Il transiente (magnitudine 11.3) è stato scoperto da Yuji Nakamura (Japan) il 14 marzo 2019 nella costellazione dell' Auriga (RA: 05 39 04.10, DE: +47 48 03.0). Nella stessa posizione i cataloghi stellari riportano una stellina di 19a magnitudine. Si tratta quindi (molto probabilmente) dell'outburst di una nova nana (dwarf nova) di tipo WZ Sge (tipologia che registra variazioni di 6-9 magnitudini).

Lo spettro del transiente è stato osservato da Lorenzo Franco (sezione variabili UAI) da Roma il 15 marzo 2019 con un telescopio da 20cm ed uno spettroscopio Alpy600. Lo spettro mostra un profilo compatibile con quello di una nova nana di tipo WZ Sge (continuo prominente nel blu, deboli righe di emissione dell'idrogeno all'interno di righe di assorbimento).

Per maggiori dettagli si rimanda al sito aavso:

https://www.aavso.org/tcp-j053904104748030-likely-dwarf-nova-outburst-113-mag-auriga-0

Lorenzo Franco (lor_franco@libero.it)

 

Figura1

 

Figura2

Pubblicato in UAI NEWS
Lunedì, 10 Dicembre 2018 23:29

Spettro della cometa 46P/Wirtanen

Lo spettro della cometa 46P/Wirtanen è stato osservato da Roma l' 8 dicembre 2018 con un telescopio Schmidt-Cassegrain da 20 cm (ridotto a 0.5x) ed uno spettroscopio Aply 600 con una camera CCD Starlight Xpress SXVF-M7.

Sono stati acquisiti 23 singoli spettri della cometa con pose da 240 secondi, guidando manualmente sul nucleo che si muoveva a 7.6 arcsec/min per mantenerlo al centro della fenditura. Subito dopo è stato acquisito anche lo spettro di calibrazione della stella HD 21019 di tipo solare (G2V) che si trovava nei pressi della cometa (stessa massa d'aria) ed utilizzato per ottenere lo spettro di riflettanza (spettro della cometa / spettro della stella di tipo solare).

Lo spettro ottenuto mostra una evidente riga di emissione CN del cianogeno a 3880 A ed alcune bande molecolari dei composti del carbonio (C2) che caratterizzano il colore verde della cometa. Lo spettro è stato trasmesso al gruppo ARAS (Astronomical Ring for Access to Spectroscopy) per memorizzarlo sul loro database.

 46p wirtanen 20181208 850 LFranco label

 

Lorenzo Franco (lor_franco@libero.it)

Pubblicato in UAI NEWS
Domenica, 21 Ottobre 2018 17:39

L’asteroide di Halloween

Puntuale come un treno (giapponese) si ripresenta l'asteroide di Halloween.

Così impropriamente rinominato dai media quando nel 2015 si avvicinò alla Terra, la sera del 30 ottobre, venendosi a trovare a soli 0.0032541 UA, ovvero circa 460 000 km, poco oltre la distanza Terra-Luna che, come noto è di 384 000 km.

L'asteroide 2015 TB145, è stato scoperto dal telescopio professionale F51 Pan-STARRS 1, Haleakala il 10/10/2015, si tratta di un PHA (Potentially Hazardous Asteroids), asteroide potenzialmente pericoloso di dimensioni di circa 400 metri.

Il flyby del 2015 fu un'occasione unica per studiare da vicino l'oggetto, anche utilizzando il radiotelescopio di Goldstone della NASA. L' “immagine” ottenuta, a forma di teschio, ha immediatamente stimolato la fantasia degli scrittori e da qui fu ribattezzato l'asteroide di Halloween.

asteroide halloween

Fig. 1 – L'asteroide 2015 TB145 ripreso dal radio-telescopio di Goldstone NASA

Gli osservatori italiani in quell'occasione contribuirono in modo fondamentale nel determinare la sua orbita ed alcune caratteristiche.

asteroide halloween flyby

Fig 2 - Il flyby di 2015 TB154 ripreso dall'osservatorio di Libbiano Peccioli (B33) la notte del 31/10/2015

( per vedere il video: https://youtu.be/a1YJHO0Af3Y)

Grazie alla collaborazione di Brian D. Warner Center for Solar System Studies–Palmer Divide Station (USA), Julian Oey Blue Mountains Observatory (MPC Q68)AUSTRALIA, di

