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Carlos del Porto Blanco

El afecto más fuerte y el mayor celo deberían, creo, promover los estudios relacionados con los objetos más bellos, que más merecen ser conocidos. Nicolás Copérnico

Los cuásares son uno de los fenómenos más espectaculares y enigmáticos del universo. Su nombre proviene de la contracción de «cuerpo casi estelar», y son considerados las fuentes de energía más brillantes que se conocen. También son nombrados Faros del Universo. Pero, ¿qué son exactamente y qué los caracteriza? A eso se dedicará esta columna.

¿Qué son los cuásares?

Los cuásares o quasar (quasi-stellar radio source), son objetos astronómicos de muy alta luminosidad que se encuentra en los centros de algunas galaxias y que están impulsados por gas que gira en espiral a alta velocidad hacia un agujero negro extremadamente grande. A medida que esa materia se acerca al agujero negro, se calienta y emite enormes cantidades de energía. Los quásares más brillantes pueden eclipsar a todas las estrellas de las galaxias en las que residen, lo que los hace visibles incluso a distancias de miles de millones de años luz. Los cuásares se encuentran entre los objetos más distantes y luminosos que se conocen. Hoy en día se han encontrado más de 200 000 de ellos.

El término quasar fue acuñado por el astrofísico chino – estadounidense Hong-Yee Chiu, en un artículo publicado en la revista Physics Today en 1964, para describir esos extraños objetos.

¿Qué caracteriza a un cuásar?

  1. Brillo extremo: Los cuásares son increíblemente brillantes. Pueden ser miles de veces más luminosos que una galaxia. Eso les permite ser visibles a grandes distancias estelares, incluso a miles de millones de años luz de la Tierra.
  2. Distancia y antigüedad: La mayoría de los cuásares que se observan están muy distantes, lo que significa que se les ve tal y como eran en el pasado. Algunos de ellos se formaron cuando el universo era aún joven, lo que ayuda a entender cómo evolucionaron las galaxias a lo largo del tiempo.
  3. Espectro de luz: Los cuásares emiten radiación en una amplia gama de longitudes de onda, desde el radio hasta los rayos X. Eso permite a los astrónomos estudiar su luz para aprender más sobre su composición y las condiciones en las que se encuentran.
  4. Variabilidad: A pesar de su brillo constante, los cuásares pueden mostrar cambios en su luminosidad en cortos períodos de tiempo. Eso sugiere que la región que emite la radiación es relativamente pequeña, ya que cualquier cambio en la luminosidad se debe a procesos que ocurren en escalas de tiempo cortas.
  5. Corrimiento al rojo, Redshift: Muchos cuásares presentan ese fenómeno, corrimiento al rojo, lo que indica que se están alejando de nosotros. Eso es una evidencia de la expansión del universo.

Descubrimiento de los cuásares

Las primeras pistas de estos objetos estelares se obtuvieron en los 30, cuando Karl Jansky (uno de los precursores de la radioastronomía moderna) descubrió que la interferencia estática en las líneas de teléfono trasatlánticas procedía, ni más ni menos, de la Vía Láctea. Ya en los años 50, estudios realizados con radiotelescopios dan las primeras señales de la existencia de los cuásares. Lejos del plano de la Vía Láctea, la mayoría de las fuentes de radio se identificaron con galaxias de aspecto normal. Sin embargo, algunas fuentes de radio coincidieron con objetos que parecían ser estrellas inusualmente azules, aunque las fotografías de algunos de esos objetos mostraban que estaban incrustados en halos débiles y borrosos. Debido a su apariencia casi estelar, fueron denominadas “fuentes de radio cuasi estelares”, término que en 1964 se había reducido a “cuásar”.

Los espectros ópticos de los cuásares presentaron un nuevo misterio. Las fotografías tomadas de sus espectros mostraron ubicaciones de líneas de emisión en longitudes de onda que no coincidían con todas las fuentes celestes entonces familiares para los astrónomos. En 1962 se consiguió un avance destacado. Se calculó que una fuente de radio, la 3C 273, de la constelación de Virgo, sufriría cinco ocultaciones por la Luna. Las medidas obtenidas por Cyril Hazard y John Bolton durante una de las ocultaciones utilizando el Observatorio de Parkes permitió a Maarten Schmidt en 1963 una identificación óptica del objeto y obtener su espectro visible con el telescopio Hale de Monte Palomar.

Ese espectro reveló las mismas líneas de emisión extrañas. Schmidt se dio cuenta de que se trataba de las líneas del espectro del hidrógeno con un corrimiento al rojo del 15.8 %. Ese descubrimiento mostraba que la 3C 273 se estaba alejando a una velocidad de 47 000 kilómetros por segundo. Ese descubrimiento revolucionó la observación de cuásares y permitió a otros astrónomos buscar corrimientos al rojo en las líneas de emisión de otras fuentes de radio.

