Se presenta una medida experimental del corrimiento al rojo del quásar 3C 273 utilizando espectroscopía de baja resolución y equipamiento de aficionado. La calibración en longitud de onda se realizó mediante el espectro de la estrella tipo A HD 109860, cuyas líneas de Balmer permiten ajustar la dispersión instrumental con precisión suficiente para este tipo de estudio. A partir de las posiciones desplazadas de las líneas Hα y Hβ en el espectro del quásar, se obtuvo un valor medio de z ≈ 0.158, consistente con el valor aceptado en la literatura. El resultado demuestra que, con un procedimiento adecuado, la espectroscopía de aficionado puede proporcionar medidas fiables en objetos extragalácticos débiles.
Introducción
El quásar 3C 273 es un núcleo galáctico activo situado en la constelación de Virgo y constituye uno de los objetos extragalácticos más estudiados. Aunque aparece como un punto estelar en imágenes, su espectro revela un corrimiento al rojo significativo. El satélite Hipparcos lo catalogó como HIP 60936, pero su naturaleza extragaláctica está ampliamente documentada.
El objetivo de este trabajo es medir experimentalmente el corrimiento al rojo de 3C 273 utilizando equipamiento de aficionado, evaluando la capacidad de obtener resultados comparables a los valores publicados. El estudio se planteó tras propuesta y trabajos previos realizados por el compañero Jordi González en la SAC y en el Fosc Digital https://fosc.sacastello.org/calculando-la-distancia-a-3c273/, y se apoya en la experiencia adquirida en el proyecto SASDABA y en la colaboración con Tófol Tobal del Observatorio del Garraf.
Equipo utilizado y configuración instrumental
Para la obtención del espectro de 3C 273 se empleó un conjunto instrumental orientado a espectroscopía de baja resolución.
Telescopio, espectrógrafo y cámaras
El espectro se obtuvo utilizando un espectrógrafo DADOS equipado con tres rendijas (25 µm, 35 µm y 55 µm) y rejilla de dispersión de 200l/mm. Para este trabajo se seleccionó la rendija de 25 µm.
La cámara principal utilizada para registrar el espectro fue una QHYCCD 294MM, configurada con Binning 1×1 y ROI de 8336×700 píxeles centrales, lo que permite capturar únicamente la región correspondiente a la rendija de 25 µm, reduciendo significativamente el tamaño de los archivos y acelerando el procesado posterior. Esta configuración evita registrar las otras dos rendijas del espectrógrafo, centrándose exclusivamente en la señal útil. La dispersión que se obtiene es de 0.9 Angstroms/pixel
La cámara se configuró con una ganancia de 1680, valor que representa un punto de compromiso entre el máximo rango dinámico disponible a 12 bits, y el menor tiempo de exposición posible para ese rango. Consideramos esta estrategia y configuración adecuada para espectros de objetos débiles, donde la prioridad es maximizar la señal.
Para la identificación del campo y el centrado del objeto sobre la rendija se utilizó una QHY174 montada en un flip mirror. El guiado se realizó con una ASI 220M, empleando como referencia la estrella TYC 282‑227‑1, suficientemente brillante para garantizar estabilidad durante toda la adquisición.
Todo este equipo fue montado sobre un telescopio Ritchey-Chretien de 8” con 1600mm de longitud focal, f8, montado sobre una EQ6-R-PRO.
Adquisición de datos
El espectro del quásar se obtuvo mediante tres imágenes de 300 segundos cada una. Estas imágenes se calibraron en PixInsight, aplicando corrección de dark y posteriormente fueron apiladas.
Dado que la magnitud del objeto es elevada, la relación señal‑ruido obtenida fue baja. Por este motivo, este trabajo debe considerarse como una primera aproximación, con margen de mejora en futuras sesiones mediante mayor número de tomas y/o tiempos de exposición más largos.
Software de procesado
El flujo de trabajo se apoyó en herramientas ampliamente utilizadas en espectroscopía de aficionado:
- BASS Project / RSpec:
- calibración en longitud de onda,
- extracción del perfil espectral,
- Eliminación de contaminación lumínica,
- Filtrado del ruido,
- medición de líneas y parámetros,
- PixInsight:
- calibración de las imágenes crudas,
- integración de las tomas,
- corrección de artefactos del sensor.
