ottenute con la Canon 20D nella configurazione ottica utilizzata nei test 4 e 5 di cui a pag 4. A 800 ISO di sensibilità, per le magnitudini di cui sopra le pose variano da 2 / 3 minuti per ottenere una singola immagine sufficientemente satura a 30 / 60 secondi per immagini da sommare con apposito software (Maxim DL in questo caso) per arrivare al risultato finale. La tecnica della somma risulta particolarmente indicata in quanto l esposizione più breve garantisce una maggiore puntiformità della stella da analizzare, aumentando quindi la definizione dello spettro. Fig. 8 Spettro delle stelle Wolf Rayet HD 192163 e HD 192641, e della stella al carbonio SAO 69636 ottenuti con lo Star Analyser Sulla base dei test effettuati, possiamo affermare che per ottenere un buon risultato con lo Star Analyser è necessario lavorare su immagini stellari puntiformi, il che significa: un ottica di buona qualità; una focale piuttosto corta; tempi di posa possibilmente contenuti, ovvero una guida precisa. Per quanto ovvio, più la sorgente da analizzare è luminosa, più siamo agevolati nel nostro lavoro: è pertanto indicato un rapporto focale piuttosto basso. In fig. 9 viene illustrata la configurazione ottica con la quale sono stati ottenuti gli spettri mostrati in fig. 8, ponendo il tutto al fuoco diretto del rifrattore APO 180mm f/9 del Centro Astronomico di Libbiano. 7

Fig. 9 Il treno ottico utilizzato per riprendere gli spettri di alcune stelle peculiari (WR e stelle al carbonio) presso il Centro Astronomico di Libbiano. Da sinistra: la fotocamera digitale il tele-extender Sigma 1.4X (per oggetti luminosi per i quali sia visibile sia la sorgente che tutto lo spettro attraverso il mirino della fotocamera si può sostituire con il tele-extender Sigma 2.0X); l anello T2 dedicato alla fotocamera utilizzata; un tubo di prolunga sul quale sia possibile avvitare lo Star Analyzer (in questo caso è stato utilizzato l accessorio da utilizzarsi per la fotografia in proiezione da oculare, ovviamente senza inserire al suo interno alcun oculare). Tutto il complesso è stato collocato al fuoco diretto del rifrattore APO 180mm. ************************* Per verificare come l utilizzo di un ottica differente possa influenzare il risultato finale, dopo aver effettuato le prime riprese di spettri con lo Star Analyser applicato al rifrattore 180mm f/9 di Libbiano (focale di 1620mm), sono ripetuti alcuni test applicando lo stesso treno ottico illustrato in fig. 9 ad un rifrattore Apo 150mm f/6.7 (focale di 1000mm) che dovrebbe fornire un immagine stellare ancora più puntiforme e allo stesso tempo più luminosa. In fig. 10 è illustrato lo spettro della stella al carbonio SAO 69636 ripreso con entrambe le ottiche: evidente il miglior risultato ottenuto con la focale più corta (e in questo caso anche più luminosa) che mostra righe più definite e più numerose in 8

relazione a una maggiore risoluzione determinata da un disco stellare più puntiforme. Fig. 10 Spettro della stella al carbonio SAO 69636, situata nella costellazione del Cigno, ripreso con rifrattore Apo 180mm f/9 (in alto) e con rifrattore Apo 150mm f/6.7: evidente la migliore qualità/ definizione dello spettro ripreso con focale più corta. L immagine della stella analizzata è mostrata anche ad ingrandimento 2X per evidenziare le differenti dimensioni dei due dischi stellari. 9

