di Andrea Bertocco
Ecco finalmente l’articolo (tanto atteso?…) che avevo promesso su come e cosa si può ricavare dalle immagini, elaborate con IRAF, di una galassia lontana ripresa dal telescopio spaziale Hubble.
Prima di passare alla sequenza di elaborazioni da effettuare per ottenere con IRAF dei dati di un certo valore scientifico, è indispensabile individuare l’oggetto nell’immagine, verificarne la posizione utilizzando dei cataloghi e vedere, ad una prima occhiata, se si tratta di una ellittica o una spirale. La galassia, catalogata dal NED come g297, è situata sul lato Nord-Ovest dell’ammasso (Fig.1.) CL0024+17 che si trova nella costellazione dei Pesci e ha un’estensione di circa 5×3 primi d’arco.
Per la galassia in questione, individuai casualmente le sue peculiarità quando tempo fa feci una serie di elaborazioni, sia d’immagini che di fotometria, su alcune galassie appartenenti al suddetto ammasso.
Di seguito osserviamo riportati in tabella alcuni dati di catalogo come le coordinate, il redshift (cioè lo spostamento delle righe spettrali verso le lunghezze d’onda maggiori -il rosso- ed indice di un allontanamento dell’oggetto dalla nostra galassia) ed infine la magnitudine nella lunghezza d’onda V (555 nm) corrispondente praticamente al “visibile”.
| ZwCL 0024.0+1652:[DG92]… | Gal | A.R. | Dec | z | mag |
| 297 | 002629.1 | +171025 | 0,396 | 21.3V |
Come possiamo notare dalla tabella e nella seguente immagine (Fig. 2), la galassia g297 sembra essere un’ellittica con i semiassi isofotali massimi (per il filtro r) rispettivamente di 2,43 e 2,36 secondi d’arco, misurati sull’immagine con IRAF e calcolandoli conoscendo la scala-immagine. Come tutte le galassie ellittiche, si presenta di forma sferoidale con un nucleo compatto e uno sferoide molto fitto di stelle fino alla periferia.
Le immagini utilizzate per l’elaborazione sono state riprese dall’Hubble Space Telescope (HST) utilizzando la camera Advanced Camera for Surveys (ACS), che ricordo è composta da tre camere fotometriche a multibanda (WFC, HRC e SBC) e ciascuna camera ha un rivelatore appropriato. Per le elaborazioni delle immagini qui considerate, fondamentale è stato l’uso della Wide Field Camera. Questa camera viene utilizzata per le osservazioni nelle bande U, u, B, g, V, r, R, i, I, z (dai 370 ai 1100 nm). La galassia, è stata studiata nelle bande fotometriche g, r e z della SDSS. Tali bande fotometriche equivalgono, per la camera ACS, ai filtri F475W, 625W e F850LP che corrispondono alle lunghezze d’onda di 475 nm, 622 nm e 905 nm rispettivamente.
Per ricavare informazioni utili dalle immagini di una galassia che si trova ad una grande distanza, si preferisce utilizzare le immagini della banda rossa/infrarossa (r, R, I, z), perché innanzitutto, a causa del redshift, la luce emessa dall’oggetto è spostata verso la radiazione rossa dello spettro e in secondo luogo lo sferoide (Halo) della galassia (cioè quella sfera che circonda la galassia costituita da stelle di vecchia generazione -denominate popolazione II-, stelle sparse ed eventuali residui di polveri) ha una forte emissione nelle suddette bande fotometriche. Quindi, a parità di esposizione, nelle immagini il diametro isofotale luminoso della galassia risulta essere maggiore che nelle altre bande fotometriche (U, u, B, g, V). In questo modo è più semplice identificare la regione dell’immagine dove “termina” la galassia.
La procedura IRAF per elaborare le immagini della galassia g297, al fine di creare il profilo di brillanza della galassia, è quella standard delle ellissi isofotali (ellipse) .
Inoltre vengono estrapolati i residui delle immagini per mettere in evidenza i particolari delle zone adiacenti al nucleo(bmodel e imarith).
