QSO AGN e GL

I Quasars, i nuclei galattici attivi, e le lenti gravitazionali sono a mio avviso i fenomeni più interessanti dell'astronomia più recente, quelli il cui studio ha aperto porte su un cammino non prevedibile nello spazio e nel tempo, e focalizzato l'interesse di studiosi e semplici appassionati su eventi la cui grandiosità costituisce un irrefrenabile motivo di attrazione.Ciò e particolarmente vero per coloro che si dedicano all'astronomia per puro diletto e che ,non pressati dalla routine del professionista, possono godersi ed approfondire tali eventi cosmici in tutta libertà, senza tuttavia perdere di vista la linearità dell'approccio scientifico.

Per quanto riguarda le notizie di carattere generale sui quasars e le connessioni con la spettroscopia, può essere consultato l'apposito link di questo sito web: Quasars Quello che intendo qui discutere è ora lo studio delle cd. "lenti gravitazionali": Il fenomeno era già insito negli sviluppi della relatività generale come diretta conseguenza della curvatura dello spazio -tempo per effetto della presenza di una massa.Detta curvatura, in particolari casi e per masse cospicue può produrre l'effetto di sdoppiamento di un unico oggetto posto in linea di vista con la massa che provoca l'effetto lente.Buona parte dei fenomeni di "gravitational lensing" riguardano quasars, che risultano sdoppiati, triplicati od addirittura quadruplicati, a seconda della forma e posizione della massa che provoca l'effetto lente, in genere una galassia.Problema ricorrente, in caso di osservazione di quasars doppi o tripli, è quello di accertare se si tratti di due o più immagini dello stesso oggetto,ovvero di oggetti diversi, in qualche modo legati fisicamente tra loro.Soccorrono, in proposito, alcuni criteri quali l'accertamento del medesimo (o molto simile) redshift, il colore ed il flusso luminoso identico o simile , e, ovviamente, forti analogie, se non l'identicità dello spettro delle diverse sorgenti.Ma anche tali criteri vanno seguiti "cum grano salis", in quanto spesso il flusso, lo spettro, ed il colore stesso sono alterati dalla presenza della massa che provoca l'effetto lente, in genere, come si è detto, una galassia.Ovviamente uno dei dati fondamentali è la stessa presenza della galassia interposta, di redshift inferiore a quello delle sorgenti: tuttavia spesso anche la presenza di tale oggetto è di difficile interpretazione per le notevoli distanze o per la sovrapposizione con una delle sorgenti.

La prima osservazione di una "Lente gravitazionale" fu quella effettuata da Walsh ed altri nel 1979 con la conferma che tale poteva definirsi il doppio quasar QSO 0957+561 in Orsa Maggiore, preventivamente osservato nel dominio radio e quindi come controparte ottica.Da quel momento tale oggetto è divenuto uno dei più studiati della moderna cosmologia, con oltre un centinaio di articoli ed approfondimenti, ed osservazioni praticamente in tutte le bande osservabili, dai raggi X al dominio radio.Nell'ottico, il Quasar appare come l'immagine puntiforme di due oggetti stellari di mag intorno alla 17, di colore blu, separati da 6,1 arcsec.Lo spettro osservato, pressochè identico, rivelava un redshift di 1,41.Molto vicino, a circa 1" da uno dei due oggetti stellari venne poi individuato un terzo oggetto, di redshift 0,36, considerato come la galassia la cui cospicua massa provoca l'effetto lente.I due oggetti,il quasar e la galassia interposta si troverebbero quindi , applicando le formule sul redshift, rispettivamente a 9,313 e 3,929 Miliardi di AL con una costante di Hubble al valore medio di 74,2 + o - il 5% (il valore più recente,del maggio 2009 in base ai calcoli effettuati sulla base delle ultime osservazioni dello HST dallo Space Telescope Science Institute, con un margine di errore tra i più bassi sinora calcolati).Mi è sembrato quindi che l'osservazione e lo studio di un tale oggetto potesse essere un ottimo inizio per l'attività dell'Osservatorio di Ponte di Nona, ed un buon auspicio per il futuro, all'insegna di oggetti esotici per gli standard amatoriali.

