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Il Quasar 3C273 è stato il primo Quasar scoperto come sorgente radio. In ottico si presenta come una semplice stellina di magnitudine 12.8, ma è solo lo spettro che ci rivela la sua natura.
Lo abbiamo osservato col telescopio da 30 cm Meade, la camera QHY174M e il reticolo SA100. La prima figura mostra lo spettro del Quasar confrontato con quello di una normale stella di tipo spettrale A0, la HD109860. Posa 20 minuti. E' indicata la posizione della riga Hbeta dell'Idrogeno nella stella e nel Quasar, spostata verso lunghezze d'onda maggiore a causa dell'espansione dell'Universo. Il Quasar si trova a 2,28 miliardi di anni luce di distanza e le lunghezze d'onda vengono "stirate" del 16%.
La seconda figura mostra il nostro spettro confrontato con uno ottenuto con uno spettrografo professionale con risoluzione molto maggiore. Sono indicate le 4 righe di emissione più evidenti, le righe dell'Idrogeno Hgamma, Hbeta ed Halfa, e la riga dell'Ossigeno due volte ionizzato. Le righe sono prodotte da nubi di gas in orbita intorno al buco nero centrale del Quasar, e sono intrinsecamente larghe per effetto Doppler in quanto la velocià orbitale delle nubi è molto grande per controbilanciare la forte attrazione gravitazionale del buco nero.
Il nostro spettro non è calibrato in flusso, a differenza di quello professionale, e quindi ha un andamento a campana che è di origine puramente strumentale, ma le righe di emissione sono ben evidenti, nonostante la generale rumorità dello spettro, indicata dall'andamento a zigzag. La riga Halfa si trova all'estremo del nostro spettro ed è quindi poco visibile a causa della forte rumorosità.
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Le galassie di Seyfert sono galassie con un nucleo particolarmente brillante, dovuto alla forte luminosità provocata dal buco nero centrale. Le nubi di gas che circondano il buco nero sono eccitate dalla radiazione ulravioletta emessa dal centro della galassia e emettono luce alle loro lunghezze d'onda caratteristiche: poichè il componente principale delle nubi è l'Idrogeno, le righe di emissione più intense sono quelle dell'idrogeno.
Abbiamo provato a fare lo spettro di due galassie di Seyfert vicine alla Via Lattea, M77 ed NGC1275. La prima si allontana da noi a 1000 km/s, la seconda a 5000 km/s. La sfida era riuscire a vedere le righe di emissione e misurare il redshift.
Ecco i grafici degli spettri, ottenuti col telescopio da 30 cm a F/6.5, grism SA100 e camera QHY174M. Per calibrare le lunghezze d'onda abbiamo usato una stella di tipo spettrale A, che ha ben evidenti le righe dell'idrogeno. Tempi di posa 20 minuti per le due galassie, 100 secondi per la stella. La scala delle lunghezze d'onda è 2 nm/pixel. A 600 nm una differenza di lunghezza d'onda di 2 nm corrisponde a una velocità di 1000 km/s: possiamo quindi apprezzare il redshift di NGC 1275, mentre quello di M77 è confrontabile con l'errore di misura.
Il primo grafico mostra lo spettro di M77, in rosso, e lo spettro della stella in blu. Sono ben evidenti le righe di emissione della Hbeta (486 nm)+Ossigeno ionizzato (501 nm) e la Halfa (656 nm). C'è anche un accenno di una riga di emissione a 630 nm dell'Ossigeno.
Il secondo grafico mostra lo spettro di NGC1275, una galassia al centro dell'ammasso del Perseo (Abell 426). Questa galassia è 5 volte più lontana da noi di M77 per cui la sua luminosità apparente è molto minore. Per il confronto con la stella abbiamo sottratto il fondo cielo ai due spettri e scalato lo spettro della stella per normalizzarlo a quello della galassia.
Sono ben evidenti le righe di emissione di NGC1275 ed il loro spostamento verso il rosso. E' anche evidente una riga di emissione a 642 nm, dovuta all'Ossigeno neutro con lunghezza d'onda a riposo di 630 nm, che è meno evidente nello spettro di M77.
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La Nova Cas 2021 al 10 dicembre 2023 è ancora abbastanza brillante, di mag 12.3. Abbiamo osservato il suo spettro a due mesi dalla nostra ultima osservazione, e non sono evidenti grandi variazioni.
La foto mostra l'immagine fatta col telescopio Meade da 30cm e il reticolo SA100, con camera QHY174M per un quarto d'ora di posa totale.
In questa configurazione ottica si ottengono le immagini di tutte le stelle del campo insieme agli spettri di tutte le stelle, e poichè siamo nel piano galattico l'affollamento è grande con conseguenti possibili sovrapposizioni.
Di fatto si nota come sullo spettro della Nova si trovi una stella, che quindi rende impossibile sapere se in quella posizione ci sia una riga di emissione. La freccia di sinistra punta alla immagine della Nova, quella di destra al suo spettro. Nella foto il Nord è a sinistra e l'Ovest in alto.
La seconda figura mostra lo spettro della Nova calibrato in lunghezza d'onda: le righe principali, sono dell'Elio a 468 nm e dell'Idrogeno a 486 e 656 nm. La porzione di spettro con la stella sovrapposta, tra 500 e 520 nm, è stata sostituita con un segmento perchè inutilizzabile. Lo spettro è di qualità non grande a causa della forte umidità della notte.
In verde lo spettro del 9 ottobre, in blu lo spettro del 10 dicembre. Nello spettro di ottobre non era stata cancellata la parte con la stella sovrapposta, che simula una riga di emissione. I conteggi sono in unità arbitrarie.
La terza figura mostra le identificazioni delle principali righe dello spetto, Oltre alla Halfa, Hbeta e Elio ionizzato si notano alcune righe proibite di alta ionizzazione del Ferro.
Queste righe cosiddette proibite si possono formare solo in zone di bassa densità del gas.
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la Nova Cas 2021 (ora V1405 Cas) è attualmente di magnitudine 12.5, ancora alla portata del telescopio da 30cm in modalità spettroscopica.
Lo spettro appare oggi abbastanza diverso da quello del novembre 2021, con i rapporti di intensità delle righe di emissione cambiati.
Acquisizione ed estrazione dello spettro con MaximDL, grafica con TOPCAT.. Posa 600 secondi. Camera QHY174M, reticolo SA100.
In fondo riportiamo i due spettri del 2021 e 2023 sovrapposti, scalati in intensità per facilitare il confronto.
In rosso lo spettro del Novembre 2021, in blu quello di ottobre 2023. Notare come le righe Halfa e Hbeta dell'Idrogeno a 6563 e 4861 Angstrom si siano molto indebolite.
