El descubrimiento de los cuásares

El 16 de marzo de 2013 se cumplió medio siglo del descubrimiento de que los cuásares eran objetos extragalácticos muy brillantes y a enormes distancias de nosotros. Este descubrimiento fue consecuencia del desarrollo pionero de la Radioastronomía y del estudio cuidadoso de los espectros ópticos de unas misteriosas “fuentes casi-estelares”. En la actualidad sabemos que el proceso que genera un cuásar es un agujero negro súper-masivo en el centro de una galaxia. En este artículo describo cómo los astrofísicos llegaron a resolver los misterios que encerraban estos peculiares objetos y cómo esto llevó a una mejor comprensión del Universo. Este artículo es una extensión del artículo publicado originariamente el pasado 14 de abril de 2013 en la sección de Astronomía del Suplemento dominical “El Zoco” de Diario Córdoba que el autor realiza desde 2009.

Aunque parezca difícil de creer, hacia la mitad del siglo XX aún quedaba mucho cielo por descubrir. Es cierto que por entonces se conocían las posiciones de cientos de miles de estrellas y galaxias sobre la bóveda celeste, pero aún no se sabía bien a qué distancia se encontraban.

Además, todos los catálogos estaban basados en observaciones realizadas con los telescopios “ópticos”, estos son, los que recogen la luz que nosotros vemos. Las técnicas de observación en otros “colores que no vemos”, como en rayos X, ultravioleta, infrarrojo o radio, estaban empezando a desarrollarse. Muchas tardarían aún décadas en llegar al ser imprescindible el uso de satélites artificiales. Por ejemplo, no hasta hace unos pocos años hemos empezado a “ver” de verdad los colores infrarrojos del Universo, gracias a satélites como Spitzer (NASA) y Herschel (ESA). Pero en la década de los cincuenta del siglo pasado la Radioastronomía ya había despegado. Ciertamente muchas sorpresas llegaron entonces gracias a la observación del cielo usando ondas de radio.

Los inicios de la Radioastronomía

La primera detección de señales radio que no tenían origen terrestre la realizó de forma fortuita el ingeniero de “Bell Telephone Laboratories” Karl G. Jansky en 1932 intentando entender el ruido que aparecía en las transmisiones transatlánticas de onda corta. No obstante la primera antena parabólica no se construyó hasta 1937. Lo hizo de forma completamente artesanal el astrónomo aficionado e ingeniero Grote Reber, que usó su tiempo libre para terminar el primer radiotelescopio “clásico” de la Historia, con un tamaño de 9 metros, en el jardín de la casa de su madre en Wheaton (Illinois, EE.UU.). Al año siguiente ya había confirmado que la emisión en radio detectada por Jansky provenía de la Vía Láctea. En pocos años completó los primeros mapas en radio del centro de nuestra Galaxia. Los impresionantes resultados de Reber motivaron que la Radioastronomía avanzara enormemente en los años siguientes, especialmente tras la II Guerra Mundial.

Si una partícula cargada se mueve a velocidades relativistas (cercanas a las de la luz) en presencia de un campo magnético emite un radiación de tipo no-térmico denominada “sincrotrón”. Objetos energéticos como restos de supernova o cuásares emiten gran cantidad de radiación de sincrotrón. | Crédito: Proyecto PARTNER / CAB / INTA.
Ejemplo de cuásar con alta emisión en radio. Se trata de 3C 175 observado a una longitud de onda de 6 cm (5 GHz) con el interferómetro VLA (Very Large Array, Nuevo México, EE.UU.) en 1986. Es un ejemplo típico de cuásar con alta emisión en radio mostrando tanto el chorro bipolar como la fuente compacta del que emana. | Crédito de la imagen: NRAO / AUI.

