Cu√°sar

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Cu√°sar

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Representación artística del cuásar GB1508

Un cuásar ó quásar (acrónimo en inglés de QUASi-stellAR radio source) es una fuente astronómica de energía electromagnética, incluyendo radiofrecuencias y luz visible.

En 2007, el consenso cient√≠fico es que estos objetos est√°n extremadamente lejos, explicando su corrimiento al rojo alto, son extremadamente luminosos, explicando por qu√© se pueden ver a pesar de su distancia, y muy compactos, explicando por qu√© pueden cambiar de brillo con rapidez. Se cree que son n√ļcleos activos de galaxias j√≥venes.

Contenido

Generalidades

Los cu√°sares visibles muestran un corrimiento al rojo muy alto. El consenso cient√≠fico es que esto es un efecto de la expansi√≥n m√©trica del universo entre los qu√°sares y la Tierra. Combinando esto con la Ley de Hubble se sabe que los qu√°sares est√°n muy distantes. Para ser observables a esas distancias, la energ√≠a de emisi√≥n de los cu√°sares hace empeque√Īecer a casi todos los fen√≥menos astrof√≠sicos conocidos en la galaxia, exceptuando comparativamente a eventos de duraci√≥n breve como supernovas y GRB. Los qu√°sares pueden f√°cilmente liberar energ√≠a a niveles iguales que la combinaci√≥n de cientos de galaxias medianas. La luz producida ser√≠a equivalente a la de un bill√≥n de soles.

En un principio se supuso que los objetos casi estelares o quásares eran agujeros blancos aunque el avance del estudio de su formación y características ha descartado tal supuesto.[1]

En telescopios √≥pticos, la mayor√≠a de los qu√°sares aparecen como simples puntos de luz, aunque algunos parecen ser los centros de galaxias activas. La mayor√≠a de los qu√°sares est√°n demasiado lejos para ser visto por telescopios peque√Īos, pero el 3C 273, con una magnitud aparente de 12,9 es una excepci√≥n. A una distancia de 2.440 millones de a√Īos luz, es uno de los objetos m√°s lejanos que se pueden observar directamente con un equipo amateur.

Algunos qu√°sares muestran cambios r√°pidos de luminosidad, lo que implica que son peque√Īos, ya que un objeto no puede cambiar m√°s r√°pido que el tiempo que tarda la luz en viajar desde un extremo al otro. El corrimiento al rojo m√°s alto conocido de un qu√°sar es de 6,4.[2]

Se cree que los qu√°sares est√°n alimentados por la acreci√≥n de materia de agujeros negros supermasivos en el n√ļcleo de galaxias lejanas, convirti√©ndolos en versiones muy luminosas de una clase general de objetos conocida como galaxias activas. No se conoce el mecanismo que parece explicar la emisi√≥n de la gran cantidad de energ√≠a y su variabilidad r√°pida. El conocimiento de los qu√°sares ha avanzado muy r√°pidamente, aunque no hay un consenso claro sobre sus or√≠genes.

Propiedades de los qu√°sares

Se conocen m√°s de 200.000 qu√°sares. Todos los espectros observados tiene un corrimiento al rojo considerable, que va desde 0,06 hasta el m√°ximo de 6,4. Por tanto, todos los qu√°sares se sit√ļan a grandes distancias de la Tierra, el m√°s cercano a 240 Mpc (780 millones de a√Īos luz) y el m√°s lejano a 6 Gpc (13.000 millones de a√Īos luz). La mayor√≠a de los qu√°sares se sit√ļan a m√°s de 1 Gpc de distancia; como la luz debe tardar un tiempo muy largo en recorrer toda la distancia, los qu√°sares son observados cuando existieron hace mucho tiempo, y el universo como era en su pasado distante.

