Star Analyser
Sostanzialmente
uno spettroscopio può essere prismatico
(prism),
a reticolo (grating) di
riflessione/diffrazione
o una combinazine delle due cose
(grism).Può essere a fenditura e
collimatore o senza e presentare o meno
un elemento per la calibrazione con
righe note di riferimento ( lampade al
neon, argo ecc..).Lo star analyzer 100 (
100 linee/mm), è un reticolo di
diffrazione a trasmissione a bassa
risoluzione di tipo blazed, prodotto dalla
ditta francese Shelyak
e Paton Hawksley Education Ltd.
Un reticolo praticamente identico allo
S.A, ma un po più costoso, è proposto
anche da Rainbow
Optic.
Ad oggi la ditta Shelyak e la
Baader Planetarium (con il prodotto
Dados a reticolo di riflessione per
l'alta risoluzione e costo di 1800 €
circa) sono le unica produttrici di
spettroscopi commerciali amatoriali. La
prima è però maggiormente attiva in
questo ambito, ed oltre al semplice SA (
proposto anche nella versione a 200
linee/mm), offre soluzioni più
performanti ma anche parecchio più
costose: come l'Alpy 600, il famoso
Lhires III, ed il costosissimo eShel. Si
tratta di prodotti modulari( per l'Aply
600 si può acquistare prima l'elemento
fondamentale, poi l'autoguida ed infine
il calibratore a lampade di neon). Per
lo S.A è offerto un prisma a 3,8° da
anteporre allo stesso (configurazione
grism), che dicono aumenti la
risoluzione di circa il 20%. Per un test
di tale configurazione si può consultare
la pagina di Christian
Buil, uno dei promotori delle
iniziative Shelyak.Per dirla tutta
esiste anche un apparecchio in origine
destinato ad applicazioni mediche
offerto di tanto in tanto negli Usa come
surplus da SCIENCE
SURPLUS . E' stato ribattezzato
DIY ( do it yourself, fallo da solo)
Spectrograph. Per l'uso astronomico va
adattato, in quanto il terminale di
misurazione è un cavo a fibra ottica che
quindi andrebbe inserito al centro di
una diagonale, forata nel centro.Questo
oggetto è molto economico ed
interessante: a seconda delle
configurazioni può lavorare in un ampio
range di righe/mm, possiede un elemento
di focheggiatura del fascio che
attraverso la fibra ottica (connettore
SMA) passa prima attraverso
fenditura,collimatore e reticolo di
diffrazione. La luce viene infine
raccolta da un ccd già montanto nel box
che racchiude il tutto. Questo strumento
non produce però immagini ma solo la
linea del profilo, cioè il grafico.Lo S.A 100, nell sua semplicità è comunque uno strumento valido su cui farsi le ossa. Oltre che in relazione agli spettri stellari e solare (interessante è la cattura dell'inversione dello spettro della cromosfera all'inizio e al termine di una eclissi), questo reticolo può inaspettatamente rivelarsi utile anche in ambito cosmologico.Ad esempio potrebbe essere usato per rivelare l'espansione dell'Universo, attraverso la misura dello spostamento verso il rosso ( rispetto alle misure a riposo di laboratorio) di alcune righe in assorbimento del quasar 3C273, oggetto lontanissimo, ma sufficientemente luminoso da essere catturato da un telescopio amatoriale di media apertura, Qulacuno ha impiegaso lo S.A anche per valutare le caratteristiche della banda passante dei filtri usati per le riprese astronomiche. Esteticamente si presenta come un filtro montato su di un anello con filettatura da 31,8 mm, da avvitare all'oculare,nella ruota porta filtri o in un raccordo nel percorso ottico convergente del telescopio. Può anche essere impiegato direttamente davanti all'obbiettivo di una reflex. Le sue caratteristiche progettuali, fanno si' che con questo reticolo si possano riprendere contemporaneamente sia l' ordine 0 ( cioè l'oggetto reale ripreso) sia un ordine 1 di dispersione più luminoso da una parte (blazed), rispetto a quello posto dalla partre opposta dell'oggetto. A seconda della lunghezza focale impiegata potranno poi essere visualizzabili anche altri ordini di dispersione, ma noi dovremo naturalmente sceglere il primo blazed.Questa soluzione, seppur limitata a lavori a bassa risoluzione, risulta molto più pratica ed economica, specie per chi comincia con questa meravigliosa disciplina, di quanto non permetta uno spettroscopio a fenditura e collimatore che, per tenere l'oggetto nella minuscola finestra osservativa di qualche decina di micron, anche nel caso di allineamento polare molto preciso, per esposizioni maggiori di qualche secondo richiede un' autoguida appositamente configurata. Inoltre non potendo vedere l'oggetto ed accanto ad esso lo spettro, anche l'individuazione del target risulterà più difficoltosa; ed infatti è capitato, anche tra i prosfessionisti, che si siano erroneamente acquisiti spettri di stelle diverse da quella voluta. Per contro con lo Star Analyzer non si potranno ottenere risultati pregevoli su oggetti estesi, come i pianeti o le comete e la molteplicità di spettri ripresi contemporaneamente può produrre indesiderate sovrapposizione di ordini di dispersione appartenenti ad oggetti diversi.