Desde sus inicios se comprobó que la emisión captada por los radiotelescopio no era térmica, esto es, al contrario que lo que ocurre con las estrellas, no sigue un patrón de “radiación de cuerpo negro”. Esto tuvo intrigados a los astrofísicos durante unos años. La solución llegó por parte del físico ruso V.L.Ginzburg quien en la década de 1950 desarrolló la teoría de la radiación sincrotrón para explicar la emisión en radio de los cuerpos celestes. La emisión sincrotrón es consecuencia de partículas cargadas (electrones) moviéndose muy rápidamente (cerca de la velocidad de la luz) en presencia de campos magnéticos. Estas condiciones se reúnen en objetos violentos y calientes, como explosiones de supernova. Así se explicaba la intensa emisión en radio observada en el disco de la Vía Láctea.

Hay que recordar que los radiotelescopios convencionales no consiguen imágenes del cielo sino que recogen la emisión radio de una zona concreta del firmamento. La región observada suele ser muy grande en comparación con la resolución espacial que tenemos con los telescopios ópticos. Por ejemplo, un radiotelescopio de unos 50 metros de tamaño observando a una frecuencia de 1.4 GHz (21 cm, frecuencia típica en Radioastronomía dado que es donde se encuentra la emisión de gas neutro) necesitaría 4 apuntados (2 en una dirección y 2 en otra) para “barrer” una superficie equivalente al tamaño de la luna llena en el cielo (30 minutos de arco). Así, para hacer imágenes en radio y conseguir resolución espacial hay que usar radio-interferómetros, esto es, conjuntos de radiotelescopios que observan de forma coherente la misma zona del cielo.

Las fuentes de radio casi-estelares

Hacia 1950 los astrofísicos ingleses Martin Ryle y Antony Hewish (quienes ganarían el Nobel de Física en 1975 por sus contribuciones a la Radioastronomía y el descubrimiento de los púlsares) construyeron cerca de Cambridge (Reino Unido) un radio-interferómetro de cuatro elementos con el que cartografiar el cielo del hemisferio norte en frecuencias de radio (82 y 158 MHz, a longitudes de onda de 3.7 y 1.9 metros, respectivamente, ver nota al pie). Por entonces otros radiotelescopios estaban encontrando multitud de objetos muy pequeños pero que emitían gran cantidad de luz en esas frecuencias. En 1959 Ryle, Hewish y el grupo de radioastronomía de la Universidad de Cambridge confirmó la detección de cientos de estos misteriosas fuentes de radio puntuales dentro del famoso catálogo “3C” (a 158 MHz), que compilaba las posiciones en el cielo de 471 de estos objetos más precisas hasta la fecha. ¿Cuál era la naturaleza de estas “radio fuentes casi estelares”? ¿A qué distancia estaban? ¿Eran un nuevo tipo de estrella, un tipo de supernova, o estaban a distancias cosmológicas?

Por unos años astrónomos de todo el mundo dirigieron los telescopios “normales” a las zonas del cielo dadas en este catálogo en busca de la identificación con luz óptica de alguna de las fuentes de radio casi-estelar. El mayor problema era saber exactamente dónde se encontraban, dada la escasa resolución angular que aún contaban los radiotelescopios. En efecto, como hemos mencionado anteriormente un radiotelescopio de 50 metros tendría una resolución espacial de 2.2º en el cielo (¡casi cuatro y media lunas llenas!) observando a 158 MHz. Incluso un radio-interferómetro como OVRO (Owens Valley Radio Observatory, California, EE.UU), el mejor en su época, sólo podía resolver objetos mayores de 3 minutos de arco (1/10 parte de la luna llena). ¡Hacían falta radiotelescopios separados por más de 100 km observando a relativamente altas frecuencias (4.1 GHz, longitud de onda de 7 cm) para alcanzar la resolución esperada de 1 segundo de arco (1/1800 parte de la luna llena) equiparable a la obtenida entonces con las placas fotográficas de los telescopios ópticos!

Aún así, en 1960 los astrofísicos americanos Allan Sandage y Thomas Matthews encontraron que en la región del cielo donde se hallaba la radio-fuente 3C 48 existía una peculiar aunque débil estrella azul. Al observar este objeto con los telescopios ópticos encontraron que esta “estrella azul” mostraba unas características nunca observadas antes en estrellas. ¿Era en realidad una estrella? ¿Provenía la emisión en radio de ella? ¿O se trataba de un cuerpo nuevo y exótico, siendo casual su alineación con la radio fuente 3C 48?

