GLI SPETTRI DEGLI OGGETTI EXTRAGALATTICI
Galassie
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Spettro delle galassie di Seyfert
Nel 1943 l'astronomo Carl Seyfert si accorge che una dozzina di galassie presentano un nucleo particolarmente
brillante (di aspetto stellare o quasi) associato ad uno spettro di righe in emissione. La condensazione della
luce nel nucleo e nelle sole righe in emissione (figura 1) fanno di queste galassie degli oggetti abbastanza facili dal punto di
vista spettroscopico, anche se la loro magnitudine è spesso elevata. E difatti il primo spettro di una
galassia di Seyfert era già stato registrato nel 1908 all'osservatorio di Lick da Edward A. Fath.
Le galassie di Seyfert fanno parte della più grande famiglia delle galassie con nucleo attivo (AGN). Gli spettri anomali
e talvolta le intense emissioni X e radio che mostrano queste galassie non hanno origine stellare ma sembrano dovute a un oggetto
supermassiccio (buco nero?) che inghiotte materia gassosa dallo spazio circostante. Le differenze che osserviamo tra un AGN e
l'altro sembrano solo dovute al diverso angolo di vista e alla quantità di materiale inghiottito.
Tra le categorie di galassie con AGN troviamo Radiogalassie con righe sottili, Radiogalassie con righe larghe, Blazars (con righe
che appaiono solo quando il continuo diminuisce), Seyfert 1, Seyfert 2, galassie BL Lac (con righe sia larghe che strette),
QSO (quasars senza emissione radio) e Quasars.
Le galassie di Seyfert 1 si distinguono dalle Seyfert 2 perchè queste ultime presentano solo righe sottili mentre le prime
mostrano anche righe allargate alla base delle righe sottili permesse (cioè la serie di Balmer). Nella figura 1 è mostrato
lo spettro da noi registrato di M77 che è una galassia di Seyfert di tipo 2.
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Figura 1: Spettro della parte centrale di M77, la più luminosa delle galassie di Seyfert
di magnitudine 8.9 nella costella zione della Balena. Nel riquadro si vede il brillante nucleo
di m77 inquadrato nella fenditura aperta al massimo (45 secondi d'arco, mentre l'altezza della fenditura e' di circa 2 primi) registrata all'ordine zero con 30 secondi di posa.
Lo spettro è stato registrato con fenditura chiusa a 200 mm, pari a 4 secondi d'arco e 3x5
minuti di posa su CCD Xpress MX5 (14 gennaio 2003). La risoluzione spettrale risultante è di 7 Å circa.
Le lunghezze d'onda indicate per le righe in colore nero sono quelle che si potrebbero misurare in un laboratorio terrestre mentre i valori in rosso indicano quelli misurati sperimentalmente utilizzando le righe del fondo cielo per calibrazione.
Come si nota le righe prodotte da M77 sono mediamente spostate di circa 22 Å verso il rosso a causa del red-shift cosmologico equivalenti ad una distanza di 60 milioni di anni luce.
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Le galassie di Seyfert di tipo 1 presentano una graduazione di intensità tra le righe larghe e quelle strette e pertanto
assumono graduazioni intermedie, ad esempio la galassia NGC 4051 in Uma (la seconda in ordine di luminosità con mag=10.2) è
classificata come Seyfert 1.5.
Una teoria che spiega bene la fenomenologia di emissione di queste righe prevede la presenza di un oggetto supermassiccio
nel centro della galassia circondato da una zona di gas ad alta densità, da un disco di accrescimento toroidale opaco e una
zona sferica più esterna composta da gas a bassa densità. Le righe sottili (proibite) originano dalla zona esterna, che si
comporta come le nebulose diffuse ad emissione delle regioni HII mentre le righe larghe (e spesso
rapidamente variabili) originano dalla piccola (1 anno luce) regione interna ad alta densità.
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Figura 2: Ipotesi sull'origine della emissione ottica delle galassie di Seyfert.
I tipi 1 e 2 differirebbero solo per una diversa orientazione della sorgente rispetto all'osservatore.
Nel tipo 2 (come in M77), la zona ad alta densità risulterebbe nascosta dal disco di polveri e quindi
le righe larghe permesse non sarebbero visibili.
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