ANTECEDENTES

El estudio de los cuásares (objetos radioemisores cuasi-estelares) se origina con el nacimiento de la radioastronomía. Una ciencia descubierta casi por accidente.

En 1932 una compañía telefónica norteamericana comisionó al Ing. Karl Jansky para que encontrara el origen del un “ruido” que parecía ser inescapable en las conversaciones telefónicas de larga distancia.  Jansky construyó una enorme antena direccional que le permitiera conocer la fuente de esta interferencia.  Al poco tiempo determinó que una parte importante de la radioemisión detectada no era de origen humano: la “señal” venía del espacio ¡de entre las estrellas!.  La radioemisión “regresaba” cada 23 horas 56 minutos, el tiempo exacto que le toma a la Tierra dar una vuelta sobre sí misma.  La radioemisión provenía de algún sitio en la constelación de Sagittarius.

¡Que coincidencia…!. En 1915 Harlow Shapley había determinado que precisamente en esa dirección se encontraba el centro de la Vía Láctea.  Jansky descubrió que el núcleo de nuestra Galaxia era un potente radioemisor.  Resultó ser luego que no sólo la Vía Láctea emitía ondas de radio: existían otros cuerpos en el espacio interplanetario, interestelar e intergaláctico que también eran radioemisores.

A fines de la década de los 30’s el primer radiotelescopio fue construido por Grote Reber. El Sol, Júpiter, la Galaxia y otros objetos fueron los primeros radioemisores en identificarse. La radioastronomía había nacido, sin embargo la llegada de la Guerra distrajo la atención de los científicos del mundo y la radioastronomía pasó a un segundo plano.

La Guerra no fue necesariamente “mala” para la radioastronomía. Cuando terminó, los avances científicos y tecnológicos impulsaron fuertemente el desarrollo de esta nueva rama de la Astronomía.

EMPIEZA LA CLASIFICACIÓN DE OBJETOS RADIOEMISORES

En un principio, la radiofuente más poderosa en una constelación era designada con el nombre de la misma seguida por una letra “A” mayúscula.  Así, el centro de la Galaxia es conocido como Sagittarius A. La galaxia NGC 5139 es Centaurus A y la supernova de Tycho (1572) es conocida como Cassiopeia A.  Luego se realizaron sondeos para localizar y catalogar radiofuentes. La Universidad de Cambridge –por ejemplo- inició en 1960 un catálogo conocido como “3er catálogo de Cambridge” en el que incluyeron objetos radioemisores. Entonces, 3C 461 es el objeto #461 de este catálogo. Actualmente los objetos radioemisores se clasifican por coordenadas. Un radioemisor ubicado en Ascensión Recta 23h 21m y 58.5° Norte será clasificado como 2321+58.5.  Una buena parte de las radiofuentes clasificadas resultaron ser galaxias que de otro modo tenían un aspecto ordinario.  Estas reciben el nombre de radiogalaxias.  El término radiogalaxia no es excluyente: encontraremos galaxias irregulares, espirales o elípticas que son radioemisoras. Lo que las hace diferentes es que su radioemisión es cientos o miles de veces más potente que la luz blanca que percibimos. Si nuestros ojos se pudieran sintonizar para ver ondas de radio, ésas serían las galaxias más brillantes del cielo y las podríamos ver sin la necesidad de magnificar su imagen mediante un telescopio.

Otros objetos radioemisores detectados parecían estar situados en medio de la nada.  No existía una contraparte visible (óptica) que permitiera a los astrónomos identificar la naturaleza del objeto radioemisor.  Una alternativa es que esos objetos “invisibles” fueran en realidad radiogalaxias tan lejanas cuyo aspecto pasara desapercibido por la enorme distancia involucrada.