Caricata l’immagine e, dopo aver impostato alcuni parametri base di display, si avvia il task ellipse dopo aver modificato i parametri necessari. Utilizzando l’immagine fatta con il filtro r (F625W) della camera ACS-WFC di HST, e modificando il punto zero per questo filtro e questa camera (mag0=26,21524), si esegue l’elaborazione delle ellissi isofotali per due volte. Prima per calcolare la tabella utile per ricavare il grafico di brillanza superficiale, e la seconda volta per calcolare invece la tabella da usare con i residui.
Lanciato il task così configurato, si procede avendo cura di mascherare le galassie e gli eventuali oggetti di fondo che potrebbero alterare la costruzione delle ellissi.
Al termine di quest’operazione, si costruisce il grafico di brillanza utilizzando la prima tabella, mentre con la seconda si calcola prima il modello e in seguito si crea l’immagine dei residui.
Come si può notare, nell’immagine dei residui risultante, si vedono benissimo due getti che dal nucleo si estendono verso l’esterno della galassia (Fig.3).
Inoltre si nota una croce nera inclinata di 45° rispetto all’asse maggiore della galassia. Tale croce è un prodotto dell’elaborazione che tuttavia risulta avere una certa importanza, in quanto è indice che la galassia è di tipo disky, cioè ha una propria rotazione. Se questa croce fosse stata esattamente sovrapposta ai due assi, allora la galassia sarebbe risultata di tipo boxy e quindi la sua stabilità sarebbe dovuta ai moti caotici delle stelle che la compongono.
Tornando ai getti individuati, si effettua la stessa elaborazione anche per i filtri g e z, modificando opportunamente il punto zero. I getti sono visibili nell’immagine del filtro z, ma non sono presenti nell’immagine che utilizza il filtro g.
Essendo questi nel filtro r ben marcati, si è potuto effettuare alcuni calcoli su di essi direttamente sull’immagine.
Considerando che il redshift di questa galassia è di z=0.396, la Distanza Attuale risulta essere di DNow=1430 Mpc con una costante di Hubble H0=70 Km/sec/Mpc, di conseguenza la Distanza Angolare è di DA=1042 Mpc. Dato che la camera ACS-WFC ha una risoluzione di 0,0491 arcsec per pixel e che i getti risultano essere entrambi di circa 0,5 arcsec, conoscendo la DA della galassia è stato possibile determinare che i getti risultano essere di almeno 8500 anni luce pari a 2,6 Kpc.
La cosa interessante è che la presenza dei getti è “visibile” anche nei grafici di Ellitticità e dell’Angolo di Posizione (PA) delle immagini r e z. Infatti, man mano che il Semiasse Maggiore (Sa) aumenta fino a poco più di 0,5 arcsec, al variare dei valori di ellip, i dati di PA si mantengono costanti (Fig.4). Questa costanza nei dati di PA è una conferma della presenza di una barra/getto all’interno del nucleo e quindi di ciò che si osserva nell’immagine dei residui. Costruendo inoltre sull’immagine le isofote, cioè le curve lungo le quali i pixel hanno valore di luminosità costante, la forma dei getti è ben evidente (Fig.5).Questi getti sono probabilmente il prodotto di una forte e intensa attività energetica che avviene nel nucleo della galassia ad opera di un massiccio buco nero centrale, con una massa probabilmente di 10 milioni o addirittura 1 miliardo di volte quella del nostro Sole, concentrata in uno spazio molto piccolo (il raggio di un buco nero e’ pari a circa 3 Km per ogni massa solare).
Secondo questo modello la materia circostante (stelle, gas, polvere) presente nel nucleo della galassia formerebbe intorno al buco nero uno spesso disco, a forma di ciambella; essa alimenterebbe il buco nero cadendovi sopra ed emettendo intensamente radiazione.
Questa materia verrebbe quindi inghiottita dal “mostro” centrale, un fenomeno che prende il nome di accrescimento, e convertita in energia elettromagnetica con un’efficienza molto alta.