Albino Carbognani Astronomical Observatory of the Aosta Valley Autonomous Region (OAVdA) e di Lorenzo Franco Balzaretto Observatory (A81), Rome, ITALY, è stato possibile determinare il periodo di rotazione in circa 2,9h con una ampiezza di 0,13 mag. Il risultato è stato pubblicato sulla rivista scientifica Minor Planet Bulettin n. 43-2 (per leggere l'articolo completo in formato pdf clicca qui https://tinyurl.com/ybmyvjjk)

 

 asteroide halloween curva luce

Fig. 3 – Curva di luce dell'asteroide 2015 TB145. Ottenuta grazie al contributo dell'astronomo Albino Carbognani e dell'astrofilo Lorenzo Franco.

Si arriva al 10 ottobre 2018 quando esce la circolare del Minor Planet Center M.P.E.C. 2018-T130, con la quale si annuncia la recovery ottenuta dall'astrofilo Luca Buzzi dell'osservatorio Schiaparelli di Varese (204), contribuendo così a migliorare i parameti orbitali. Infatti, Luca è stato il primo ad riuscire nell'impresa si osservare l'asteroide alla prima opposizione dopo la scoperta, questo ha permesso di migliorare notevolmente i parametri orbitali e quindi l'incertezza dell'orbita.

Cosa ci possiamo aspettare da questo nuovo passaggio ?

2015 TB145 si troverà il 12/11/2018 a circa 0,2 UA raggiungendo una luminosità di 19,3 magnitudini, quindi sarà possibile osservarlo con una adeguata strumentazione munita di un sensore di ripresa (ccd). Una bella sfida per gli astrofili riuscire a immortalare il passaggio dell'asteroide, anche in considerazione del fatto che per il prossimo passaggio ravvicinato dobbiamo aspettare il 23/10/2085 quando si troverà a 0,16 UA.

Di seguito, in figura 4 si riporta il percorso dell'asteroide 2015 TB145 sulla volta celeste.

asteroide halloween mappa

Fig. 4 – Il percorso dell'asteroide 2015 TB145 dal 07/11/2018 al 17/11/2018, ogni punto corrisponde alla posizione giornaliera
alle ore 00:00 UT. Il 16 Novembre sarà sotto Marte.

L'osservazione sarà particolarmente difficoltosa in quanto l'asteroide si trova molto basso, culminando a solo 27° dall'orizzonte.

Di seguito si riportano le effemeridi di 2015 TB145

asteroide halloween effemeridi

Fig. 5 Effemeridi di 2015 TB145 - nelle prime tre colonne anno mese e giorno, a seguire l'orario in UT; ascensione retta e declinazione, distanza dalla Terra e dal Sole; elongazione, angolo di Fase, magnitudine V, motion; P.A., posizione dell'asteroide Azimut e altezza; altezza sull'orizzonte del Sole; dati sulla Luna: fase distanza dall'oggetto e altezza sull'orizzonte.

Consigli per l'osservazione

Se non si ha a disposizione un grande telescopio, per poter catturare l'asteroide si consiglia la tecnica dello Stack and Track, ovvero la somma di numerose immagini sul movimento dell'asteroide. Si punta la strumentazione alle coordinate estrapolate dal Minor Planet Center e si effettuano sequenze di immagini da circa 30 secondi ciascuna, poi vanno sommate con la tecnica indicata. Si rimanda ai due manuali della Sezione Asteroidi dell'UAI (http://asteroidi.uai.it/it/manuali/astrometria) follow-up dei NEA per una più esaustiva spiegazione delle modalità da utilizzare.

Con questa tecnica si può catturare l'asteroide anche con strumenti da 25 cm di diametro, come ad esempio nell'immagine seguente, dove le stelle sono allungate in virtù del motion dell'asteroide, mentre l'oggetto in questione è puntiforme.

asteroide halloween comet

Riuscire a osservare 2015 TB145 sarà un vera sfida per gli astrofili, ma che regalerà grande soddisfazione per coloro che vi riusciranno.

Pubblicato in UAI NEWS

Il transiente è stato scoperto da T. Kojima (Japan) il 13 luglio alle coordinate AR: 18 01 01.86, DEC: -29 51 25.8.

A poche ore dalla scoperta Lorenzo Franco (sezione variabili UAI) ha osservato da Roma lo spettro del transiente con un telescopio da 20cm ed uno spettroscopio Alpy600 per verificare se si trattava di una nova nella sua fase iniziale.