APARECEN LOS PRIMEROS CUASARES

Los objetos del Tercer Catálogo de Cambridge (3C) fueron compilados por el astrónomo Martin Ryle. En un principio, un buen porcentaje de radiofuentes permaneció sin identificarse en luz blanca.  En 1960 Allan Sandage y Thomas Mathews fueron los primeros en encontrar “algo” en la posición del objeto 3C 48: una sutil “estrella” de magnitud 16. Su débil brillo y color azulado era parecido al de una enana blanca, pero ninguna enana blanca observada antes era tan brillante en radioemisión.  Además, en el transcurso de un año, 3C 48 presentó variaciones en un ¡40% de su brillo!  Cuando Sandage y Mathews analizaron la luz (es decir, el espectro) de 3C 48 encontraron algo por demás inusual. Sobre un espectro continuo aparecían unas líneas de emisión imposibles de identificar (Nota: Recuerda que cada elemento o molécula genera líneas oscuras o brillantes cuya localización específica en el espectro –arco iris artificial-  permite determinar la composición de una estrella, nebulosa, galaxia, etc.)  Aparentemente 3C 48 era un tipo nuevo de estrella, constituida por una sustancia desconocida.

EL ENIGMA DE LA DISTANCIA

Un minucioso estudio de la bóveda celeste cotejado con el catálogo 3C permitió localizar otras estrellas de este tipo: todas muy pequeñas y débiles. En 1963 recibieron el nombre de cuásares: Objetos radioemisores cuasi-estelares, es decir, casi tan pequeños como una estrella. Más de la mitad de las radiofuentes catalogadas en el 3C resultaron ser cuásares.  Este mismo año (1963) Marteen Schmidt analizó el espectro del cuasar 3C 273 y reconoció la sustancia “desconocida”: las líneas de emisión observadas en el espectro eran de Hidrógeno ¡el elemento más abundante del Universo! Si así era de sencillo, entonces… ¿Por qué no lo identificaron en el primer intento?  Porque las líneas de emisión del Hidrógeno se encontraban fuera de lugar.  Habían sufrido un corrimiento al rojo del 16%,  es decir, el cuasar se estaba alejando a 1/6 (un sexto) de la velocidad de la luz.

Edwin Hubble había encontrado –en 1915- que el corrimiento al rojo podía deberse al alejamiento de un objeto. Cuanto más distante estuviera ese objeto, mayor sería el corrimiento al rojo, pues se estaría alejando a una mayor velocidad. Por lo tanto, el cuasar que identificó Schmidt debía estarse alejando rápidamente de la Tierra.

A juzgar por su velocidad de alejamiento ¡3C 273 se encontraba a una distancia de 1,000 a 2,000 millones de años-luz de la Tierra! Otros causares han mostrado un corrimiento al rojo muy pronunciado, indicando que se alejan de nosotros a más del 90% de la velocidad de la luz. Estos causares deben estar a más de 10,000 millones de años luz de la Tierra!

Schmidt descubrió que 3C 273 no estaba en la Vía Láctea y no era una estrella. Es IMPOSIBLE que una estrella sea visible a esa distancia. Por otro lado, si extrapolaba el brillo y la distancia resultaba que 3C 273 era cuando menos ¡40 veces más brillante que nuestra Galaxia!

¿Qué había descubierto Schmidt?

¿Que clase de objeto puede emitir tanta radiación? 

Repasemos:

Los cuásares se ven pequeños

Los cuásares emiten más luz azul que roja, por lo tanto

Los cuásares son calientes y entonces

Los cuásares son intrínsecamente brillantes, pero

Los cuásares son muy débiles, eso es porque

Los cuásares son objetos muy lejanos y por eso

Los cuásares tienen un alto corrimiento al rojo (Se alejan velozmente de nosotros)

Luego encontraron que, además:

Los cuásares son inestables (su brillo es variable) y

Los cuásares emiten casi toda su energía en longitudes de onda larga (infrarrojo y ondas de radio)

Al comparar imágenes del cielo filtradas en color rojo y luego en ultravioleta (UV) fue muy evidente que los cuásares eran objetos muy calientes (como las enanas blancas) pues sobresalía su luminosidad preferentemente azul y UV. Los primeros en notarlo fueron Allan Sandage y Martin Ryle, en 1964. Entonces se pusieron a cazar cuásares tomando imágenes dobles de la misma región del cielo: una imagen filtrada en rojo y otra en UV.  Los objetos que aparecieran más luminosos en la toma azul serían enanas blancas o cuásares. Así, descubrieron más cuásares y de paso una gran cantidad de enanas blancas (60% eran enanas blancas y 40% eran cuásares).

