OtticaTelescopio

La spettroscopia, fino a non molti anni fa richiedeva una strumentazione piuttosto complessa e costosa. Oggi attraverso l’uso di un semplice reticolo di diffrazione (Star Analyser) possiamo entrare nel mondo della spettroscopia a bassa risoluzione in modo semplice, immediato e poco costoso.

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Il reticolo va anteposto alla camera di ripresa e genera sul sensore CCD l’immagine della stella e del suo spettro (distribuzione di luminosità nei vari colori, dall’indico al rosso scuro).

Spettro delle pleiadi ottenuto con uno StarAnalyser anteposto ad una camera di ripresa (Credit: sito ISIS by Christian Buil)

spettro delle Pleiadi ottenuto con uno Star Analyser anteposto ad una camera di ripresa (Credit: sito ISIS by Christian Buil)

La spettroscopia a bassa risoluzione permette di analizzare la distribuzione del flusso luminoso proveniente dalle stelle nei vari colori, in analogia all’uso dei filtri fotometrici e rappresenta un formidabile strumento didattico che ci permette di ripercorrere le principali tappe dell’ astrofisica stellare del ’900, come la classificazione MK (Morgan e Keenan).

Risposta spettrale filtri fotometrici messa a confronto con lo spettro di Vega e della tipica risposta di un sensore CCD.

Risposta spettrale dei filtri fotometrici messa a confronto con lo spettro di Vega e della tipica risposta di un sensore CCD.

Classificazione stellare in base ai vari colori.

Classificazione stellare in base alla temperature ed al colore.

 

 

 

 

Acquisizione dello spettro con Star Analyser

Per riprendere lo spettro di una stella non dobbiamo far altro che puntare una stella luminosa (es: Vega) ed acquisire una sequenza di immagini, avendo cura di non superare il limiti di saturazione del proprio sensore CCD.

Schermata Astroart che mostra l'acquisizione dello spettro della stella Vega.

Acquisizione dello spettro di Vega.

L’immagine mostra la schermata di Astroart subito dopo aver acquisito l’immagine di Vega ed averne ottenuto il profilo. I frame acquisiti vanno pre-trattati con dark e flat frame e mediati, in particolare se si tratta di oggetti poco luminosi per i quali i tempi di esposizione sono particolarmente lunghi.

Il profilo spettrale acquisito contiene la distribuzione delle intensità luminose (ADU) rispetto ai pixel, ma non è calibrato rispetto alle lunghezze d’onda (colori). Per calibrare lo spettro nelle lunghezze d’onda è sufficiente un foglio di calcolo con cui trovare la relazione lineare f(x)=mx+q che lega la posizione dei pixel con le lunghezze d’onda dello spettro (fattore di dispersione in Angstrom per pixel).

 

Il profilo spettrale a bassa risoluzione, acquisito con StarAnalyser, si distribuisce linearmente sui pixel. Per la calibrazione dello spettro è preferibile usare stelle di tipo A0V (come Vega).

Il profilo spettrale a bassa risoluzione, acquisito con StarAnalyser, si distribuisce linearmente sui pixel. Esempio di calibrazione con un foglio di calcolo

Per farlo abbiamo bisogno di identificare due punti di riferimento caratteristici dello spettro. Nel nostro caso i punti più facili ed evidenti da identificare sono la posizione della stella (ordine zero) e la posizione della riga Hβ a 4861 A.

Possiamo ottenere lo stesso risultato, più facilmente e velocemente, attraverso l’uso di un software specifico come ad esempio RSpec.

 

Cambiamenti dei profili spettrali sulla base della diversa temperatura superficiale della stella.

Cambiamenti dei profili spettrali in base alla diversa temperatura superficiale della stella (spettri di riferimento RSpec).

 

I profili spettrali delle stelle e le loro caratteristiche, cambiano enormemente da stella a stella in base della temperatura superficiale, da quelle più calde a quelle più fredde, approssimando l’andamento caratteristico dell’ emissione di un corpo nero (legge di Planck).

 

Spettri stellari a bassa risoluzione

Vediamo adesso a titolo di esempio alcuni spettri stellari a bassa risoluzione, acquisiti con il reticolo di diffrazione Star Analyser montato su un telescopio da 20 cm e con una camera CCD.

spettro di Vega

Vega (α Lyrae) è una stella di classe spettrale A0V che si trova ad una distanza di circa 25 a.l. Mostra uno spettro caratterizzato dalle righe di assorbimento della sequenza di Balmer. Stelle di questo tipo sono utili per la calibrazione (pixel – Angstroms).

 

 

Rasalgethi

spettro di Rasalgethi

Rasalgethi (α Herculis) è una supergigante rossa di classe spettrale M5II, mostra uno spettro dove sono evidenti delle grosse bande di assorbimento molecolare TiO (Ossido di Titanio).

 

 

Spettro di Albireo

spettro di Albireo

Il sistema doppio Albireo (β Cygni) è composto da una gigante arancione, più luminosa e meno calda di classe spettrale K3 II, e da una stella, meno luminosa e più calda, di colore bianco azzurro di classe spettrale B8V.

 

 

Spettro di Dschubba

spettro di Dschubba

Dschubba (δ Scorpii) è un sistema multiplo con la stella principale di classe spettrale B0.3IV. Il suo spettro presenta delle righe di emissione dovute ad un disco che circonda la stella in rapida rotazione (Be Star).