Aunque aparecen d√©biles cuando se observan por telescopios √≥pticos, su corrimiento al rojo alto implica que estos objetos se sit√ļan a grandes distancias, por lo que hace de los qu√°sares los objetos m√°s luminosos en el universo conocido. El qu√°sar que aparece m√°s brillante en el cielo es el 3C 273 de la constelaci√≥n de Virgo. Tiene una magnitud aparente de 12,8, lo suficientemente brillante para ser observado desde un telescopio peque√Īo, pero su magnitud absoluta es de -26,7. A una distancia de 10 p√°rsec (unos 33 a√Īos luz), este objeto brillar√≠a en el cielo con mayor fuerza que el Sol. La luminosidad de este qu√°sar es unos 2 billones (2 √ó 1012) de veces mayor que la del Sol, o cien veces m√°s que la luz total de una galaxia media como la V√≠a L√°ctea.

El cuásar hiperluminoso APM 08279+5255 tenía, cuando se descubrió en 1998, una magnitud absoluta de -32,2, aunque las imágenes de alta resolución del telescopio espacial Hubble y el telescopio Keck revelaron que este sistema era una lente gravitacional. Un estudio del fenómeno de lente gravitacional en este sistema sugiere que se ha aumentado en un factor de 10. Se trata, de todas formas, de un objeto más luminoso que los quásares más cercanos como el 3C 273. Se piensa que el HS 1946+7658 tiene una magnitud absoluta de -30,3, pero que también ha sido aumentada por el efecto de lente gravitacional.

Se ha descubierto que los qu√°sares var√≠an de luminosidad en escalas de tiempo diversas. Algunas var√≠an su brillo cada algunos meses, semanas, d√≠as u horas. Esta evidencia ha permitido a los cient√≠ficos teorizar que los qu√°sares generan y emiten su energ√≠a desde una regi√≥n muy peque√Īa, puesto que cada parte del qu√°sar deber√≠a estar en contacto con las otras en tal escala de tiempo para coordinar las variaciones de luminosidad. Como tal, un qu√°sar que var√≠a en una escala de tiempo de algunas semanas no puede ser mayor que algunas semanas luz de ancho.

Los cuásares manifiestan muchas propiedades idénticas a las de las galaxias activas: la radiación no es térmica y se ha observado que algunas tienen jets y lóbulos como las radiogalaxias. Los quásares pueden ser observados en muchas zonas del espectro electromagnético como radiofrecuencia, infrarrojos, luz visible, ultravioletas, rayos X e incluso rayos gamma. La mayoría de los quásares son más brillantes en el marco de referencia de ultravioleta cercano, cerca de la línea Lyman-alfa de emisión del hidrógeno de 1.216 Å o (121,6 nm), pero debido a su corrimiento al rojo, ese punto de luminosidad se observa tan lejos como 9.000 Å (900 nm) en el infrarrojo cercano.

Generación de emisión

Ya que los qu√°sares muestran propiedades en com√ļn con todas las galaxias activas, muchos cient√≠ficos han comparado las emisiones de los qu√°sares con aquellas de galaxias activas peque√Īas debido a su similaridad. La mejor explicaci√≥n para los qu√°sares es que est√°n alimentados por agujeros negros supermasivos. Para crear una luminosidad de 1040 W (el brillo t√≠pico de un qu√°sar), un agujero negro supermasivo deber√≠a consumir la materia equivalente a diez estrellas por a√Īo. Los qu√°sares m√°s brillantes conocidos deber√≠an devorar 1.000 masas solares de materia cada a√Īo. Se cree que los qu√°sares se "encienden" y "apagan" depediendo de su entorno. Una implicaci√≥n es que un qu√°sar no continuar√≠a aliment√°ndose a esa velocidad durante 10.000 millones de a√Īos, lo que explicar√≠a satisfactoriamente por qu√© no hay qu√°sares cercanos. En este marco, despu√©s de que un qu√°sar acabase de consumir el gas y el polvo, se convertir√≠a en una galaxia normal.

Los cu√°sares tambi√©n proporcionan algunas pistas sobre el fin de la reionizaci√≥n del Big Bang. Los qu√°sares m√°s viejos (z > 4) muestran un efecto Gunn-Peterson y tienen zonas de absorci√≥n en el frente de ellos indicando que el medio intergal√°ctico en ese momento era gas neutro. Los qu√°sares m√°s recientes no muestran zonas de absorci√≥n, pero en su lugar, sus espectros muestran una parte puntiaguda conocida como bosque Lyman-alfa. Esto indica que el medio intergal√°ctico est√° sometido a una reionizaci√≥n hacia plasma y que el gas neutro s√≥lo existe en c√ļmulos peque√Īos.