Para 1965 Sandage se dio cuenta que era más fácil localizar cuásares así, que buscando su radioemisión. Para sorpresa de todos, el 90% de los cuásares no eran fuertes radioemisores.  De pura chiripa se descubrieron los cuásares por su radioemisión.

El enorme corrimiento al rojo observado en los cuásares indica que estamos viendo los objetos más lejanos y antiguos del universo.  Eso explica por qué, si son tan brillantes –intrínsicamente hablando-  son tan difíciles de observar y se ven tan pequeñitos en apariencia.  Los cuásares más brillantes (los hay más, los hay menos)  tienen una magnitud absoluta de  -27.  Eso quiere decir que si pudiéramos acercar uno de los cuasares brillantes a 32.6 años-luz de distancia, sería ¡tan brillante como el Sol!. A la misma distancia, el Sol brillaría humildemente con una magnitud de 4.85, apenas visible.

Si bien los cuásares son tremendamente luminosos en luz blanca, una mayor parte de su radiación es emitida en forma de rayos infrarrojos (IR).  También se distinguen por su potente emisión de rayos X. 

EL ENIGMA DEL TAMAÑO DE LOS CUASARES

Al poco tiempo de las primeras observaciones se encontró que es frecuente percibir variaciones en el brillo de un cuasar (recuerda que 3C 48 presenta variaciones del 40% en un año) Otros pueden incrementar su brillo dos veces o más en cuestión de horas. ¡Enhorabuena! La duración de un destello nos indica el diámetro máximo que puede alcanzar un cuasar.  En otras palabras es posible medir su tamaño.  Si un cuasar emite un destello con duración de 25 horas, entonces el cuasar debe medir cuando mucho 25 horas-luz.  (algo así como 180 unidades astronómicas)

¿Tan pequeño?

¡El Sistema Solar es más grande que eso! 

¡Los cuásares son más pequeños que el Sistema Solar!

¿Cómo es posible que un objeto tan reducido emita energía equivalente a 100 galaxias juntas? 

¿Qué tipo de procesos pueden producir tanta energía? 

Si existiera la posibilidad de reunir todas las estrellas de 100 galaxias en el mismo volumen que ocupa nuestro sistema planetario, no habría espacio suficiente para poner tantas estrellas (ni siquiera si todas las estrellas fueran gigantes azules súper masivas).  Por lo tanto la producción de luz de un cuasar no es generada por fusión nuclear en el interior de las estrellas. El único proceso capaz de producir energía tan eficientemente es el calentamiento del material que cae hacia un hoyo negro súper masivo, es decir, un hoyo negro con una masa de 109  M (1,000 millones de masas solares).

Se supone que los hoyos negros súper masivos sólo habitan en el núcleo de algunas galaxias. Si esto es una regla y los cuasares son producidos por hoyos negros súper masivos, entonces los cuásares deben estar en el núcleo de galaxias muy distantes. Por otro lado, si la luminosidad del núcleo de una galaxia está por encima de la suma de sus estrellas, entonces estamos observando una galaxia activa o galaxia de núcleo activo. ¿Será que los cuásares son el núcleo activo de las galaxias más lejanas?…veamos.

PRIMERAS PISTAS

Todas las radiogalaxias son consideradas galaxias de núcleo activo. Su emisión en radio es más importante que en luz blanca. Hoy en día, encontramos radiogalaxias aquí y allá (relativamente cerca) por lo que las consideramos objetos contemporáneos. Por otro lado, algunas galaxias de núcleo activo -como las llamadas Seyfert- son más comunes en el pasado que en el presente. Aparentemente, el carácter de las galaxias activas y su abundancia parecen cambiar con el tiempo. Las galaxias de núcleo activo eran más comunes en el pasado y los cuasares son antiguos.

Se han encontrado cúmulos de galaxias relativamente cerca en los cuales la galaxia central es una radiogalaxia súper masiva. Algunos expertos opinan que esas radiogalaxias son el resultado de canibalismo entre galaxias y que la radioemisión es causada por un hoyo negro súper masivo que hay en su interior.  Casualmente también se han encontrado cuásares en el centro de cúmulos de galaxias pero a mayor distancia, tanto que el corrimiento al rojo es superior al 70%  ¿Estamos viendo el mismo panorama acaso?  ¿Será posible que los cuásares engendren radiogalaxias u otras galaxias de núcleo activo? 

