Captura e Tratamento de Espectros
Para que se consiga obter um espectro, são necessárias as seguintes imagens:
Imagens do objecto em estudo.
Imagens de Dark, para eliminação do ruído térmico do CCD.
Imagens de Offset para eliminação do ruído residual do CCD e descarga.
Imagens de Flat field, campo plano, para eliminar sujidade das ópticas e vinhetagem. De notar que a correcção da eficiência quântica dos pixeis do CCD é feita mais tarde, quando se corrige a resposta instrumental.
Imagens de um espectro conhecido para calibração do espectro em frequência.
Imagens de uma estrela cujo espectro esteja bem estabelecido, para correcção da resposta instrumental.
O tratamento do espectro passa pelas seguintes fases:
Imagem bruta da estrela Be HD183656:
Após redução básica (offset, dark e flat):
Após correcção geométrica da inclinação das linhas e inclinação do espectro:
Após subtracção do céu:
Após soma (sigma clipping) de 6 destas imagens:
Obtemos assim um espectro pronto a ser manipulado para estudo. Para melhor aproveitar todo o fluxo adquirido, procede-se à soma dos pixeis de cada coluna da imagem acima (binning). Como uma só linha é pouco legível, engrossa-se essa linha. De notar que esta representação espectral é unidimensional, pois os pixeis de cada coluna têm exactamente o mesmo valor:
Processa-se da mesma forma o espectro de calibração da frequência, aqui uma lâmpada de Neon, cujas linhas de emissão neste caso equivalem aos comprimentos de onda 6532,88 Å e 6598,95 Å, uma vez que estamos a estudar uma estrela Be na linha Ha (6562,8Å):
Seguidamente processa-se a estrela que vai permitir a calibração da resposta instrumental, neste caso, Altair:
Representação gráfica do espectro do Neon:
O gráfico acima, com as duas linhas de frequência conhecida, permite que seja calibrada a frequência em abcissas. Neste caso assume-se uma calibração linear, uma vez que o intervalo de frequências é muito estreito. Se a largura de banda for maior, são necessárias mais linhas de calibração e procede-se a um ajuste polinomial, uma vez que a dispersão varia com o comprimento de onda.
Substitui-se o gráfico do Neon pelo gráfico do objecto em estudo:
Normaliza-se o fluxo, em ordenadas, dividindo-o pelo valor médio de uma zona do contínuo (sem linhas):
Corrige-se a resposta instrumental. A finalidade desta correcção deve-se ao facto de o CCD ter sensibilidade diferente consoante o comprimento de onda. É também uma forma de tornar o espectro comparável com espectros do mesmo objecto adquiridos por equipamentos diferentes. Para tal, divide-se o espectro da estrela de calibração obtido pelo nosso equipamento (a azul, tratado segundo o processo até agora descrito), pelo espectro calibrado da mesma estrela (a laranja, tirado de uma base de dados). Obtém-se a curva de resposta instrumental (a vermelho):
Divide-se o espectro do objecto em estudo pela resposta instrumental, et voilá:
A azul o espectro da estrela HD183656 antes da correcção instrumental, e após a correcção, a vermelho.
Imagem processada com Iris e VisualSpec