Cosa avremmo fatto oggi senza il grande Edwin Hubble? Fu proprio lui ad annunciare nel 1929 che le galassie lontane, fuori dal gruppo locale, mostravano mediamente uno spettro spostato verso il rosso a causa della velocita' di allontanamento (l'effetto Doppler-Fizeau era noto dal 1848). Trovo' anche che esisteva una relazione tra la velocita' radiale e la distanza di questi oggetti celesti, formulando la legge che porto' al concetto di universo in espansione e che porta il suo nome: v = Ho x d. v indica la velocita' di recessione, d la distanza e Ho una costante, un parametro chiave per la cosmologia, oggetto di studio anche nei nostri giorni.

Torniamo con i piedi... nelle scarpe degli astrofili! Sebbene conoscevamo da molto tempo, a grandi linee, il fenomeno del redshift, eravamo piuttosto convinti che l'astronomo dilettante, con i suoi strumenti, "rudimentali" se comparati con quelli dei professionisti, non avrebbe mai potuto apprezzare una variazione di cosi' piccola entita'. E invece pare non sia cosi'... Ancora una volta forse gran parte del merito va ai nuovi sensori digitali. Non sappiamo se qualche amatore, con la pellicola, sia riuscito mai a prendere uno spettro per rilevarne uno spostamento causato dalla velocita' radiale, in ogni caso stupisce la facilita' con cui oggi la cosa diventa fattibile.

I mezzi sono certamente alla portata dell'astrofilo. Oltre l'usuale apparecchiatura per realizzare fotografie digitali, e' sufficiente solo un semplice reticolo a trasmissione. Noi abbiamo utilizzato il modello Star Analyser 100, tipo "blazed" da 100 l/mm, del costo di un centinaio di euro.

Considerando l'esigua risoluzione di spettroscopi amatoriali come quello menzionato, per ottenere informazioni significative, dobbiamo scegliere soggetti che presentano un marcato spostamento dello spettro, pur mantenendo una relativa luminosita'. Come dire, sulla base della legge di Hubble, qualcosa di lontanissimo, ma anche di estremamente luminoso. Niente di meglio degli enigmatici Quasar, oggetti il cui spettro e' caratterizzato da un elevato "redshift" dovuto alla notevole velocita' di allontanamento. Dal momento che nell'universo in espansione queste velocita' crescono con la distanza, si deduce che i Quasar debbano essere collocati ad enorme distanza da noi. L'emissione di energia di questi oggetti e' molto intensa, al punto che risultano osservabili anche con telescopi amatoriali.

Senza entrare in ulteriori dettagli teorici, per completare le nozioni essenziali sui Quasar, va aggiunto che si tratta di particolari nuclei galattici attivi, potenti radiosorgenti che, secondo accreditate ipotesi, contengono un buco nero di massa pari a diverse decine di milioni di masse solari. Inoltre pare siano all'origine dell'intensa radiazione ultravioletta che permea l'universo. Per capire quanta energia sprigionano questi oggetti, possiamo far riferimento al Quasar catalogato come 3C273, attualmente il piu' luminoso conosciuto, che mediamente brilla di mag 12.9.

Torniamo di nuovo nel mondo degli astrofili. Armati dunque del semplice ma prezioso spettroscopio, io e Giuseppe ci siamo messi al lavoro dopo aver consultato una lista dei Quasar piu' luminosi. Il target poteva essere il menzionato 3C273 nella costellazione della Vergine, ma la sua posizione in cielo durante questo periodo non lo rende particolarmente comodo da osservare. Ripieghiamo sul solo che si presenta in posizione favorevole, di mag 14.4, designato come B3 0754+394, nella costellazione della Lince. A proposito, la sigla apparentemente caotica, indica il nome comune, derivato dal catalogo a cui appartiene, ed un codice formato dalle sue coordinate, AR e DEC. Ad esempio anche il Quasar che ha nome 3C273 e' seguito dalla codifica 1226+023.

Siamo dubbiosi per la luminosita' non troppo elevata (dopotutto e' la prima esperienza osservativa) ma confidiamo nelle potenzialita' della camera CCD. La prima ripresa serve a centrare il soggetto, preventivamente identificato in una dettagliata carta celeste, e per avere un'idea di quale intensita' aspettarsi con delle brevi esposizioni come quelle usate in fase di centramento. Inutile negare l'estrema utilita' della funzione go-to della montatura... Riconosciamo subito il campo stellare sebbene l'area visualizzata sia di soli 15x20 primi e portiamo in posizione il fatidico Quasar. Apparentemente un puntino luminoso come tutte le altre stelle nel campo, ma l'emozione di sapere cio' che invece questo rappresenta e' davvero grande!