Otra característica interesante de los quásares es que muestran evidencias de elementos más pesados que el helio. Esto significa que esas galaxias estuvieron sometidas a una fase masiva de formación estelar creando estrellas de población III entre el momento del Big Bang y los primeros quásares observados. La luz de esas estrellas pudo haber sido observada por el telescopio espacial Spitzer de la NASA, aunque a finales de 2005 esta interpretación aguardaba ser confirmada.

Historia de la observación de cuásares

Cu√°sar 3C 273

Los primeros cu√°sares fueron descubiertos con radiotelescopios a finales de los a√Īos 1950. Muchos fueron registrados como fuentes de radio que no ten√≠a un objeto visible correspondiente. Utilizando telescopios peque√Īos y el telescopio Lovell como un interfer√≥metro, los objetos mostraban que ten√≠a un tama√Īo angular muy peque√Īo.[3] Cientos de estos objetos fueron registrados hacia 1960 y se public√≥ el Tercer Cat√°logo de Cambridge de Radio-fuentes (3C) mientras los astr√≥nomos exploraban el cielo con telescopios √≥pticos. En 1960, la fuente de radio 3C 48 fue finalmente vinculada con un objeto √≥ptico. Los astr√≥nomos detectaron lo que parec√≠a una estrella azul tenue en la posici√≥n de la fuente de radio y obtuvieron su espectro: conteniendo muchas l√≠neas de emisi√≥n desconocidas, el espectro an√≥malo resist√≠a una interpretaci√≥n.

En 1962 se consigui√≥ un avance destacado. Otra fuente de radio, la 3C 273, fue pronosticada para sufrir cinco ocultaciones por la Luna. La medidas obtenidas por Cyril Hazard y John Bolton durante una de las ocultaciones utilizando el Observatorio de Parkes permiti√≥ a Maarten Schmidt una identificaci√≥n √≥ptica del objeto y obtener su espectro visible con el telescopio Hale de Monte Palomar. Este espectro revel√≥ las mismas l√≠neas de emisi√≥n extra√Īas. Schmidt se dio cuenta que se trataba de las l√≠neas del espectro del hidr√≥geno con un corrimiento al rojo del 15,8%. Este descubrimiento mostraba que la 3C 273 se estaba alejando a una velocidad de 47.000 km/s.[4] Este descubrimiento revolucion√≥ la observaci√≥n de qu√°sares y permit√≠a a otros astr√≥nomos buscar corrimientos al rojo en las l√≠neas de emisi√≥n de otras fuentes de radio. La 3C 48 mostr√≥ tener un corrimiento al rojo del 37% de la velocidad de la luz.

El t√©rmino cu√°sar (en ingl√©s, quasar) fue acu√Īado por el astrof√≠sico estadounidense de origen chino, Hong-Yee Chiu, en 1964, en Physics Today, para describir estos objetos extra√Īos:

Hasta el momento, el torpemente largo nombre de 'quasi-stellar radio sources' [fuentes de radio casi estelares] se ha utilizado para describir estos objetos. Debido a que la naturaleza de estos objetos es completamente desconocida, es difícil preparar una nomeclatura corta y apropiada para ellos ya que sus propiedades esenciales son obvias en su nombre. Por conveniencia, la forma abreviada 'quasar' se utilizará durante este artículo
Hong-Yee Chiu en Physics Today, mayo de 1964

Más tarde se descubrió que no todos los cuásares, alrededor de sólo un 10%, tenían emisiones de radio altas (los radio-intenso). Por lo tanto, el nombre de QSO (Objeto casi estelar) se utiliza para referirse a estos objetos, incluyendo las clase radio-intensa (RLQ) y radio-silenciosa (RQQ).