Ocultaciones de radio-fuentes puntuales por la Luna

La solución a este enigma llegó un par de años después. Usando el radio-interferómetro de OVRO el radioastrónomo inglés Cyril Hazard había desarrollado una técnica novedosa que permitía conseguir resoluciones casi 1000 veces mejores que las que entonces proporcionaban los radiotelescopios. Para ello se necesitaba que la Luna, en su movimiento sobre la bóveda celeste, ocultase la radio fuente a estudiar. En 1962 Hazard (que entonces trabajaba en la Universidad de Sydney, Australia) convenció a sus colegas Brian Mackey y John Shimmins (CSIRO, Australia) y al director del recién inaugurado radiotelescopio de 64 metros de Parkes (NSW, Australia) para observar la ocultación lunar de una de estas misteriosas radio-fuentes, 3C 273. Gracias al gran tamaño del radiotelescopio de Parkes se podría determinar con alta precisión su posición en el cielo, al poderse alcanzar la resolución de 1 segundo de arco. En 1962 ocurrieron tres ocultaciones de 3C 273 por la Luna visibles desde Parkes: Hazard y su equipo observaron las tres. Así, no sólo precisaron la posición exacta de 3C 273 en el cielo sino que fueron capaces de demostrar que la radiofuente tenía dos componentes alineadas, que además brillaban de forma distinta a distintas frecuencias. Al comparar la posición exacta de 3C 273 con un mapa de estrellas en el óptico, Hazard encontró que era coincidente con una diminuta estrella de magnitud 12.9. ¿Era en efecto esta estrellita el origen de la intensa emisión en radio?

Fotografía del Radiotelescopio de Parkes (NSW, Australia) en 1962. No llevaba ni un año en operación cuando resolvió el misterio de los cuásares. | Crédito: CSIRO.

Con estos datos, el astrofísico holandés Maarten Schmidt usó el telescopio Hale de 5 metros del Observatorio de Monte Palomar (Estados Unidos), por entonces (y durante mucho tiempo) el más grande del mundo, para observar la estrella localizada exactamente en la posición de 3C 273. Schmidt encontró un objeto con las mismas peculiaridades vistas anteriormente en la “estrella” cercana a 3C 48. Pero, a diferencia de sus colegas, Schmidt sí fue capaz de percatarse que la “estrella” no era tal, ni tampoco era una supernova, sino que se trataba de una galaxia muy, muy lejana, localizada a más de 2 mil millones de años luz de la Tierra.

En efecto, Schmidt fue capaz de identificar la serie de Balmer del hidrógeno e incluso las líneas emisión de [O III] y de absorción de Mg II en el espectro óptico, todas desplazadas hacia el rojo un factor z = 0.158 (esto es, la velocidad radial a la que parece se aleja este objeto es 47400 km/s). En una edición especial de la prestigiosa revista científica Nature el 16 de marzo de 1963 se publicaron 4 artículos que incluían las observaciones de 3C 273 de Hazard usando el radiotelescopio de Parkes y el hallazgo de la distancia a esta radio-fuente por Schmidt. Se habían descubierto los cuásares y nuestra visión del Universo se agrandaba en órdenes de magnitud. ¡Ni siquiera los cúmulos de galaxias conocidos por entonces estaban tan lejos de nosotros!

