QUASARS !
Da una grande città come Roma non sono molti gli oggetti del profondo cielo dei quali è possibile effettuare una ripresa CCD ed uno studio di qualche significato: stelle doppie, stelle peculiari, galassie molto piccole e concentrate con nuclei attivi (galassie di Seyfert), nebulose planetarie, e , in una parola, tutti gli oggetti di ridotta estensione angolare, per i quali l'inquinamento luminoso, pur presente, è in qualche modo meno avvertibile.A queste posso aggiungere un altra categoria, anche se può sembrare a prima vista impossibile: la ripresa e lo studio degli oggetti più studiati, lontani ed elusivi dell'universo: i quasars.
Quando, negli anni 60, vennero percepite forti emissioni in banda radio provenienti da oggetti di apparenza stellare , gli astronomi cercarono di approfondire questa anomalia, scoprendo presto che tali oggetti possedevano spettri peculiari, non riscontrabili in alcuna stella conosciuta, e , per di più, non possedevano righe di assorbimento, ma forti linee di emissione.Il primo di questi oggetti, 3C 273 (il 273 oggetto del catalogo di Cambridge delle sorgenti radio), fu studiato nel 1963, scoprendo che le righe dell'idrogeno manifestavano un forte redshift (spostamento verso il rosso) e che, sulla base della legge di Hubble esso era ben al di fuori della galassia e si allontanava a ben 47.400 Km per sec, un'apprezzabile parte della velocità della luce.Tali oggetti, di apparenza stellare, molto luminosi e molto lontani, con forti emissioni radio, furono chiamati "Quasi Stellar Radio Source" abbreviato in Quasars, ed il nome rimase anche quando se ne scoprirono alcuni che non possedevano una forte emissione radio, e si accertò, anzi,che tale emissione era caratteristica di solo il 10% circa di essi.
Ma la vera stranezza di questi oggetti non era la loro distanza, ma la loro grande luminosità, ed il fatto che questa enorme quantità di energia proveniva da un volume di spazio ridotto, in alcuni caso dell'ordine del nostro sistema solare, decine di migliaia di volte più piccolo di una galassia ordinaria! Inoltre, la parte continua del loro spettro possedeva una caratteristica particolare:mentre nelle stelle, e per converso nelle galassie ordinarie, esso raggiunge il picco di intensità alle lunghezze d'onda correlate alla temperatura,e poi decade, ed è quindi uno spettro termico, nei quasars ciò non si verifica, in quanto essi posseggono spettri di simile intensità in tutte le lunghezze d'onda, dai raggi gamma e X , all'ultravioletto, al visibile, all'infrarosso ed alle onde radio: essi possiedono quindi spettri non termici.
Ulteriori studi sui quasars hanno permesso di scoprire, specie per quelli più vicini, una debolissima emissione che li circonda: essi sono ritenuti quindi essere, in buona parte dei casi, nuclei attivi di galassie lontanissime, che nella maggior parte dei casi non sono visibili per l'enorme distanza.Ma quale sarebbe il motore di questa enorme energia? si pensa che si tratti, come per le Galassie di Seyfert e le radiogalassie, di un gigantesco buco nero con un disco di accrescimento in rapida rotazione attorno al proprio asse, dal quale la materia, gas , polveri,ed anche intere stelle cadrebbe in continuazione , producendo la enorme emissione di energia osservata.
Il modello descritto si inserisce in quello dell'evoluzione dell'universo, in quanto spiega perchè essi erano più comuni nell'universo primitivo, e che possibilmente un gran parte delle galassie siano passate attraverso questo stadio, che ha poi avuto termine con l'esaurimento della materia che costituiva il combustibile del buco nero.Parlo dell'inizio dell'universo in quanto sembra ormai accettato da parte della comunità scientifica, a parte alcune eccezioni, l'origine cosmologica dei redshift dei quasars e che quindi, più alto è questo, più indietro nel tempo è osservato l'oggetto che lo causa.
Redshift è il termine col quale è definita una situazione nella quale le principali righe di assorbimento o di emissione dello spettro di un dato oggetto sono spostate verso la parte rossa , verso lunghezze d'onda maggiori rispetto ad uno spettro campione, indicando che l'oggetto stesso si allontana dall'osservatore per effetto doppler. (Fig 1)
Fig1 - Spostamento dello spettro di un oggetto verso la parte rossa per effetto doppler
la formula canonica con la quale si misura il Redshift, indicato con la lettera z, è la seguente:
Z = L1 - L o/ Lo = dL/Lo
dove: Lo è la lunghezza d'onda "a riposo" della riga di un dato elemento
L1 è la lunghezza d'onda osservata della riga stessa
L1-Lo = dL è l'incremento di lunghezza d'onda osservata
Quindi, se ad es. la riga di assorbimento dell'Idrogeno beta a 4861 A viene osservata a 5500 A, il redshift z dell'oggetto risulta pari a: (5500 - 4861) / 4861 = 639 / 4861 = 0,13
La velocità V alla quale l'oggetto si muove è data dalla formula:
V = c x z
dove : C = velocità della luce nel vuoto
z = redshift
Nell'esempio precedente risulterebbe quindi: V = 300.000 x 0,13 = 39. 000 Km per sec.Tuttavia tale formula è applicabile a redshift relativamente piccoli, con z < 0,1
Una formula più completa, che tiene conto degli effetti relativistici di redshift elevati,con z > 0,1, quali quelli della maggior parte dei quasars, è la seguente:
V = c x (z+1)^2 -1 / (z+1)^2 + 1
Nell'esempio sopra riportato, V risulterebbe quindi pari a 300.000 x 0.277 / 2,277 = 36.300 Km per sec
Nota la velocità v dell'oggetto, si può determinarne la distanza in Mpc (Mega parsec) con la nota formula.