La observación demuestra que otras galaxias de núcleo activo son el resultado de la colisión entre dos o más galaxias. El encuentro entre dos galaxias termina frecuentemente en la desfiguración de la más pequeña (menos masiva, para ser más exactos). El resultado es una galaxia irregular, distorsionada y con un núcleo activo. En la época que existieron los cuasares, las galaxias se encontraban mucho más cerca entre sí de lo que están ahora –el Universo se está expandiendo- por lo que la probabilidad de colisión entre galaxias era mucho más alta en el pasado que ahora…¿son los cuasares galaxias en colisión?

 Alrededor de algunos cuásares ha sido detectada una estructura irregular y filamentaria constituida por nebulosas de emisión. Estas se extienden a más de 70,000 años luz del cuasar. De manera semejante, los brazos espirales y las nebulosas de emisión de nuestra Galaxia se extienden hasta unos 60,000 años luz del núcleo…¿será que el cuasar “vive” en objetos del tamaño de una galaxia?

Si un cuasar sabe a galaxia y huele a galaxia, entonces…

EL REINO DE LAS  GALAXIAS DE NÚCLEO ACTIVO

Para poder asegurarse de que un cuasar puede ser efectivamente parte de una galaxia activa. Vamos a comparar las semejanzas y diferencias. A entender, habría 5 tipos de galaxias de núcleo activo:

Radiogalaxias

Galaxias tipo Seyfert

Galaxias tipo N

Blazares ( objeto tipo BL Lacertae)

…¿Cuásares?

1.-RADIOGALAXIAS

Son galaxias que emiten potentemente ondas de radio. Las radiogalaxias son muy escasas, habiendo sólo una por cada millón de galaxias comunes. La emisión de radio se debe a la radiación sincrotrónica, es decir, emitida por electrones que son acelerados a velocidades cercanas a las de la luz. Una galaxia normal emite también ondas de radio, pero su emisión se limita su contorno natural. Una galaxia normal emite de 1030 a 1032 watts en luz blanca, mientras que una radiogalaxia producirá –además- 1035 a 1038 watts en forma de radioemisión. Las radiogalaxias más potentes son galaxias elípticas y frecuentemente aparecen en el centro de cúmulos de galaxias (!!!). Existen radiogalaxias con dimensiones extraordinarias, cuya estructura se extiende en millones de años-luz

3C 236 –por ejemplo- presenta una estructura bipolar con una longitud de ¡18 millones de años-luz! La distancia entre la Galaxia de Andrómeda y la nuestra es de apenas 2 a 3 millones de años-luz.

2.-GALAXIAS TIPO SEYFERT

Son galaxias con un núcleo puntual y brazos espirales prominentes. Fueron descritas por vez primera por el astrónomo Carl Seyfert en 1943. Aproximadamente 1 de cada 100 espirales es de tipo Seyfert. Se han localizado más de 150 galaxias tipo Seyfert en los cúmulos de galaxias vecinas. Algunas líneas de emisión en el espectro de estas galaxias aparecen ensanchadas (Seyfert Tipo 1). Esto indica que el material cerca del núcleo debe estar orbitando a una velocidad altísima.

El ensanchamiento se produce porque el espectro detecta simultáneamente el corrimiento hacia el rojo y hacia el azul (gases que se alejan y otros que se acercan rápidamente, en un espacio muy reducido), en el disco de acreción. La repetición de las mismas líneas de emisión en posiciones ligeramente corridas termina por ensanchar las líneas originales. Si la velocidad de los gases aumenta, las líneas se verán más ensanchadas.

La radiación en el núcleo de las galaxias tipo Seyfert es atérmica (no se puede explicar con la simple acumulación de muchas estrellas). Son visibles en luz blanca. Discretas en su radioemisión y muy potentes emisoras de infrarrojo. Su emisión de rayos X y UV es también considerable. La luminosidad de estas galaxias suele fluctuar en cuestión de meses, por lo tanto su núcleo esta confinado a un espacio muy reducido. Los galaxias Seyfert –como los cuasares- son variables y su núcleo –también- es muy compacto.