Nella figura che segue è riportato lo spettro a riposo del quasar nella banda UV , con al centro quello della zona nucleare delle componenti A e B, da cui si evince la sostanziale identicità dei due spettri (la riga a 1216 A è la Lyman Alfa, che per effetto del redshift si trova osservata intorno ai 2937 A) (fonte J.B Hutchings:ULTRAVIOLETSTRUCTUREINTHELENSEDQSO0957+561)

La prima conseguenza di tale situazione è che il grosso della radiazione UV a riposo, che costituisce in genere una parte importante dello spettro dei QSO, resta, nonostante il redshift, al di fuori della portata degli strumenti amatoriali, sia CCD che telescopi, che non hanno la possibilità di indagare la banda spettrale intorno ai 300nm.La seconda è che lo shift di 1721 A porta nella zona violetto-blu dello spettro alcune righe classiche della emissione dei QSO quali CIII, Mg II: tuttavia tale emissione sembrerebbe insufficiente per spiegare la predominante emissione blu dello spettro del QSO , che alcuni autori addebitano alla esistenza di una struttura di disco di accrescimento intorno al buco nero motore dello stesso.

Nelle immagini seguenti è mostrata l'apparenza del QSO 0957+561 nelle varie surveys professionali dall'UV al Radio (fonte Skyview):

The QSO 0957 +561, redshift 1,41, is the first case of a gravitational lens discovery, in 1979: It looks like two stars of mag 17, separated by 6.1 arcsecs and it is about 9,3 Billions LY far from the earth.The observed spectrum is practically the same for both the two components, A & B.The gravitational lensing effect is thought to be caused by an interposed galaxy, at 1" from component B. The following images show the QSO 0957 + 561 in Ursa Maior as it appears in professional surveys (DSS,Galex, 2 MASS,HST, and so on).The HST images show clearly the galaxy near the component B.

La seguente immagine mostra la struttura del QSO ripresa dall'HST con la WFPC2 in luce verde e IR.La galassia interposta si trova a circa 1" a sx del vettore che congiunge i centri delle due immagini del QSO, a ore 11 circa, e risulta molto più evidente nell'immagine IR.(Fonte CASTLeS-CfA-Arizona Space Telescope Lens Survey )

Sulla base delle immagini delle surveys e dei dati spettroscopici, esclusa la possibilità di poter effettuare riprese nella zona UV intorno ai 300 nm e vista la sostanziale inutilità di quelle intorno ai 350 nm ancora alla mia portata, decisi di usare filtri a banda larga (blu e verde) Astronomik, insieme ad un filtro IR pass >720nm della stessa marca, nell'intento, un pò ingenuo in verità, di riuscire in qualche modo a percepire la presenza della galassia interposta, cosa per la quale occorrono strumenti di almeno 2,5 mt di diametro e cieli assolutamente limpidi, se non assenti, come nel caso dell'HST.Ciò in quanto risultava netto nella survey HST , e lievemente percepibile nell'immagine IR DSS2, un aumento di diametro del disco della componente B, nelle cui immediate vicinanze si trova la galassia.Ovviamente non avevo tenuto debito conto dei diametri e poteri risolutivi in gioco nelle surveys professionali e del fatto che osservavo da Roma.In attesa dell'utilizzo di una camera Sbig ST8 recentemente acquistata, ho applicato al C14 a f 11, la mia "vecchia" camera Atik 16 HR con sensore Sony ICX 285, che presenta una buona sensibilità nel blu, anche se inferiore al KAF 1603.Decisi inoltre di effettuare una serie di 40 frame da 30 secs in B;V e IR in binning 2x2 e una sola serie di 40 frames in luce blu in binning 1x1 (poi integrata da altri 20 frames da 60 secs ciascuno per migliorare il segnale) per portare il potere risolutivo del sistema da 0,6 a a 0.3" x pixel .Da ciascun frame è stata sottratta una dark ed applicata una flat .I frames risultanti sono stati sommati con Astroart 3 e salvati senza operare alcuna elaborazione.Dalle immagini Blu, Verde e IR finali si è effettuata una elaborazione di massima entropia con 20 iterazioni ed i frames sono stati messi a registro ed uniti in una IR-G-B.Il risultato è stato il seguente:

The following image of QSO was shot from Ponte di Nona Observatory, in Rome, by a Celestron 14 Schmidt Cassegrain telescope @ F11 and an ATIK 16 HR CCD camera, binned 2x2 on last may,25.2009, with an IR- Green-Blue filtering.It's clear the blue color of both components.

