Quasar QSO 3C 273
Analisi spettrometrica

La parola quasar origina dalla contrazione di "quasi-stellar radio source", ovvero sorgente radio di aspetto stellare. In effetti i primi quasar sono stati identificati attraverso i radiotelescopi alla fine degli anni 50 proprio come potenti sorgenti radio. Quando con i telescopi ottici si è cercato di puntare verso queste sorgenti radio si sono trovati oggetti di aspetto stellare i cui spettri erano caratterizzati da un notevole redshift. Il redshift (spostamento verso il rosso) è un fenomeno dovuto all'effetto Doppler e consiste in uno spostamento di tutte le linee spettrali verso le lunghezze d'onda maggiori. Il motivo di questo spostamento è il fatto che i quasar si trovano a grandissima distanza da noi e che quindi, in accordo con la teoria dell'espansione dell'universo, si allontanano a grandissima velocità. In seguito si è scoperto che non tutti i quasar sono anche forti emettitori di onde radio, anzi solo circa uno su 10 lo è. Per questo motivo oggi si preferisce chiamare questi oggetti QSO (Quasi-Stellar Object).

Il quasar denominato QSO 3C 273 è uno dei più vicini a noi ed il più luminoso quasar conosciuto. La sua magnitudine è 12.8 e questo lo rende piuttosto facile da osservare con un telescopio amatoriale. Quando si dice che QSO 3C 273 è uno dei quasar più vicini a noi bisogna pensare si tratta comunque di oggetti enormemente distanti nello spazio e quindi nel tempo, posto a circa 2 miliardi di anni luce dalla nostra galassia. Secondo la teoria del big bang l'universo si sta espandendo e gli oggetti si allontanano gli uni dagli altri tanto più velocemente quanto più sono distanti tra loro. Per questo motivo la velocità di allontanamento di 3C 273 deve essere notevole e di conseguenza notevole deve essere il suo redshift.

STRUMENTO DI MISURA

Il mio intento era quello di misurare il redshift di 3C 273 riprendendone lo spettro con lo Star Analyser 100. Finora avevo ripreso solo spettri di stelle luminose applicando lo Star Analyser ad una camera DMK e facendo filmati con pose di pochi secondi. Per tentare di rilevare lo spettro di un oggetto di magnitudine 12.8 ho preferito usare una camera SBIG ST-8XME. Questa camera è notevolmente più sensibile della DMK e dispone di un doppio sensore che mi ha fatto da camera di guida consentendomi di effettuare pose lunghe.

Ho avvitato lo Star Analiser 100, che è un reticolo di diffrazione montato nella cella di un normale filtro da 1.25", al barilotto di un oculare da cui avevo in precedenza svitato il gruppo ottico. Il barilotto l'ho posto all'interno di un telextender per la proiezione oculare. Il vantaggio di operare in questo modo è stato che potevo facilmente sia far ruotare il filtro all'interno del telextender (per porre lo spettro in orizzontale nella ripresa) sia allontanarlo o avvicinarlo al CCD. Difatti lo Star Analyser produce uno spettro tanto più grande quanto più lo si allontana dal sensore, ma al tempo stesso questo allontanamento rende lo spettro più scuro. Il fatto di poter spostare avanti e indietro il barilotto con il filtro applicato mi ha facilitato quindi il compito di preparare la camera.

CALIBRAZIONE

Per poter misurare lo spostamento verso il rosso delle righe spettrali di 3C 273 avevo necessità di calibrare il sistema con una sorgente relativamente vicina in cui fossero facilmente identificabili alcune righe spettrali. Una volta posizionato in modo soddisfacente lo Star Analizer nel telextender ho quindi puntato la stella Vega nella Lira per riprendere uno spettro che mi avrebbe permesso di calcolare la dispersione del mio sistema.

L'immagine da cui ho ottenuto lo spettro di Vega è il risultato della somma di 50 riprese da 0.3 secondi. Le riprese, effettuate a -15° Celsius, sono state calibrate con 25 dark e 35 bias. L'identificazione su questo spettro delle righe di assorbimento H alfa, H beta, H gamma ed H delta mi ha permesso di calcolare la dispersione del mio strumento che è risultata di 21.518 Ångström per pixel.