Algunas galaxias Seyfert sólo exhiben líneas angostas (Seyfert Tipo 2) pero el núcleo es igualmente puntual, entonces es posible que en las galaxias Seyfert tipo 2 la zona donde el material gira a gran velocidad esté oculto tras un disco de gas y polvo muy opaco. Si esto es así, la diferencia entre galaxias Seyfert tipo 1 y tipo 2 es sólo cuestión de perspectiva.

Las galaxias Seyfert son más comunes en las espirales gigantes (10% de ellas). Algunos sugieren que las galaxias Seyfert están experimentando un estado transitorio por el cual ya pasó nuestra Galaxia.

3.- GALAXIAS TIPO N

Este grupo de galaxias espirales comparten características de las radiogalaxias y de las de tipo Seyfert. Más recientemente se les ha denominado Radiogalaxias de Línea Ancha. El primero en clasificarlas fue W. W. Morgan en 1950. Son galaxias muy distantes (antiguas) y su núcleo es muy brillante y puntual, a veces variable. Las galaxias tipo N fueron descubiertas como contraparte óptica de poderosas radiofuentes, sin embargo ya han aparecido galaxias de tipo N que no son poderosas radioemisoras (como sucedió con los cuásares). Las galaxias tipo N que no se distinguen por su radioemisión resultan emitir poderosamente en rayos X. Son intrínsecamente más brillantes que las galaxias Seyfert, aunque emiten 50 veces menos energía que un cuasar.

Son galaxias Seyfert que sí emiten ondas de radio y están inusualmente lejos.

4.- BLAZARES (Objetos Tipo BL Lac)

La nomenclatura de este tipo de objetos –BL Lacertae- es similar al empleado en las estrellas variables (dos letras mayúsculas  seguidas por el genitivo de la constelación) ¿por qué? Porque cuando se descubrió en 1928 fue confundido con una estrella variable. Con esto podemos establecer que la primera característica de un objeto tipo BL Lacertae (o Blazar) es que presenta fluctuaciones en su luminosidad.

Pero los Blazares no son estrellas. En realidad son galaxias elípticas (la mayoría) con un núcleo muy compacto y brillante cuya variabilidad reside en su potente núcleo activo. Su identidad como galaxia no fue descubierta hasta 1968, cuando se encontró que BL Lac era la contraparte óptica (en luz blanca) de una radiofuente peculiar. ¿Cómo pudieron confundir por 40 años a una galaxia con una estrella?

Sencillo: el núcleo de la galaxia BL Lac es mucho más brillante que el resto de su estructura, el grado de opacarla con su brillo. A primera vista un Blazar tiene el aspecto de una estrella…¡Como las cuásares!

La distancia a los Blazares ha sido difícil de determinar, pues carecen de líneas de emisión o absorción, mismas que son necesarias para observar el corrimiento al rojo y determinar la distancia a ella. Se conocen pocos Blazares, alrededor de un centenar.

Casi todos los blazares emiten poderosamente radioondas. (Son también radiogalaxias). Emiten también rayos X. Sin embargo, su emisión más alta es en infrarrojo… como sucede en los cuasares.  La emisión de luz blanca y radioondas aparece polarizada poniendo en evidencia poderosos campos magnéticos.  La dirección e intensidad de sus campos magnéticos presenta variaciones rápidas.

Lo más sorprendente de los blazares es su variabilidad. Algunos han disparado su brillo por un factor de 100 veces (5 magnitudes) en cuestión de semanas.  Es un tiempo tan breve que su núcleo debe estar más concentrado aun que las galaxias tipo Seyfert. Recuerda, un variación luminosa muy breve indica que el objeto emisor es muy pequeño. El violento disparo luminoso observado en algunos blazares es detectado en todas las longitudes de onda.