6 - VALUTAZIONE DEI RISULTATI OTTENUTI CON LO STAR ANALYSER Per una prima valutazione dei risultati ottenuti con lo Star Analyser, si è ricavato il profilo degli spettri ottenuti su alcune stelle Wolf Rayet, provvedendo a confrontarli con curve reperite in rete di indubbia qualità. In Fig. 11 a titolo esemplificativo il risultato ottenuto per la stella Wolf Rayet HD 192163 (denominata anche WR 136). Fig. 11 In basso a colori: lo spettro di HD 192163 ottenuto a Libbiano con Canon 20D e Star Analyser e la successiva elaborazione con Photoshop. Al centro: il relativo profilo ottenuto con Maxim DL. In alto: Spettro professionale di HD 192163 reperito in rete. Confrontando in fig. 11 il profilo ricavato per lo spettro ripreso a Libbiano con quello professionale reperito in rete, è da tenere presente che il primo è stato ripreso con la camera digitale Canon 20D e non è calibrato in intensità. Ove si consideri che il sensore CMOS montato su molte reflex digitali ha un notevole calo di sensibilità per le lunghezze d onda più esterne (violetto / rosso), appare molto evidente la corretta identificazione delle righe di emissione e l andamento generale del profilo dello spettro. Il risultato è molto incoraggiante e da paragonare con le prove effettuate sugli stessi oggetti con il CCD (vedi oltre): in ogni caso si consideri che utilizzando il rifrattore Apo 150mm f/6.7 è stato possibile registrare lo spettro della galassia attiva di Seyfert NGC 4151 di magnitudine integrata 10.3, ricavandone una curva attendibile e significativa, come appare dal confronto (Fig. 12) con la curva ottenuta con un telescopio da 122 cm equipaggiato con spettrografo professionale presso l Osservatorio Astronomico di Asiago. 10

Fig. 12 Galassia attiva di Seyfert NGC 4151: confronto tra lo spettro ottenuto presso l Osservatorio Astronomico di Asiago con strumentazione professionale e CCD (in alto) e quello ottenuto dalla AAAV con camera digitale (in basso). 11

7 -CALIBRAZIONE DELLO SPETTRO RIPRESO CON LO STAR ANALYSER: UTILIZZO DI DUE PUNTI CON LUNGHEZZA D ONDA NOTA Come già accennato, lo Star Analyser viene utilizzato senza fenditura e pertanto l immagine tipo di partenza per le elaborazioni del caso è come quella mostrata in fig. 13. Fig. 13 Tipica immagine ripresa con lo Star Analyzer, che mostra diverse stelle con i relativi spettri. Evidente lo spettro con le righe di emissione generato dalla stella Wolf Rayet HD 192641. Proprio in relazione alle caratteristiche del software da utilizzare per le successive elaborazioni, è importante che lo Star Analyser venga orientato in modo tale che lo spettro generato risulti parallelo alla base del fotogramma e con il rosso sulla destra dell immagine. Il software attualmente più indicato per l elaborazione e la calibrazione di spettri è senza dubbio Visual Spec (utilizzato anche da osservatori professionali), anche se buoni risultati si possono ottenere pure con Astrospectrum. Entrambi i software appena citati necessitano di una immagine in formato *fit per poter processare lo spettro. Nel caso in cui l immagine non sia già in formato fit ma in formato jpeg o raw, è necessario provvedere alla trasformazione utilizzando un software appropriato (ad es. Maxim DL o IRIS ). Una volta che abbiamo a disposizione l immagine in formato fit, possiamo calibrarla: l esempio che segue illustra la procedura da seguire con Visual Spec. Si tenga presente che: per la calibrazione si deve utilizzare sia l immagine dello spettro che quello della sorgente che lo ha generato poiché lo Star Analyser scompone la luce a mezzo di un reticolo (e non di un prisma) lo spettro risultante è caratterizzato da una dispersione / 12

distribuzione omogenea delle frequenze e pertanto è sufficiente disporre di due valori noti di lunghezze d onda per calibrare lo spettro. Si procede come segue: 7 A) Attivare il software Visual Spec e aprire (File Apri) l immagine in formato fit che contiene lo spettro da elaborare insieme alla stella che lo ha generato. 7 B) Una volta aperta correttamente l immagine, cliccare su display reference binning zone (*) portando con il mouse il rettangolo rosso che appare nell immagine, sullo spettro da elaborare (Fig. 14). Lo spessore del rettangolo può essere opportunamente regolata agendo con il mouse sul lato superiore dello stesso Fig. 14 L immagine fit da elaborare, aperta con Visual Spec 7 C) Cliccare su Object binning (+): in questo modo appare il profilo non calibrato dello spettro che comprende anche la stella che lo origina (Fig. 15). Allo stesso tempo compaiono anche le icone per la successiva calibrazione in frequenza. Fig. 15 Profilo non calibrato dello spettro e stella generatrice 13