Tra le configurazioni più semplici, quella del fascio non convergente, che vede lo S.A posto davanti ad un obbiettivo fotografico, può fornire risultati interessanti anche con focali inferiori a 100 mm. E in teoria si potrebbe avere una risoluzione maggiore di quella ottenibile con reticolo posto sul percorso del fascio ottico convergente, grazie al fatto che i raggi luminosi della sorgente celeste arrivano sul sensore paralleli tra loro.Un problema che può sorgere con questa configurazione è costituito dalla scarsa raccolta di luce delle ottiche fotografiche, cosa che consente la ripresa degli spettri dei soli oggetti più brillanti, presenti in campi stellari non troppo affollati. Già in passato avevo
sommariamente
testato lo spettroscopio in questione,
ma negli ultimi mesi del 2016 ho
iniziato a conoscerne meglio pregi e
difetti. La linea del profilo mostrata
sotto, è relativa alla stella Vega,
ripresa la serata del 19 Novemre 2016 da
Masera (VB). Si tratta di uno spettro
ripreso nel modo sopra indicato, con una
Eos 350D modificata con filtro Baader
per astrofotografia (in cui la
trasmissione della riga alpha
dell'idrogeno è parecchio
potenziata) ed ottica Mitakon da 85 mm
aperta a f/2.8; lo S.A 100 è stato
provvisoriamente applicato alla lente
mediante l'anello di un cercatore
Skywatcher 9X50 e dello scotch. Esiste
peraltro l' adattatore commerciale
M28-M58, riproposto nella figura qui a
sinistra.Il tutto è 
stato infine
montato su astroinseguitore Star
Adventurer. In fase di ripresa occorre curare due aspetti: Primo, cercare di mantenere lo spettro allineato agli assi del sensore tenendo, nel caso dello S.A, l'ordine 0 a sinistra del primo ordine blazed che verrà utilizzato; la cella del reticolo presenta una tacca bianca proprio a questo scopo.Ci dovremo trovare col blu dello spettro verso l'oggetto e il rosso dalla parte opposta. I software come RSpec, VSpec, Maxim DL, AstroArt e Photoshop permettono la successiva rotazione, ma il procedimento potrebbe introdurre artefatti.Secondo, se si vuole sfruttare la dispersione per deriva stellare o , se usiamo i motori, per minimizzare gli errori di inseguimento, è bene che la (eventuale) strisciata sia sul prolungamento delle righe spettrali , altrimenti rischieremo di trovarci con uno spettro sfuocato o evanescente. Trovo quindi utile allineare lo spettro con l'asse minore del sensore: spettro in alto ed ordine 0 in basso. Quanto alla messa a fuoco, l'impiego di focali contenute ed una sufficiente distanza reticolo/ sensore, garantirà la presenza nel campo dell' ordine 0, su cui fuocheggiare almeno inizialmente. In teoria dovremmo metter a fuoco lo spettro e non l'oggetto, ma lunghezze d'onda diverse vanno a fuoco in posizioni leggermente diverse.Quindi a seconda dell' astro ci si può concentrare su una porzione o un altra: stelle calde recano linee nette dal verde verso il blu, stelle fredde presentano bande molecolari a lunghezze d'onda maggiori. Oppure ci si concentra sulle caratteristiche nel verde che da un lato è a metà dell'estensione dello spettro e dall' altra il nostro occhio sa meglio percepire.In sostanza a noi interessa l'informazione spettrale, e da quello che ho potuto constatare, non bisogna farsi sviare dalla bellezza estetica dell' immagine: in ambito spettroscopico foto brutte potrebbero addirittura meglio di altre,dischiudere il Cosmo chimico.