Ejemplo de espectro óptico de un cuásar. Se trata de 3C 273 usando datos del telescopio 10m Keck (Hawaii, EE.UU.). El espectro muestra la intensidad (eje vertical) que nos llega a distintas longitudes de onda (eje horizontal), entre 3800 y 9000 Å (rango óptico). Las líneas brillantes y anchas de emisión provenientes del gas altamente ionizado y caliente en el disco de acreción del agujero negro súper-masivo central aparecen claramente, señalamos las más importantes. Con las líneas de emisión y por desplazamiento Doppler podemos calcular a la velocidad a la que 3C 273 parece alejarse de nosotros. Por ejemplo, la línea brillante de la serie de Balmer del hidrógeno Hb se observa a 5630 Å cuando su longitud de onda en reposo es 4681 Å. Con esto se calcula que el desplazamiento al rojo de 3C 273 es z = 0.158, lo que equivale a que el cuásar se aleja de nosotros a una velocidad de 47400 km/s. En primera aproximación, esta velocidad corresponde a una distancia de más de 2200 millones de años luz. Por otro lado, la anchura de las líneas de emisión y su intensidad nos pueden informar sobre la masa del agujero negro súper-masivo del cuásar. Por ejemplo, realizando un ajuste al perfil de la línea brillante de Ha se encuentra que tiene una anchura 12120 km/s. Junto con la intensidad de esta línea se encuentra que 3C 273 alberga un agujero negro central de unos 2700 millones de soles. | Crédito: Ángel R. López-Sánchez, Andrew Sheinis y Marta Wolf.

A la caza de los cuásares

Al poco de hacerse público este descubrimiento comenzó una carrera en búsqueda de cuásares en el Universo profundo. 3C 48 estaba aún más lejos que 3C 273, a casi 4 mil millones de años luz de nosotros, alejándose a el 37% de la velocidad de la luz. Para 1964 Schmidt ya había observado varios cuásares y definido sus propiedades básicas: objetos casi-estelares identificados por observaciones radio, con variación periódica de brillo, gran emisión en el rango ultravioleta, líneas de emisión muy anchas y altos desplazamiento al rojo. El término “cuásar” (“quasar” en inglés) fue acuñado por el astrofísico chino-estadounidense Hong-Yee Chiu también en 1964, cuando usó esta palabra por primera vez en un artículo para “Physics Today”.

En unos pocos años estos objetos se identificaron sin usar radiotelescopios. Tal es así que en realidad sólo alrededor del 10% de los cuásares emiten intensamente en ondas de radio. También se encontró que los cuásares variaban rápidamente su brillo. Algunos lo hacían en horas, otros tardaban meses. El cambio de brillo de los cuásares implicaba que su tamaño real era diminuto, no mucho mayor que nuestro Sistema Solar. Esta observación también cambiaba el paradigma existente entonces: el Universo no era algo fijo y estático, sino dinámico, violento y en evolución. Y confirmaba fuertemente la teoría cosmológica del Big Bang en detrimento de la hipótesis del estado estacionario defendida por astrofísico británico Fred Hoyle.

En la actualidad, los astrofísicos tenemos contabilizados más de 200 mil cuásares en todo el firmamento: su número se incrementa cada año. Muchos de ellos se encuentran a enormes distancias de nosotros, a desplazamientos al rojo con z entre 1 y 3 (4000 – 12000 millones de años luz de distancia): lo que detectamos en el rango óptico es la emisión que liberan estos cuásares en el rango ultravioleta. Y gracias a la radio-interferometría de muy larga base (VLBI por sus siglas en inglés, “Very Large Baseline Interferometry”) somos capaces de resolver algunos cuásares con una resolución de decenas de micro-segundos de arco (1/100 de la millonésima parte del tamaño de la luna llena en el cielo).

¿Qué son los cuásares?

Una vez identificados los cuásares como fuentes extragalácticas a enormes distancias de nosotros tocaba preguntarse qué eran realmente y qué mecanismo era el responsable de la enorme cantidad de luz que emiten. En efecto, 3C 273 emite tanta luz como lo harían más de 4 billones (con b) de soles: tal emisión en un objeto tan compacto es difícil de explicar. Se especuló que podrían ser el resultado de la aniquilación de materia con antimateria. Una hipótesis curiosa sugería que estos objetos eran algo así como “agujeros blancos”, la salida del material absorbido por agujeros negros. Otros incluso se aventuraban a sugerir que eran “agujeros de gusano”.