Integriamo un'esposizione di 4 minuti e finalmente arriva la prima immagine:

Il Quasar e' indicato dalle linee. A dispetto della brevissima esposizione il campo mostra anche delle piccolissime galassie. Ora tocca montare il reticolo davanti al sensore della camera CCD e sperare di rilevare uno spettro che mostri qualche riga tipica. Ebbene, lo spettro del Quasar viene registrato e gia' un'esposizione di 60 secondi mostra un picco di emissione lungo la sua parte terminale! Un altro problema e' quello di trovare la giusta rotazione del campo affinche' lo spettro che ci interessa non cada su qualche stella presente nelle vicinanze. Per sicurezza programmiamo un paio di combinazioni. Possiamo cosi' verificare che il picco registrato non e' una stella, si tratta proprio di una riga di emissione!

Tipicamente lo spettro di questi oggetti si presenta diverso da quello delle stelle, infatti una parte di luce emessa proviene da una nuvola di gas caldo che circonda il Quasar e genera delle intense righe di emissione. Per migliorare la qualita' dell'immagine, integriamo per 32 minuti e con meraviglia notiamo che vengono fuori altri picchi di emissione. Ecco come si presenta il campo ripreso. L'ordine zero del reticolo lascia passare l'immagine della sorgente di luce, mentre il primo ordine sviluppa sulla sinistra il corrispondente spettro. Quello del Quasar e' evidenziato dal riquadro. Su questo sono registrati 4 picchi corrispondenti ad altrettante righe di emissione:

Il passo ulteriore e' quello di stimare la loro lunghezza d'onda e identificare di quali righe si tratta. Cio' permettera' di valutare l'eventuale spostamento verso il rosso rispetto allo spettro di un oggetto che ha una velocita' radiale trascurabile. Per conoscere la frequenza di ogni riga risulta sufficiente anche questa sola immagine, dal momento che include sia le sorgenti in ordine zero che un paio di bande di assorbimento sullo spettro generate non dal Quasar ma dall'ossigeno nella nostra atmosfera, quindi di frequenza stabile e conosciuta. Decidiamo comunque di prendere anche un secondo spettro relativo ad una stella dalle caratteristiche note per consentire un confronto diretto tra le righe e operare una calibrazione piu' accurata dello spettro del Quasar. Scegliamo la stella Gamma dei Gemelli, di classe spettrale A0IV. Questa volta e' sufficiente una esposizione durata solo un decimo di secondo... E gia', c'e' una bella differenza tra la magnitudine 14.4 e 1.9!
 

Sono evidenti diverse righe di assorbimento, tipiche delle stelle di questa classe spettrale. Da sinistra la serie di Balmer nel blu-violetto (prominenti le delta, gamma, beta). Verso destra, distanziata e non molto pronunciata, si trova la h-alfa. Lo spettro poi sfuma mostrando ben marcate le bande di assorbimento dovute all'ossigeno presente nella nostra atmosfera. Per curiosita', la prima di queste e' visibile in dettaglio in questo spettro preso con il LIHRES III, uno strumento a maggiore risoluzione, utilizzando la luce solare:


Ora che abbiamo le immagini, possiamo fare un semplice confronto allineando i due spettri uno sopra l'altro. Ipotizzando che l'ultimo picco luminoso dello spettro del Quasar corrisponda alla riga h-alfa, emerge la grande conferma: il redshift e' perfettamente visibile!

Ma facciamo parlare i numeri... Utilizziamo Visual Spec, un ottimo software gratuito per l'elaborazione degli spettri. Fornisce un notevole supporto alla loro calibrazione sia in frequenza che in intensita', nonche' al riconoscimento delle righe e degli elementi chimici che le producono. Inoltre legge direttamente i file FIT prodotti dalla CCD e opera una somma sulla matrice dell'immagine che aumenta il rapporto segnale/rumore, ed e' quindi capace di rilevare molte piu' informazioni di quanto si apprezzi ad occhio.

Di seguito le informazioni spettrali del Quasar e della stella di riferimento. Abbiamo effettuato solo la calibrazione in frequenza e la correzione per la risposta strumentale della camera CCD (che non ha la stessa sensibilita' in tutte le frequenza). In corrispondenza dei picchi, Visual Spec ha individuato le relative lunghezze d'onda, il dato che ci serviva.

Click sull'immagine per ingrandire

Con l'ipotesi fatta in precedenza, in base a cui l'ultima emissione visibile corrisponde alla riga dell'idrogeno alfa, troviamo che a causa della velocita' di allontanamento, per effetto Doppler-Fizeau, la riga si e' spostata alla lunghezza d'onda di circa 7190 Angstrom (con la dovuta approssimazione). Sappiamo che nello spettro di un oggetto fermo (o che si muove provocando uno shift trascurabile in una scala come questa, come ad esempio la Gamma Gem usata come riferimento), la riga h-alfa ha una lunghezza d'onda di 6563 A. La differenza rilevata e' pari quindi a 627 A.

