In realta' e' una vecchia conoscenza... si tratta del primo quasar (B3 0754+394) che io e Giuseppe abbiamo ripreso qualche anno fa con lo Star Analyser 100. Sarebbe piu' corretto chiamarlo "galassia di Seyfert" in quanto i quasar veri e propri sono intrinsecamente piu' luminosi e piu' lontani. Ma e' solo una questione di catalogazione, quasar, galassie di Seyfert e blazar sono infatti galassie attive, piu' o meno energetiche, osservate da distanze ed angolazioni differenti.

In queste galassie la regione centrale mostra un grande eccesso di luminosita'. Si ipotizza la presenza di un buco nero supermassiccio attorno al quale accresce materia per gravita'. Durante la caduta dei gas verso il centro, l'enorme energia gravitazionale viene convertita in calore e luce. Ho letto che la regione centrale emittente e' piccolissima rispetto alla dimensione della galassia ospite. In una galassia che misura 70000 anni luce, il "core" luminoso e' ampio solo 50 minuti luce!

L'oggetto osservato e' stato considerato una sorgente ottica puntiforme fino a che, in tempi relativamente recenti, il telescopio spaziale Hubble e' riuscito a fotografare la debole e piccolissima galassia attorno alla sorgente centrale (0.27´ × 0.26´ apparenti).

Di seguito la sua curva di luce negli ultimi anni. Oggi siamo intorno a mag V 14.7 (info http://quasar.square7.ch/fqm/fqm-home.html):
Non ho mai avuto il "coraggio" di tentare una ripresa con il Lhires III soprattutto per la scarsa esperienza con target cosi' deboli. Il reticolo SA100, quando non ci sono molte stelle nel campo, e' piuttosto semplice da gestire. Basta che spettro ed ordine zero siano nel frame. Lo spettro relativamente "concentrato" permette tra l'altro di contenere l'esposizione. Con il Lhires III invece la sua estensione prende l'intero frame, significa che la luce e' dispersa su un numero maggiore di pixel. Considerando che ognuno di essi apporta rumore, diventa necessario utilizzare integrazioni maggiori per ottenere lo stesso rapporto s/r. Si rimedia parzialmente (contenimento del rumore di lettura) operando in binning spinto ma con la H694 non posso superare il 3x3. Ho comunque preferito utilizzare il binning 2x2 per verificare le prestazioni nelle usuali condizioni di lavoro.

Devo dire che la piu' grande difficolta' e' forse quella di centrare e mantenere in fenditura un soggetto cosi' debole durante l'integrazione. Il quasar si distingue appena dal rumore di fondo nel cercatore elettronico (Mak90 + ASI120MM) ed una esposizione di 10 secondi:
Il puntamento preliminare tramite cercatore, allineato con il centro fenditura, e' stato fatto in base alle stelle di campo, immaginando il punto in cui doveva trovarsi il soggetto. La maggiore apertura del C9.25 rispetto al Mak90 ha consentito di vedere meglio il debole nucleo galattico. Questa e' la vista sulla fenditura specchiata del Lhires III per mezzo della camera di guida Lodestar:
Qui entra in gioco l’indispensabile funzionalita' di Astroart 5 per la guida in fenditura. Guidare direttamente sul target e' infatti impossibile per la bassissima luminosita' ma la presenza di alcune stelle, tra cui la piu' luminosa di mag 10.4, mi ha permesso di effettuare una guida "fuori asse". Non e’ tutto. La stella guida e’ molto piu’ luminosa del target, quindi lo stretching automatico dei livelli non consentirebbe di vederlo anche aumentando il tempo di esposizione. Per far fronte a questo problema la nuova funzionalita’ di AA5 per la spettroscopia include la possibilita’ di disabilitare la regolazione automatica dei livelli ed impostare i valori delle soglie di visualizzazione. Per il centramento in fenditura del target ho utilizzato esposizioni continue di 5 secondi, spostando opportunamente il campo per mezzo della stella guida:
L'obiettivo e' quello di muovere verticalmente la stella guida fino a che non si osserva il target ben centrato in fenditura. La comparsa del suo alone simmetrico sopra e sotto la fenditura conferma il corretto posizionamento. A questo punto e' possibile ridurre il tempo di esposizione (sono passato a 0.5s) in modo che l'autoguida sia piu' reattiva. L'acquisizione degli spettri puo' cominciare.
Il grafico sotto mostra il profilo spettrale risultante. I dati rilevanti sono nella cornice, aggiungo solo che ho utilizzato una fenditura di 30 micron di apertura. In alto lo spettro bidimensionale con il colore sintetico elaborato da ISIS (che rispecchia la lunghezza d’onda).
Le righe hanno un'etichetta che specifica l'elemento/stato responsabile dell'emissione. Chi conosce un po' la spettroscopia, notera’ subito il notevole redshift che caratterizza il profilo. La riga dell'idrogeno alfa doveva essere sui 6563A invece si trova oltre i 7000A. L'emissione H-beta, a circa 5300A, appare di un bel verde pieno invece del suo "normale" colore blu-ciano. Ho aggiunto delle linee che indicano quale sarebbe la lunghezza d’onda delle emissioni se il gas fosse fermo rispetto a noi.