 

 

 

Spettro PCygni

spettro PCygni

La stella PCygni è una luminosa ipergigante stella blu di tipo spettrale B2Ia, conosciuta anche come Nova Cygni 1600. Si trova a circa 6000 a.l. con massa e luminosità rispettivamente di 30 e 38.000 volte quella dal Sole. Il suo spettro è caratterizzato da forti righe di emissione (in particolare la riga Hα) dal caratteristico profilo (PCygni) che denota un guscio di gas in rapida espansione. Potrebbe diventare una supernova in qualsiasi momento.

 

Spettro stelle di tipo Wolf-Rayet

spettro stelle di tipo Wolf-Rayet

Le stelle di tipo Wolf-Rayet (WR) rappresentano una rara classe spettrale con stelle molto calde e massicce, caratterizzate da forti venti stellari (oltre 2.000 km/sec), accompagnati da una notevole perdita di massa. Il loro spettro mostra delle vistose righe di emissione.  Si identificano due tipologie:  WN (elio e azoto) e WC (elio e carbonio).

Spettro di emissione della nebulosa anulare M57 nella Lira, ottenuto con tre pose da 240 secondi.

spettro di emissione della nebulosa anulare M57 nella Lira, ottenuto con tre pose da 240 secondi.

 

 

 

 

 

 

Spettro di Ceres e Vesta (8.3 e 7.0 mag) rapportato con quello di una stella di tipo solare G2V. Spettri di riflettanza messi a confronto con quelli SMASS (Small Main-Belt Asteroid Spectroscopic Survey) del 2002.

spettro di riflettanza di Ceres e Vesta (8.3 e 7.0 mag) rapportato con quello di una stella di tipo solare G2V,  messi a confronto con quelli SMASS (Small Main-Belt Asteroid Spectroscopic Survey) del 2002.

Gli asteroidi mostrano uno spettro del tutto simile a quello solare, ma con piccole differenze dovute alla tipologia (carbonacei, rocciosi, …). Queste particolarità sono messe in  risalto dallo spettro di riflettanza (rapporto tra lo spettro dell’astreroide e quello di tipo solare G2V) come nell’esempio di Ceres e Vesta qui a fianco.

 

 

 

 

 

Conclusioni

Questa carrellata ha lo scopo di mostrare quanto sia semplice ed immediato acquisire spettri a bassa risoluzione di oggetti astronomici attraverso un semplice reticolo di diffrazione accoppiato al nostro telescopio ed alla nostra camera CCD (o camera DSLR). In questo modo siamo in grado di affacciarci nell’affascinante mondo della spettroscopia e dell’astrofisica stellare in modo semplice e graduale riuscendo a sperimentarne direttamente le enormi potenzialità.

Per saperne di più

reticolo di diffrazione:  Star Analyser  (link),

Software di elaborazione degli spettri: RSpec (link) a pagamento

Software di elaborazione degli spettri: Visual Spec (link) gratuito

Documento utile per approfondire gli aspetti pratici “Practical Aspects of Astronomical Spectroscopy” (link)

Documento utile per approfondire gli aspetti teorici “Analysis and Interpretation of Astronomical Spectra” (link)

 

 

Info Autore

ha pubblicato 11 articoli

Lorenzo Franco, nato a Monte S. Angelo (FG), è appassionato di Astronomia da sempre, tanto da conseguire la Laurea in Astronomia presso l’Università di Bologna. Vive a Roma e lavora nel settore dell’ Information Tecnology ... pagina autore

  1. molto molto interessante... grazie!

  2. Ciao a tutti,
    aggiungo inoltre una interessante e didattica esperienza di spettroscopia a bassa risoluzione.
    Si tratta della osservazione della variabile pulsante DY Peg il cui periodo è di circa un'ora e 45 minuti con una magnitudine 10-11.

    Usando il reticolo di diffrazione StarAnalyser ho ripreso sia la variabile che il suo spettro, acquisendo 22 frame da 5 minuti e coprendo l'intero periodo di variazione.
    Allegato 9220

    Ho analizzato poi i frame (pre-trattati con dark e flat) con AIP4WIN per la fotometria ed RSpec per la spettroscopia. La pulsante nel corso del suo ciclo passa da un massimo di luminosità, durante il quale la temperatura è più alta, ad un minimo di luminosità in corrispondenza del quale la temperatura è più bassa.
    Allegato 9219

    La differenza di temperatura si nota molto bene grazie alla differente pendenza dei due spettri che seguono l'andamento della curva di Planck. Da notare inoltre anche la diversa profondità delle righe di assorbimento, più marcate quando la temperatura è più alta e meno marcate quando è più bassa.

    Allego infine l'animazione che mostra in modo evidente queste variazioni la cui durata, ripeto, è inferiore a due ore (qui).

    Saluti
    Lorenzo Franco

  3. @Franco, più che un astronomo sei un cardiologo!
    2 ore? impressionante. Si tratta quindi di una stella di piccolo diametro tipo RR Lyrae?

  4. Citazione Originariamente Scritto da Beppe Visualizza Messaggio
    Si tratta quindi di una stella di piccolo diametro tipo RR Lyrae?
    Per la precisione si tratta di una variabile pulsante classificata come SX PHE (vedi qui).

    Saluti
    Lorenzo Franco