PROCEDURA CARA

STRUMENTI

Per fare fotometria si dovranno prediligere strumenti corretti nelle tre bande, quindi di sicuro telescopi a specchio e tra i telescopi a lenti dorvanno essere usati solo quelli apocromatrici. I telescopi a lenti acromatici sono sconsigliati ed eventualmente potranno essere impiegati solo con l'uso di un filtro di banda, R, (o filtri interferenziali), tenendo conto che l'uso del filtro riduce, ma non elimina, il problema di cromatismo di questi telescopi.

Come ccd sono da privilegiare quelli non dotati di antiblooming, perché lineari nella risposta; potranno essere usati anche quelli dotati di antiblooming, purchè si conosca il tratto di linearità degli stessi e ci si mantenga all’interno dello stesso.

Per la fotometria di comete si consiglia l’uso di almeno un filtro di banda R o I di Cousins, e possibilmente anche un interferenziale a 647-650nm (10 nm FWHM) indicato per isolare meglio la componente di polveri, ma questo, facendo passare una banda strettissima, si potrà usare solo con comete molto luminose.

SOFTWARE

Sarà necessario avere un sw planetario, tipo Guide, un software per elaborare le immagini, tipo AstroArt, e il sofware per elaborare dati afrho “Winafrho” nella sua ultima versione con catalogo Tycho 2 ed Hipparcos completi; ecco gli indirizzi dove scaricarli dalla rete:

TYCHO 2 http://www.astro.ku.dk/~erik/Tycho-2

HIPPARCOS ftp://cdsarc.u-strasbg.fr/pub/cats/I/239

PREPARAZIONE SERATA

La preparazione alla serata osservativa è molto importante per potere effettuare alcune scelte che porteranno ad avere una standardizzazione nelle procedure:

1) se la serata è buona (senza la presenza di nuvole di passaggio) e la cometa è sufficientemente alta sull’orizzonte in generale la scelta della stella di confronto deve ricadere su una Hipparcus con indice di colore tra 0,5 e 0,7 e possibilmente di sequenza principale (classe V); dato che difficilmente potra' trovarsi nello stesso campo della cometa, dovra' essere ripresa a parte, con adeguato tempo di posa per evitare la saturazione, selezionandola tra quelle che si trovano a non piu' di 3 gradi dalla cometa e possibilmente alla stessa elevazione sull'orizzonte. Nell'impossibilita' di utilizzare una stella Hypparcus o con il sospetto di velature puo' essere utilizzata una Tycho di caratteristiche equivalenti. Quando possibile utilizzare piu' di una stella di confronto.

2) Nel caso stella cometa si trovino ad una differente elevazione sull'orizzonte e siano al di sotto di 20 gradi sull'orizzonte è opportuno applicare una correzione per l'assorbimento atmosferico. (vedi punto 5).Tuttavia se la serata non presenta condizioni meteorologiche stabili vedi il punto 3.

3) se le condizioni al punto due non sono rispettate, si cercherà di “inquadrare” la cometa in modo tale da poter avere nello stesso frame, sia la cometa che una stella di riferimento. In questo caso si potrà scegliere anche una stella del catalogo Tycho i cui dati, se possibile, dovranno essere ricavati dal catalogo Vizier in internet; l’indice di colore dovrà essere anche qui tra 0,5 e 0,7 (il software Winafrho e' predisposto per il collegamento diretto a Vizier).

4) verificare con il sw il moto proprio della cometa, questo per determinare il suo spostamento in arcsec/minuto e, conoscendo la propria risoluzione del sistema telescopio+ccd, determinare la posa corrispondente allo spostamento massimo di 1 pixel.

5) L’estinzione prodotta dall’atmosfera fa si’ che la differenza di magnitudine di due oggetti posti ad una diversa elevazione sull’orizzonte non corrisponda esattamente a quella teorica (basata su dati di catalogo). Nel nostro caso, trattandosi di fotometria differenziale, tra due oggetti posti a non eccessiva distanza l’uno dall’altro sulla volta celeste, è sufficiente calcolare l’effetto dell’estinzione rispetto ad uno dei due. Ad esempio una stella posta ad una elevazione maggiore rispetto alla cometa apparirà più luminosa (meno estinzione atmosferica), e la differenza Dm in magnitudine sarà pari a Dm =(sec Z₁ –sec Z₂) k_x dove Z₁ e Z₂ sono le distanze zenitali dei due oggetti. K_x è una costante caratteristica di ciascuna banda fotometrica che andrebbe calcolata sperimentalmente per ciascuna serata osservativi. Tuttavia, considerato che le distanze zenitali considerate non sono molto diverse (antro qualche grado) si possono utilizzare anche valori medi standard senza incorrere generalmente in grossi errori. I valori indicativi delle costanti per le diverse bande fotometriche (V,R,I) sono come segue: K_V = 0,22 ; K_R = 0,14 ; K_I= 0,10. Se la stella è più alta sull’orizzonte rispetto alla cometa il valore Dm andrà sottratto dal valore di catalogo, se invece è più bassa andrà sommato. Il valore “corretto per l’estinzione” della magnitudine stellare sarà quello da usare in winafrho in sostituzione della magnitudine di catalogo.