Il redshift z viene calcolato mediante la formula z = (lambda osservata - lambda emessa)/lambda emessa. Nel nostro caso z=627/6563 ovvero 0.096. Siamo sulla buona strada in quanto la letteratura scientifica fornisce per questo Quasar un valore di z pari a 0.096. La perfetta coincidenza e' fortuita in quanto il valore di lambda osservato e' affetto dall'errore di misura legato alla risoluzione dello spettro registrato. Tuttavia, ora che abbiamo verificato l'entita' dello shift possiamo identificare le altre righe di emissione del Quasar, ripetere il calcolo per ognuna di esse e minimizzare tale errore mediando i risultati.

Abbiamo registrato altre tre righe che, per l'effetto del redshift, sono collocate rispettivamente a 5477, 5321 e 4758 Angstrom. Per conoscere la frequenza orientativa che avrebbero le righe in uno spettro non in movimento, facciamo l'operazione inversa ipotizzando il valore z appena calcolato. Otteniamo i valori 5000A, 4857A e 4290A rispettivamente. Adesso possiamo riconoscere che si tratta delle righe OIII, h-beta e h-gamma le cui lunghezze d'onda "a fermo" sono precisamente 5007A (in realta' l'ossigeno ionizzato mostra un doppietto con una componente di minore intensita' a 4959A), 4861A e 4340A.

Calcoliamo ora il redshift per ogni riga di emissione:

h-alfa-> z=627/6563 -> 0.096
OIII-> z=470/5007 -> 0.094
h-beta-> z=460/4861 -> 0.095
h-gamma-> z=418/4340 -> 0.096

La media dei quattro redshift e' pari a 0.095, un dato che sembra in ottimo accordo con quanto riportato nei cataloghi.

Per concludere azzardiamo qualche implicazione legata ad un redshift cosi' elevato. La velocita' di allontanamento del Quasar, ipotizzando che lo spostamento verso il rosso sia dovuto solo al Doppler-Fizeau, si calcola con la seguente formula, che considera gli effetti relativistici dal momento che questa rappresenta una frazione consistente della velocita' della luce:



Con z=0.096 si ottiene una velocita' di circa 27400 Km/sec. Possiamo ora provare a calcolare con approssimazione la distanza del Quasar mediante la legge di Hubble, D=v/Ho dove Ho e' la costante di Hubble, di valore un po' controverso oggi accettato pari a 71 Km/sec/Mpc. Tale costante in pratica esprime il tasso di espansione dell'universo. Ad esempio una galassia che dista 1 Mpc (megaparsec) si sta allontanando ad una velocita' di 71 Km/sec, un'altra a 2 Mpc si allontana a 142 Km/sec e via dicendo... Applicando questa legge al nostro Quasar otteniamo una distanza di circa 27400/71= 386 megaparsec, oppure 1.25 miliardi di anni luce!

Viene spontaneo pensare ai confini dell'universo quando trattiamo con questi straordinari oggetti. Se il nostro Quasar e' lontano, cosa dovremmo dire del Quasar APM 08279+525 che presenta un valore di z pari a 3.87? Inoltre se ne scoprono in continuazione di nuovi e il redshift piu' elevato osservato pare sia arrivato a raggiungere un valore di z=6.4. In questo caso il Quasar sembra recedere alla incredibile velocita' di 289000 Km/sec, ovvero il 96% della velocita' della luce! E infine, che luminosita' intrinseca devono avere questi oggetti per apparire, dalla loro immensa distanza, come stelle a noi vicinissime?

L'ultima considerazione riguarda il fatto che la velocita' della luce e' finita: la luce che abbiamo catturato con il nostro piccolo telescopio e' quella emessa dal Quasar 1.25 miliardi di anni fa! Un tempo in cui sulla terra l'evoluzione biologica segnava il passaggio dalle cellule complesse alla vita multicellulare...

A parte queste considerazioni ultra-semplificate e basate su ipotesi nuove e meno nuove poiche' non siamo astronomi ma semplici curiosi del cielo, dobbiamo dire che questa osservazione e' stata una esperienza molto interessante che ci sentiamo di consigliare a chiunque dal momento che non necessita di costose apparecchiature professionali. Forse non sia da poco, per un amatore, essere in grado di verificare un redshift cosmologico!

Riprese e testo di P. Berardi e G. Di Carlo - L'Aquila, 3 febbraio 2008
 

Sezione Spettroscopia UAI
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VISUAL SPEC
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SEDS LISTA QUASAR
http://www.seds.org/~spider/spider/Misc/qso.html

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