Para la década de los setenta del siglo pasado ya ganaba peso la teoría de que la emisión de los cuásares era consecuencia de la caída del material a un gigantesco agujero negro. Efectivamente ésta es la teoría aceptada en la actualidad: los cuásares son sólo una clase de galaxia con núcleo activo (AGN por sus siglas en inglés, “Active Galactic Nucleus”), la ingente cantidad de luz que emiten y su rápida variabilidad se deben al disco de acreción de gas y polvo formado alrededor de un agujero negro súper-masivo localizado en el centro de la galaxia. La doble componente de la emisión en ondas de radio se crea por chorros de material expulsado a grandes velocidades por los polos del agujero negro. Esta emisión es no-térmica, y dadas las condiciones del sistema, con campos magnéticos intensos, movimientos de electrones relativistas y caída del material al agujero negro central, es del tipo sincrotrón, al igual que emiten las supernovas. Los cuásares también emiten una gran cantidad de energía en rayos X. De hecho, 3C 273 fue uno de los primeros objetos extragalácticos en detectarse en estas altas frecuencias en 1970.

Ilustración que muestra el Modelo Unificado de Núcleo Activo de Galaxia (AGN). | Crédito de la imagen: HST / NASA / ESA / STScI y ESA / NASA / AVO project / Paolo Padovani.

Las galaxias anfitrionas de los cuásares

La confirmación definitiva de que los cuásares están en los centros de galaxias lejanas llegó en la última década del siglo pasado gracias a observaciones conseguidas con el Telescopio Espacial Hubble. La imagen muestra el caso del cuásar 3C 273, el más brillante que conocemos (tanto que es posible “verlo” con nuestros ojos usando un telescopio de aficionado de tipo mediano-grande y una buen mapa de una zona de la constelación de Virgo). Para realzar el contraste, se enmascaró la luz proveniente del centro objeto con un instrumento especial. Aparece así claramente una estructura difusa que se asemeja a una galaxia elíptica: la galaxia que alberga el agujero negro súper-masivo que origina el cuásar. La galaxia anfitriona de 3C 273 tiene una magnitud aparente de 16 y un tamaño de unos 30 segundos de arco en el cielo, sin embargo está completamente deslumbrada por la luz emitida por el agujero negro súper-masivo que habita en su centro. Las observaciones usando el Telescopio Espacial Hubble pudieron incluso revelar detalles en el fino chorro de gas emanado por los polos del agujero negro y que coincide con observaciones en radio de muy alta resolución.

Detalles del cuásar 3C 273 observado con el Telescopio Espacial Hubble. La imagen de la izquierda muestra claramente lo brillante y compacto que es el objeto, lo que hizo que pareciese una estrella. Para conseguir la imagen de la izquierda se utilizó un instrumento (un coronógrafo) que bloqueaba la luz del cuásar, dejando ver su galaxia anfitriona. En ambas tomas se aprecia el chorro de gas a alta velocidad proveniente del agujero negro súper-masivo central. Una de las componentes de la emisión en radio de 3C 273 coincide perfectamente con este chorro de gas. | Crédito de la imagen: HST / NASA / ESA / STScI.

Las masas estimadas de estas bestias astronómicas pueden superar los mil millones de veces la masa del Sol, aunque normalmente están alrededor de las pocas centenas de millones de masas solares. La masa del agujero negro súper-masivo se puede estimar midiendo la “anchura” de las líneas de emisión brillantes observadas en los espectros de los cuásares. Como el material es consumido por el agujero negro en relativamente poco tiempo, los cuásares muestran una etapa breve de la evolución de las galaxias, siendo ésta la razón de que los veamos únicamente a grandes distancias. Es posible que incluso nuestra Vía Láctea pasara por una fase activa tipo cuásar hace unos pocos miles de millones de años.

——————————– Nota: Usando Física General, la relación entre longitud de onda y frecuencia es simplemente lambda * nu = c, donde lambda es la longitud de onda (en metros), nu es la frecuencia (en hercios) y c es la velocidad de la luz (en metros por segundo).


22 Comentarios

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SergioSergio

Antes de nada, felicitar al autor porque el artículo está muy bien escrito y ademas presenta de manera fácilmente comprensible algo tan extraño como son los cuásares.