7 D) Cliccare su Calibration 2 lines 7 E) Se appare la maschera raffigurata qui a lato, proseguire cliccando su Sì / Yes. 7 F) Quindi, agendo con il mouse sul cursore scorrevole rosso, selezionare una piccola area del grafico centrata sul picco generato dalla stella: si apre una casella nella quale digitiamo il valore 0 (zero) e confermiamo il tasto Enter / Invio 7 G) Si ripete ora l operazione per una riga dello spettro di cui sia nota la lunghezza d onda: nel nostro caso identifichiamo il picco del C IV situato a 5806 Å; premiamo Enter/Invio dopo aver digitato tale valore. Il software a questo punto ha recepito i due valori necessari e sufficienti per calibrare uno spettro a dispersione lineare prodotto da un reticolo. 7 H) Cliccando quindi su graduation (x) infatti, il grafico si completa con i valori calibrati in Angstrom (fig. 16). Fig. 16 Spettro di HD 193793 calibrato in lunghezza d onda 14

8-CALIBRAZIONE DELLO SPETTRO RIPRESO CON LO STAR ANALYSER: UTILIZZO DELLA SOLA IMMAGINE DI ORDINE ZERO Come già accennato, l elemento disperdente utilizzato dallo Star Analyser è un reticolo di diffrazione che produce pertanto al contrario del prisma - uno spettro a dispersione lineare. Ciò significa che uno stesso quantitativo di Angstrom ( λ) occupa esattamente la stessa estensione in qualsiasi posizione dello spettro. Questo fatto è molto importante in quanto lo stesso ragionamento può essere esteso dagli Angstrom che misurano lo spettro ai pixels che compongono la videata di una qualsiasi immagine visualizzata sullo schermo di un PC. Quando si inizia la procedura di calibrazione in lunghezza d onda, il software Visual Spec (VS) è in grado di indicare la posizione del cursore sia in pixel che in Angstrom: per quanto ovvio prima della calibrazione è indicato solo il valore relativo ai pixel, mentre a calibrazione effettuata appaiono entrambi i valori (vedi a lato). Trattandosi in questo caso di uno spettro a dispersione lineare, si può ragionevolmente supporre che - mantenendo invariata la scala / dimensione del file da analizzare tra l immagine di ordine zero e una riga di lunghezza d onda nota ci sia sempre (anche prima di calibrare lo spettro) lo stesso numero di pixels: si effettua di seguito una verifica prima sullo spettro di Beta Lyr (fig. 17) e quindi di HD 192163 (fig. 20), nei quali siamo in grado di identificare a priori e con certezza il picco dell idrogeno a 6563 Å (riga Hα). Fig. 17 Relazione tra pixels e Angstrom nello spettro di Beta Lyrae. 15

Prendendo in considerazione il grafico relativo allo spettro di Beta Lyr (fig. 17), indichiamo con A) il picco relativo all immagine di ordine zero e con B) quello relativo alla riga Hα dell idrogeno. Posizionando opportunamente il cursore sui picchi in questione, leggiamo nell apposito campo di Visual Spec i seguenti valori in pixel: 433 per A), con valore in Angstrom noto a priori = 0 Å; 1465 per B) con valore in Angstrom noto a priori = 6563 Å per la riga Hα. Per calcolare la distanza in pixels tra i due punti considerati basta effettuare la semplice sottrazione 1465 433 = 1032 L immagine di ordine zero (0 Å) e la riga Hα (6563 Å), nel nostro grafico distano pertanto tra loro 1.032 pixel (valore che dovremo ritrovare per conferma in tutte le immagini prodotte nella stessa scala ed analizzate con la stessa procedura). Se 6563 Å sono distribuiti su 1032 pixels, sarà immediato ricavare la risoluzione Angstrom per pixel del nostro grafico con la semplice operazione 6563 : 1032 = 6.3595 (arrotondamento di 6,359496124) Ogni pixel corrisponde pertanto in questo caso a 6.3595 Angstrom; valore che se il ragionamento impostato è corretto può essere considerato una costante da utilizzare per effettuare l operazione inversa: ovvero risalire dal valore in pixel a quello in Angstrom per un qualsiasi punto lungo lo spettro da analizzare, come di seguito illustrato (Fig. 18). Chiamiamo la nostra costante KÅ. Fig. 18 Determinazione della lunghezza d onda di una riga nello spettro, calcolata utilizzando la costante Angstrom per pixel Come accennato, quando abbiamo già a disposizione la lunghezza d onda di una riga oltre al valore Å = 0 per l immagine di ordine zero, possiamo calibrare lo spettro con la procedura illustrata al paragrafo 9.5. 16

