Breaking Bed 4

Volantino del 3° incontro sulla chimica: Breaking Bed 4

 

Le norme qui riportate non sono elencate necessariamente in ordine di importanza; inoltre è possibile che condizioni di pericolosità si possano verificare anche al di fuori dei casi qui prospettati.

1) Indossare il camice: rappresenta una protezione da incendi e sostanze pericolose.

2) Indossare gli occhiali di sicurezza: gli occhi sono la parte più delicata del corpo e vanno difesi con occhiali in plastica resistente agli urti.

3) Indossare  guanti protettivi quando si opera con sostanze pericolose: di solito sono fatti in lattice di gomma e sono monouso.

4) Indossare scarpe grosse e resistenti in modo da proteggere i piedi dalla caduta accidentale di reattivi e recipienti. Non indossare i sandali senza le calze.

6) Avere ben chiaro ed in forma scritta tutto lo schema delle operazioni da svolgere prima di iniziare qualunque esperienza: non iniziare alcun esperimento se si ha qualche dubbio in merito: programmare tutta la sequenza delle operazioni da svolgere e preparare ordinatamente ed in tempo tutta l’attrezzatura da usare.

7) Lavorare in ambienti sufficientemente arieggiati. Molte reazioni chimiche necessitano di reattivi o sviluppano prodotti volatili pericolosi perché tossici o irritanti; è dunque necessario lavorare in ambienti in cui tali prodotti possano diluirsi a sufficienza. .

8) Leggere sempre con molta attenzione le etichette dei recipienti prima di usarne il contenuto.

M 97 Nebulosa Civetta

Deve il nome alle 2 macchie scure che possono sembrare gli occhi di un gufo. Ha circa 6000 anni e dista 2600 anni luce circa. E’ una delle più grandi nebulose planetarie con un diametro di circa 3 anni luce. La stella al centro è una nana bianca che ha una massa di 0,7 masse solari. La nebulosa invece presenta solo una massa di 0,5 masse solari la scarsa densità è probabilmente dovuta all’età della nebulosa stessa per via dell’espansione.

M 51 Galassia Vortice

Scoperta da Messier nel 1773 si compone di 2 galassie ben distinte ma che interagiscono la seconda più piccola viene catalogata come M 51b. E’ distante circa 31 milioni di anni luce ed ha un diametro di circa 75000 anni luce. E’ una delle galassie più luminose perché l’interazione con M 51 b ha determinato la formazione di moltissimi ammassi stellari. Data la sua luminosità fù la prima galassia della quale si studiò la struttura spirale.

M 82 Galassia Sigaro

La forma allungata ricorda un sigaro e da qui il suo nome dista da noi circa 12 milioni di anni luce. Conosciuta come starbust per via dell’interazione con M 81 la prima delle quali avvenuta circa 250 milioni di anni fa l’ultima delle quali 4/6 milioni di anni, queste interazioni vengono datate in questo modo per l’intensa formazione di stelle che si stimano nate in quelle epoche. Viene catalogata come galassia irregolare fino al 2005 quando vengono osservati all’infrarosso due bracci simmetrici. Con M81 fa parte dell’omonimo gruppo  che comprende 34 galassie situate tutte  nella costellazione dell’orsa distante in media 11,5 milioni di anni luce. E’ il gruppo di galassie più vicino al gruppo locale.

Il campionamento – scegliere l’ottica adatta

Purtroppo quando riprendiamo il cielo notturno non siamo nello spazio ma sotto una spesso prisma di 85km: la nostra atmosfera. Come una pentola piena d’acqua, quando l’atmosfera è calma la luce riesce a attraversarla senza grossi mutamenti ma in presenza di venti e turbolenza il discorso cambia: maggiore sarà il moto dell’aria (soprattutto i jet stream di alta quota) e maggiormente la luce che proviene dallo spazio subirà delle variazioni.
Ma queste variazioni come si manifestano? Fatta eccezione per le stelle più vicini (Alpha Centauri, la Stella di Barnard, Wolf 359, ecc) tutte le stelle appaiono agli strumenti terrestri come sorgenti di luce puntiformi: il punto, inteso come spazio geometrico, è adimensionale, quindi una sorgente luminosa puntiforme apparirà sul nostro sensore come una campana gaussiana il cui centro ha l’intensità maggiore che decresce lungo la periferia. In condizioni di turbolenza (seeing) moderata le gaussiane delle nostre stelle saranno nette e con una base molto ridotta; al contrario con seeing pessimo la base si allargherà e l’informazione si distribuirà su una superficie maggiore.

