GLI SPETTRI DEGLI OGGETTI EXTRAGALATTICI
Galassie
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Spettro delle galassie normali
E’ davvero difficile trovare pubblicati su internet o sui libri spettri di galassie,
pertanto quando si centra una galassia sulla fenditura per la prima volta non si sa mai
bene cosa aspettarsi dal suo spettro.
A mio avviso tra l’altro lo spettro delle galassie e’ tra i piu’ difficili da ottenere,
poiche’ selezionando la luce attraverso una fenditura solo una piccola parte potra’
entrare nello spettrometro. Inoltre lo spettro e’ continuo e la poca energia raccolta si
distribuisce in maniera piu’ o meno uniforme su tutte le lunghezze d’onda.
Si puo’ supporre che lo spettro di una galassia sia la somma degli spettri delle stelle e nebulose che la
compongono, ma quali saranno i contributi dominanti? Saranno le stelle calde, poche ma
luminose oppure quelle fredde, deboli ma numerose? Mi sembra di poter rispondere che,
almeno per quelle poche di cui ho osservato lo spettro, il contributo dominante e’ quello
delle stelle delle classi spettrali intermedie (G o K), perlomeno nella regione centrale.
Si osservano infatti le righe del Fe I, Mg I, Na I, della serie di Balmer dell’idrogeno
e del CH ma non le bande molecolari (TiO, C2…) tipiche delle stelle fredde o le righe
dell’elio tipiche delle stelle O-B.
Le righe sono inoltre allargate a causa dell’allargamento Doppler indotto dalla rotazione
della galassia dell'ordine di 250 Km/sec.
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Figura 1: Spettro della parte centrale di M31 (l'altezza della fenditura e' di circa
2 primi) registrata con 10' di posa su CCD Xpress MX5 al fuoco F/20 del telescopio da
60 cm con risoluzione di 5 Å.
Le bande principali sono dovute a Fe I, Mg I, Na I e idrogeno. Le righe di emissione
che appaiono nello spettro sono invece dovute al mercurio contenuto nelle lampade per
l'iluminazione stradale e all'ossigeno neutro dell'atmosfera terrestre (5577.35,
6300.23 and 6363.88 Å ). Tutte queste linee possono essere utilizzate per una accurata
calibrazione spettrale.
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Riconoscere le righe nello spettro di una galassia e’ il primo passo per poterne misurare
lo spostamento verso il rosso dovuto al moto di allontanamento cosmologico.
La galassia di Andromeda e’ tuttavia troppo vicina per poterne apprezzare con i nostri
mezzi lo spostamento delle righe. Se assumiamo un valore di 60 Km/sec/Mpc per la
costante di Hubble, troviamo che M31 dovrebbe avere una velocita’ di recessione di “soli”
40 Km/sec, equivalenti ad uno spostamento verso il rosso di 0,7 Å.
In realta’ le righe di M31 sono addirittura leggermente spostate verso il blu, a causa
del moto di rotazione del sole attorno alla via lattea che produce un apparente
avvicinamento di M31.
La tangente al moto di rivoluzione del sole attorno alla via lattea è rivolta circa
verso Vega, dove si trova il cosiddetto “apice solare” verso cui ci stiamo muovendo alla
velocità di 250 Km/sec. Le coordinate dell’apice solare sono 18h di ascensione retta e
30° di declinazione nord.
Le cose vanno diversamente per M87. Infatti alla distanza di 60 milioni di anni luce il
red shift cosmologico è di gran lunga prevalente. M87 è un buon candidato per
le misure di red-shift poiché pur essendo distante è discretamente luminosa, trattandosi
di una galassia gigante ellittica.
La figura 2 mostra lo spostamento verso il rosso delle righe di assorbimento del Fe, Mg,
H e Na della galassia M87 rispetto alle righe usate per calibrazione emesse dalle
lampade stradali e dall’ossigeno dell’atmosfera terrestre.
Dalla media dei red shift Dl/l =0.0048 si
ricava una velocita’ di allontanamento V=CxDl/l
pari a circa 1450 Km/sec.
La correzione per il moto del sole verso l’apice solare è di +57.5 Km/sec (la
distanza angolare apice-M87 è di 77°, dunque Vcorr=cos (77°) x 250 Km/sec).
Se si applica la legge di Hubble V=HxD, assumendo un valore di H=75 Km/sec/Mpc (a metà
dell’intervallo di incertezza 50-100 Km/sec/Mpc), otteniamo una distanza di 20 Mpc ovvero
65 milioni di anni luce.
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Figura 2. Sopra: Spettro di M87 (somma di 3 esposizioni di 5 min con reticolo 900 l/mm)
come appare sul CCD. Le maggiori righe di emissione sono dovute alla fluorescenza dell'
ossigeno dell'alta atmosfera e al mercurio e del sodio delle lampade per illuminazione
stradale e costituiscono un ottimo standard di calibrazione.
In basso: Un confronto tra gli spettri di M87 e M31 che mostra lo spostamento verso il
rosso, particolarmente evidente per le linee del Fe, Mg e Na.
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