Un tema de debate durante los a√Īos 1960 fue si los cu√°sares eran objetos cercanos o lejanos como implicaba su corrimiento al rojo. Se sugiri√≥ que el corrimiento al rojo de los qu√°sares no era debido al efecto Doppler sino a que la luz escapaba de un muro gravitacional. Sin embargo, una estrella de suficiente masa para forma tal muro se cre√≠a que ser√≠a inestable.[5] Los qu√°sares tambi√©n mostraban unas l√≠neas de emisi√≥n inusuales que solo se hab√≠an visto anteriormente en nebulosas de baja densidad de gas caliente, lo que ser√≠a demasiado difuso para generar la energ√≠a observada y mantenerse dentro del muro gravitacional.[6] Hubo tambi√©n preocupaciones serias respecto la idea cosmol√≥gica de los qu√°sares lejanos. Un argumento firme contra esto es que las energ√≠as implicadas en los qu√°sares exced√≠an todos los procesos de conversi√≥n de energ√≠a conocidos, incluyendo la fusi√≥n nuclear. En ese momento, hubo algunas sugerencias sobre que los qu√°sares eran, hasta ese momento, alguna forma desconocida de antimateria estable y que eso pod√≠a influir en su brillo. Esta objecci√≥n se elimin√≥ con la propuesta del mecanismo del disco de acrecimiento en los a√Īos 1970, y en la actualidad la distancia cosmol√≥gica de los qu√°sares es aceptada por el consenso cient√≠fico.

En 1979, el efecto de lente gravitacional pronosticado por la Teoría General de la Relatividad de Einstein fue confirmado por la observación por primera vez con imágenes del doble quásar 0957+561.[7]

En la década de 1980, se desarrollaron modelos unificados en el que los cuásares fueron vistos como una clase de galaxias activas, y había emergido en un consenso general que en la mayoría de los casos era el ángulo de visión lo que distinguía unas clases de otras, como los blazars y las radiogalaxias. La luminosidad elevada de los quásares se creía que era el resultado de la fricción causada por el gas y el polvo cayendo en los discos de acrecimiento de agujeros negros supermasivos, que podían convertir un 10% de masa de un objeto en energía, a diferencia del 0,7% obtenido en procesos de fusión nuclear que dominan la producción de energía en estrellas solares.

Este mecanismo también se cree que explica por qué los quásares eran más comunes al comienzo del universo, ya que esta producción de energía finaliza cuando el agujero negro supermasivo consume todo el gas y polvo que tiene cerca. Esto significa que es posible que la mayoría de las galaxias, incluyendo la Vía Láctea, ha pasado a través de una etapa activa, apareciendo como un quásar u otra clase de galaxia activa dependiente de la masa del agujero negro y la rotación de acrecimiento, y que son inactivos ahora debido a la falta de materia para alimentar sus agujeros negros centrales que generan la radiación.

Referencias

  1. ‚ÜĎ Sitio oficial de la Nasa en donde se explica la cuesti√≥n: los cu√°sares fueron supuestos como agujeros blancos pero la hip√≥tesis qued√≥ descartada
  2. ‚ÜĎ ¬ęThree Distant Quasars Found At Edge of the Universe¬Ľ (en en ingl√©s). Sloan Digital Sky Survey.
  3. ‚ÜĎ ¬ęThe MKI and the discovery of Quasars¬Ľ (en en ingl√©s). Jodrell Bank Observatory.
  4. ‚ÜĎ Schmidt Maarten (1963). ¬ę3C 273: a star-like object with large red-shift¬Ľ Nature. Vol. 197. pp. 1040-1040.
  5. ‚ÜĎ S. Chandrasekhar (1964). ¬ęThe Dynamic Instability of Gaseous Masses Approaching the Schwarzschild Limit in General Relativity¬Ľ Astrophysical Journal. Vol. 140. n.¬ļ 2. pp. 417‚Äď433.
  6. ‚ÜĎ J. Greenstein and M. Schmidt (1964). ¬ęThe Quasi-Stellar Radio Sources 3C 48 and 3C ¬Ľ Astrophysical Journal. Vol. 140. n.¬ļ 1. pp. 1‚Äď34.
  7. ‚ÜĎ Active Galaxies and Quasars - Double Quasar 0957+561 (en ingl√©s)

Véase también

Enlaces externos

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