Identificación del objeto y otras consideraciones instrumentales
El quásar 3C 273 se localiza en la constelación de Virgo, en una región relativamente despejada y con varias estrellas de referencia útiles para la identificación del campo. Su posición aproximada es:
- RA: 12h 29m 06.7s
- Dec: +02° 03′ 09″
En las imágenes del DSS2 consultadas mediante Aladin, el objeto aparece como una fuente puntual débil, coincidiendo con el Marcador 3 de la imagen en Stellarium, utilizado durante la sesión de observación. Según la base de datos SIMBAD, su magnitud V = 14.83 es todo un reto para este equipo.
Para la calibración espectral se seleccionó la estrella HD 109860, situada en las proximidades del campo del quásar y marcada como Marcador 4 en la imagen de Stellarium. Se trata de una estrella de tipo A, adecuada para calibración en longitud de onda debido a la presencia de líneas de Balmer intensas y bien definidas. Su posición es:
- RA: 12h 37m 23.0s
- Dec: +01° 57′ 17″
La cercanía angular entre 3C 273 y HD 109860 permite realizar la calibración sin modificar la configuración instrumental, reduciendo así posibles errores sistemáticos derivados de cambios en el tren óptico.
Como se ha mencionado, para asegurar la identificación del campo durante la captura, se empleó una cámara QHY174 montada en un flip mirror, realizando un plate solve que confirmó la correspondencia con el DSS2. La imagen obtenida mostró simetrías respecto a la referencia, algo habitual debido a variaciones en la orientación del tren óptico, rotación de campo, posición respecto al meridiano, diagonales, diferencias entre cámaras o ajustes de software.
El quásar se posicionó sobre la rendija central de 25 µm del espectrógrafo. El guiado se efectuó con una cámara auxiliar ASI 220M, utilizando como referencia la estrella TYC 282‑227‑1 (magnitud V = 10.20), situada en las inmediaciones del campo y suficientemente brillante para garantizar un guiado estable durante toda la adquisición.
Calibración espectral mediante una estrella A de referencia
Tal y como ya se ha mencionado, la calibración en longitud de onda se realizó utilizando el espectro de la estrella HD 109860, seleccionada por su proximidad angular a 3C 273 y por ser una estrella de tipo A con líneas de Balmer bien definidas. Esta elección permite obtener una relación píxel–longitud de onda estable y reproducible.
HD 109860 se observó justo después de la obtención del espectro de 3C273 y sin modificar ningún elemento del tren óptico respecto a la captura del quásar intentando minimizar variaciones en la dispersión instrumental y la posición del espectro sobre el sensor. Al mantener la configuración constante, la calibración obtenida es directamente aplicable al espectro de 3C 273.
Las estrellas de tipo A presentan perfiles de Balmer intensos y fácilmente identificables. En este caso se utilizaron las líneas Hα, Hβ, Hγ, Hδ y Hε, cuyos centros permiten definir puntos de referencia precisos para el ajuste.
El procedimiento seguido fue el siguiente:
- Captura del espectro de HD 109860 con la misma configuración óptica empleada para el quásar.
- Identificación de los centros de las líneas de Balmer en el espectro observado.
- Ajuste polinómico de la relación píxel–longitud de onda mediante la herramienta BASS/RSpec, minimizando el error cuadrático medio.
El ajuste resultante mostró errores del orden de 0.1 nm. La tabla de calibración obtenida confirma la estabilidad del ajuste y la coherencia entre los puntos utilizados.
Esta calibración se aplicó posteriormente al espectro del quásar para determinar la posición desplazada de las líneas de emisión y calcular el corrimiento al rojo.
| SPECTRA_234321_HD_109860.fit | |||
| Calibration Point Data Analysis | |||
| Point# | Pixel | Wavelength (nm) | Error (nm) |
| 1 | 2157.56 | 397.007 | 0.07867431640625 |
| 2 | 2312.06 | 410.174 | -0.13006591796875 |
| 3 | 2584 | 434.047 | 0.052001953125 |
| 4 | 3175.01 | 486.133 | 0.000213623046875 |
| 5 | 5037.75 | 6.562.852 | -0.00079345703125 |
Morfología del espectro obtenido de 3C273
El espectro bruto obtenido de 3C 273 muestra una banda horizontal central. Esta banda presenta la estructura típica de una observación realizada desde un entorno con contaminación lumínica: sobre la traza del espectro se superponen bandas y líneas verticales de mayor intensidad, generadas por fuentes de iluminación urbana y dispersión atmosférica.
Estas líneas de contaminación aparecen como trazos verticales que atraviesan la banda espectral de arriba abajo. No contienen información del objeto y deben ser eliminadas durante el procesado. Los softwares actuales de espectroscopía de aficionado, como BASS o RSpec, permiten realizar esta corrección de forma sencilla mediante la sustracción del fondo.
