Spettro di NGC4151 ripreso da L'Aquila

[Paolo]

Uno dei test indispensabili per conoscere le capacita' della propria strumentazione e' la valutazione della magnitudine limite operativa. In effetti si tratta di un dato non facilmente individuabile perche' dipende da quanto tempo siamo disposti ad integrare (la nostra pazienza) e dal rapporto segnale/rumore minimo accettabile (un parametro che puo' variare a seconda dello studio da intraprendere).

Per questo test ho provato a fissare un limite di 30 minuti, lavorando in binning 2x2 con il reticolo da 600 l/mm. Ho scelto un soggetto peculiare, la galassia di Seyfert NGC4151, lo stesso ripreso con la strumentazione professionale durante il recente seminario ad Asiago. Non conosco la magnitudine esatta ma, con riferimento a quella visuale integrata, dovremmo essere tra 10.4 e 11.5 (valori trovati su fonti web).

NGC4151 e' una galassia a spirale barrata nella costellazione dei Cani da Caccia. Lo spettro del nucleo di una "normale" galassia e' presumibilmente quello dell'insieme di stelle che lo compongono, tipicamente vecchie stelle di popolazione II. Quindi uno spettro continuo solcato da righe tipiche di assorbimento. Questa galassia invece mostra forti righe di emissione. Se escludiamo un piccolo numero di galassie il cui nucleo contiene giovani stelle di tipo O e B alle quali e' associata una certa quantita' di gas ionizzati (non e' il caso della NGC4151), le forti emissioni indicano la presenza di grandi quantita' di gas concentrate nei pressi del nucleo. In questo caso (e in casi analoghi) si parla di AGN (Active Galactic Nuclei). Le galassie di Seyfert sono oggetti in dettaglio molto complessi, si ipotizza un buco nero supermassiccio nel centro con un disco di accrescimento, sorgente ionizzante delle regioni di gas circostanti.

Dato che questo tipo di galassie hanno una forte luminosita' emessa da una zona estremamente compatta, quasi tutta la luce emessa sembra provenire da una sorgente puntiforme coincidente con il nucleo. Questa e' la prima caratteristica che facilita il rilevamento di uno spettro soprattutto con strumentazione di classe amatoriale. Se si fosse trattato di un soggetto largo e diffuso, la sua bassa luminosita' superficiale avrebbe fatto passare una esigua parte di luce attraverso la fenditura rendendo la ripresa proibitiva. L'altra riguarda la concentrazione dell'energia nel visibile in poche ed intense righe di emissione. Anche questo ci facilita il compito. Una "normale" stella (continuo e righe di assorbimento) di pari magnitudine sarebbe stata un soggetto piu' ostico. Infine c'e' da considerare che il range spettrale ripreso, contenente le emissioni oggetto di studio, e' quasi coincidente con il quello in cui la camera CCD (Starlight Xpress SXV-H9) ha la massima sensibilita'.

Veniamo alle operazioni sul campo. E' pur sempre un soggetto molto debole e la prima difficolta' e' quella dell'identificazione e della sua collocazione nella fenditura dello spettroscopio. Il compito e' stato assolto dalla camera CCD Lumenera che, con due secondi circa di esposizione, ha permesso di controllare il target riflesso dal piano della fenditura specchiato. Il relativo campo di ripresa (molto piccolo, circa 6x4 primi) mostra solo il nucleo della galassia e un paio di deboli stelline poco a nord:

Il telescopio e' stato successivamente spostato con i movimenti micrometrici in modo da far entrare il target nella fenditura. Verificata questa condizione ho avviato l'autoguida su una stella inquadrata dal rifrattore disposto in parallelo al telescopio principale sul quale e' montata la camera di guida SXV Autoguider. Ho integrato, con diverse subpose, un totale di circa 30 minuti. Le riprese sono state precedute e seguite dalla registrazione dello spettro della lampada di calibrazione (Habitat con Argon viewtopic.php?f=22&t=1591). Una sequenza analoga (ma con esposizioni piu' brevi) e' stata utilizzata per la stella di riferimento necessaria alla calibrazione del flusso.

Sebbene il rapporto segnale/rumore dello spettro risultante non sia cosi' elevato, sono comunque rimasto sorpreso nel vedere ben delineate le caratteristiche righe di emissione dell'Ossigeno III e dell'Idrogeno beta, soprattutto considerando strumentazione e tempi utilizzati ed avendo in mente i risultati ottenuti ad Asiago (con telescopio Galileo da 122 cm e spettrografo/CCD professionali). Per dirla tutta ero anche preoccupato per la presenza in cielo della Luna con una fase quasi piena, ma a quanto pare la spettroscopia non ne soffre in modo cosi' pesante.

Lo spettro della galassia e' stato calibrato mediante una polinomiale di terzo grado che interpola sei righe della lampada all'Argon cosi' selezionate:

Il risultato finale:

In alto lo spettro bidimensionale catturato dalla camera CCD, sotto il profilo calibrato in frequenza ed in flusso. In basso la sintesi a colori prodotta da Visual Spec.