Sólo cuando están los blazares están quietos –en su mínimo brillo- ha sido posible observar algunas líneas de emisión que permiten medir su corrimiento al rojo. Las líneas de emisión provienen de un “borrón” luminoso que les rodea: este borrón resulta ser la galaxia que hospeda al blazar.  El corrimiento al rojo indica que son objetos lejanos pero no tanto como los causares. Un estudio paciente y minucioso ha revelado que los blazares “prefieren” las galaxias elípticas y sólo una que otra galaxia de disco.

5.- CUASARES

¿Son en realidad los cuásares galaxias de núcleo activo? Veamos las 5 pistas:

a) Los cuásares emiten un espectro continuo de radiación atérmica (luz que no es producida por estrellas) Esta radiación atérmica también se observa en galaxias de núcleo activo ( Radiogalaxias, Blazares)

b) Se descubrieron como contraparte óptica de poderosas radiofuentes (Radiogalaxias, Blazares) pero emiten primordialmente infrarrojo (Galaxias Seyfert, galaxias Tipo N, Blazares).

c) Tienen un núcleo puntual (Radiogalaxias, Seyfert, N, Blazares).

d) Son variables en tiempos cortos, indicando una estructura ultra compacta (Seyfert, N, Blazares).

e) Su espectro presenta líneas ensanchadas indicando una veloz rotación ( Seyfert, N,)

f) Presentan un alto corrimiento al rojo, por lo tanto, son lejanos (Seyfert, N, Blazar)

¡OK! Fueron 6 pistas y me parece que son más que suficientes.

UNA RESPUESTA DEFINITIVA

Fotografías de excelente resolución y con tiempos de exposición larguísimos han revelado una  estructura o “borrón” alrededor del potente cuasar, lo que se interpreta como su galaxia huésped. Y ahora, con la invaluable ayuda del Telescopio Espacial Hubble el asunto ha quedado asentado:

Los cuásares son el núcleo activo de galaxias muy distantes y antiguas.

Los cuasares son verdaderas piezas paleontológicas que describen la evolución del Universo. El Telescopio Espacial Hubble (HST, por sus siglas en inglés) reveló que éstos habitaron todo tipo de galaxias: espirales, elípticas e irregulares, así como sistemas en colisión. Casi todos los cuásares muestran un alto corrimiento al rojo. Existe un déficit en los corrimientos bajos o moderados. Hay una época -muy remota- en la cual los cuásares parecen amontonarse.  La abundancia de cuásares en ese pasado revela una “época de oro” en la que florecieron estos objetos: unos 2,000 a 4,000 millones de años después del Big Bang (la Gran Explosión). Hace unos 5,000 millones de años, cuando el Sol estaba apenas gestándose, la abundancia de galaxias de núcleo activo y cuásares era 100 veces más alta. Los causares declinaron rápidamente con el tiempo. Se desconoce el motivo de su caída. Actualmente hay más de 10,000 cuásares catalogados, cifra que está creciendo constantemente.

Un estudio estadístico hecho en Monte Palomar demostró que deberían de existir unos 15 millones de cuásares. Sin embargo con la tecnología actual “sólo” se han de observar de 35,000 a 40,000, pues –como recordarás- son objetos tan distantes que su brillo es muy sutil.

Curiosamente la mayoría de las galaxias de núcleo activo son espirales. Por otro lado, el HST -Telescopio Espacial Hubble-  reveló que la mayoría de los cuásares residen en galaxias elípticas. De acuerdo con este estudio los cuásares cuya galaxia huésped emite radioemisión importante suele generarse en galaxias elípticas y los cuásares cuya galaxia huésped es más evidente por su luz blanca tienden a ser galaxias de disco, como las espirales y lenticulares.

Hasta ahora, todo parece caer en su lugar, pero ¿por qué los cuasares son tan brillantes? ¿qué hay detrás del núcleo activo de una galaxia o cuasar?

Mediante una técnica llamada interferometría (sistema que une detectores separados para que funcionen juntos como un sólo detector ó telescopio de gran apertura y resolución) se ha podido comprobar que la poderosa emisión de un cuasar es generada en un espacio tan reducido como el Sistema Solar. No existe otro medio de generar tanta energía en un espacio tan pequeño que no sea mediante un hoyo negro súper masivo. La conclusión ineludible es que el “motor” que produce la radiación observada proviene de un hoyo negro cuya masa es cuando menos un millón de veces superior a la masa del Sol. A pesar de su portentoso brillo, el hoyo negro súper masivo sepultado en el interior del cuasar requiere ser alimentado sólo por O.10 M al año para mantener la emisión de energía observada.