Los estudios realizados sobre el corrimiento al rojo de 3C 273 y la ley de Hubble ubicaron a ese cuásar a una distancia de poco más de dos mil millones de años luz. Esa era una distancia grande, aunque no sin precedentes (ya se habían identificado cúmulos de galaxias brillantes a distancias similares), pero 3C 273 era aproximadamente 100 veces más luminosa que las galaxias individuales más brillantes de esos cúmulos, y hasta esa fecha no se había visto nada tan brillante.

Una sorpresa aún mayor fue que las continuas observaciones de los cuásares revelaron que su brillo puede variar significativamente en escalas de tiempo tan cortas como unos pocos días, lo que significa que el tamaño total del cuásar no puede tener más de unos pocos días luz de diámetro. Dado que el cuásar es tan compacto y tan luminoso, la presión de radiación dentro de él debe ser enorme; De hecho, la única forma en que un cuásar puede evitar explotar con su propia radiación es si es muy masivo, al menos un millón de masas solares, si no quiere exceder el límite de Eddington, (la masa mínima a la que se eleva la presión de radiación hacia afuera. equilibrado por la atracción interna de la gravedad, llamada así en honor al astrónomo inglés Arthur Eddington).

Los astrónomos se enfrentaron a un enigma: ¿cómo podía un objeto del tamaño del sistema solar tener una masa de aproximadamente un millón de estrellas y eclipsar 100 veces a una galaxia de cien mil millones de estrellas? La respuesta correcta (acreción por gravedad sobre agujeros negros supermasivos) fue propuesta poco después del descubrimiento de Schmidt de forma independiente por los astrónomos rusos Yakov Zeldovich e Igor Novikov y el astrónomo austríaco-estadounidense Edwin Salpeter. La combinación de altas luminosidades y tamaños pequeños era tan inapropiada para algunos astrónomos, que se propusieron explicaciones alternativas que no requerían que los cuásares estuvieran a grandes distancias que indicaban sus corrimientos al rojo.

Esas interpretaciones alternativas han sido desacreditadas, aunque todavía tiene algunos partidarios. Para la mayoría de los astrónomos, la controversia sobre el corrimiento al rojo se resolvió definitivamente a principios de la década de 1980, cuando el astrónomo estadounidense Todd Boroson y el astrónomo estadounidense canadiense John Beverly Oke demostraron que los halos borrosos que rodean a algunos quásares son en realidad luz estelar de la galaxia que alberga el cuásar y que estas galaxias están en niveles altos. corrimientos al rojo.

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 cuásar 0957+561. En la década de 1980, se desarrollaron modelos unificados en el que los cuásares fueron vistos como una clase de galaxias activas, y se logró un consenso general de que en la mayoría de los casos era el ángulo de visión lo que distinguía unas clases de otras, como los blazars (fuente de energía muy compacta y altamente variable, asociada a un agujero negro situado en el centro de una galaxia) y las radiogalaxias. Se creía que la luminosidad elevada de los cuásares 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 cuásares eran más comunes al comienzo del universo, ya que esa producción de energía finaliza cuando el agujero negro supermasivo consume todo el gas y polvo que tiene cerca. Eso 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 cuásar 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.

En el párrafo anterior introduje un nuevo concepto, blazar. Haré una pequeña descripción de ellos, para que se gané en claridad. Los blazars y los cuásares son prácticamente lo mismo. Los blazars son más compactos que los cuásares, pero la diferencia entre los dos es que los chorros de energía de los cuásares son emitidos en un ángulo respecto a la dirección de la Tierra, mientras que los blazars apuntan directamente a nuestro planeta, como si los estuviésemos viendo de frente. Quizá un paralelismo podría ser el ejemplo de un auto en una carretera de noche. Si se observa desde el lateral de la carretera, se podrá ver fácilmente que tiene los faros encendidos porque se ve el haz de luz que ilumina lo que está por delante, como pasa con los cuásares; mientras que se verán sus faros iluminados si alguien se para en la carretera para verlo llegar, que es lo que pasa con un blazar.

Estructura física de los quásares.

Los cuásares aparentemente funcionan mediante acreción gravitacional sobre agujeros negros supermasivos, donde “supermasivo” significa entre aproximadamente un millón y unos pocos miles de millones de veces la masa del Sol. Los agujeros negros supermasivos residen en los centros de muchas galaxias grandes. En alrededor del 5 al 10 por ciento de ellas, El gas cae al pozo gravitacional profundo del agujero negro y se calienta hasta la incandescencia a medida que las partículas de gas ganan velocidad y se acumulan en un “disco de acreción” que gira rápidamente cerca del horizonte del agujero negro.

Debido a su estructura compleja, la apariencia de un cuásar depende de la orientación del eje de rotación del disco de acreción con respecto a la línea de visión del observador. Dependiendo de ese ángulo, los diferentes componentes del cuásar (el disco de acreción, las nubes de líneas de emisión, los chorros) parecen ser más o menos prominentes. Eso da como resultado una amplia variedad de fenómenos observados a partir de fuentes que, en realidad, son físicamente similares.