Tra vari brevissimi scatti ripresi con inseguimento siderale attivo (e poi sommati con metodo "average o sum"come si fa per le astro immagini) ed isolate riprese col metodo drift, si sono in questo caso rivelate più idonee queste ultime.Esse hanno evidenziato piuttosto bene le più significative linee di assorbimento della serie di Balmer dell'idrogeno, di cui Vega ( classe spettrale A05a) è una sorta di stele di Rosetta, una stella prototipo ( vista anche la sua luminosità) usata per la calibrazione della strumentazione da molti astrofili e professionisti.E' noto infatti che le stelle di classe A presentano l'impronta più marcata delle righe di Balmer, anche grazie al processo chiamato "pressure broadening", e forti sono anche quelle di alcuni metalli ionizzati, mentre nei loro spettri scarseggia l'elio. L'immagine è stata ripresa con tempo di esposizione di 8'' ad 800 ISO. Ne ho poi effettuato la calibrazione con qualche dark ed una manciata di flat, ma fonti autorevoli sostengono che nel caso di spettri a bassa risoluzione e tempi di posa molto contenuti, l'impiego dei dark sia superfluo e quello dei flat anche controproducente.In questo caso però non stavo utilizzando un CCD per astronomia, ma una ben più rumorosa reflex e usando il metodo drift ,l'esposizione non può essere limitata a sub-secondi.
La deriva stellare in A.R ha disteso bene lo spettro (cosa che può essere enfatizzata con il comando L_bin del software Iris, molto potente anche in questo settore). Esso è stato poi croppato e corretto in livelli e contrasto con Photoshop. Il risultato è stato dato in pasto al semplice ma validissimo software RSpec, che ha evidenziato le prime tre righe della serie di Balmer, forse un doppietto del Nichel (sui 4600 Angstrom), ed ha permesso quantomeno di individuare il doppieto terrestre del sodio e tre righe metalliche (del Magnesio? non risolte).Occorre indagare perché non sono riuscito a trovare in rete spettri di Vega con sistemi analoghi che rechino gli stessi assorbimenti dubbi.Potrebbe trattarsi di artefatti comparsi in sede di streching dell'immgine spettrale o nella gestione dei dark frames che ho sottratto dall' immagine trail.
Quando
si importa l'immagine in RSpec, si
può agire sull' istogramma per
migliorarne la luminosità e quindi
la visibilità ai fini della
delimitazione dell'area attiva
attraverso le linee arancioni di
calibrazione: ma a livello di Adu
non viene modificato nulla rispetto
all'informazione di partenza, è solo
un ausilio alla visualizzazione.
Operando con spettri a bassa
risoluzione, l'operazione di
binning (fino a 6 righe
orizzontali) può milgiorare il
rapporto s/n , senza pregiudicare
sensibilmente la risoluzione in
lunghezza d'onda. Se l'acquisizione
è ad alta risoluzione, il binning
potrebbe invece risultare dannoso e
occorre comunque operarlo con valori
bassi.
Comparazione del mio spettro di Vega calibrato in lunghezza d'onda (rosso),con uno professionale ad alta risoluzione (blu). Si vede la correlazione tra le prime tre lunghezze di Balmer, anche se i due profili non si sovrappongono a causa di un diverso taglio del grafico e dell'assenza nel mio della c.d calbrazione per la risposta strumentale.
Dal momento che ogni sensore ha diversa sensibilità (efficienza quantica) alle varie lunghezze d'onda, per confrontare accuratamente la nostra linea del profilo con quella ottenuta mediante altri sensori e configurazioni ottiche, occorre effettuare la calibrazione per la risposta strumentale del setup.
△λλ
L'immagine dello spettro non ma non essere satura, altrimenti si perde ovviamente ogni informazione di intensità luminosa.
Da qualche versione RSpec ha implementato la funzione Pixel Map, che permette di visualizzare i valori ADU dei pixel letti sulla matrice del sensore. Il valore minimo è 0 e il massimo (saturazione) dipende dalla dinamica del sensore.Per le reflex, che operano a 8 bit, quest'ultimo vale 255 (2^8 = 256 -1 perché anche lo 0 è un valore), per i ccd usati in astronomia, con dinamica di 16 bit, il valore è pari a 65535 (2^16-1). Per la lettura occorre delimitare sull' oggetto la spaziatura tra le righe orizzontali arancioni nella parte sinistra del software, delimitazione che, in fase di calibrazione, viene operata per far comparire a destra nel software il profilo dell' oggetto .