SERATA OSSERVATIVA

Una volta deciso l’esposizione da effettuare e la stella di confronto, si potrà procedere alla serata osservativa.

Se si decide di effettuare numerose foto della cometa, queste dovrebbero essere divise in più parti alla fine delle quali si dovrebbe riprendere la stella di confronto per poi tornare sulla cometa. In generale, anche per verificare la costanza delle condizioni del cielo, è opportuno riprendere la stella almeno due volte, prima e dopo della cometa.

Effettuare un numero sufficiente di pose alfine di avere una buon rapporto segnale rumore, questo per evitare di avere un segnale troppo scarso che potrebbe creare dei “falsi” sia nelle misure che nelle elaborazioni.

RIDUZIONE DATI

Una volta salvate sul proprio HD le immagini queste dovranno essere corrette per il dark ed il flat.

Quindi si effettuerà la media (non mediana) delle immagini stesse, in maniera di ottenere un file per la cometa ed un file per la stella di confronto. Aprendo il sw “winafrho” per prima cosa si seleziona la cometa ripresa, si inserisce la data e l’ora di ripresa ed il filtro usato; in questo ultimo menù a tendina ci sono alcune opzioni.

“Vu” si userà nelle osservazioni prodotte senza filtri con ccd con chip tipo Sony,

“Ru” per osservazioni ccd senza filtri con chip tipo Kodak.

“Bc” filtro interferenziale per il continuo nel blu (non ancora calibrato in modo accurato)

“V” filtro V di Johnson (generalmente poco indicato per le contaminazioni gassose presenti)

“R” filtro R Cousins

“I” filtro I Cousins

“S” banda S di Vilnius da utilizzare per il filtro a banda stretta nel continuo rosso (647-650 nm)

Si raccomanda tuttavia, come già detto più sopra, almeno l'uso sistematico di filtri di banda

Poi si preme il pulsante “automatic window size”, a questo punto nelle finestre verrà indicato , in pixel, il lato del quadrato usato per le misure; di default vengono dati solo tre valori, in caso di comete particolarmente attive sarebbe meglio usare almeno 5 misure inserendo a mano dei valori intermedi tra quelli indicati dal sw, con l’accortezza di usare sempre numeri dispari.

Inserire nelle apposite caselle il tempo usato per la ripresa della cometa ed il tempo usato per la stella di riferimento.

Quindi si seleziona la stella di riferimento; se è una Hipparcos si userà il database residente nel sw, in caso di stelle del catalogo Tycho si proverà prima a vedere, in internet, se nel catalogo Vizier sono riportati i dati, in caso contrario usare i valori del database del sw.; se la stella scelta ha un indice di colore B-V tra 0,5 e 0,7 premere il tasto “compute color index DWARF”. Il pulsante “GIANTS” si userà solo quando si ha la certezza che la stella selezionata è una gigante; comunque con indici di colore tra 0,5 e 0,7 si potrà sempre selezionare “dwarfs” in quanto l’errore che si potrebbe introdurre è molto inferiore all’1%.

A questo punto si apre il file con la stella di riferimento: per prima cosa si seleziona un’area priva di stelle o comunque povera di esse, in maniera da calcolare il valore di backgroud, poi si indica il centro fotometrico della stella di riferimento,

poi si indica la finestra da usare per la misura della stella, questa dovrà essere almeno 3 volte il valore della campana FWH della stella stessa, a questo punto il sw avrà calcolato il valore ADU della stella di riferimento e potremo tornare alla pagina principale.

Poi si procedrà a fare lo stesso con il file contenente l’immagine della cometa, con l’unica differenza che qui il sw stesso avrà già importato i valori delle finestre da usare per le misure; in caso di più di tre misure, segnarsi il valore di background e le coordinate della cometa, usate per le prime tre, in modo da avere lo stesso valore anche per le altre che si farà in un secondo momento.

Una volta caricati anche i valori ADU della cometa ed essere tornati alla pagina principale possiamo cliccare su “afrho compute”, il sw elabora i dati inseriti e visualizza il risultato a questopunto possiamo salvare il dato su un precedente file .dat oppure su un nuovo file .dat.