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Massimo Brescia » 9.Principi di fotometria e spettroscopia - parte quinta


Rapporto S/N (6)

Notiamo infine che ……

Quando a dominare è il rumore fotonico il rapporto S/N dipende solo dal numero totale dei fotoni rivelati e quindi è equivalente raggiungere il tempo di integrazione necessario con un’unica esposizione o sommando più immagini
nel caso in cui, invece, a predominare sia il rumore di lettura occorre fare un’esposizione più lunga e non sommarne di brevi.
Un problema delle pose lunghe è, per esempio, quello dei raggi cosmici che possono essere eliminato sommando o mediando più pose brevi.
Ogni osservazione deve quindi essere attentamente progettato tenendo presente tutti i fattori in gioco

Riduzione e analisi dati

Non è sufficiente osservare per avere un’immagine scientificamente utile di una sorgente.
Si deve correggere per il contributo strumentale e sottrarre il segnale del cielo→Pre-riduzione

Si devono trasformare i pixels in unità fisiche Astrometria

Calibrazione in λ

Contributo strumentale

Bias
Per un pixel non esposto alla luce, il valore di zero può risultare traslato di una quantità
positiva non nulla. Questo offset è proprio quello che noi indichiamo come “livello zero”
dell’immagine o bias. Per valutare questo livello di zero e le sue fluttuazioni, noi usiamo
le immagini di calibrazione che chiamiamo di bias e che consistono in immagini con
esposizioni di 0 sec, acquisite ad otturatore chiuso.

Flat Field
All’interno di un CCD non tutti i pixel hanno lo stesso guadagno o la stessa efficienza quantica.
Di conseguenza, essi rispondono in modo diverso all’illuminazione. Questa variazione di
risposta pixel-a-pixel può essere corretta usando le immagini di flat-field, che devono avere, come caratteristica principale un’illuminazione uniforme del rivelatore.

Corrente oscura (dark current)
Flusso di corrente non nullo anche quando nessuna radiazione incide sul rivelatore.
Ciò è dovuto ad impatti casuali di elettroni sul rivelatore causati dall’energia termica.
La corrente oscura è funzione del tempo di esposizione e della temperatura del rivelatore.
Il suo effetto è additivo.

Rumore del rivelatore

Il rumore di un rivelatore è il responsabile della soglia inferiore della cosiddetta rivelabilità. Per osservare segnali molto deboli occorre che questo rumore sia il più basso possibile.

In un CCD le cause di rumore sono essenzialmente:

L’agitazione termica (dark current) ed il rumore termico di fondo (background noise), riducibili abbassando la temperatura di funzionamento al di sotto di -100°C.
L’estrazione della carica (readout noise) che dipende dalla capacità del nodo di uscita ed è ineliminabile.

Pre-riduzione (1) : Immagini di Bias

Immagini di Bias: esposizioni con zero secondi di posa, servono a determinare il rumore dovuto alla lettura del CCD anche in assenza di segnale
Bias=Σ biasi/Nbias


Pre-riduzione (2) : Immagini di Flat Field

Flat Field: immagini ottenute illuminando uniformemente il CCD (o in cupola con uno schermo o in cielo al tramonto e all’alba). Serve a correggere le disuniformità su piccola scala dovute a piccole differenze tra i pixel e quelle a grande scala dovute alle ottiche del telescopio.
Flat normalizzato= Σ Flati/Nflat/<Flat


Pre-riduzione (3)

Immagini di Dark: immagini ottenute ad otturatore chiuso di durata uguale a quella delle esposizioni scientifiche. Servono a misurare il rumore dovuto all’eccitazione termica degli elettroni.
Attualmente questo rumore è quasi sempre trascurabile essendo i CCD raffreddati alla temperatura dell’azoto liquido.
Possono essere molto importanti nel caso di CCD amatoriali.
In definitiva

immagine preridotta=(immagine grezza -Bias -Dark)/Flat normalizzato).

Preriduzione


Pre-riduzione


Pre-riduzione

Fonte: Alcalà et al. 2002, SPIE, 4836, 406; Alcalà et al. 2004, A&A, 428, 339

Fonte: Alcalà et al. 2002, SPIE, 4836, 406; Alcalà et al. 2004, A&A, 428, 339


Astrometria


Astrometria


Astrometria

Fonte: Alcalà et al. 2002, SPIE, 4836, 406; Alcalà et al. 2004, A&A, 428, 339

Fonte: Alcalà et al. 2002, SPIE, 4836, 406; Alcalà et al. 2004, A&A, 428, 339


Galassie interagenti


B Galassie interagenti R


Formazione stellare


B Formazione stellare R


B Formazione stellare R


Galassia ellittica


B Galassia ellittica R


B Galassia ellittica R

Credits: J. Alcalà et al

Credits: J. Alcalà et al


B Galassia ellittica R

Credits: A. Mercurio et al

Credits: A. Mercurio et al


Spettroscopia

Credits: A. Mercurio et al

Credits: A. Mercurio et al


Spettro reale unidimensionale della galassia e del cielo

Credits: A. Mercurio et al

Credits: A. Mercurio et al


Spettroscopia

Credits: A. Mercurio et al

Credits: A. Mercurio et al


Spettroscopia

Credits: A. Mercurio et al

Credits: A. Mercurio et al


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