Hay un aspecto que, sin embargo, me ha llamado la atención. En el último párrafo de “A la caza de los cuásares” se habla de desplazamientos al rojo con factores comprendidos entre 1 y 3. No tengo problema con eso, pero si a ese factor z le aplicamos la fórmula que aparece en la imagen del ejemplo de espectro óptico de un cuásar, nos da que este objeto se aleja de nosotros a una velocidad superior a la de la luz. El movimiento relativo entre dos objetos puede hacer posible velocidades de alejamiento de 1 o, a lo sumo, 2 veces la velocidad de la luz, pero 3? Quiere decir que al menos uno de los objetos se desplaza a una velocidad absoluta mayor a la de la luz.

Aparte de eso, me ha encantado el artículo. Saludos.

IonIon

No soy ningún experto, pero creo que eso es efecto del aumento de la amplitud que sufren los fotones en el camino debido a la expansión del espacio. Es decir, sí que se alejan de nosotros a más velocidad que la de la luz pero debido al “arrastre”generado al expandirse el espacio, cosa que no viola la relatividad.

Creo que va por ahí…

AbraxasAbraxas

Sergio ya te ha respondido, pero yo me voy a extender un poco más.

Si nos atenemos exclusivamente al movimiento relativo de uno respecto a otro, dos objetos pueden alejarse el uno respecto del otro como máximo a la velocidad de la luz. Es decir, dos fotones viajando en sentido opuesto no se verían el uno al otro moviéndose a 2 veces la velocidad de la luz, sino a exactamente la velocidad de la luz: la velocidad de la luz no depende del marco de referencia.

Pero si al movimiento relativo de un objeto respecto a otro le añades la expansión del espacio que los separa, cuanto más alejados estén el uno del otro más velocidad aparente tendrán el uno respecto al otro, pudiendo llegar a superar, ampliamente, la velocidad de la luz.

Roberto COnde

O no están tan lejos, y no son tan luminosos.
Que más z implique necesariamente más distancia sólo se sostiene para sostener las teorías cosmológicas y astrofísicas establecidas.
Y cualquiera les dice a estos que se equivocan. Que se lo digan a Halton Harp.

angelrls, El Lobo Rayado

Me alegro haya gustado el artículo, y aún más encontrar algunos comentarios por aquí tras el fin de semana.

Con respecto a la pregunta de Sergio, es correcto: un objeto a z=1 se aleja a nosotros a la velocidad de la luz. Pero como bien han han respondido Ion y Abraxas en este caso no estamos miendo una velocidad absoluta, sino cómo se alejan las galaxias de nosotros por la expansión el Universo.

Roberto Conde, con respecto a las teorías de Halton Arp, quizá deberiamos dedicar otro artículo a lo que plantea. ¡Hay tantas cosas por ahí arriba que aún desconocemos! Pero sí es cierto que la teoría aceptada del modelo cosmológico es la que mejor explica las observaciones… por ahora 😉

SergioSergio

Muchas gracias por la respuesta, así como a Ion y Abraxas, que fueron los primeros en contestarme.

Está visto que había obviado en mi reflexión el crecimiento propio del espacio que separa a los dos elementos (observador y “observado”, por simplificar). Fallo mío, pero gracias por ilustrarnos con tanta sencillez.

Roberto Conde

angelrls, bueno, eso de que “es la que mejor explica las observaciones” es algo subjetivo, y como opinión que es, disiento.
Pero me alegro de que al menos consideres las alternativas, que hay quienes directamente las descartan por el mero hecho de ser eso, alternativas a las teorías aceptadas actualmente.

angelrls, El Lobo Rayado

Gracias Roberto, pero no lo que digo arriba de que la teoría cosmológica que tenemos ahora (materia oscura fría con constante cosmológica, ΔCDM) es “la que mejor explica las observaciones” no es mi opinión ni algo subjetivo: es lo que encontramos cientos / miles de astrónomos de todo el mundo en nuestro trabajo diario. Que puede no ser completa, eso es casi seguro. Que hay objetos que no entendemos, muchos. Pero es la que, por ahora, mejor funciona.

