Dorrit Hoffleit al meeting AAVSO del giugno 1961, Nantucket, Massachusetts. (Credito: Dalla collezione M.W. Mayall, archivi AAVSO. Copyright 2005, AAVSO)
L’era spaziale era ben avviata nel 1963, e la scienza astronomica stava crescendo a passi da gigante. Rapidi progressi venivano fatti nella radioastronomia, e il nuovissimo campo dell’astronomia a raggi X apriva una finestra completamente nuova sull’universo. Una delle grandi scoperte del 1963 fu la possibilità che le fonti radio quasi-stellari, chiamate quasar, fossero oggetti extragalattici a grandi distanze, che emettevano incredibili quantità di energia da metà dell’universo. Una raffica di articoli sulla rivista Nature all’inizio del 1963 ha utilizzato un’occultazione lunare casuale di una sorgente radio quasi-stellare situata nella Vergine, 3C 273, per determinare con precisione la controparte ottica della brillante sorgente radio. Misurarono il redshift – lo spostamento della lunghezza d’onda dello spettro osservato causato dall’espansione dell’universo – e trovarono che 3C 273 aveva uno sbalorditivo redshift di 0,158, che la collocava a quasi due miliardi di anni luce di distanza. Ma notizie più eccitanti dovevano ancora arrivare.
Harlan J. Smith, che, con Dorrit Hoffleit, ha usato il Plate Stacks di Harvard per studiare il comportamento storico di 3C 273. (Credit: Ohio County Public Library, Wheeling, WV).
Due articoli apparsi poco dopo la serie Nature indicavano che questo lontano e luminoso oggetto era effettivamente variabile su scale temporali rilevabili. Sharov & Efremov (1963; IBVS #23) controllò un piccolo numero di lastre fotografiche dell’Istituto Sternberg in Unione Sovietica, e notò che l’oggetto era variabile, forse su tempi lunghi mesi. Che un oggetto così luminoso come un’intera galassia variasse su tempi così brevi era impensabile all’epoca, e il mistero che circondava questi oggetti si infittì. Più o meno nello stesso periodo, Harlan J. Smith e Dorrit Hoffleit dell’AAVSO usarono la collezione molto più grande di lastre fotografiche dell’Harvard College Observatory per misurare la curva di luce di questo oggetto negli 80 anni precedenti. La loro curva di luce, pubblicata su Nature, è stata altrettanto stupefacente. Non solo c’erano variazioni con tempi lunghi anni, ma Smith e Hoffleit hanno anche rilevato brillamenti di diversi decimi di magnitudine, della durata di mesi o meno. Chiaramente, qualunque fosse la fonte di energia, era piccola — meno di qualche mese luce almeno!
Le successive osservazioni di questi oggetti e di molti altri hanno rivelato molto sui quasar e su altri tipi di nuclei galattici attivi (AGN) che ora conosciamo grazie al nostro universo. Il redshift “enorme” di 3C 273 è ora considerato banale tra le galassie ad alto redshift (che ora si estendono a redshift 6 e oltre), ma 3C 273 ha ancora il record come il quasar più luminoso nei cieli della Terra. Ha anche un posto speciale tra gli osservatori di “stelle” variabili. Gli osservatori dell’American Association of Variable Star Observers hanno monitorato 3C 273 dalla metà degli anni ’60, e il vostro lavoro ha fornito una chiara registrazione dell’affascinante comportamento di questo oggetto negli ultimi 40 anni.
Quasar
I quasar, come tutti i nuclei galattici attivi, sono ora ritenuti manifestazioni di buchi neri supermassicci al centro di galassie lontane. Questi buchi neri, alcuni con più di un miliardo (109) di massa solare, si nascondono al centro dei pozzi di potenziale gravitazionale delle galassie che li ospitano. I loro dischi di accrescimento, composti da gas interstellare, polvere e anche intere stelle, sono riscaldati ad energie molto alte e irradiano dal radio ai raggi X.