Facendo riferimento alla fig. 18, proviamo invece a individuare il valore di un altra riga dello spettro utilizzando la costante calcolata, anche per verificare l efficacia del procedimento. Per la riga evidenziata nel cerchietto rosso, il valore in pixel è di 1.357. La sua distanza dall immagine di ordine zero è pertanto di 924 pixels: 1.357 433 = 924 Moltiplicando tale valore per KÅ otteniamo il seguente valore in Angstrom 924 X 6.3595 = 5.876,18 Å identificando davvero con buona approssimazione la riga del He I caratterizzata da una lunghezza d onda di 5875 Å (Fig. 19) Fig. 19 Spettro di Beta Lyr reperito in rete nel quale è evidenziata anche la riga di emissione del He I con lunghezza d onda di 5875 Å. A questo punto dobbiamo solo verificare che in un altra immagine ripresa con la stessa identica strumentazione la distanza tra l ordine zero e la riga Hα sia sempre di 1032 pixels: utilizziamo a questo scopo lo spettro della stella Wolf Rayet HD 192163 ottenuta con lo stesso sensore / configurazione ottica (Fig. 20). Fig. 20 Verifica della risoluzione Angstrom per pixel sullo spettro di HD 192163 17

Come si può notare con immediatezza, anche in questo caso la distanza tra l immagine di ordine zero e la riga Hα è esattamente di 1.032 pixels, e la risoluzione Angstrom per pixel conferma la costante KÅ = 6.3595 La verifica è molto importante perché ci consente di affermare che questa costante sarà valida per qualsiasi ripresa effettuata con lo stesso sensore / configurazione ottica ed elaborata con la medesima procedura. Ciò significa che potremo identificare le righe caratteristiche di un nuovo spettro avendo a disposizione il solo valore noto di Å = 0 dell immagine di ordine zero: per ottenere la lunghezza d onda basterà rilevare la distanza in pixel tra la riga esaminata e l ordine zero e quindi moltiplicare tale valore per la costante KÅ. Per quanto ovvio, se si cambia la scala dell immagine da esaminare avendo modificato anche solo uno dei seguenti elementi / parametri: tipo di sensore; configurazione ottica; distanza dello Star Analyser dal sensore; procedura di elaborazione dell immagine; la costante KÅ dovrà essere opportunamente ricalcolata per essere applicata con efficacia alla nuova scala d immagine. 18

9 UTILIZZO DELLO STAR ANALYSER CON UN CCD Le prove eseguite presso il Centro astronomico di Libbiano sono state eseguite utilizzando un CCD Starlight SXVF-H5: lo Star Analyser va semplicemente applicato davanti al sensore avvitandolo alla filettatura già predisposta (Fig. 21). Fig. 21 Applicazione dello Star Analyser sul CCD utilizzato a Libbiano Come per la fotocamera digitale, lo Star Analyser deve essere collocato alla giusta distanza che generi uno spettro di dimensioni opportune sul sensore, che ovviamente comprenda anche l immagine di ordine zero per consentire la calibrazione come precedentemente illustrato. Per quanto riguarda le modalità di impiego, nulla varia concettualmente rispetto a quanto esposto per la fotocamera digitale: il fattore più importante è quello di utilizzare un immagine stellare il più puntiforme possibile, specialmente quando si vuol tentare di evidenziare qualche riga di assorbimento. La puntiformità dell immagine esaminata è in ogni caso direttamente proporzionale alla risoluzione dello spettro ottenuto. Grazie alla maggiore sensibilità di un CCD, rispetto alla fotocamera digitale cambieranno invece: i tempi di posa a parità di magnitudine dell oggetto da riprendere; la magnitudine limite raggiungibile, ovvero il segnale raccolto; la resa del sensore alle diverse frequenze. 19