Nella mappatura dei pixel si controlla che non figurino valori saturi. Un'altra operazione opportuna sarebbe l'individuazione della curva di linearità del sensore.Le vecchie emulsioni fotografiche risentivano del cd. difetto di reciprocità; un sensore digitale ha tendenzialmente una risposta alla luce molto più lineare.Ma anche qui c'è un limite, superato il quale al crescere del tempo di esposizione,l'intensità dei valori Adu dei pixel non cresce più proporzionalmente.La curva di linearità può essere ottenuta mediante la ripresa di flat field con tempi di integrazione via via maggiori, riportando poi in un grafico sia i tempi che i valori dei pixel,
Oltre a fattori tecnici, sulla qualità dello spettro ripreso incidono anche l'assorbimento atmosferico (specie del vapore di H2O) e l'estinzione prodotta dalle polveri intersellari ed interplanetarie, attraversate dai fotoni in viaggio verso il nostro spettro.
Due parametri fondamentali di un sistema di dispersione sono la risoluzione e appunto la dispersione. In spettroscopia la risoluzione esprime un concetto analogo a quello operante in genere in ottica ed espresso dalla ben nota formula di Dawes, cioè la capacità o meno di separare fini dettagli, che in questo caso sono righe spettrali. Anche per un reticolo, la risoluzione R è legata alla lunghezza d'onda (in Å), ed è data dalla formula:
Per raffronto lo spettroscopio LHires III ( 2400 l/mm) separa righe distanti appena 0,38Å. La dispersione è un parametro analogo a quello di scala di immagine usato in astrofotografia, ma in questo ambito si misuara in Å/mm o Å /pixel.E' determinato dalla dimensione degli elementi d'immagine del CCD/DSLR e dalla distanza tra il reticolo ed il piano del sensore.Lo S.A 100 può disperdere indicativamente tra 5Å/px e 25 Å/px.La formuletta di riferimento lineare è:
Ds=105/dove d esprime la suddetta distanza in mm.
Per una configurazione non convergente d corrisponde alla focale della lente impiegata. Con d=85 mm ( Mitakon @ f/2.8)si ottengono 1176 Å/mm. Avendo impiegato una reflex APS-C (Eos 350D), equipaggiata con sensore di pixel da 6,45 micron ( stessa dimensione del ccd Atik 341L+, che possiedo e che è molto usato in spettroscopia amatoriale evoluta), si ottiene una dispersione in pixel pari a 1176⋅(6,45⋅10−3)=7,58Å/px
All'aumento di Ds aumenta anche la sensibilità dello spettro ma degrada in modo proporzionale la sua risoluzione.Occorre adottare un compromesso a seconda dell'oggetto ripreso, ma secondo i più esperti la dispersione dovrebbe mantenersi tra 1000 e 5000 Å/mm. Se si scende sotto il primo limite si rischia inoltre di non produrre l'ordine 0. Il valore di 7,58 è in linea con quanto calcolato da RSpec una volta calibrato lo spettro di Vega. Per fare questo occorre selezionare due righe note e in questo lo S.A ci aiuta molto, in quanto possiamo usare l'ordine 0 : una sorta di riga che non ha lunghezza d'onda e di cui dobbiamo fornire solo la posizione del picco nel grafico.L'altra deve essere una vera riga spettrale, ed in stelle di tipo A come Vega, è agevole identificare quella dell' idrogeno βdella serie di Balmer a 4861,33Å.Effettuata la calibrazione, per tutti gli altri spettri ripresi con lo stesso setup, basterà indicare la posizione dell' ordine 0 e la dispersione già misurata.Per rendere gli spettri da noi realizzati con un dato setup comparabili con quelli di altri astrofili o magari realizzati da osservatori professionali, occorre infine realizzare una tantum una calibrazione per la risposta strumentale.