Rendimento artistico di un meccanismo di formazione suggerito per i getti astrofisici. Le linee di campo magnetico di un buco nero rotante trascinano la materia dal disco di accrescimento, espellendola perpendicolarmente al disco a una velocità prossima a quella della luce. Queste particelle relativistiche danno poi luce a quasi tutte le lunghezze d’onda. (Credit: NASA, & Ann Field, STScI)
Vicino al buco nero, le cose diventano ancora più movimentate. I motori centrali degli AGN possono formare getti collimati di materiale, in cui le particelle sono accelerate a quasi la velocità della luce, probabilmente dal campo magnetico del buco nero stesso. Queste particelle — elettroni, protoni, e nuclei atomici più pesanti — incontrano i campi magnetici galattici ed extragalattici e i mezzi interstellari e intergalattici, e possono produrre radiazione a quasi tutte le lunghezze d’onda della luce. Alcune delle radiazioni sono emissioni di sincrotrone, generate da elettroni ultra-relativistici quando spiraleggiano intorno alle linee di campo magnetico che incontrano. L’emissione di sincrotrone è responsabile dell’emissione radio in questi oggetti, ma può generare emissioni ottiche — e persino raggi X — nei getti più potenti. I raggi X ad alta energia e persino i raggi gamma sono generati anche nei getti, attraverso un processo a due fasi chiamato emissione di sincrotrone e auto Compton. In questo processo, la luce di sincrotrone di energia inferiore emessa dai getti viene dispersa inversa Compton dallo stesso fascio di elettroni relativistici che li ha creati. Quando questo accade, i fotoni ottengono un’enorme spinta energetica a spese degli elettroni, creando raggi X e raggi gamma. Possiamo spesso vedere i getti radio negli AGN anche se non sono allineati con la nostra linea di vista, ma normalmente, per rilevare i raggi X e i raggi gamma di più alta energia, dobbiamo guardare “dritto nella canna” del getto.
Immagine del telescopio spaziale Hubble del nucleo e del getto ottico interno di M 87. In luce ottica, il getto è grande alcuni kiloparsecs, ma in luce radio, il getto è grande centinaia di kiloparsecs, molto più grande in estensione della galassia ottica stessa. (Credit: NASA & the Space Telescope Science Institute)
Molte delle proprietà spettrali e comportamentali di AGN e quasar dipendono dall’orientamento da cui stiamo osservando il motore centrale e il getto (se presente). Si ritiene che gli AGN siano tanto più luminosi quanto più il getto è puntato nella nostra direzione, e che i quasar siano osservati quasi direttamente. Nei casi in cui il getto è quasi esattamente allineato con la nostra linea di vista, vediamo l’esempio più estremo di AGN — un blazar. I blazar (il nome è una combinazione di oggetto BL Lac e quasar) sono noti per la loro emissione di raggi gamma, per i loro spettri ottici per lo più privi di caratteristiche e per la loro rapida variabilità ottica. 3C 273 è stato il primo quasar ad essere osservato nei raggi gamma (nel 1976, dal satellite europeo COS-B), anche se i getti non sono perfettamente allineati con noi. 3C 273 è considerato un membro della famiglia dei blazar a causa della sua emissione di raggi gamma e della sua variabilità. Ma ha anche alcune caratteristiche di linea spettrale tra cui linee di emissione di idrogeno nell’ottico e linee di ferro nei raggi X. La luce di 3C 273 è probabilmente una combinazione di radiazioni provenienti dal disco di accrescimento e dal getto luminoso.
Immagine HST di 3C 273 che mostra la struttura a scala fine del getto. I nodi luminosi all’interno del getto sono shock — punti in cui il materiale del getto si imbatte in un “ingorgo” e rallenta, rilasciando energia nel processo. (Credit: NASA & J. Bahcall, Institute for Advanced Study)
In molti casi, vediamo getti da quasar e altri AGN manifestati come brillanti, estese galassie radio, con lobi vaporosi di emissione radio che si espandono su entrambi i lati del motore centrale. Questi getti e lobi radio possono a volte estendersi per centinaia di kiloparsec di distanza dalla galassia centrale. Nella maggior parte degli AGN, vediamo questi getti solo in luce radio, ma in linea di principio, i getti possono generare emissioni di sincrotrone a qualsiasi lunghezza d’onda, purché le particelle accelerate dal getto abbiano energie abbastanza alte — più alta è l’energia degli elettroni, più alta è l’energia dei fotoni che si possono ottenere. In alcuni sistemi particolarmente energetici, possiamo vedere i getti emessi dal buco nero quasi ad ogni lunghezza d’onda in cui guardiamo. Un esempio famoso è il getto della galassia ellittica gigante Virgo A, o M 87. Il piccolo getto ottico vicino al nucleo di questa galassia è stato rilevato all’inizio del 20° secolo, e ora le osservazioni radio e a raggi X di questa galassia attiva mostrano che il getto è presente anche a quelle lunghezze d’onda.