Lo spettro osservato è caratterizzato da un continuo molto arrossato e da una evidente riga di assorbimento del sodio (entrambi causati dall'assorbimento interstellare) ma non mostra le righe di emissione tipiche delle novae.

Il successivo Atel #11853 (http://www.astronomerstelegram.org/?read=11853) indica un possibile evento di micro-lente gravitazionale. Questi fenomeni avvengo per gli effetti della gravità quando una stella si antepone tra noi ed una stella più lontana, amplificandone la luminosità come una lente. Osservazioni fotometriche molto fitte possono mettere in evidenza la presenza di un pianeta extrasolare sulla stella che sta attraversando e che si sta comportando come una lente.

Lorenzo Franco (lor_franco@libero.it)

Figura1

 

Figura2

Pubblicato in UAI NEWS

Il transiente è stato scoperto da Yukio Sakurai il 29 giugno 2018 alle coordinate AR: 18 29 22.93, DEC: -14 30 44.2. (Fig.1) ed è poi stato classificato come Nova Sct 2018.

Le sere del 30 giugno e del 1 luglio 2018 Lorenzo Franco (sezione variabili UAI) ha osservato da Roma lo spettro della Nova con un telescopio da 20cm ed uno spettroscopio Alpy600.

Le novae sono degli oggetti molto peculiari ed il loro comportamento può considerarsi unico. La dinamica e la fenomenologia delle emissioni spettrali caratterizzano i processi fisici che avvengono su questi astri e ne rendono possibile lo studio.

Il primo spettro acquisito il 30 giugno (Fig. 2) è caratterizzato da un continuo crescente verso il rosso (arrossamento interstellare) in cui prevalgono le righe di assorbimento con qualche riga di emissione. La riga Halfa in particolare mostra un evidente profilo P Cygni prodotto dal guscio che si sta espandendo dopo l'esplosione. Misurando la differenza in Angstrom tra la componente di assorbimento e quella di emissione della riga otteniamo una velocità di espansione di circa -850 km/s.

Il secondo spettro acquisito il 1 luglio mostra dei notevoli cambiamenti rispetto al giorno precedente. La riga Halfa mostra un evidente incremento di intensità ed un profilo P Cygni appena pronunciato. Incredibile come a distanza di un solo giorno la Nova abbia mostrato tutte queste variazioni che di solito si apprezzano a distanza di settimane.

Gli spettri acquisiti sono stati inviati al database ARAS a messi a disposizione dei professionisti per i loro studi. E' importante continuare a monitorare la Nova con osservazioni fotometriche e spettroscopiche.

Lorenzo Franco (lor_franco@libero.it)

 

Le novae sono originate dalle Variabili Cataclismiche (sistemi binari interagenti molto stretti, composti da una nana bianca e da una nana di sequenza principale da cui fuoriesce l'idrogeno che cade sulla nana bianca). L'idrogeno si deposita e si accumula sulla nana bianca e, in condizioni di pressione e temperatura adeguate, va soggetto all'innesco di forti esplosioni nucleari che producono il rapido aumento di luminosità del sistema.

 

Figura1

 

Figura2

 

Figura3

Pubblicato in UAI NEWS

La sezione stelle variabili UAI segnala l'alert AAVSO sulla stella variabile simbiotica R AQR (vedi: https://www.aavso.org/aavso-alert-notice-589).

Sono richieste osservazioni visuali, fotometriche e spettroscopiche su questa variabile a supporto delle osservazioni con i telescopi Chandra e HST (Hubble Space Telescope), schedulate nei prossimi giorni.

La stella R AQR (RA=23 43 49.46, DEC=-15 17 04.1) è una variabile simbiotica composta da una gigante rossa di tipo Mira e da una nana bianca. Il sistema dista dalla Terra circa 710 anni luce. La nana bianca cattura parte del materiale della gigante rossa ed occasionalmente produce delle violente esplosioni nucleari. La stella è circondata da una nebulosa prodotta da una di queste esplosioni. La variabile ha un periodo di poco superiore ad un anno (387 giorni) con notevoli variazioni di luminosità (5.2 - 12.4 V). Ad oggi (10 ottobre) la magnitudine è di circa 10 V con una luminosità in discesa nei prossimi giorni (figura 2).

