Elaborare immagini con IRAF (quando l’astrofilo vuol far l’astronomo)

di Andrea Bertocco

In un precedente articolo (Linux e Astronomia), avevo accennato alla possibilità di spiegare come installare Linux sul proprio pc e in seguito IRAF, cioè il software di elaborazione delle immagini. Analizzando meglio con occhio critico la cosa, non è così semplice spiegare tutto questo “a distanza” col rischio prima, di scombussolare lo status quo dell’astrofilo medio, ma soprattutto la già precaria stabilità dei pc con Windows e poi, ad occupare molte pagine del blog data la complessità e maestosità di IRAF.
Ho pensato invece, di dare un’idea di cos’è IRAF e cosa effettivamente si può fare, utilizzando alcuni task di questo software professionale.

Cos’è IRAF
IRAF (Image Reduction and Analisys Facility) è un pacchetto software per la riduzione e l’analisi di immagini e spettri redatto dal NOAO (National Optical Astronomical Observatory), un consorzio nato nel 1982 per coordinare osservatori astronomici ottici. Fanno parte di NOAO il KPNO (Kitt Peak National Observatory) il CTIO (Cerro Tololo International Observatory) e il Gemini Science Center (Hawaii e Cile). In continua
evoluzione (comandi e pacchetti che vengono aggiunti per soddisfare le esigenze degli utenti e per restare al passo con la strumentazione), IRAF é probabilmente il software più utilizzato e anche più verificato (tested) in astronomia ed è disponibile gratuitamente al sito http://ast.noao.edu/data/software (ovviamente, come ho già detto, questo software gira sotto Linux e quindi bisogna avere questo SO nel proprio pc per installarlo).
IRAF è formato da una serie di task che presentano tutta una serie di comandi (rigorosamente da terminale), che consentono di eseguire centinaia e centinaia di operazioni diverse per analizzare, come già detto, immagini e spettri, per ricavarne infine dati essenziali, fondamentali e risultati scientifici, che meglio ci aiutano a comprendere l’Universo che ci circonda; dalla piccola stellina variabile, al buco nero energetico celato all’interno di un quasar, dall’intricata ragnatela di galassie che compongono gli ammassi, alla Radiazione di fondo Cosmica che permea tutto il cielo e che altro non è che il residuo di una grande esplosione (Big Bang) avvenuta circa 14 miliardi di anni fa.

Cenni e informazioni sulle immagini
Per semplicità, restiamo sulle immagini e vediamo cosa possiamo ricavarne dall’analisi di queste. Più che una carrellata di insignificanti comandi (soprattutto per i neofiti), vi descrivo quanto si può fare e ho fatto per studiare ad esempio la fotometria e la morfologia delle galassie sulle immagini di HST (Hubble Space Telescope).
Premetto che elaborare immagini, per trarne informazioni di valore scientifico, non ha nulla a che fare con le belle immagini che tutti conosciamo di HST.

Immagine di HST “fotogenica”

Queste ultime, vengono elaborate con appositi script e algoritmi per ottenere l’immagine, per così dire “fotogenica”, mentre quelle che si utilizzano per ricavarne informazioni e dati, non sono da un punto di vista estetico tanto “belle”. In pratica non si utilizzano le foto meravigliose che troviamo nei libri, nelle riviste e nel web, ma l’immagine grezza.

Immagine di NGC7331 scaricata dall’archivio HST


Prima del 1995 le immagini fornite dallo STScI (Space Telescope Science Institute), l’agenzia che gestisce l’archivio di Hubble, venivano postate nel sito “pubblico” FTP così com’erano, cioè con tutti i difetti strumentali, rumore di fondo, raggi cosmici e altro. Questo, creava notevoli perdite di tempo all’utente finale (l’astronomo) nelle elaborazioni degli oggetti, perché bisognava prima “pulirle” da questi difetti. Successivamente, lo STScI, prese in carico la pulizia delle immagini fornendo l’immagine “scientific”, cioè l’immagine pulita dei soli difetti appena descritti, lasciando comunque inalterata la struttura dell’immagine originale e le informazioni scientifiche in essa contenute rilevate dalla strumentazione.
Per quanto riguarda il lavoro vero e proprio di elaborazione, bisogna innanzitutto avviare il software e caricare l’immagine da elaborare. Le immagini astronomiche, sono tutte in formato *.fits (Flexible Image Transport System), un formato di file aperto che permette di includere nel file informazioni sulle calibrazioni fotometriche, sulla strumentazione o anche su chi le ha realizzate. Lascio comunque ai trattati professionali e tecnici la spiegazione della struttura e del formato *.fits. Una volta caricata l’immagine (che come potete osservare qui sotto, esteticamente non è un granché, ma poco importa…), si impostano in IRAF alcuni parametri fondamentali come lo zeropt (punto zero), il valore del Semiasse Maggiore (se si tratta di una galassia) e altro, poi di seguito, possiamo passare ad esaminare l’immagine richiamabile ovviamente con l’apposito comando da IRAF.