No obstante, como te decía antes, las ideas de Arp son altamente interesantes, habría que dedicarles otro artículo.

No te preocupes, tarde o temprano llegará otra “revolución” y habrá que cambiar de paradigma, como sucedió hace una década cuando comprobamos que el Universo estaba en realidad en expansión acelerada.

Y eso es lo bonito de la investigación: ir mejorando poco a poco nuestro conomiento y entendimiento de la Naturaleza.

Roberto Conde

A mí el ad populum no me sirve.

Que los griegos explicaran los truenos por la ira de Zeus, y esta fuera su “mejor explicación” no quiere decir que algún loco de la época que pensara que eso se lo habían sacado de la manga estuviera en el camino incorrecto.

Es decir, prefiero una “no explicación” a los inventos de mitos no falsables.

Y digo “no falsables” porque aunque algunas de las hipótesis de ahora son falsables, cada vez que se falsa una de esas hipótesis, se inventan un mito nuevo, y cada vez más difícil de falsar.

En el caso de los descubrimientos de Arp, que falsan nada menos que la hipótesis de la relación directa entre desplazamiento al rojo y distancia, cosa que se cargaría por completo toda la cosmología actual, se usa el contraargumento de las lentes gravitatorias, que tal como nos lo presentan, es no falsable en la práctica, porque cada vez que aparece un cuásar delante de una galaxia, se dice que es una lente gravitatoria enfocando al cuásar que está detrás y ya está. ¿Cuántas lentes se habrán formado así por mano del azar? Intuyo que las que haga falta. ¿Que es más de un cuásar el que está delante de la misma galaxia? Anisotropía de la lente. Total, la configuración de la lente no va a ir nadie a esa galaxia a comprobarla. Irónicamente, a una de estas formaciones se la llamó la cruz de Einstein.

Pero es que está todo lleno de cuestiones así: sólo hay que repasar la historia del fondo “cósmico” de microondas, de los agujeros negros, de la materia oscura, de la energía oscura, etc.

Así que me tendré que preocupar, porque como la “revolución” sea como esa que comentas, estamos aviados.

No te lo tomes a mal, hace falta gente como tú que difunda con conocimiento lo que cree que es correcto (y lo haces muy bien, por cierto), pero también es bueno sembrar la duda y no dar por sentado que lo que nos enseñan es correcto porque sean muchos los que estén de acuerdo y nadie, o sólo unos pocos, se atrevan a discrepar. Supongo que entenderás que por mi parte me siento obligado a hacer lo propio.

Un cordial saludo.

TiXoloTiXolo

Molón el articulo y como siempre al leer sobre ciencia me quedo con cara de poker O_0 ¿cuando hablas de radiación no térmica a q te refieres?

Saludos cordiales

angelrls, El Lobo Rayado

Gracias TiXolo. Con radiación no térmica me refiero a un tipo de radiación que no proviene de la temperatura a la que se encuentre un cuerpo. Normalmente se asume una radiación de cuerpo negro para la radiación térmica que viene dada por la famosa Ley de Planck: dependiendo de la temperatura del objeto se tendrá más o menos emisión a cierta frecuencia/longitud de onda. A mayor temperatura, el pico de esa radiación térmica estará a MENOR longitud de onda (equivalentemente, MAYOR frecuencia), siendo en cierta forma ese pico el “color” con el que vemos el cuerpo. El Sol tiene una temperatura superficial de unos 6000 K, lo que implica que el máximo de su emisión según la ley de Planck está a una longitud de onda de alrededor de 5000 A (el color “amarillo/naranja” que vemos). Estrellas muy calientes, por ejemplo, Rigel, con +20000 K, se verían azules (pico de emisión a 3500 A o ya en el ultravioleta) y estrellas más frías (Betelgeuse, 3500 K) en nuestro rojo (a 6500 A). Estos números se calculan con la ley de desplazamiento de Wien, que se deriva de la Ley de Planck de forma muy bonita.