Lo spettro di R AQR è stato acquisito da Lorenzo Franco (SSV-UAI) il 7 ottobre 2017 da Roma con un telescopio da 20 cm ed uno spettroscopio Alpy600 con 13 pose da 180 secondi ciascuna (figura 1). Lo spettro mostra le caratteristiche bande molecolari TiO (ossido di titanio) prodotte dalla (fredda) gigante rossa, insieme alle righe di emissione dell'idrogeno e dell'ossigeno [OIII] prodotte queste ultime nella regione nebulare.

Molto esplicativa la visione dell'animazione del sistema prodotta da “Chandra X-ray Center” a questo indirizzo: https://youtu.be/KFJ6E40vA9A

Lorenzo Franco

Variabile simbiotica RAQR

 

Spettro della variabile simbiotica R AQR del 7 ottobre 2017 (Lorenzo Franco, UAI SSV). I due riquadri riportano l' immagine del sistema (Anglo-Australian telescope) ed una sua rappresentazione artistica (NASA).

 

Variabile simbiotica RAQR grafico

 

Pubblicato in UAI NEWS

Il passaggio di Florence ha suscitato grande interesse ed è stato seguito da molti astrofili e per parecchi giorni. Molte le riprese fotografiche.

Di grande interesse l'osservazione dello Spettro a bassa risoluzione dell'asteroide 3122 Florence osservato da Lorenzo Franco (gruppi Asteroidi-UAI e SSV-UAI) da Roma il 30 agosto 2017 con un telescopio da 20cm ed un reticolo di diffrazione StarAnalyser con 45 frame da 30 secondi ciascuno. Al momento dell'osservazione la magnitudine dell'asteroide era di circa 8.5-9V e si muoveva con una velocità apparente di 22 arcsec/minuto. Nello stessa sessione osservativa sono stati acquisiti anche gli spettri di calibrazione di due stelle di tipo A0V e G2V collocate nelle vicinanze dell'asteroide (stessa massa d'aria).

Gli asteroidi riflettono la luce del Sole ed il loro spettro è molto simile a quello solare. Dividendo lo spettro di un asteroide con quello di stella di tipo solare (G2V) otteniamo lo spettro di riflettanza attraverso il quale isoliamo il solo contributo riconducibile alla superficie ed al materiale di cui è composto, permettendoci così di classificarlo (roccioso, carbonaceo, metallico, ...).

Lo spettro di riflettanza ottenuto conferma che si tratta di un asteroide di tipo S (roccioso) in accordo con la precedente classificazione tassonomica SMASSII (Bus & Binzel) del 2002.

Lorenzo Franco - A81 Balzaretto Observatory



Florence cal spectrum vs G2V LFranco

Fig. 1: alto: spettro 2d dell'asteroide Florence ottenuto con la media (funzione sigma di Astroart) dei singoli frame.

basso: spettro 1d dell'asteroide calibrato in lambda, confrontato con quello di una stella di tipo solare (G2V).
Dal rapporto dei due spettri si ottiene lo spettro di riflettanza.




Florence Stype LFranco

Fig. 2: Lo spettro di riflettanza di Florence confrontato con quello (medio) di un asteroide di tipo S (roccioso).


ALCUNE IMMAGINI

 


Florence Mantero30ago2017 h23

Immagine di Florence ripresa da Andrea Mantero il 30 agosto 2017

 

2017-09-04 022157 
Bacci e Mastripieri. Ripresa del 3 settembre

 

Rizzi asteroide 3122 Florence

NICOLA RIZZI  - Osservatorio Sirio di Castellana Grotte


 

 

 

Florence rq 18:23 - 18:31

 

Florence 18:41 - 18:59

Filmati di NICOLA RIZZI  - Osservatorio Sirio di Castellana Grotte

 

 

LA PAGINA DEDICATA SUL SITO DIVULGAZIONE UAI 

Pubblicato in UAI NEWS
Martedì, 16 Agosto 2016 20:42

Lo spettro della Nova Sgr 2016

La nova Sgr 2016 è stata scoperta pochi giorni fa da:

- Koichi Nishiyama & Fujio Kabashima (CBET 4295);
- All Sky Automated Survey for SuperNovae (ASAS-SN) (K. Z. Stanek et al., ATel #9343)
e si trova alle coordinate: RA=18:01:07.80 DEC=-26:31:43.4 nella costellazione del Sagittario con una luminosità di circa 11a magnitudine V.