E' evidente il colore blu delle componenti A e B del quasar, anche se è assente la componente rossa, sostituita con l'IR.Non altrettanto evidente è, invece la galassia interposta, per quanto nell'immagine IR opportunamente ingrandita ed elaborata in falsi colori mi è sembrato di intravedere qualcosa: le distanze e l'orientamento coinciderebbero, ma siamo veramente al limite, ed oltre.

This heavy processed image it's a try to observe the lensing galaxy, but , if something may be seen, I think it is a very hard, or impossible mission for amateur instruments.

L'analisi dei flussi delle due componenti del QSO nell'immagine blu a piena risoluzione mi ha dato risultati sostanzialmente simili, con uno scarto di circa 0,029 Mag. .Il flusso con apertura del sistema in IR, calibrato assumendo di 13,997 la mag della stella di controllo situata immediatamente a sinistra della componente B ha dato come risultato, nell'immagine composita dei 40 frames, una mag di 16,882 per la componente A e 16,767 per la B, con una differenza di circa 0,115 mag.Ovviamente tali risultati sono leggermente falsati per la mancata sottrazione dell'apporto della galassia, e, comunque , si avvicinano molto a quelli risultanti dalle indagini fotometriche di apertura effettuate sul quasar.

Le riprese sono state effettuate lo scorso 25 maggio 2009 dalle ore 22.50 sino alle ore 1.20 T.U. del successivo 26 maggio.

Un'altra interessantissima categoria di oggetti celesti, facente parte della grande famiglia degli AGN, Galassie con nuclei attivi, è quella dei Blazars, acronimo derivante dalla commistione delle parole BL Lacertae e Quasars.Delle prime,hanno la caratteristica di essere nuclei attivi di galassie, dei secondi quella di essere sede di fenomeni di straordinaria energia attraverso tutta la gamma spettrale di radiazione conosciuta, dal dominio radio ai raggi gamma.Essi sono alimentati da materia che cade verso un buco nero supermassiccio situato al centro della galassia ospite, che crea nel suo intorno un disco toroidale di accrescimento, perpendicolarmente al quale sussistono jet relativistici di plasma altamente energetico.Tali jet relativistici sono spesso orientati nelle vicinanze della linea di vista dell'osservatore terrestre I Blazars non presentano in genere righe di assorbimento, ma solo , talvolta, linee in emissione, causate dai jet di plasma:in genere quindi i loro spettri si presentano piuttosto poveri di segni distintivi, a parte l'intensità della radiazione emessa .Un particolare sottotipo di Blazars,chiamato TeV blazars e caratterizzato dalla straordinaria potenza dell'emissione Gamma, dell'ordine dei Tera- electron Volts, sono gli oggetti Markarian 421 e 501.

Markarian 421 è pertanto uno dei più eclatanti esempi di Blazars, ed anche uno dei più luminosi, nonostante la sua luminosità vari notevolmente, tra la 12.5 e la 13.5 .Markarian 421 si trova alle coordinate AR 11 04 25.6 Dec +38 12 47 (2000 ), nell'Orsa Maggiore.Esso è lontano circa 360 Milioni di anni luce, con un redshift di 0.03.L'immagine sottostante, che compendia le osservazioni delle numerose Surveys dimostra l'elevatissimo flusso di energia dell'oggetto, specie nella banda X e Gamma.

Another interesting class of celestial objects included in the AGN family is the one of Blazars, from BL lacertae and Quasars,as the first,they are active galactic nuclei, and from the second take the feature to be origin of very high energy phenomenon,in the whole domain of known radiation, from gamma rays to radio waves.Generally,blazars spectra have no absorbtion lines and only, sometimes, emission lines due to their plasma jets, so they are difficult to identify.A particular class of Blazars, called TeV blazars, are the Markarian 421 and 501 objects.Markarian 421 is one of more exiciting type of blazars, and also one of more low mag (about 12,5- 13.5).It can be found in Ursa Major at AR 11 04 25.6 Dec +38 12 47 (2000), and is 360 millions Ly far from us, with a redshift Z = 0,03.The following image from various surveys, shows the very high energy flux of the object , particularly in X and gamma rays domains.

Nonostante la relativamente alta luminosità, gli strumenti di piccolo diametro mostrano soltanto un aspetto puntiforme dell'oggetto,mentre quelli più grandi la nebulosità che lo circonda, e l'aspetto della galassia situata a circa 14" .