Si el hoyo es “negro” e “invisible” ¿Por qué un cuasar es tan brillante? Sucede que los gases y polvo que caen hacia el hoyo negro súper masivo forman un disco de acreción donde las partículas se calientan muchísimo (hay una terrible fricción entre ellas) y emiten radiación de alta energía. Antes de su caída final hacia el hoyo negro los gases son desintegrados a sus partículas elementales y los electrones son acelerados a velocidades altísimas siguiendo líneas de magnetismo muy intensas. En el proceso los electrones emiten radiación sincrotrónica. La radiación sincrotrónica fue llamada así, pues se descubrió en un acelerador de partículas llamado sincrotrón. En la naturaleza la radiación sincrotrónica se observa en pulsares, remanentes de supernovas y radiofuentes extragalácticas, incluyendo los cuásares.

EL SINGULAR ESPECTRO DE LOS CUASARES

El espectro de los cuásares es muy peculiar: se observan simultáneamente líneas anchas y angostas tanto de emisión como de absorción y un espectro continuo en el fondo debido a la radiación sincrotrónica.

Los cuásares son tan lejanos que muchas líneas de absorción detectadas corresponden frecuentemente a nubes de gas y polvo que se interponen entre el cuasar y nosotros. El carbono y el magnesio son particularmente evidentes. El origen de estos gases debe ser el halo de galaxias tan lejanas y opacas que son invisibles desde la Tierra. Posiblemente se interpongan también galaxias de brillantez superficial débil y protogalaxias.

A veces se observa en el espectro de un cuasar líneas de hidrógeno atómico de alta densidad, éstas aparecen en el extremo ultravioleta (UV) del espectro y reciben el nombre de Lyman-alpha.

En los cuásares donde el corrimiento al rojo es más alto sobresale una multitud de líneas de Lyman-alpha (hidrógeno atómico) con corrimientos al rojo menores al del cuasar, por lo tanto, estas líneas tienen un origen más cercano. Son tantas que en conjunto reciben el nombre de “Bosque de Lyman-alpha”. Son producidas por miles de nubecillas que se interponen entre el cuasar y nosotros. Son remanentes de la formación de las galaxias. Cada línea del “Bosque” representa una nube a una distancia distinta de los demás. En la cercanía del cuasar el número de líneas de Lyman-alpha disminuye. Se asume que esto es porque la violenta radiación del cuasar evapora las nubes de hidrógeno que están a su alrededor. Cerca del cuasar no hay líneas Lyman-alpha porque no hay nubes.

El movimiento de nuestra Galaxia y muchas más parece ser controlado gravitacionalmente por materia no luminosa, difícil de identificar, y por lo tanto se le conoce como Materia Oscura. Recientemente (2000) se ha encontrado que al menos 50% de la materia oscura puede deberse a hidrógeno intergaláctico ¿Cómo lo descubrieron?  Gracias a las líneas de absorción observadas por el HST en un distante cuasar. Las líneas demostraron que había una gran cantidad de gas no considerado entre las galaxias. El espacio intergaláctico no está vacío. Las galaxias flotan en un mar de hidrógeno enrarecido.

LA ESTRUCTURA DE UN CUASAR

REGION DE LINEA ANCHA

El hoyo negro súper masivo -en el interior de cada cuasar- debe estar rodeado por un disco de acreción. Tras la emisión de radiación sincrotrónica, los electrones quedan atontados (han perdido energía) y cuando chocan con la nubes de hidrógeno en el disco de acreción producen ionización de baja energía: líneas de emisión conocidas como “Serie Balmer”. Estás líneas aparecen ensanchadas porque las nubes de hidrógeno rotan a alta velocidad ¡a más de 10,000 km/seg! El ensanchamiento es debido al efecto Doppler en las nubes que van y vienen rápidamente ¿recuerdas? Estas nubes en el disco de acreción forman la “Región de línea ancha” en el cuasar. La fugaz variabilidad en el espectro de esta región indica que se encuentra a pocos meses-luz del hoyo negro.