Lo spettro della nova è stato osservato da Lorenzo Franco (gruppo SSV-UAI) il 12 agosto 2016 da Roma con un telescopio da 20cm abbinato ad uno spettrografo Alpy600 ed una camera CCD di ripresa SXV-M7.

 

Nova Sgr2016

Al momento dell'osservazione la nova aveva una luminosità stimata di 11.6 mag V che, assieme alla sua bassa declinazione, alla presenza della Luna crescente ed a qualche velo, hanno reso la sessione osservativa piuttosto impegnativa. Sono stati acquisiti 7 spettri da 600 secondi con un tempo di integrazione totale di 70 minuti insieme ai frame di calibrazione ed allo spettro della lampada Argon-Neon necessario per la calibrazione in lambda. Per la correzione del profilo strumentale è stato acquisito lo spettro di una stella di tipo A1V del catalogo Miles collocata nelle vicinanze della nova. La riduzione degli spettri è stata effettuata con il software ISIS di Christian Buil, scaricabile gratuitamente dal suo sito.

La figura mostra lo spettro della nova Sgr 2016 dove si vede un continuo fortemente arrossato ed una intensa e stretta riga di emissione H-alfa con il caratteristico profilo P-Cygni (questi ultimi sono elementi distintivi di una nova classica di tipo Fe-II). La componente di assorbimento del profilo è spostata verso il blu di -38A e questo denota una velocità di espansione del guscio di poco superiore a -1700 km/s (Vr=-38/6563*300000). La figura mostra anche l'immagine della nova ripresa dalla camera di guida poco prima di essere collocata sulla fenditura dello spettrografo.

Lo spettro della nova è stato inserito nel database degli spettri all' ARAS (Astronomical Ring for Access to Spectroscopy). Database utilizzato anche dai professionisti per le loro ricerche.

E' stato pubblicato anche l'ATel #9379: http://www.astronomerstelegram.org/?read=9379

Lorenzo Franco, Balzaretto Observatory (A81), Rome, Italy 
(web: http://digilander.libero.it/A81_Observatory)
(facebook: https://www.facebook.com/a81balzarettobservatory)

Pubblicato in UAI NEWS
Sabato, 02 Luglio 2016 21:40

Asteroide 53 Kalypso – modello 3D

L'asteroide 53 Kalypso venne scoperto a Dusseldorf in Germania il 4 aprile del 1858 da parte di Karl Theodor Robert Luther. Si tratta di un asteroide di fascia principale piuttosto scuro (basso albedo) che orbita a circa 2.6 unità astronomiche dal Sole e con un diametro stimato di 115 km.

L'asteroide è stato osservato per sei apparizioni dal 1979 al 2012 durante le quali sono state acquisite numerose curve di luce da diversi osservatori e con angolazioni geometriche diverse, condizioni indispensabile per tentare di ricostruire l'orientamento del polo di rotazione ed il modello 3D.

Il modello è stato ottenuto con il metodo dell'inversione delle curve di luce utilizzando i dati scaricabili dai cataloghi on-line: Asteroid Photometric Catalogue e Asteroid Light Curve Database.

Per l'analisi è stato utilizzato il software LCInvert (Bdw Publishing) che implementa gli algoritmi ed il codice forniti da Mikko Kaasalainen e Josef Ďurech.

Sono state trovate due soluzioni simmetriche per l'orientamento del polo di rotazione (λ=168°, β=12°) e (λ=349°, β=8°) con periodo siderale di rotazione P=9.035058 ± 0.000008 ore. Le coordinate λ° e β° rappresentano la longitudine e la latitudine eclittica dell'orientamento del polo nord dell'asteroide. A causa della natura del processo di inversione ed alla bassa inclinazione dell'orbita dell'asteroide è normale trovare due soluzioni per l'orientamento del polo che differiscono di 180 gradi in longitudine e che sono entrambe plausibili.

Il modello è stato pubblicato sul numero 43-3 del Minor Planet Bulletin e sarà presto disponibile anche sul sito DAMIT dell'università di Praga.

Lorenzo Franco, Balzaretto Observatory (A81), Rome, Italy
(web: http://digilander.libero.it/A81_Observatory)
(facebook: https://www.facebook.com/a81balzarettobservatory)

 

53Kalypso Figura1

 

53Kalypso 3D Figura2

 Modello 3D dell'asteroide ottenuto con la soluzione (λ=168°, β=12°).