Nella seguente immagine , ottenuta col C14 @11 ed una camera ST8 in binning 1x1 il 13 giugno 2009, è evidente la natura galattica del blazar, in quanto risulta osservabile il blazar stesso (nucleo della galassia) e parte di questa (oggetto più luminoso in basso a sinistra verso il centro), mentre risulta ottimamente risolta la piccola galassia vicina (in alto a ore due).

In the following image, taken by a C14@ 11 and a Sbig ST8 CCD camera binned 1 x 1 on last june, 13 , 2009 is evident the galactic origin of blazar, for it's visible the core (blazar) and part of galaxy, while is quite completely resolved the nearby galaxy (the object at hour two), that shows a similar redshift (0,031) and from recent studies (Peter W.Gorham and others) seems to host another seyfert nucleus and to be in tideal interaction with the blazar, getting further evidences of the thesis that close encounters among galaxies are an importat point to understand the the AGN evolution.A further processing of the image (Dec Max Ent + false colors) seems to show some connection between the two objects.

Riguardo a quest'ultima,che mostra un redshift analogo a quello di Mark 421 (z = 0,031) recenti studi (Peter W.Gorham ed altri) sembrano aver dimostrato che tale galassia, posta a circa 10 Kpc di distanza da Markarian 421, contiene un nucleo di Seyfert ed è in stato di interreazione mareale con il blazar, portando ulteriori prove a sostegno che gli incontri ravvicinati tra galassie costituiscano un fattore importante nell'evoluzione degli AGN e che siano in qualche modo associati al fenomeno degli oggetti BL Lacertae.

In effetti, una elaborazione della immagine precedente (deconvoluzione Max Entropia 12 iterazioni + falsi colori e crop) sembra indicare una connessione tra i due oggetti.

Fin qui per l'osservazione dell'oggetto, per quanto riguarda il suo spettro, invece, le cose sono notevolmente complicate da due fattori: la naturale assenza di righe di emissione od assorbimento di una certa entità comune alla maggior parte dei Blazars, tanto da farli sembrare degli spettri continui, e l'inquinamento apportato dalla galassia vicina, che, perlomeno a livello amatoriale, rende quanto mai difficile la registrazione di uno spettro depurato di Mark 421, anche a bassa risoluzione.Ciò a parte la circostanza che comunque si tratta di un oggetto che oscilla mediamente intorno alla 13^ magnitudine, il che, considerando l'assorbimento di luce indotta da reticoli o spettroscopi, ne rende ancora più problematica la ripresa , anche con aperture notevoli e camere CCD.

Era, comunque da tempo che pensavo a tale lavoro, e nello scorso 15 luglio 2009 mi sono deciso a raggiungere lo scopo.Sono stati quindi ripresi 50 frames da 30 secs ciascuno con la camera Atik 16 HR in binning 2x2 con reticolo di diffrazione Star Analyser da 100 l/mm al fuoco del C 14 a fr 11 per lo spettro di Mark 421 e 4 frame da 2 secs ciascuno per la stella di riferimento (di probabile classe A), dei quali è stato scelto il migliore.Dalla compositazione dei frames dello spettro del blazar, nel quale gli spettri delle stelle di campo risultano ovviamente sovraesposti, si è ottenuta l'immagine seguente, opportunamente ruotata per far coincidere la zona rossa dello spettro con la parte destra:

For what the object spectrum observation is concerned, the things become much more complicated,due to the natural lack of absorbtion lines in the Blazars spectra, and, in this case, to the lack of strong emission lines too, while the nearby galaxy spectrum tends to pollute the blazar spectrum.Anyway, last july, 15, 2009 I decided to do the job, taking, for the Blazar Spectrum, 50 frames 30 secs each by a an Atik 16 HR ccd camera binned 2 x2 with a Star Analyser 100 grating on its nosepiece, at the focus of C14 telescope at f 11.Other 4 shots, 2 secs each were taken for a reference star situated in the north of blazar, probably A class.

