ngc5432 ha scritto:
astroedo ha scritto:
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Su Astrobin trovate tutti i dettali tecnici e, soprattutto, le immagini a piena risoluzione.
http://www.astrobin.com/281812/Ciao, lasciando da parte l'immagine e sulla sua "gradevolezza" sui colori.. la tua spiegazione mi lascia sorgere alcuni dubbi... Mettiamo quindi alcuni punti fermi del discorso..
a) l'estinzione della radiazione (quello che tu chiami reddening) è evidentemente funzione della lunghezza d'onda. L'infrarosso pertanto è meno influenzato dalle polveri e quindi permetterebbe di visualizzare strutture o meglio stelle nascoste dalle polveri. Ma il filtro IR pass che hai usato su quale frequenza è da 685 nm? In genere questi filtri IR pass (usualmente utilizzati nel planetario) sono sostanzialmente per l'infrarosso vicino. Quindi quello che vedi con un filtro IR normale (e una normale ccd) è sostanzialmente la prosecuzione dello spettro continuo nell’IR. Per “vedere” le polveri ti servirebbe almeno un IR medio… e ben altra attrezzatura purtroppo.
b) il decremento di balmer non è il rapporto fra Ha/Hb, ma l'andamento degradante dei rapporti fra le varie coppie di transizione delle righe di Balmer. Tuttavia il rapporto fra l'emissione della radiazione in Ha rispetto quella in Hb è fissata dalla popolazione e temperatura del gas (non la temperatura degli elettroni). Logicamente è più probabile avere emissione in Ha che in Hb, poichè la transizione energetica più alta è meno frequente di quelle a valore energetico più basso. Proprio poichè questo rapporto è ben calcolabile, viene usata come metro di misurazione del decadimento dello spettro causato dalle polveri.
Ora le note dolenti…. Per fare una valutazione corretta di quanto hai detto .. bisognerebbe lavorare con uno spettrografo… ma anche volendo usare un approccio “spanometrico” tutto il tuo discorso si perde purtroppo nel fatto che non hai tarato ne filtri, ne risposta del sensore! Infatti i sensori CCD hanno una diversa risposta spettrale alle varie frequenze, e questo andrebbe tenuto conto, così come della risposta spettrale dei filtri, per avere almeno qualche cosa che abbia un valore scientifico di analisi.
Basta ad esempio che sotto pix.. hai fatto uno stretch diverso fra i due canali quando hai aggiustato i colori dell’immagine), o uscendo dal lineare, che purtroppo si vanno a far benedire tutti i tuoi ottimi intendimenti…
.. scusa se posso essere sembrato rude
m.
Ciao, non sei stato affatto rude, ma puntuale e hai sottolineato dei punti assolutamente condivisibili.
Ti rispondo punto per punto.
Sul discorso IR hai ragione, purtroppo il mio sensore ha un'efficienza quantica ridicola con i filtri nel medio infrarosso, l'uso dell'IR vicino (o meglio deep red
) è legato a questo, la lunghezza d'onda maggiore di 685 nm esclude comunque una buona parte delle righe di emissione più intense e la banda larga assicura l'ingresso dell'emissione continua.
Il reddening (si chiama così, non è una mia invenzione) è appunto dipendente dalla lunghezza d'onda e va a modificare i rapporti tra le righe di emissione.
Modifica quindi anche il rapporto Ha/Hb facendolo aumentare oltre il valore teorico dato dalle condizioni all'interno della nebulosa (che già di per se non è costante dal momento che la nebulosa non è isoterma).
Ovviamente quella che faccio io è una stima, non una misura (come ho scritto nel post) proprio per i problemi che tu hai sottolineato.
Lasciando perdere l'immagine a sinistra che, come hai detto tu è stata strechata in maniera non lineare in stile Hubble Palette, e quindi ha solo un valore poco più che estetico, l'immagine a destra è assolutamente lineare.
Le due immagini (Halfa e Hbeta) sono state calibrate, prima della divisione, oltre che per Flat dark e bias, anche per la diversa risposta spettrale del sensore (l'efficienza quantica nel blu è decisamente maggiore di quella nel rosso), e per la trasmissività dei filtri.
Ovviamente mi sono dovuto attenere ai dati forniti dal produttore, ma questo calcolo è stato fatto.
l'operazione matematica sulle immagini lineari è stata (Ha-Background Halfa)/(Hb-Background Beta)
All'immagine in bianco e nero così ottenuta ho applicato linearmente una palette policromatica in modo da evidenziare meglio le differenza che sull'immagine in bianco e nero si perdono.
I punti deboli comunque ci sono, la strumentazione non è certo "scientific grade", poi la valutazione del background è stata fatta prondendo un are "senza nebulosa" ma come sai questa zona è piena di nebulosità e quindi è difficile stabilire un buon background.
Poi l'efficienza quantica è stata stimata sa un grafico con un'incertezza che rasenta il 2%.
Infine non so quanto i miei filtri siano "centrati" e trasparenti (mi devo fidare del sig. Baader).
Nonostante tutti questi problemi credo che il risultato sia comunque interessante.
Concludo citando questo articolo, quasi illeggibile, che però riporta decrementi di Balmer della coppia Halfa/Hbeta dello stesso ordine di grandezza trovato nel mio esperimento da due soldi.
http://articles.adsabs.harvard.edu//ful ... 3.000.htmlTi ringrazio per le tue annotazioni che stimolano sicuramente a ripensare l'esperimento per cercare di migliorarlo.
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/ (med(imgHa)/med(imgHb)-2.
la banda di emissione Ha.. non è di un atomo di idrogeno ionizzato!! ma della transizione dall'orbitale 3 al 2 dell'elettrone già "catturato" da un nucleo di idrogeno (vedi qui 