E' inoltre evidente un allargamento delle righe dell'idrogeno rispetto a quelle dell'ossigeno. La FWHM misurata per i due diversi tipi di emissione e' di circa 1800 e 600 Km/s rispettivamente. E' proprio questa caratteristica che permette di classificare lo spettro come Seyfert 1. Lo spettro Seyfert 2 mostra invece le righe dell'idrogeno e quelle dell'ossigeno di larghezza simile (entrambe relativamente strette).

Gli astronomi suddivisero le galassie di Seyfert nei tipi 1 e 2 sulla base dei diversi spettri osservati, aggiungendo qualche sottoclasse intermedia. Oggi invece la teoria piu' accreditata vede un modello unificato, ovvero un solo tipo di galassia attiva il cui spettro assume caratteristiche del tipo 1 e 2 a seconda della direzione da cui viene osservata. Siccome le righe allargate si originerebbero in un disco disposto sul piano equatoriale molto vicino al nucleo mentre quelle sottili in una zona piu' esterna e meno densa, si ritiene che ci sia un anello opaco di forma toroidale tra le due zone. Le galassie viste di taglio mostrano solo le righe sottili in quanto la zona interna che genera le righe allargate e' oscurata dall'anello. In quelle osservate frontalmente o con un moderato angolo si osservano invece entrambe le sorgenti.

Il vistoso allargamento delle righe dell'idrogeno e' legato al fatto che sono originate in un disco di accrescimento in veloce rotazione. Questa ipotesi prevede che le righe presentino un doppio picco, caratteristica pero' osservata in un numero molto esiguo di galassie di Seyfert. Si suppone allora che sia in gioco anche un ulteriore meccanismo di allargamento non ancora ben compreso che trasforma il doppio picco, effettivamente presente, in uno singolo (blended).

Calcolo della velocita' di recessione.

La misura del redshift permette di calcolare la velocita' di recessione della galassia. Per la riga proibita dell'ossigeno [O III] 5007 (che mi sembra la piu' adatta allo scopo perche' isolata e netta) il redshift z vale: (5486-5007)/5007 = 0.0957. Il valore 5486A e' la sua lunghezza d'onda misurata sullo spettro mentre 5007A e' la lunghezza d'onda riposo (alla quale cioe' emetterebbe se la galassia, o meglio il gas, fosse ferma rispetto a noi).

La formula che tiene conto degli effetti relativistici:
fornisce il valore di velocita' radiale pari a circa 27300 Km/s. E’ la velocita’ con cui la galassia si allontana da noi.

Credo sia interessante fare un paragone con lo spettro preso attraverso lo Star Analyser 100 (il continuo qui non e' ben corretto per la risposta strumentale):
Il potere risolvente dei due strumenti e' assai diverso: R~700 del Lhires III contro R~100. Alla lunghezza d'onda dell'h-alfa a riposo la risoluzione spettrale e' di circa 9A e 65A rispettivamente. Ecco perche' lo spettro preso con il reticolo da 100 l/mm non permette di distinguere la differente larghezza delle righe spettrali. Sono tutte larghe per motivi strumentali e la loro altezza riflette in pratica l'intensita' delle righe. Anche se nello spettro del Lhires III il picco dell'ossigeno a 5007A e' piu' alto di quello dell'H-beta, la sua intensita' e' minore. Entrambi gli spettri sono concordi con questo rapporto, a conferma che la "forza" delle righe (il parametro "larghezza equivalente" EW, in pratica l'area di grafico racchiusa dal profilo della riga) e', entro certi limiti, indipendente dalla risoluzione spettrale.

Anche se lo spettro preso con lo SA100 non permette la distinzione tra le due tipologie di spettri (Seyfert 1 e 2) e' comunque idoneo per il calcolo del redshift e della velocita' di recessione. La media dei redshift ottenuti misurando le quattro righe contrassegnate e' pari a 0.095, un valore molto vicino al dato pubblicato. Se non ci sono interferenze con righe vicine e se lo spettro, non sottocampionato, ha un buon rapporto s/r, la bassa risoluzione non deteriora in modo drastico le misure di posizione. Viene infatti considerato il segnale di tutti i pixel coinvolti dall'emissione (un discorso analogo al calcolo del centroide di una stella).

Paolo

Grandioso come sempre Paolo.
Complimenti sia per la qualità dei tuoi spettri che per le ottime spiegazioni con le quali li corredi.