Nell’header dell’immagine troviamo altre informazioni importanti come date (data e ora della creazione dell’immagine), exptime (tempo di esposizione totale), filter (tipo di filtro) e pixelscale (scala pixel in arcosecondi).

Cosa si può ottenere con IRAF
A questo punto, possiamo incominciare a lavorare sull’immagine. La cosa più semplice da fare è quella ad esempio di ricavare una prima stima della magnitudine di una stella, generandone anche il profilo radiale, il grafico delle isofote e volendo anche quello 3d.

Selezionando più punti, sull’immagine, è possibile calcolare il valore medio del fondo cielo utile da conoscere per poi sottrarlo come rumore all’originale. E’ disponibile un comando che consente di creare l’istogramma del segnale dell’oggetto, in modo da rendere più semplice calibrarne i livelli di luminosità, contrasto ed eventualmente anche i falsi
colori dell’immagine. Utilizzando più task, si può ricavare la curva del profilo di Brillanza Superficiale di una galassia.
Il profilo di BS viene trovato utilizzando lo studio delle isofote, ovvero quelle linee che collegano i pixel aventi lo stesso valore di luminosità tramite l’approssimazione per ellissi e successivamente viene confrontato con delle Leggi Empiriche che descrivono diversi andamenti per le varie componenti delle galassie (nucleo e disco). Una volta
riconosciute le componenti, si può procedere ad una prima classificazione morfologica della galassia. Possiamo inoltre costruire i grafici di come cambia, lungo gli assi, il piano angolare e l’ellitticità dell’oggetto, grazie ai quali possiamo individuarne la forma della galassia e alcune particolarità come barre, anelli, getti e altro. E’ possibile inoltre costruire
un modello da sottrarre all’immagine originale della galassia in modo da ottenere i residui che consentono di vedere oggetti particolari o deformazioni nelle zone centrali per identificarne anche eventuali fenomeni di merging galattico (fenomeni di fusione tra due galassie detto anche cannibalismo galattico). Possiamo individuare anche il tipo di
rotazione della galassia in esame, cioè capire se questa è sostenuta dal rapido movimento caotico dei moti stellari (Boxy) o da una rotazione vera e propria attorno ad un asse (Disky). Sempre nelle immagini, ricaviamo dati che ci consentono di trovare valori di magnitudini e luminosità assolute e quindi anche di distanza. Possiamo sommare e centrare immagini utilizzando come riferimento le stelle di campo o, nel caso non ce ne siano (come ad esempio nelle immagini profonde di HST), regioni della galassia con più oggetti di intensa luminosità (associazioni stellari) o piccoli gruppi di galassie. Elaborando più immagini della stessa galassia, ma fatte con filtri diversi, possiamo ottenere immagini a colori (per soli fini estetici) o mappe colore che ci consentono di individuare come sono distribuite le
componenti delle popolazioni stellari nella galassia in elaborazione.

Conclusione
Molto altro è comunque possibile fare nelle immagini di galassie o dei campi stellari, e altrettante elaborazioni si possono effettuare con gli spettri.
Pertanto, credo oramai sia chiaro, che quanto si può fare con IRAF, può essere riassunto in due parole: ”Di tutto!”. E’ ovvio quindi, quanto completo, ma allo stesso tempo complesso, sia questo pacchetto software. In un prossimo articolo, illustrerò cosa è stato possibile trovare e individuare in alcune immagini, sempre riprese da HST, di una galassia appartenente ad un ammasso che dista a 4.5 miliardi di anni luce dalla Terra.


Alla prossima e cieli sereni!

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