D = V / Ho
dove Ho è la celebre "costante di Hubble", la costante di proporzionalità che lega la velocità di recessione delle galassie alla loro distanza.Essa è ritenuta, sulla base delle attuali conoscenze, avere un valore di 71 Km per sec/per Mpc.
Ancora nell'esempio precedente, quindi, la distanza dell'oggetto osservato sarebbe pari a 36300 / 71 = 511 Mpc
ossia, tenuto conto che 1 Mpc = 1 milione di parsec = 3.261.470 Anni luce, la distanza cercata è di 1,666 miliardi di A.L. circa.
I quasars si sono formati in modo rapido ed efficiente, con un'età dell'universo pari a circa 1/3 di quella attuale (redshift < 2) , periodo in cui la maggior parte delle galassie avevano un nucleo attivo particolarmente brillante, dovuto ,come si è detto, al meccanismo di alimentazione di un buco nero supermassiccio.I quasars ad alto redshift (2 - 6) che appaiono brillanti sono probabilmente spenti da miliardi di anni, in quanto hanno esaurito il combustibile di materia, gas , polveri e stelle che li che alimentava.Il meccanismo può riattivarsi, come nel caso delle galassie interagenti, nel caso di nuova materia che si approssimi al buco nero.
I quasar offrono anche una valida misura della distribuzione e della tipologia della materia gassosa nell'universo, sul livello di ionizzazione dell'idrogeno che in gran parte la compone in un fondo UV, e sullo stato del mezzo intergalattico grazie all'osservazione ed allo studio della cd "foresta di Lyman".A questo punto è necessario chiarire cosa si intende per "foresta di Lyman".Nel 1906 un fisico, Theodore Lyman, studiò lo spettro ultravioletto del gas dì idrogeno elettricamente eccitato, nelle lunghezze d'onda da 911 a 1216 A, riscontrando una frequenza non continua ed omogenea delle relative righe di emissione, che venne codificata con un apposita formula, generante una serie , a similitudine di quanto effettuato da Balmer per la omonima serie delle righe dell'idrogeno nel visibile.Tornando ai quasars, occorre dire che questi presentano in genere una forte emissione nella riga Lyman Alfa a 1216 A, ovviamente spostata verso il rosso in base al redshift, e righe di assorbimento , dovute alle nubi di gas interposte tra i quasars e l'osservatore,che la precedono in quanto tali nubi sono poste a distanze inferiori .Ora, man mano che il redshift è più elevato, e la distanza degli oggetti maggiore, cresce anche il numero delle nubi di gas assorbenti e delle righe di assorbimento relative, sino alla loro sovrapposizione in un insieme che viene detta "foresta di Lyman".Quindi, mentre nei quasars a basso redshift le righe di assorbimento a valle della Lyman Alfa sono poche ed individuate, in quelli a redshift elevato sono molto più numerose, sino a sovrapporsi (Fig 2)
Fig 2- Esempio di foresta di Lyman in Quasars a diverso redshift
Lo studio della composizione e della struttura delle righe della foresta di Lyman permette inoltre di ottenere interessanti indicazioni sullo stato e l'epoca della reionizzazione dell'idrogeno nell'universo e sull'inizio dei processi di formazione delle stelle e delle galassie ponendo, sembra, ad un redshift intorno a 7 l'inizio di tali processi.Esso costituisce quindi un potente strumento di studio cosmologico.Mentre negli spettri dei quasars a medio- basso redshift spesso dominano linee di emissione del C, Mg, OIII, Ha, la riga Lyman Alpha resta quella principale, quanto ad intensità, dei quasars ad alto redshift, nei quali le righe restanti sono peraltro spostate verso l'IR.Nella figura che segue è mostrata la mediana dello spettro composito di n 2204 quasars di diverso redshift, con una media di z = 1,253, con le principali linee di emissione.(Fonte: "The Astronomical Journal, August 2001, Composite Quasar Spectra from SDSS").Nel grafico è ovviamente riportata la lunghezza d'onda a riposo dei vari elementi.Come si vede l'intensità e lo spessore della Lyman Alpha primeggia sulle altre.