Un altro esempio notevole di questo è la nostra “Stella” variabile della stagione, 3C 273. Bev Oke e Maarten Schmidt (1963; AJ 68, 288) hanno notato l’esistenza di “un sottile wisp o jet adiacente”. Si può vedere debolmente nelle immagini del Digital Sky Survey di questo quasar, puntato direttamente lontano dalla sorgente centrale verso sud-ovest. Il getto è perfettamente allineato con il getto radio di 3C 273, e si ritiene che sia un’emissione di sincrotrone dalla stessa sorgente. La radiazione ad alta energia proviene principalmente dai nodi nel getto, dove il getto subisce degli shock mentre si scontra con il gas che circonda il motore centrale.
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Osservando 3C 273
Il quasar 3C 273 è una sorgente puntiforme intorno alla magnitudine 12.7 nella costellazione della Vergine (J2000 RA:12 29 06.7, Dec:+02 03 08.6), e le carte AAVSO sono disponibili qui. L’osservatore AAVSO Thomas Cragg (CR) ha fatto la prima osservazione visuale di 3C 273 il 9 febbraio 1964 (mvis=12,9), e molti altri nella comunità AAVSO hanno seguito con entusiasmo questa sorgente negli ultimi 40 anni. La curva di luce a lungo termine di 3C 273 ha aiutato i teorici dei quasar a capire il comportamento di questi oggetti, e noi vogliamo urgentemente che la comunità visuale continui il buon lavoro! Come per molti oggetti astronomici, le curve di luce dei quasar diventano sempre più preziose quanto più sono lunghe, e le vostre osservazioni visuali hanno dato un importante contributo alla scienza di questi entusiasmanti oggetti.
Abbiamo incluso la curva di luce visuale, mediata su intervalli di un anno per chiarezza, che mostra il comportamento di 3C 273 negli ultimi 40 anni. Il quasar varia di pochi decimi di magnitudine nel suo intervallo, e queste variazioni si verificano su tempi minimi di un anno. Lavori precedenti, tra cui quello di Smith e Hoffleit, hanno mostrato che le variazioni possono anche verificarsi su scale temporali di mesi; la curva di luce visiva dell’AAVSO accenna a queste variazioni a causa dei cambiamenti occasionalmente grandi da un anno all’altro che possono avere una struttura su scale temporali più brevi. La dimensione massima della regione di variazione è definita come la quantità di tempo che la luce impiega per viaggiare durante il corso della variazione — in questo caso, pochi mesi luce al massimo. Questo dimostra che il motore centrale di 3C 273 (e in effetti tutti i quasar) è piccolo, molto meno di un parsec di diametro.
Media di un anno di osservazioni visuali di 3C 273 dal database internazionale AAVSO. Le variazioni di 3C 273 si verificano su scale temporali più brevi di un anno. Copyright 2005, AAVSO.
La nostra stella variabile della stagione è anche un obiettivo interessante per la crescente comunità di spettroscopisti dell’AAVSO. Come tutti i quasar, 3C 273 ha un continuum relativamente piatto, che indica l’alta temperatura della sorgente del continuum. Inoltre, come la maggior parte dei quasar (ma a differenza di molti blazar!) 3C 273 ha linee di emissione nel suo spettro, le più luminose delle quali sono le linee di Balmer dell’idrogeno; le lunghezze d’onda del rest frame di H-α e H-β sono 6563Å e 4862Å. Con uno spettrografo a media risoluzione, si possono facilmente individuare queste due caratteristiche. Parte dell’ampiezza della linea H-α deriva dalla miscela di linee proibite dell’azoto, ma in generale, le linee ampie sono causate dalla rapida rotazione del disco di accrescimento attorno al buco nero centrale.