Per ottenere immagini astronomiche di buona qualità dobbiamo partire da un dato molto pulito; la pulizia (Q) del dato è data dal rapporto segnale(S)/rumore(N):

Q={S \over N }

Il rumore dell’immagine è dato dalla somma di tutte le componenti di disturbo: rumore termico del sensore, rumore di lettura del sensore, polveri e altri elementi assorbenti lungo il cammino ottico. Il segnale invece è legato solo al tempo di esposizione: maggiore sarà l’esposizione e maggiore sarà il numero di fotoni raccolti.
Purtroppo non c’è modo di discriminare il segnale degli oggetti astronomici dalle fonti di inquinamento luminoso che vengono rifratte dal pulviscolo o dall’umidità atmosferica, quindi l’unico modo per avere un segnale elevato è di raccoglierlo in luoghi privi di questi due inquinanti, ossia riprendendo sotto cieli limpidi e poco inquinati.
Il rumore del rivelatore invece andrà mitigato attraverso l’acquisizione di frame di calibrazione (i dark e i bias), mentre i difetti lungo il cammino ottico andranno corretti attraverso i flat.

Al netto di tutti questi accorgimenti rimane sempre un ostacolo: il seeing. Mediamente in Italia il seeing si attesta intorno ai 4″arc, valore che può migliorare quando ci si allontana dalle montagne o da fonti di calore. Ma una volta trovato un luogo in cui il cielo è fermo cosa possiamo fare? Bisogna scegliere l’accoppiata sensoretelescopio che ci permetta di sfruttare al meglio il campionamento del nostro sistema di ripresa.
Il teorema di Nyquist ci dice che il rivelatore deve avere una risoluzione tale da poter raccogliere la quantità più piccola di informazione almeno su due pixel; per questo, in presenza di seeing di 4″arc dovremo campionare su 2″arc.

Campionamento

Poiché spesso l’osservatore possiede già un sensore, la variabile rimane la scelta dell’ottica. Per quanto riguarda i CCD i produttori specificano sempre le dimensioni dei photosite, mentre per le macchine fotografica ci possiamo affidare alle indicazioni dei database online. Una volta raccolte tutte le informazioni, è possibile utilizzare la seguente formula per calcolare la focale ideale:

F ={ {p_{x}*206265}\over{seeing \over 2}}

Dove:

  • px è la dimensione del photosite espressa i mm
  • il seeing è presso in secondi d’arco

Se prendiamo ad esempio una DSLR Canon EOS 7-D II (dotata di photosite da 4µm) con un seeing medio da 4″, la focale ottimale sarà: 412mm

Cosa  succede se non rispettiamo questi valori?

Sottocampionamento

Se scegliamo una focale più corta di quella consigliata per il nostro sensore le più piccole potrebbero cadere su un singolo photosite e quindi appariranno nell’immagine finale come dei puntini di un singolo pixel: oltre ad essere antiestetico, due stelle che cascano i due pixel adiacenti appariranno come un’indistinguibile linea di 2×1 pixel.

Sovracampionamento

Viceversa, se usiamo un sensore con photosite troppo piccoli o un telescopio con focale troppo lunga, tutte le stelle occuperanno molti photosite e quindi l’informazione sarà sparsa su una superficie maggiore. Il problema è che i singoli photosite si scalderanno durante la ripresa e il rapporto S/N tenderà ad essere più basso; questo comportamento si traduce in un contrasto minore dell’immagine che può degenerare fino all’assorbimento del segnale dal parte del rumore (Q=1).