¿Cómo se forman los quásares?

Los cuásares se originan a partir de la interacción de dos galaxias, lo que provoca una gran cantidad de combustión de gas y polvo cósmico en el centro de las mismas. En ese proceso, se genera una enorme cantidad de energía que es emitida de forma intensa. Esa fuente de energía es lo que convierte a los cuásares en objetos astronómicos tan luminosos.

Además de su potencial para generar grandes cantidades de energía, los quásares también desempeñan un papel importante en la evolución del universo. A medida que las galaxias se fusionan para formar un cuásar, los agujeros negros en el centro de cada una de las galaxias también se fusionan. Cuanto más masivos sean los agujeros negros, mayor será el cuásar resultante.

Los cuásares también son importantes en la formación de las estructuras a gran escala del universo. Al emitir grandes cantidades de energía, pueden calentar el gas cósmico circundante y evitar que se enfríe y colapse en forma de estrellas y galaxias. En definitiva, los quásares no sólo son objetos astronómicos fascinantes, sino que también desempeñan un papel crucial en la evolución del universo.

Las tres partes mas importante de un cuásar serían:

  1. Acreción de materia: El agujero negro supermasivo en el centro de la galaxia atrae gas y polvo cercano
  2. Calentamiento y emisión de luz: El gas y el polvo en el disco de acreción se calientan a temperaturas extremadamente altas, emitiendo grandes cantidades de radiación en forma de luz visible, rayos X y otras longitudes de onda
  3. Chorros de energía: El entorno magnético alrededor del agujero negro hace que se formen chorros de energía que viajan a velocidades cercanas a la de la luz. Esos chorros pueden ser observados en diferentes longitudes de onda, incluyendo la radio y la óptica.

Evolución de los cuásares.

La densidad numérica de los cuásares aumenta drásticamente con el corrimiento al rojo, lo que se traduce, según la ley de Hubble, en más cuásares a distancias mayores. Debido a la velocidad finita de la luz, cuando los cuásares se ven a grandes distancias, se observan como lo eran en el pasado lejano. Por lo tanto, la creciente densidad de estos en la distancia significa que eran más comunes en el pasado que ahora. Esa tendencia aumenta hasta “tiempos antiguos”, unos tres mil millones de años después del Big Bang que ocurrió hace aproximadamente 13.5 mil millones de años. En edades más temprana del Universos, la densidad numérica de los cuásares disminuye drásticamente, lo que corresponde a una era en la que la población de ellos aún estaba aumentando. Los cuásares más distantes y, por tanto, más antiguos conocidos, se formaron menos de mil millones de años después del Big Bang.

Los cuásares individuales aparecen cuando sus agujeros negros centrales comienzan a acumular gas a un ritmo elevado, posiblemente provocado por una fusión con otra galaxia, acumulando la masa del agujero negro central. La mejor estimación actual es que su actividad es episódica, con eventos individuales que duran alrededor de un millón de años y la vida útil total del cuásar dura alrededor de 10 millones de años. En algún momento, la actividad de estos objetos cesa por completo, dejando atrás los agujeros negros masivos latentes que se encuentran en la mayoría de las galaxias masivas. Ese “ciclo de vida” parece avanzar más rápidamente con los agujeros negros más masivos, que quedan inactivos antes que los agujeros negros menos masivos.

En el universo existe una estrecha relación entre la masa de un agujero negro y la de su galaxia anfitriona. Eso es significativo, ya que el agujero negro central sólo representa alrededor del 0.1 por ciento de la masa de la galaxia. Esto se cree que es debido a la intensa radiación, las salidas de masa y los chorros del agujero negro durante su fase activa de cuásar. La radiación, los flujos y los chorros se calientan y pueden incluso eliminar por completo el medio interestelar de la galaxia anfitriona. Esa pérdida de gas en la galaxia detiene simultáneamente la formación de estrellas y corta el suministro de combustible del cuásar, congelando así tanto la masa de las estrellas como la masa del agujero negro.

Debido a que los cuásares muestran propiedades en común con todas las galaxias activas, muchos científicos comparan las emisiones de los cuásares con las que tienen las galaxias activas pequeñas debido a su similitud. La mejor explicación para los cuásares es que alimentan por agujeros negros supermasivos. Para crear una luminosidad de 10 40 Watts (el brillo típico de un cuásar), un agujero negro supermasivo debería consumir la materia equivalente a diez estrellas por año. Los cuásares más brillantes conocidos deberían devorar 1000 masas solares de materia cada año. Se cree que los cuásares se “encienden” y “apagan” dependiendo de su entorno. Una implicación es que un cuásar no continuaría alimentándose a esa velocidad durante 10 000 millones de años, lo que explicaría satisfactoriamente por qué no hay cuásares cercanos. En este marco, después de que un cuásar acabase de consumir el gas y el polvo, se convertiría en una galaxia normal.

Hasta acá esta entrega relacionada con uno de los objetos estelares más impresionantes.

Referencias.

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