REGION DE LINEA ANGOSTA

Por fuera de la “Región de línea ancha”, el disco de acreción tiene una “Región de línea angosta”: otra nube de material circundante a una distancia mayor, de 10 a 1,000 años-luz de la fuente central. Este material  orbita al hoyo negro a una velocidad menor, a sólo 200 a 400 km/seg. Como su velocidad es moderada, las líneas del espectro en la Región de línea angosta no son afectadas por la rotación, es decir, no sufren ensanchamiento por efecto Doppler.

La Región de línea angosta emite fuertemente las líneas prohibidas* -de metales ionizados- así como en Hidrógeno. Se consideran “metales” aquellos elementos más pesados que el helio: oxígeno, carbono, nitrógeno, etc. Parece ilógico, pero no se refiere a que el espectro cuente con líneas de hierro, níquel, aluminio, etc.

*Líneas de emisión prohibidas: se llaman así porque no aparecen en el espectro bajo condiciones normales aquí en la Tierra. También resultan de la ionización por electrones de baja energía, aquellos que emitieron la radiación sincrotrónica.

En el espectro del cuasar aparecen superpuestas la emisión continua, las líneas de emisión anchas, las líneas de emisión angostas y las líneas de absorción producidas camino hacia nosotros. Por eso el espectro de los cuasares es tan complejo.

Algunos cuásares despiden cantidades masivas de gas, provocando un ensanchamiento en las líneas de absorción del cuasar. El torrente gaseoso se aleja del cuasar alcanzando velocidades superiores a 10,000 km/seg y absorbe parte de la energía emitida por el cuasar produciendo –de paso- sus propias líneas de absorción…¡otras líneas en el espectro de un cuasar! Algunos llaman a éstos Cuasares con Línea de Absorción Ancha (BAL, por sus siglas en inglés)

¿Cuál es el futuro de un cuasar que despide cantidades masivas de material? La pérdida de masa en el disco de acreción disminuye la caída de gases hacia el hoyo negro. La reducción del flujo niega material al hoyo negro y si éste no recibe partículas, la radiación sincrotrónica cesa. La ausencia de un disco de acreción significa también que ya no hay fricción ni altas temperaturas. Al faltar material el cuasar se apaga. Tal vez la poderosa emisión de los cuásares es la responsable de disipar el disco de acreción y terminar con su existencia.

Aparentemente, los cuasares se suicidan.

El hoyo negro súper masivo sigue ahí, pero ante la falta de alimento ya no hay más radiación.

LENTES GRAVITACIONALES

Aquí y allá han aparecido cuásares “gemelos”: imágenes fantasmas del mismo cuasar. Son cuásares cuya luz ha sido desviada por la distorsión del espacio-tiempo alrededor de una galaxia.  Este efecto recibe el nombre de lente gravitacional. La galaxia que está interpuesta entre el cuasar y nosotros actúa como una gran lupa que concentra la imagen del cuasar hacia nosotros…¡como si se tratara de un telescopio de proporciones universales! Si estamos en el foco –donde se concentra la luz del cuasar- vemos una imagen magnificada, pero si estamos fuera de foco aparecen varias imágenes fantasmas. La distribución de la masa en una galaxia no es uniforme, por lo que la galaxia actúa como un lente muy defectuoso. Es entones más probable que veamos una imagen múltiple a una imagen única y claramente definida.  Cada imagen fantasma corresponde a una imagen del cuasar original que ha sido desplazada por la curvatura del espacio-tiempo de distinta manera.  Asombrosamente, cada imagen de un cuasar múltiple (se han visto hasta 4) corresponde a un momento distinto en la historia del cuasar. Las variaciones de brillo que acontecen en el cuasar son observadas en todas las imágenes fantasmas, pero en tiempos distintos. Un cuasar múltiple, distorsionado por un lente gravitacional es un ejemplo formidable para ilustrar la relatividad del tiempo.

Los lentes gravitacionales son útiles para el estudio del comportamiento y evolución de los cuasares, y nos dan indicios de la distribución de la materia en galaxias más cercanas y en el medio intergaláctico.