Lo spettro della stella di riferimento, ripreso, come si è detto, a parte con esposizioni molto brevi, elaborato con IRIS e dal quale è stato ricavato il profilo spettrale non normalizzato per intensità con Astropix, era il seguente:

Here the reference star spectrum profile, not normalized for the camera sensitivity:

Ora, le righe dello spettro di Mark 421 risultano leggermente allargate per effetto dello spettro della galassia compagna, tuttavia la Hb risulta sicuramente , anche se in modo lieve , anche nello spettro del blazar in assorbimento. Mettendo a registro i due spettri,la differenza di spostamento verso il rosso delle righe di quest'ultimo rispetto alla stella di controllo risulta di 6 pixel, corrispondenti, alla risoluzione di 23,7 A/Pixel, a 142 Angstrom, il che vuol dire che la riga Hb si troverebbe a 5003 A anzichè a 4861.Il redshift del Blazar sarebbe quindi 142/4861 = 0,0292, con un errore di 0,0008 rispetto al valore reale di 0,03 che può ritenersi accettabile in rapporto alla strumentazione usata , al livello di risoluzione, ed al basso redshift dell'oggetto.La ridotta velocità dell'oggetto (ca 8760 Km/sec) ed il basso livello di risoluzione dello spettroscopio usato rendono pressocchè inutile l'applicazione della formula relativistica, che fornisce comunque valori simili.

Now, the Mark 421 spectrum are not well defined, both for pollution of skyglow and the nearby galaxy spectrum, but, anyway, all the Balmer Hydrogen lines (one of them, the Hb, surely present in Blazar spectrum, shows a redshift of 6 pixel, say, at the resolution of 23,7 A/pixel, of 142 A, taking the Hb line at 5003 A, instead 4861, and z= 142/4861 = 0,0292, with an error of 0,0008 respect to the real value of 0,03, that can result acceptable considering the low resolution of spectrum and the low redshift of the object.The relative reduced speed of the object and the low resolution of spectroscope make not necessary the use of relativistic formulae, that gives, anyway, similar results.

Uno spettro professionale del blazar è stato ottenuto col doppio spettrografo applicato al fuoco del 5 metri di Monte Palomar, (Rif."Markarian 421 unusual satellite galaxy" di Peter W Gorham ed altri) e mostra i seguenti risultati per il blazar e la galassia compagna:

A professional spectrum of blazar was obtained in 1999 by the double spectrograph at the prime focus of Mount Palomar 5 mt reflector (ref "Markarian 421 unusual satellite galaxy" by Peter W Gorham and others), and the Hb line position is quite the same as the one in my spectrum.

Come si osserva, nello spettro composito Markarian 421- Galassia compagna (parte C) la riga Hb si trova a poco più di 5000 A , in accordo di massima con le mie osservazioni.

Abell 2218 è un ammasso di galassie situato nella costellazione di Draco, a circa 2 miliardi di anni luce da noi, AR 16^h 35^m 54 , Dec +66° 13′ 00″ di redshift medio di 0.17. Il blocco ravvicinato di galassie del centro di Abell 2218 costituisce un enorme concentrato di materia che, agendo da potente lente gravitazionale , deflette, distorce ed ingrandisce la luce delle galassie situate alle spalle dell'ammasso in lunghi archi, la maggior parte troppo deboli per poter essere osservati da terra, duplicandone talvolta le immagini.

Una spettacolare survey dell'ammasso è stata effettuata nel 1995 e poi nel 2004 dall'HST, con la individuazione di una serie di archi corrispondenti ad altrettanti oggetti più o meno lontani posti dietro l'ammasso ( Fonte NASA- HST):

Abell 2218 is a galaxy cluster in the constellation of Draco, at about 2 billions ly from us AR 16^h 35^m 54 , Dec +66° 13′ 00″ medium redshift 0.17. The cluster of close galaxies in the Abell core is an enormous concentration of matter that acts as a powerful gravitational lens,deflecting and magnifying the light of the galaxies situated behind it in many long arcs, some too dim to be observed from earth.A very interesting survey of the cluster core was done by HST WFPC2 on 1995 and 2004, see the image hereunder (courtesy NASA -HST)

Una recente immagine professionale a largo campo dell'ammasso, seppure con strumenti molto più limitati, è quella della NOAO, ottenuta con uno Hypergraph da 50 cm, che si riporta qui di seguito (Fonte NOAO Edu):

A recent professional image of the cluster, but by a much more modest instruments, is the following , courtesy NOAO-Edu observatory, obtained by a Hypergraph of 50 cms.