L’accrescimento di circa 2×1030 Kg di materia all’anno (pari alla massa del Sole) basterebbe a spiegare l’energia emessa da una di queste galassie. Se il buco nero ruota intorno al proprio asse, questo motore centrale è in grado di accelerare il gas circostante e di espellerlo dal nucleo sotto forma di getti, collimanti con l’asse di rotazione del buco nero.
In tale modo si spiegherebbero i getti osservati nel visibile di alcune Galassie Attive e Quasar (ad esempio M87 o 3C273) e i radiolobi delle Radiogalassie (ad esempio Centaurus A). I getti sono un fenomeno molto comune nei Nuclei Galattici Attivi (AGN). Questa spiegazione potrebbe essere valida anche per i getti visibili nella galassia g297.
Dal punto di vista fotometrico, per tutti i filtri, i Profili di Brillanza (Fig.6) seguono la tipica forma di una galassia ellittica, confermata anche dai grafici delle Leggi Empiriche (Fig.7).
Appare evidente un certa differenza tra il Profilo di Brillanza della magnitudine g e i profili delle magnitudini r e z. La causa di questa differenza (che in alcuni punti è quasi di 1.5 magnitudini) è altamente probabile sia dovuta al fatto che la galassia ha una forte emissione rossa (dovuta alle proprie componenti stellari che al redshift) e quindi risulta essere più luminosa a queste lunghezze d’onda. Infatti, con questi filtri, si nota anche una maggiore dimensione del raggio isofotale di circa il 25% pari a 0,6 arcosecondi. Sarebbe il caso di effettuare degli spettri di questa galassia ed estendere le osservazioni anche ad altre lunghezze d’onda (magari Radio, UV e X) per avere una panoramica più completa del
fenomeno trovato in g297.
Per quanto riguarda alcuni parametri fisici e morfologici, l’Intensità Totale del Bulge ricavata con il filtro r, che segue come abbiamo visto il profilo di Sersic, dato un re=0,67 e una Ie=0,051, risulta essere di 0,519.
La magnitudine calibrata, cioè quella data da tutte le componenti della galassia (in questo caso, nucleo e halo) che si ricava dall’intensità totale, è pari a 26,928, che ricalcolata per la scala immagine della camera ACS risulta di: m=20,383.
Utilizzando la formula della classificazione di Hubble per le galassie ellittiche, 10·(1-b/a), e inserendo i valori dei semiassi isofotali, la galassia g297 risulta essere di tipo E0. La Magnitudine Assoluta, ricavata utilizzando le formule relativistiche della distanza (dato che z>0,1), equivale a M=-21,156, mentre il rapporto L/Lo risulta essere pari a 4,39·10^10 volte la luminosità del Sole. La galassia presenta una velocità di rotazione, calcolata con la relazione FaberJackson, di circa 216 Km s-1 e un rapporto M/Mo, calcolato con il metodo del Viriale, di 6,80·10^12 volte la massa del Sole.
Come avete potuto osservare, con le potenzialità di IRAF, abbiamo ricostruito la morfologia e la “carta d’identità” fotometrica e fisica di questa galassia, posta ad una distanza di poco più di 4,5 miliardi di anni luce. E’ stato molto interessante scoprire che “qualcosa di strano” è emerso dalle semplici elaborazioni delle sue immagini. Inoltre è stata un’illuminante esperienza personale e una vera sorpresa, riuscire a trovare casualmente una galassia, tra le tante appartenenti ad un ricco ammasso, con “nascosti“, nel suo intimo e luminoso nucleo, due getti che si propagano nello spazio per più di 8500 anni luce.
Questi getti li possiamo paragonare a due fasci di un “faro cosmico”, che ci segnalano la rotta da seguire per giungere al porto di arrivo, una destinazione che per l’umanità implicherà grandi soluzioni, ma che per il momento è ancora lontana.
Cieli sereni!
Astro T-Rex 