Potresti benissimo scrivere un libro teorico/pratico sulla spettroscopia amatoriale.
Sono sicuro che diventerebbe una specie di "bibbia" per tutti gli appassionati.

Pensaci...... io ne prenoto già una copia.

Grande Paolo.ottima descrizione e ottimo lavoro.
Consiglio Che ne pensi di fare degli articoli e contattare i vari editori delle
riviste di astronomia,per un eventuale pubblicazione.
Ciao.

Ovviamente mi associo ai complimenti degli altri amici carissimo Paolo. Tra le altre cose mi sembra di capire che gli autori di AA negli ultimi aggiornamenti con le nuove funzionalità, hanno ascoltato le richieste di voi impegnati attivamente nella spettroscopia, o sbaglio?

Vi ringrazio di cuore per l'apprezzamento! E' bello sperimentare nuove tecniche e fare progressi ma ci vuole tempo per maturare a tal punto da poter indicare a tutti come e' meglio muoversi in questa nuova e particolare attivita'. Mi resta sicuramente piu' facile discutere di argomenti specifici qui sul forum, condividendo le esperienze (se ci pensiamo, i risultati osservativi a volte non hanno bisogno neanche di essere commentati, cio' vale anche per altri campi di interesse). Mettiamoci anche che io sono in perenne fase di apprendimento... quante volte mi e' capitato di notare inesattezze che ho scritto in precedenza!

Paolo, gli sviluppatori di Astroart, soprattutto l'ing. Fabio Cavicchio con con ho avuto contatti diretti, sono stati davvero eccezionali. A questo link (forum di supporto AA) puoi leggere come e' nata l'idea della nuova funzionalita' a supporto della spettroscopia e notare la grande reattivita' del team. In meno di dieci giorni ho ricevuto il modulo da testare che tra l'altro era gia' perfettamente funzionante.

http://www.astroartforum.net/forum/show ... scope-slit

Oltre che un segno di grande professionalita' e gentilezza, e' probabilmente un indice del fatto che la spettroscopia amatoriale sta uscendo dalla fase "pionieristica" e comincia finalmente a diffondersi fra gli astrofili.

A presto!
Paolo

Bravo Paolo, era da tanto tempo che non sentivo parlare delle Seyfert (argomento passato di moda?)... il fatto di essere "in perenne fase di apprendimento" ti fa onore!

Paolo ha scritto:Paolo, gli sviluppatori di Astroart, soprattutto l'ing. Fabio Cavicchio con con ho avuto contatti diretti, sono stati davvero eccezionali. A questo link (forum di supporto AA) puoi leggere come e' nata l'idea della nuova funzionalita' a supporto della spettroscopia e notare la grande reattivita' del team. In meno di dieci giorni ho ricevuto il modulo da testare che tra l'altro era gia' perfettamente funzionante.

http://www.astroartforum.net/forum/show ... scope-slit.

Oltre che un segno di grande professionalita' e gentilezza...

Ho letto la discussione, veramente lodevole! Credo che sia un caso veramente da portare come esempio quello degli sviluppatori di AA! Ok, basta così con l'OT!

Grazie Marco, sei troppo buono... Riguardo le Seyfert, sebbene come giustamente hai scritto sembra passato di moda (cosa che potrebbe avvenire quando tutti i "misteri" connessi sono svelati), mi sembra che l'argomento sia ancora aperto. Ad esempio, su svariati documenti piu' o meno recenti si legge del modello unificato mentre la descrizione del target su Simbad (una delle fonti piu' autorevoli) e' "Seyfert 1 Galaxy". Chiaramente un conto e' trovare scritto "Seyfert 1 spectrum", ad indicare una classificazione spettrale (anche se vecchia), un altro "Seyfert 1 Galaxy", cioe' uno specifico modello di galassia che si distingue da altri tipi come il 2 o le altre sottoclassi. Forse non sono ancora tutti concordi? La tua preparazione scientifica, ed anche quella di tanti altri che scrivono sul forum, e' ben superiore alla mia, se vi capita di leggere qualche elemento chiarificatore, per cortesia fate sapere!

Ho letto la discussione, veramente lodevole! Credo che sia un caso veramente da portare come esempio quello degli sviluppatori di AA! Ok, basta così con l'OT!

Paolo, hai ragione e direi che l'argomento non e' neanche tanto OT visto che senza l'implementazione di AA5 questo topic non sarebbe stato aperto! Non credo infatti che che il pur ottimo PHD sarebbe stato in grado di mostrare il nucleo galattico di mag 14.7 in presenza di altre stelle molto piu' luminose. Credo che anche Andrea B. abbia avuto una simile esperienza per altre funzionalita' (se non ricordo male si trattava di script per automatizzare le riprese e qualche modifica sull'interfaccia CCD).

Paolo