PUNTAMENTO E RIPRESA

Aiutato dal GoTo della mia montatura pilotato da Perseus ho puntato QSO 3C 273. Ho quindi ruotato la camera per raggiungere un duplice scopo: portare sul sensore di guida una stella sufficientemente luminosa e far si che il debole spettro del quasar non andasse ad incrociarsi con altre stelle del campo ne con altri spettri.

Ho avviato l'autoguida ed ho iniziato ad effettuare le riprese. Ho effettuato 12 pose da 5 minuti, ma due le ho poi scartate in fase di elaborazione perché delle forti raffiche di vento le avevano rese mosse in modo inaccettabile. Quindi l'immagine finale è stata generata sommando 10 immagini da 5 minuti riprese a -15° Celsius e calibrate con 25 dark e 35 bias. Le riprese sono state effettuate il 2 giugno 2009 a partire dalle 23:28:38 UT quando 3C 273 si trovava a poco più di 17° sull'orizzonte ed a soli 15° dalla Luna. Per questo motivo l'immagine soffre di un fondo cielo lattiginoso e di molti gradienti.

L'immagine di 3C 273 in ordine 0 ed il suo spettro in ordine 1.

ANALISI DELLO SPETTRO

Dall'immagine di 3C 273 ho quindi ricavato lo spettro di questo quasar. Lasciando invariata la dispersione ricavata in precedenza dalla stella Vega mi sono limitato a regolare l'offset usando come riferimento lo spettro di ordine 0. Malgrado molto rumore di fondo dal grafico sono apparse in modo chiaro le righe di emissione H alfa e H beta. Già ad occhio si poteva notare come queste righe fossero notevolmente spostate verso destra (verso il rosso). La linea H beta, normalmente nel blu intenso, si trovava nel giallo/verde e la linea H alfa era finita abbondantemente nel dominio dell'infrarosso.

Con AstroSpectrum ho potuto misurare la lunghezza d'onda di queste due righe di emissione nello spettro di 3C 273:

H alfa:
7617.212 Ångström
H beta:
5616.080 Ångström
CALCOLO DEL REDSHIFT

Con queste due misurazioni ho pututo calcolare il valore di redshift. Questo valore, che si chiama Z, si ottiene sottraendo al valore misurato la lunghezza d'onda nota della riga spettrale e quindi dividendo il risultato per lo stesso valore. Sapendo che la lunghezza d'onda conosciuta di H alfa è 6562.852 Ångström e quella di H beta è 4861.330 Ångström si potranno quindi ottenere due valori per Z (il redshift):

Valore Z di H alfa:
(7617.212 - 6562.852) / 6562.852 = 0.16065576368322796247728883723113
Valore Z di H beta:
(5616.080 - 4861.330) / 4861.330 = 0.15525586619299656678316427808851

A questo punto i due valori si possono mediare per ridurre l'errore, si ottiene così un valore Z pari a:
0.1579558149381122646302265576595

Poiché il valore di Z comunemente accettato per il quasar 3C 273 è di 0.158339 devo dire che la precisione della misurazione che ho ottenuto non è affatto male.

CALCOLO DELLA DISTANZA

Una volta ottenuto il valore Z è possibile utilizzarlo per calcolare la velocità con cui l'oggetto della nostra misurazione si allontana da noi e, moltiplicando questa velocità per la costante di Hubble, conoscerne anche la distanza. Per calcolare la velocità V in Km al secondo è possibile utilizzare questa formula:

V = C((Z + 1)² - 1) / ((Z + 1)² + 1)

C è la velocità della luce nel vuoto, pari a 299'792.458 Km/s.

Quindi con il valore da me misurato di Z ho potuto calcolare che 3C 273 si allontana per effetto dell'espansione dell'universo alla velocità di 43'653.907 km/s. Moltiplicando questo valore per la costante di Hubble (che vale 74.2 ±5%) ottengo una distanza di 588.328 milioni di Parsec, pari a 1'918'813'284.569 anni luce.