Lo mismo pasa con los planetas, por ejemplo, la Tierra tiene temperatura media de unos 15 ºC (288 K), por lo que su emisión máxima está en el infrarrojo, a 10 micras. ¡Por eso es muy útil usar observaciones del infrarrojo cercano y medio para estudiar los planetas, las enanas marrones, y las estrellas de baja masa! El polvo interestelar frío puede estar a sólo 10 – 30 K, lo que equivale a longitudes de onda del infrarrojo medio – lejano, 300 – 100 micras respectivamente.

Pera la emisión de sincrotrón observada en radio (longitudes de onda de mm, cm e incluso m) NO es térmica, no lleva asociada una ley de Planck, su naturaleza es distinta como explico arriba (electrones relativistas moviéndose en campos magnéticos), y de ahí la distinción que intento hacer en el texto y los “rompederos de cabeza” de los primeros radioastrónomos para entenderla.

TiXoloTiXolo

Tremenda respuesta… un artículo en si misma. ¿Se podría decir q las partículas no vibran sino q emiten por su altísima velocidad alrededor de las lineas del campo magnético?

SergioSergio

Excelente articulo. Que tal uno proximo acerca de los pulsars y de su descubrimiento? Creo que tambien es una historia interesante…

SandaliOSandaliO

Perdonen mi ignorancia, me interesan muchísimo estos temas, pero me surge una duda: en el articulo dice que nuestra propia galaxia quizá paso por un estado similar, entonces donde esta ahora el agujero negro supermasivo?, hay alguna manera por la que un agujero negro pueda desaparecer?.
Gracias de antemano

angelrls, El Lobo Rayado

No es una pregunta tonta, ni mucho menos. La Vía Láctea, como casi todas las galaxias del Universo, posee un agujero súper-masivo en su centro. La cosa es que ahora “no está activo”, no tiene un enorme disco de acreeción de material a su alrededor ni produce esos chorros tan brillantes que se ven en las imágenes en radio. Se estima la masa del súper-masivo agujero negro central de la Vía Láctea es de unos pocos millones de veces la masa del Sol. Las galaxias que albergan cuásares poseen agujeros negros *casi tres órdenes de magnitud más masivos * que el de nuestra Galaxia. Como explico arriba, esos “mostruos” son de 1000 millones de veces la masa del Sol. Obviamente las galaxias con esos agujeros negros evolucionarán de forma distinta a como lo ha hecho la Vía Láctea (quizá se convierten en las galaxias masivas centrales del centro de los cúmulos de galaxias), pero eso no descarta que galaxias “más pequeñas”, como la Vía Láctea, no haya pasado por una fase activa en el pasado.

johnnyjohnny

Realmente, muy bueno el artículo.
Me gustaría comentar que echo en falta más artículos de astronomía, actualizaciones y novedades de misiones espaciales, etc… Entiendo que estos temas no son el hilo principal de Naukas, pero me da a mi que se abusa un poco de los artículos “de opinión”. Obviamente, no lo digo por este artículo…
Entiendo que la base social y la finalidad de Naukas va más allà de la traducción de artículos y que intenta fomentar la difusión de la ciencia y sus métodos, pero siento nostalgia en cierto modo del blogging al estilo del ya desaparecido Amazings.com. Esta es mi humilde opinión.

Saludos

mireyamireya

Justamente estoy haciendo un trabajo de investigación de galaxias activas. Me enfoque en el modelo de unificación y me agrado lo de:
La masa del agujero negro súper-masivo se puede estimar midiendo la “anchura” de las líneas de emisión brillantes observadas en los espectros de los cuásares.
Me gustaría que me pudieras brindar algún ejemplo o páginas donde pueda encontrar lo que comentas, me interesa. Gracias y buen artículo.

Alejandro López GonzálezAlejandro López González

Según los cálculos que he realizado específicamente con la Vía Láctea entrelazando todos los eventos climatológicos en la Tierra, los cuásares son eventos repetitivos por lo que en algún momento en el futuro no muy lejano SgrA* producirá un evento Cuásar.

haziel jaimes

Realmente interesante algo que nos deja sin palabras de estas extraodinarias investigaciones y lo mucho que nos falta por descubrir gracias por esta hermosa informacion. SALUDOS

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