Data la notevole focale ed apertura indispensabile per ottenere una minima risoluzione dell'ammasso, sembrerebbe che tale oggetto sia alla esclusiva portata di strumenti professionali, o quasi.L'occasione era troppo invitante per lasciarmela sfuggire,e l'osservatorio di Ponte di Nona non poteva non tentare una ripresa al limite delle possibilità, sia strumentali che ambientali.Sia ben chiaro che la focale minima per sperare di ottenere una qualche visibilità del core dell'ammasso si aggira sui 4 metri, focali inferiori, pur fornendo belle immagini, non permettono a mio avviso una risoluzione adeguata ad un minimo di indagine:ovviamente l'apertura dello strumento deve essere adeguata alla focale usata.Un primo problema riguardava i filtri; esclusi i filtri a banda stretta di qualsiasi tipo, dato che mi occorreva raccogliere quanta più luce possibile sul piano focale del mio 14" a f 11, ho optato per un Baader Neodymium che è un ottimo compromesso per scurire il cielo cittadino quanto basta con una perdita di luce esigua, ottenendo la quasi completa soppressione delle righe di emissione del sodio, che nella zona costituiscono il maggior fattore di inquinamento luminoso.Il tentativo è stato effettuato in due serate, il 22 ed il 24 agosto 2009, con una temperatura ambiente di ca 29 gradi alle 23 ed una temperatura del sensore della Sbig ST8 di - 5° (fattore che ha contribuito non poco alla rumorosità dell'immagine finale).La vicinanza dell'oggetto al nord celeste ha enfatizzato problemi del mio ottimo, ma non perfetto, stazionamento al polo,evidenziando una piccola rotazione di campo e creandomi problemi di guida in Dec che sono comunque riuscito in parte a superare.Sono stati ripresi , al fuoco del C14 a f 11, 26 frames da 4 minuti, due da otto minuti e due da 2 minuti, per un totale di circa due ore di integrazione complessiva nelle due serate: la copertura è stata di 0.5" x pixel, ed il campo inquadrato , tenuto conto che l'immagine è stata lievemente ridimensionata,di circa 11 x 7'. Osservando l'immagine, assolutamente ordinaria e piuttosto rumorosa, verrebbe quasi da passare oltre, a meno non si faccia caso ad un particolare: escluse le stelle di primo piano, più luminose,quasi tutti i punti sfocati di apparenza stellare sono galassie, le più deboli delle quali sfiorano la 23^ mag!Sinceramente non le ho contate, ma potrebbero essere un paio di centinaia!Inutile dire che si tratta, che io sappia, del primo caso di una ripresa del genere da una grande città, un test che ritengo estremamente utile non solo per me , quale controllo della validità del mio setup, ma per tutti coloro che, pur possedendo strumentazioni di tutto rispetto non fanno imaging o ricerca da cieli cittadini rassegnandosi alla convinzione che sia impossibile ottenere risultati appena decenti.

Considering the noticeable EFL and aperture to get a minimum of resolution in the cluster core, seems that the object is an exclusive target of professional instruments.But the chance was too interesting for me to leave it pass away, and Ponte di Nona Observatory to try a very hard test, at the instrumental and environmental limits.Now, a first problem was the filters to be used: leaving apart every kind of interference narrow bandpass filters, for I needed the most of light collecting power,I choosed a Baader Neodymium filter,a good compromise to suppress part of light pollution (especially in the sodium line bandpass) holding, anyway, a good light collecting power of the optics.The attempt was done in two days,on august 22 and 24 2009, with a temperature of 29 °C, and a temp of the sensor of Sbig ST8 CCD camera set at -5 C, at the focus of my C14 at f 11.The field was 0,5 arcsecs per pixel .Were shot 26 frames 4 mins each , plus other 2 , 8 mins each, and 2 of 2 mins, for a total integration of about two hours. The high declination of the object caused a light field rotation and some difficulties for me to guide in declination, but I succeed to do the job.The image, shot from a city like Rome, at a glance seems to be not much impressive, until one reflect about this,the great part of stellar appearence points are galaxies, the dimmer of those about 23 mag.Sincerely I didn t count them, but they coud be up to 200!

Nell'immagine che segue è riportata una elaborazione in falsi colori delle principali galassie del core di Abell 2218, le cui magnitudini oscillano tra la 18,09 e la 22,91.

In the following image is shown a false colors processing of Abell 2218 core, with the mag of main galaxies, going from 18,09 to 22,91.

Nella elaborazione successiva con maggior ingrandimento e contrasto sono individuati (veramente al limite) alcuni dei numerosissimi archi che circondano il core dell'ammasso :

In the hereunder further processing are shown, at their very limit, some of the arcs surroinding the Abell 2218 core.