A titolo esemplificativo, la fig. 22 mostra come appare lo spettro della stella al carbonio SAO 69636 ripresa con il CCD del centro Astronomico di Libbiano. Fig. 22 Spettro della stella al carbonio SAO 69636 ripreso con il CCD di Libbiano. Per effettuare un confronto appropriato tra i risultati ottenuti con i due sensori, abbiamo nuovamente ripreso lo spettro della stella Wolf Rayet HD 192163 con il CCD. La curva ottenuta è illustrata in fig. 23. Fig. 23 Spettro della stella Wolf Rayet HD 192163 ottenuto con il CCD a Libbiano. Nel cerchio rosso la riga di emissione non rilevata con la fotocamera digitale (N IV a 7117 Å). Come si può notare l andamento del profilo rispetto a quello ottenuto con la fotocamera digitale - è molto più equilibrato e più vicino nel suo andamento a quello ripreso da un osservatorio professionale (Fig. 24) calibrato in intensità. 20

Spettro professionale Spettro ripreso dalla AAAV con fotocamera digitale Fig. 24 Spettri di HD 192163, per confronto con la fig. 23. In alto: spettro ripreso da un osservatorio professionale. In basso: spettro ripreso a Libbiano con fotocamera digitale. Oltre a un miglior andamento generico del profilo per quanto riguarda l intensità, lo spettro ripreso a Libbiano con il CCD risulta molto più sensibile nel rosso, tanto da evidenziare in maniera netta la riga di emissione del N IV a 7117 Å che la fotocamera digitale non riusciva a rilevare per un netto calo di sensibilità che si verifica a lunghezze d onda superiori ai 7700 Å. La riga del N IV è tra l altro molto importante se ricordiamo cha la stella Wolf Rayet HD 192163 è classificata nella classe spettrale WN6 proprio per la presenza dell azoto. Per contro, il CCD Starlight SXVF-H5 utilizzato a Libbiano, concede qualcosa alla fotocamera digitale nel blu / violetto dove quest ultima riesce a rilevare ancora qualche riga significativa al di sotto dei 4550 Å. Per quanto ovvio, i sensori a disposizione degli astrofili sono numerosi, ed ognuno è caratterizzato dalla propria risposta caratteristica: valutazioni di questo genere 21

soprattutto a livello amatoriale - devono quindi essere fatte in funzione del CCD o della fotocamera digitale effettivamente utilizzati. 10 CONCLUSIONI In conclusione pur considerando tutto quanto esposto in merito a caratteristiche e limitazioni di questo accessorio - si può senza dubbio affermare che lo Star Analyser offre all astrofilo una gamma di possibilità nell ambito della spettrografia amatoriale che possono arrivare, in certi casi e con un appropriato utilizzo, a prestazioni semi professionali. E da sottolineare: come si possano ottenere risultati di qualità abbastanza agevolmente, proprio per il fatto che viene meno l obbligo di utilizzare una fenditura; come la tipologia degli spettri alla portata dello strumento stimolino l approfondimento della teoria che sta alla base di interessanti fenomeni che si verificano nell universo. A Libbiano si sono ripresi spettri di stelle Wolf Rayet, stelle al Carbonio, nebulose planetarie, galassie, comete ed asteroidi e non è certamente da escludere ad esempio la possibilità di misurare in proprio lo spostamento verso il rosso di un quasar sufficientemente luminoso come 3C 273 (magnitudine 13); Tutto ciò senza dimenticare la cosa forse più importante: e cioè che lo Star Analyser è in grado di fornire questi risultati utilizzando anche telescopi da campo alla portata di ogni astrofilo, che in alcuni casi hanno addirittura fornito risultati migliori di quelli ottenuti con una strumentazione semiprofessionale. Ritengo personalmente lo Star Analyser un ottimo incentivo per stimolare l astrofilo ad occuparsi di spettrografia, oltretutto divertendosi! 15 maggio 2011 Ass.ne Astrofili Alta Valdera Alberto Villa Alberto Villa è Presidente della AAAV - Ass.ne Astrofili Alta Valdera di Peccioli (PI), nell ambito della quale è responsabile delle sezioni Spettrografia, Eclissi e Pianeti extrasolari. Osserva dall' Osservatorio Galileo Galilei del Centro Astronomico di Libbiano (e - mail: vilalber@tin.it ). 22