Ovviamente, se misurate uno spettro di 3C 273, non troverete queste linee alle loro lunghezze d’onda di riposo! Una delle più importanti scoperte su 3C 273 nel 1963 fu che si trovava ad un alto redshift, cioè le linee sono spostate verso lunghezze d’onda più rosse dall’espansione di Hubble dell’universo. Il redshift è determinato da
dove λ e λ0 sono le lunghezze d’onda misurate e a riposo di una linea osservata nello spettro. Se puoi prendere uno spettro di 3C 273, prova a misurare tu stesso le posizioni delle linee. Che redshift ottieni? Come nell’osservazione visuale, cercate di misurare ciò che vedete, non ciò che “sapete” essere la risposta giusta!
Infine, l’AAVSO vorrebbe che anche i nostri osservatori CCD partecipassero alle osservazioni del quasar più luminoso dei nostri cieli! 3C 273 fa parte del programma di monitoraggio dei blazar del Global Telescope Network (GTN), e la comunità di osservatori del GTN ha fatto un ottimo lavoro nel monitorare altri blazar nel programma, tra cui BL Lac, Markarian 421 e Markarian 501. Una tabella CCD per 3C 273 è disponibile qui, e ci piacerebbe avere osservatori CCD che fanno osservazioni, sia mensili, settimanali o anche giornaliere! Come per gli altri blazar nel programma GTN, sono incoraggiate osservazioni in serie temporali almeno una notte al mese, insieme all’uso di filtri V e/o IC. Anche se molti anni di fotometria non hanno ancora rivelato variazioni rapide in 3C 273 come quelle viste nei veri blazar, questo oggetto ha mostrato alcuni accenni di comportamento flaring nel corso degli anni, e forse potresti essere tu a cogliere l’inizio di un tale evento!
La nostra “stella” variabile della stagione — il quasar 3C 273 in Vergine — offre qualcosa per tutta la nostra comunità di osservatori, visuale e CCD, settentrionale e meridionale. Il quasar più luminoso nei cieli della Terra ti dà l’opportunità di guardare lontano attraverso l’universo e indietro nel tempo, e vedere una delle classi di oggetti più energetici del nostro universo.
- Cominsky, L.R. et al., 2004, “The GTN-AAVSO Blazar Program,” presentato all’8° meeting della High Energy Astrophysics Division dell’American Astronomical Society, settembre 2004
- Edge, D.O. et al, 1959, “A Survey of Radio Sources at a Frequency of 159 Mc/s” , Memoirs of the Royal Astronomical Society 68, 37
- Oke, J.B., 1963, “Absolute Energy Distribution in the Optical Spectrum of 3C 273,” Nature 197, 1040
- Oke, J.B. & Schmidt, M., 1963, “Optical Observations of the Radio Source 3C 273,” Astronomical Journal 68, 289
- Peterson, B.M., 1997, An Introduction to Active Galactic Nuclei (New York: Cambridge University Press)
- Schmidt, M., 1963, “3C 273: a star-like object with large red-shift,” Nature 197, 1040
- Sharov, A.S. & Efremov, Yu.N., 1963, “On the Light Variability of the Object Identified with the Radio Source 3C 273,” IBVS 23,1
- Smith, H.J. & Hoffleit, D., 1963, “Light Variations in the Superluminous Radio Galaxy 3C 273,” Nature 198, 650
Per ulteriori letture:
- Iniziare con i Blazar
- L’AAVSO High Energy Network Blazar homepage
- An Amateur Survey With Professional Results (pdf file) di Aaron Price (AAVSO) et al.
- Quasar e Nuclei Galattici Attivi di William Keel, Università dell’Alabama
- Carte dell’AAVSO
- La homepage del Global Telescope Network alla Sonoma State University
- La pagina della NASA Imagine the Universe! pagina sulle galassie attive e i quasar
- Stelle variabili dell’AAVSO della stagione: BL Lacertae e Markarian 421
La stella variabile della stagione di questa primavera è stata preparata dal Dr. Matthew Templeton, AAVSO.