Le tre righe principali sono, da sinistra: Idrogeno beta e doppietto dell'Ossigeno due volte ionizzato. Visual Spec fornisce fit gaussiani centrati rispettivamente su:

H beta: 4878.0 A
OIII a: 4975.0 A
OIII b: 5023.1 A

Se si considera la posizione delle righe a riposo:

H beta: 4861.3 A
OIII a: 4958.9 A
OIII b: 5006.8 A

si nota un consistente spostamento verso il rosso ad indicare una velocita' di recessione della galassia.

Possiamo provare a calcolare la velocita' sulla base della formula v=delta_lambda/lambda*c, mediata per le due righe dell'Ossigeno che sono quelle con un maggiore rapporto segnale/rumore:

delta_lambda OIII a: 16.1 A -> v = 974.0 km/s
delta_lambda OIII b: 16.3 A -> v = 976.7 Km/s

La velocita' di recessione vale quindi: v media = 975 Km/s

Le particelle di un gas in moto producono un allargamento delle righe per effetto Doppler. Possiamo provare a fare una stima della velocita' misurando sullo spettro la FWHM delle relative emissioni, parametro estratto dal software grazie a fit gaussiani. La formula tiene conto anche della cosiddetta larghezza strumentale, ovvero la larghezza delle righe di una lampada di calibrazione (possibilmente di laboratorio). Nel mio caso le ho misurate sullo spettro della lampada al neon incorporata nello strumento, ottenendo una FWHM media di circa 1.6 A (con reticolo da 600 l/mm).

v gas = SQR(FWHM^2-FWHM_strum^2)/lambda*c

Approssimando con una FWHM media di 7.6 A (le due righe misurano 7.5 e 7.7 A) e con lambda pari a 5000 A, la formula fornisce:

v gas = SQR(7.6^2-1.6^2)/5000*300000 = 446 Km/s.

Questo dovrebbe essere un valore spesso osservato nelle galassie di Seyfert, prodotto dalle cosiddette Narrow Line Region (NLR), regioni di gas attorno al nucleo che producono righe di emissioni strette. In contrapposizione esistono, ad una diversa distanza dal centro galattico, le Broad Line Region (BLR), responsabili di emissioni molto allargate che pero' non sono valutabili in questo spettro. Forse si potrebbe apprezzare sulla riga dell'Idrogeno beta in cui si percepisce una base molto larga, tuttavia la zona ha un rapporto segnale rumore insufficiente.

A parte queste considerazioni (forse un po' azzardate per lo spettro in questione), con questo topic volevo soprattutto far notare come una strumentazione di classe amatoriale consenta di identificare questa interessante tipologia di oggetti nonostante la debole luminosita' ed apprezzare sue le principali caratteristiche spettroscopiche.

Ciao ciao
Paolo

[Marco Paolilli]

Ciao Paolo,

complimenti per la sperimentazione e per l'interessantissimo report.

Apprezzo particolarmente il fatto di confrontare , partendo dalle nostre riprese amatoriali, misure e valori con quelli ottenuti professionalmente.

Penso che le potenzialità della nostra strumentazione non siano poi molto diverse da quelle con cui sono state fatte inizialmente queste misure e che hanno portato a importanti scoperte e alla descrizione dell'universo così come oggi lo conosciamo.

Grande !

Ciao,
Marco

[maxcaimmi]

A parte il periodo di magra per tutti, era da un pò che non ti si sentiva, e in genere quando succede, ritorni sempre tirando fuori da "cappello magico" qualcosa di nuovo ed interessante!
Anche stavolta non ti sei smentito... ottimo lavoro di approfondimento oltre che strumentale!

[Paolo]

Sto scrivendo cosi' di rado che mi erano sfuggite le vostre risposte. Grazie per i complimenti, il merito e' pero' della strumentazione che, come dice giustamente Marco, ha una potenzialita' incredibile. La cosa interessante e' che mi sono ritrovato tutti gli "accessori" a contorno dello spettroscopio in quanto sono esattamente gli stessi che uso da tempo per l'astrofotografia. In effetti li usiamo normalmente per riprese con finalita' estetiche (e direi che facciamo benissimo, conosco la grande soddisfazione che si prova nel catturare gli evanescenti particolari dei nostri amati soggetti astronomici) ma concordo sul fatto che abbiamo fra le mani un potentissimo mezzo di indagine e, soprattutto, lo stesso che solo qualche anno fa, in mano a professionisti, ha permesso di scrivere la storia dell'astronomia e dell'astrofisica.

Da notare che per queste riprese lo strumento ha lavorato a media risoluzione, molto al di sotto della sua massima capacita' di distinguere righe vicine (ho usato un reticolo a bassa dispersione). Ma questa e' la condizione che permette di studiare i soggetti piu' deboli, altrimenti invisibili ad alte dispersioni. In altre parole un lavoro di questo tipo e' alla portata di spettroscopi meno sofisticati del Lhires III. Scendendo il soggetto di luminosita' si arriva al caso limite in cui ne' il Lhires ne' altri strumenti similari riescono a tirare fuori uno spettro con sufficiente rapporto s/r, puo' farcela invece il semplice ed economico reticolo a trasmissione Star Analyser 100 che ha una risoluzione molto contenuta ma in grado comunque di evidenziare diverse caratteristiche fisico-chimiche. Insomma... ce n'e' per ogni necessita'!

Ciao ciao
Paolo