C'è da dire , in proposito, che gli archi 1,3 e 4 sono sicuramente reali, in quanto trovano riscontro nelle immagini professionali .L'arco indicato col n.2 nell'immagine è, invece, probabilmente un artefatto (anche se non sembrerebbe tale) in quanto si trova spostato di alcuni pixel verso il centro dell'ammasso rispetto a quello riportato nelle immagini HST .Gli archi più deboli sono della 23^ Magnitudine.Notare come il redshift dell'arco n.4 sia di z=1,034, quindi notevolmente superiore a quello medio dell'ammasso di 0,17, segno inconfondibile (insieme a molti altri) che l'oggetto reale si trova alle spalle di questo, e molto distante da esso.

I can say that the arcs n. 1,3, and 4 are surely real, for they can be found in the professional images.The arc n.2,is a probably artifact, for its position is a few pixel toward the center respect the real one shown in the professional images.Note as the redshift of the arc n. 4 is 1,034, and far superior to the mean cluster redshift of 0.17, evidence that the real object is far behind the cluster itself.

Questo è sicuramente uno degli oggetti Deep Sky più contestati e discussi della storia dell’astronomia moderna.
Ngc 4319 è una galassietta della costellazione del Draco, di 13^ mag,a circa 90 Mly, Z= 0,006 ma è assurta ad una gloria impensata per il solo fatto di avere nelle sue vicinanze un Quasar di redshift ben maggiore, 0,07 pari ad una distanza di 1 miliardo di anni luce.Stando al redshift, la vicinanza dei due oggetti dovrebbe essere solo prospettica e casuale, senonchè taluni studiosi, Halton Arp in testa, hanno ipotizzato un collegamento fisico tra di loro, derivando da ciò (e da altri casi simili) addirittura la messa in discussione del redshift e del modello del big bang, ad esso connesso.La disputa è proseguita con immagini dello Hubble che smentiscono la tesi di Arp,e continua ancora oggi.
L’immagine che segue è stata ripresa da Roma il 6 luglio 2011 alle ore 21 circa UT, col mio C14 @ f 7, solita camera ST8 XME, filtro Neodymium per attenuare l’inquinamento luminoso, integrazione 7 frames da 300 secs.

NGC 4319 is a common , small galaxy in Draco , while Markarian 205 (Mrk 205) is object number 205 in a catalog compiled by the Armenian astronomer Benik Markarian and one of most controversial and discussed astronomical objects.It is usually classified as a Seyfert galaxy, one with a bright nucleus, or as a low-luminosity quasar, and its spectrum ought to show the lines of Seyfert Type I galaxies .Halton Arp observed and reported some unusual features about this pair in 1971. They appear very close in the sky but have vastly different redshifts (0.00453 for the galaxy and 0.07085 for the quasar). If redshift is a reliable indicator of stellar distance, then obviously their closeness must be just a fluke. Yet Arp reported a visible connection between the two.This question maintened a long debate for almost thirty years and more recently (2002) a NASA release of an observation made by HST seemed to exclude a physical connection between the two objects.

The under shown image of this pair was taken from Rome on july, 6, 2011 at h.21 UT,, by my C 14 @ 7 , my ST8 XME CCD and a Neodymium filter with seven 300 secs frames stacked by AA.

Stimolato dal seeing apparentemente discreto della serata,nonostante una trasparenza non ottimale del cielo nella zona dell'oggetto, situato sopra la zona nord-ovest di Roma, ho provato a riprenderne lo spettro a bassa risoluzione con un reticolo da 100 l/mm "Star Analyser" con 30 frames da 45 secs l'uno non inseguiti , per la difficoltà di trovare una stella sul sensore di guida della camera.L'immagine, risultante dalla somma dei frames, è stata la seguente, nella quale la zona interessata dallo spettro di MK 205 è segnata in rosso.Nell'immagine sono evidenti alcuni pixel caldi residuo dell'applicazione della darkframe, che fortunatamente non interessano la zona dello spettro:

In the same night,with a fair seeing, I shot a low resolution spectrum of the two objects using a 100 l/mm Star Analyser transmission grating, with 30 frames 45 secs each.The Mk 205 spectrum is shown inside the red rectangle.

Lo spettro di emissione di Mk 205 mostra caratteristiche analoghe a quello delle galassie di Seyfert di Tipo I, come , ad esempio, NGC 4151, con evidenza delle righe dell'OIII e dell'H beta, ma shiftate a 5210 e 5380 A circa, e di quelle dell'Ha e N II.