A pesar de la contaminación lumínica, la señal del quásar es identificable. En la banda horizontal se observan dos puntos de mayor intensidad, claramente diferenciados del ruido y de las líneas verticales de contaminación. Estos puntos corresponden a líneas de emisión desplazadas al rojo, concretamente Hβ y Hα. Su presencia confirma que el espectro contiene una mínima y suficiente información para proceder al cálculo del corrimiento al rojo.
La extración del espectro 1D ofrece el siguiente resultado, con un ruido muy alto, pero confirmando e intuyéndose los picos de emisión mencionados.
Debido a que este perfil es de difícil manejo por el bajo SNR, se optó por tratar el espectro mediante un filtro paso bajo. El resultado es el siguiente:
Se observa la mejoría. La nueva gráfica respeta los picos “intuidos” y nos deja ver un posible nuevo pico, el Hγ, que no se advirtió en el 2D, pero que el resultado del cálculo posterior arroja datos compatibles con esta línea de emisión.
Resultados
Finalmente, las líneas analizadas corresponden a Hβ, Hα y Hγ, todas ellas desplazadas al rojo respecto a sus longitudes de onda en reposo.
Las tres líneas muestran perfiles de emisión con relación señal‑ruido baja. Aun así, los valores obtenidos permiten calcular el corrimiento al rojo con suficiente precisión para comparar con los valores publicados.
Línea Hβ desplazada
La línea Hβ se identificó claramente en el espectro, con un máximo de flujo en torno a 562.672 nm, muy por encima de su longitud de onda en reposo (486.133 nm).
El desplazamiento relativo se obtiene como:
Este valor es consistente con el corrimiento al rojo esperado para 3C 273.
Línea Hα desplazada
La línea Hα aparece más débil en el espectro. Aun así, se identificó un máximo de flujo en 758.457 nm, frente a su longitud de onda en reposo (656.285 nm).
El corrimiento al rojo calculado es:
Este valor coincide con el obtenido en Hβ dentro del margen de error esperado.
Línea Hγ desplazada
La línea Hγ se detectó con una relación señal‑ruido algo mejor que Hα, mostrando un máximo en 503.315 nm, frente a su longitud de onda en reposo (434.047 nm).
El corrimiento al rojo calculado es:
Este valor es ligeramente superior, pero sigue siendo coherente con el valor global.
Valor medio del corrimiento al rojo y distancia estimada
A partir de las tres líneas analizadas:
El valor medio es:
Este valor coincide con el corrimiento al rojo aceptado para 3C 273.
Estimación de la distancia cosmológica
Como dato adicional, también podemos conocer, de forma aproximada, la distancia a la que se encuentra el objeto. Para ello, se utiliza la aproximación lineal:
Esta expresión procede de combinar la Ley de Hubble ( v=H0d) con la relación aproximada entre velocidad y corrimiento al rojo válida para valores pequeños de z (v=cz) ) debida al efecto Doppler. Esta relación aparece en manuales de referencia como Estrellas y Galaxias de Ángeles I. Díaz Beltrán.
Usando:
se obtiene:
Convirtiendo a años luz:
Por tanto, la distancia estimada es 2.2 mil millones de años luz
Este valor es coherente con el cálculo cosmológico completo que sitúa 3C 273 en torno a 2.4 mil millones de años luz.
Conclusiones
El presente estudio ha permitido medir experimentalmente el corrimiento al rojo del quásar 3C 273 utilizando espectroscopía de baja resolución y equipamiento de aficionado. A partir de la identificación y análisis de las líneas de emisión Hβ, Hα y Hγ, se ha obtenido un valor medio de z = 0.158, coincidente con el valor publicado en la literatura científica.
Los resultados confirman que:
- La calibración con una estrella tipo A cercana (HD 109860) proporciona una relación píxel‑longitud de onda estable y adecuada para este tipo de estudios.
- La identificación de líneas desplazadas al rojo es viable incluso en objetos de magnitud V ≈ 14.8.
- El procesado con herramientas como BASS, RSpec y PixInsight permite extraer perfiles espectrales útiles incluso en condiciones de baja relación señal‑ruido.
- El valor de z obtenido es válido, demostrando que la espectroscopía de aficionado puede reproducir mediciones fundamentales en astrofísica extragaláctica.
Este trabajo debe considerarse como una primera aproximación, con margen de mejora en futuras sesiones mediante:
- mayor número de tomas,
- tiempos de exposición más largos,