La scoperta dei quasars ad alto redshift segnò un punto di svolta nel 1973 con la scoperta del Qso OQ 172, che presentava appunto una forte riga di emissione Lyman Alpha a 5508 A, in piena zona verde-giallo,anzichè a 1216 A, nell'UV come è evidente nella seguente elaborazione rinvenuta sul web .
L'oggetto, situato ad AR 14 45 16,4 e Dec +09 58 36, è accreditato di un redshift di 3,52 e di una velocità di recessione di 272.000 Km per sec .Nella seguente figura è mostrata l'immagine dell'elusivo oggetto in RGB con una deconvoluzione di max entropia.E' stata ottenuta lo scorso mese di marzo 2008 , in 3 sessioni, da casa mia a Roma con la somma di 50 frames da 30 sec per il verde, 50 per il rosso e 40 per il blu, con un C14 @ f 7, camera Atik 16 HR in binning 2x2.
Dalla formula in precedenza richiamata si ottiene infatti, relativamente alla sola riga Lyman Alpha: z = 4292 / 1216 = 3,529, mentre la formula della velocità ci dà 272.100 Km sec.Da qui essendo 272.100/ 71 = 3832,4 MPC = 12,5 miliardi di anni luce circa al valore attuale di Ho di 71.La magnitudine riportata nel catalogo USNO A2 è di 18,3 nel blu, ma dalle mie immagini l'ho stimata, sulla base delle magnitudini delle stelle vicine riportate nello stesso catalogo, di 18,6 nel verde, 19 circa nel blu e oltre 19 nel rosso .Le stime non sono state calibrate sulla sensibilità spettrale del sensore ed hanno valore puramente indicativo, data la situazione di estremo inquinamento luminoso in cui sono state effettuate le riprese.L'analisi delle immagini nei tre colori RGB ha permesso quindi di evidenziare che l'emissione dell'oggetto è maggiore nel verde, in accordo con l'analisi spettrale, che, come si è detto, gli assegna una forte emissione nella riga Lyman Alpha a 5500 A.
Inutile dire che la ripresa di oggetti così distanti , al di là dell'interesse scientifico e speculativo, è fonte di genuina emozione: sapere che i fotoni che hanno raggiunto la camera di ripresa hanno effettuato un viaggio inimmaginabile nello spazio e nel tempo ci fa riflettere e meditare non poco sulla vastità dell'universo che ci circonda e sulla nostra condizione.L'osservazione riportata intende essere la prima di altre, che spero ancora più interessanti, di oggetti lontani ed esotici ai confini dell'universo conosciuto con la relativa analisi spettrale.
Altri oggetti distanti, interessanti quanto i quasars propriamente detti, sono le galassie di Seyfert (tipo 1 e 2) con nuclei particolarmente brillanti, tant'è che vengono anche chiamati AGN (active galactic nuclei).Questa brillantezza del loro nucleo accomuna tali oggetti, per altri versi alquanto diversi, ai Quasars ed alle radiogalassie ed agli oggetti BL Lacerte.I loro spettri presentano normalmente linee di assorbimento dovute alla somma delle righe delle stelle che le compongono, ma per alcune di esse predominano le linee di emissione, in particolare dell'idrogeno alfa o beta, dovute al gas ionizzato che non appartiene alle stelle dei nuclei.E' il caso, ad es. di M77, NGC 4151, M 106, per citare le più conosciute.Non si tratta in genere di oggetti molto distanti, di redshift molto inferiore a 1.
Ho tentato , incuriosito dalle caratteristiche , di effettuare al solito una ripresa di uno di questi oggetti, la galassia NGC 5548 da Roma.Questa è una galassia di dimensioni molto ridotte, 1,6 x 1,4' con un nucleo di aspetto stellare e dei bracci a spirale a malapena visibili da località con cieli limpidi, figuriamoci dalla citta'.Ma a me interessava lo spettro che, dalle informazioni trovate sul web doveva presentare una forte linea di emissione nell'idrogeno alfa.Riprendere, tuttavia, lo spettro di una galassia di 13^ mag da una città come Roma si presentava un'impresa , se non impossibile, molto difficile.D'altro canto, la stabilità dell'aria presente nei siti cittadini favorisce la ripresa di spettri a bassa risoluzione.NGC 5548 si trova a circa sei gradi da Arturo, Alfa Bootes, quindi è un oggetto facilmente identificabile ed osservabile. La ripresa è stata tentata con un C11 ridotto a f 6.3, e quindi a focale piuttosto elevata (1800 mm circa)ed è la somma di 50 frames da 30 secs con una camera Atik 16 HR in binning 2 x 2.
L'immagine è stata pesantemente riscalata ed elaborata per far apparire una parte dei bracci a spirale. altrimenti non distinguibili dal fondo cielo.Si nota , tuttavia, l'estrema brillantezza del nucleo rispetto ai bracci stessi.
La ripresa, sempre di 50 frames da 30 sec, con un filtro "Star Analyser" per ottenere lo spettro della galassia ha dato risultati piuttosto deludenti, ma comunque un segnale debolissimo è stato recepito dal CCD, come può vedersi dall'immagine soprastante, anch'essa pesantemente elaborata.