Il segnale risultava molto debole, ed una prima calibrazione dava risultati inconcludenti, in quanto avevo erroneamente considerato come blend di OIII e Hb l'immagine debolissima di una stellina di campo (indicata da una freccia nell'immagine sottostante dello spettro orientato) che si trovava in linea con lo spettro e, per colmo di sfortuna, all'incirca nella posizione delle righe in questione non shiftate.Mi trovai per circa un giorno di fronte al dilemma di come potessero coesistere nello stesso spettro di una sorgente lontana righe spostate verso il rosso ed altre che non lo erano, prima di capire le cause dell'errore.

The spectrum of MK 205 shows features similar to those of Seyfert galaxies of type 1, and then with strong O III, Hb and Ha emission lines: the spectrum was very dim and full of noise and a first attempt of calibration gave strange results for I had considered as OIII emission line a very dim star in the field quite superimposed to the spectrum (see image).

Lo spettro bidimensionale soprariportato è stato elaborato con crop e binning successivi per eliminare la stella di campo ed appariva, dopo l'eliminazione del segnale spurio, nel modo che segue, con una evidente riga in emissione, alquanto allargata in quanto probabile blend di più righe, data la ridotta risoluzione del sistema usato.L'elaborazione spinta per evidenziare tale riga non ha permesso una calibrazione del profilo per intensità nè per la risposta.Le pseudo righe di debole intensità sono state ritenute appartenenti al rumore di fondo e non considerate.

Using binning and crop operations I isolated in bidimensionale spectrum the Ha strong emission line from the stars and other artifacts, appearing as false lines, and not considered.

La calibrazione è stata effettuata col software Visual Spec, utilizzando come spettro di riferimento quello della stella Phecda (gamma Ursae Majoris), classe AOV, mag.2.41, con le evidenti righe della Serie di Balmer dell'idrogeno , ripreso nella stessa sera e nelle medesime condizioni strumentali.I due spettri bidimensionali sono stati messi accuratamente a registro prima di estrarre il profilo.

The calibration was done by Visual Spec using as reference star Phecda in Ursa Major, AOV class, whose spectrum(taken in the same evening and tecnical conditions) shows clearly the Balmer Hydrogen absorbtion lines.

I due profili spettrali, ottenuti e messi a confronto col predetto software alla dispersione di 15.3 A/pixel ,calibrati in lunghezza d'onda si presentavano come segue: quello di Mk 205 con la predetta intensa riga in emissione a 7007 A, probabile blend dell'Ha e dell'NII rispettivamente a 6563 A e a 6583 A a riposo:Come si può osservare nell'immagine , l'ordine 0 dei due profili non risulta esattamente a registro, con uno sfasamento di 1 pixel, pari a circa 16 A verso il blu del profilo di MK205 rispetto a quello della stella di confronto, per un errore di software o di elaborazione; per cui la lunghezza d'onda effettiva della riga Ha in MK 205 risulterebbe di 7007 + 16 A, e quindi a 7023 A, con un D lambda di 7023-6563 = 460 A . Il Redshift Z = 460/6563 = 0,070 e quindi quasi pari al valore ufficiale di 0.071.V = 300.000 x 0,070 = 21.000 Km/sec, e la distanza dell'oggetto, tenuto conto della stima di 73,8 della costante di Hubble Ho (recentemente rideterminata dallo HST nel 2011) , D =21.000/73.8 = 284.552 Mpc = 928.057.811 AL.

The two spectral profiles, calibrated in wavelenght at dispersion of 15.3 A/pixel looked as follows, that of MK 205 with the aforementioned intense line emission at 7007 A, probably blend of Ha and NII, respectively at 6563 and at 6583: As you can see in the image, the order 0 of the two profiles do not is exactly in register, with a lag of 1 pixel, say about 16 A toward the blue of MK205 profile respect to the one of comparison star,due to a software or processing error, for which the effective wavelength of the Ha line in MK 205 set at 7007 A would be 16 + A, and then 7023, with a D at lambda 7023-6563= 460. The Redshift Z = 460/6563 = 0.070 and thus almost equal to the official 0.0708.V = 300,000 x 0.070 = 21,000 km / sec, and the distance of the object, taking into account the estimate of the Hubble constant Ho of 73.8 I (recently restated by the HST in 2011), D = 21.000/73.8 = 284,552 Mpc= 928,057,811 Ly.

uasi