Come già detto,
lo spettro dovrebbe essere tenuto
orizzontale già in origine, con la stella a
sinistra ed il primo ordine blazed a
destra; se non è stata presa questa
acortezza in fase di acquisizione, o non è
stato possibile per la presenza nel campo di
altri oggetti indesiderati che si è voluto
tagliare inclinando il reticolo, RSpec
permette di ripristinare ( coi comandi
rotation e slant) la condizione ideale in
fase di eleaborazione, ma questa procedura
può provocare artefatti.Va invece tenuto
verticale l'eventuale spettro di
calibrazione con lampade apposite che
producono righe note, come quelle al neon,
disposte verticalmente e curvate.Questi
spettri sono dispiegati verticalmente in quanto monocromatici
e tali da riempire tutta tutta al fenditura:
è come se analizzassimo una singola riga
sovrapposta ad uno spettro continuo
qualunque.In questi casi non bisogna
nemmeno sottrarre il background perché
verrebbe inesorabilmente cancellata anche la
stessa riga di calibrazione.Classi Spettrali nel sistema di Harvard:
elemento neutro come
l'idrogeno della serie Balmer = I,
elemento ionizzato
una volta= II,
due volte =III
.....
| Classi Spettrali |
Temperatura superf. (K) | Esempi |
|
| O Blu | 28,000-50.000 | Naos,Zeta Pup,15 Mon | He I
e
II dominante,
C,Na,O,Si
ionizzati, H I
Balmer debole |
| B
Blu-bianco |
10.000-28.000 |
Alnilam,Rigel,Spica | Righe He I molto
intense, H I
Balmer forte, C,O,Si
ionizzati |
| A bianco |
7.000-10.000 | Sirius, Vega | He I
debole, H I
Balmer max in A0, Ca II e metalli
Mg,Si
ionizzati |
| F
Giallo-bianco |
6.000-7.000 | Canopus,Polaris,Procione | H I
Balmer forte, Ca II e altri
metalli ionizzati,linee elementi neutri
come Fe I e Cr I |
| G
Giallo |
5.200-6.000 | Sole,Capella |
H I
Balmer debole, domina Ca II , altri
metalli neutri e ionizzati,bande
molecolari CN
e ione CH |
| k
Arancio |
3.900-5.200 | Arcturus, Aldebaran,Pollux | Ca II
debole, Ca I
intenso, H I
Balmer al minimo,molti metalli neutri
specie Fe I e
bande molecolari specie di TiO2 |
| M
Rosso |
< 3.900 | Betelguese,Antares | H I
Balmer molto debole, metalli neutri
forti specie Mg
I e bande molecolari specie
TiO |
| R,N,S, Wolf Rayet, L,T,Y,C..... |
<3.500 |
Bande Molecolari, metano,idrati di metallo e metalli alcalini,carbonio |
Classi di luminosità stellare nel sistema Morgan-Keenan
(MK) o di Yerkes.
Maggiori linee spettrali stellari in Å. I = elemento neutro II,III,...= grado di ionizzazione.
| Idrogeno Balmer |
Hα 6563, Hβ 4861, Hγ 4340 , Hδ 4101, H8 3889 , H9 3835 , Hε 3970, H10 3798, H11 3771, H12 3750 |
| Elio |
He I 4026, 4388, 4471, 4713, 5015, 5048, 5875, 6678 He II 4339, 4542, 4686, 5412 |
| Metalli ( gradi di
ionizzazione) |
|
| Carbonio |
C II 4267, C III
4649, 5696 C IV 4658, 5805 |
| Ossigeno |
OV 5592 |
| Sodio |
Na I 5890, 5896 |
| Magnesio |
Mg I 5167, 5173, 5183 Mg II 4481 |
| Silicio |
Si III 4552 Si IV 4089 |
| Calcio |
Ca I 4226 Ca II
3933, 3968 |
| Scandio |
Sc II 4246 |
| Titanio |
Ti II 4300, 4444 |
| Manganese |
Mn I 4032 |
| Ferro |
Fe I 4045,
4325 Fe II 4175, 4233 |
| Stronzio |
Sr II 4077, 4215 |
| Mercurio |
Hg 4358, 5461, 5770, 5791 |
| Azoto |
N III 4097, 4634 N IV 4058, 7100 NV 4605 |
| Bande Molecolari | CH “banda G ” 4300 CN 3880, 4217, 7699 C2 “Swan” 4380, 4738, 5165, 5635, 6122 C3 4065 MgH 4780 TiO 4584, 4625, 4670, 4760 |
| Bande Telluriche di Assorbimento | 5860-5990 6270-6370 6850-7400 7570-7700 |
Riferimenti:
Per una dettagliata lista di elementi
tellurici ottenuta dal satellite Hipparcos si
veda qui.