 

53Kalypso Figure 3

 

 

Pubblicato in UAI NEWS
Mercoledì, 11 Maggio 2016 23:17

SSV-UAI - Osservato lo spettro del Quasar 3C273

Il quasar 3C273 è l'oggetto di questo tipo più luminoso del cielo, si trova nella costellazione della Vergine ed ha una magnitudine visuale di circa 13a. Venne scoperto nel 1959 come sorgente di una forte emittente in banda radio. Nel 1962, grazie al metodo delle occultazioni lunari, fu possibile identificarne la controparte ottica con un debole oggetto di tipo stellare. La successiva analisi spettrale di questa "stella" mostrò delle grosse sorprese poichè il suo spettro era difficilmente interpretabile, essendo diverso dai consueti spettri stellari. In realtà lo spettro mostrava delle normali righe di emissione dell'idrogeno spostate sensibilmente verso il rosso a causa di un forte redshift. Per le loro caratteristiche peculiari questi oggetti vennero chiamati "QSO" Quasi Stellar Objects o più comunemente quasars.

Lo spettro del quasar 3C273 è stato osservato da Lorenzo Franco (gruppo SSV-UAI) il 4 maggio 2016 da Roma con un telescopio da 20cm abbinato ad uno spettrografo Alpy600 a media-bassa risoluzione ed una camera CCD di ripresa SXV-M7.

L'obiettivo dell'osservazione era quello di acquisire lo spettro di questo debole oggetto allo scopo di identificare le righe di emissione e poterne misurare direttamente lo spostamento verso il rosso. Sono stati acquisiti 4 spettri del quasar con pose da 1800 secondi ciascuna per un totale di 2 ore di integrazione. Nella stessa sessione sono stati acquisiti anche i frame di calibrazione (bias, dark e flat), lo spettro di una stella di riferimento posta nelle vicinanze, utilizzata per la correzione del profilo strumentale, e quello della lampada Argon-Neon per la calibrazione in lambda.

La riduzione degli spettri è stata effettuata con il software ISIS di Christian Buil, scaricabile gratuitamente dal suo sito.

La figura 1 mostra l'immagine 2D di uno dei quattro frame acquisiti, dove si può vedere il debole spettro del quasar e le forti ed evidenti righe di emissione del fondo cielo causato dalle lampade artificiali (inquinamento luminoso).

La figura 2 mostra lo spettro del quasar 3C273 dove sono evidenziate le righe di emissione dell'idrogeno atomico (sequenza di Balmer Hβ, Hγ, Hδ). In particolare la riga Hβ ha subito uno spostamento verso il rosso di ben 770 Angstroms.

Dalla misura dello spostamento verso il rosso delle righe spettrali (figura 3) si deriva il valore del redshift (z) = 0.1578 ± 0.0006, praticamente coincidente (entro gli errori di misura) con quello pubblicato sul sito NASA/IPAC Extragalactic Database (z=0.158339 ± 0.000067).

Dal valore del redshift si può stimare la velocità di recessione e la distanza di questo remoto oggetto che si allontana da noi (espansione dell'universo) a circa un settimo della velocità della luce e si colloca ad una distanza superiore a due miliardi di anni luce.

Sembra incredibile ma oggi è possibile fare questo genere di misure dal terrazzo di casa di una città come Roma. Osservazioni che fino a qualche decina di anni fa erano riservate solo ai professionisti.

 

Lorenzo Franco, Balzaretto Observatory (A81), Rome, Italy 
(web: http://digilander.libero.it/A81_Observatory)

(facebook: https://www.facebook.com/a81balzarettobservatory)

 

 3C273 figura 1

Figura 1: L'immagine 2D di uno dei frame acquisiti dove si vede il debole spettro del quasar e le evidenti righe di emissioni del fondo cielo causate dall'inquinamento luminoso.

 

 3C273 figura 2

Figura 2: Spettro del quasar 3C273 acquisito da Roma il 4 maggio 2016. Sono evidenziate le righe di emissione dell'idrogeno ed in particolare notare lo spostamento verso il rosso della riga Hβ di ben 770 Angstroms. 

 

 3C273 figura 3

Figura 3: Misura dello spostamento verso il rosso delle righe spettrali e calcolo del redshift (z), della velocità di recessione e della distanza.

Pubblicato in UAI NEWS
Pagina 1 di 2
TOP