astronomia – cuasares en los confines del universo

5/7/2018 astronomia – cuasares en los confines del universo - slidepdf.com

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CUASARES. EN LOS CONFINES DEL UNIVERSO

Autor: DÉBORAH DULTZIN

COMITÉ DE SELECCIÓN

EDICIONES

DEDICATORIA

PRESENTACIÓN

EPÍGRAFE

ADVERTENCIA

I. LA METAGALAXIA II. LAS MARAVILLAS DE LA LUZ

III. RADIOASTRONOMÍA Y RADIOGALAXIAS

IV. EL DESCUBRIMIENTO DE LOS CUASARES

V. NUEVOS OJOS PARA VER EL CIELO

VI. NÚCLEOS ACTIVOS DE GALAXIAS Y AGUJEROS NEGROS

VII. FAROS QUE ALUMBRAN EL PASADO

APÉNDICE

COLOFÓN

CONTRAPORTADA

http://omega.ilce.edu.mx:3000/sites/ciencia/html/astronomia.htm





COMITÉ DE SELECCIÓN

Dr. Antonio Alonso

Dr. Gerardo Cabañas

Dr. Juan Ramón de la Fuente

Dr. Jorge Flores Valdés

Dr. Leopoldo García-Colín Scherer

Dr. Tomás Garza

Dr. Gonzalo Halffter

Dr. Raúl Herrera

Dr. Jaime Martuscelli

Dr. Héctor Nava Jaimes

Dr. Manuel Peimbert

Dr. Juan José Rivaud

Dr. Julio Rubio Oca

Dr. José Sarukhán

Dr. Guillermo Soberón

Coordinadora:

María del Carmen Farías

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EDICIONES

la

ciencia/53

para todos

Primera edición (La Ciencia desde México), 1988

Tercera reimpresión, 1995

Segunda edición (La Ciencia para Todos), 1997

La Ciencia para Todos es proyecto y propiedad del Fondo de Cultura Económica, al que pertenecentambién sus derechos. Se publica con los auspicios de la Secretaría de Educación Pública y del ConsejoNacional de Ciencia y Tecnología.

D.R. © 1988 FONDO DE CULTURA ECONÓMICA, SA. DE C. V.

D.R. © 1997 FONDO DE CULTURA ECONÓMICA

Carretera Picacho-Ajusco 227, 14200 México, D.F.

ISBN 968-16- 5240-1

Impreso en México



DEDICATORIA

A SHAHEN



PRESENTACIÓN

Es difícil, si no imposible, encontrar en los institutos de investigación científica en México un grupo demujeres de tan alto calibre académico como el que se destaca en el Instituto de Astronomía de la UNAM.Yo las veo con orgullo, no carente de respetuosa envidia. Su preparación es del más alto nivel y suscontribuciones al desarrollo de la astronomía nacional e internacional son cada día más destacadas. Lashay en el campo teórico, observacional y tecnológico y pueden fácilmente competir con sus compañeroshombres y en casos sin desventaja: tienen, además de un gran talento, el encanto natural de su carácter.Las enaltece su naturalidad, su carencia caprichosa por el simple hecho de ser mujeres. Se comportancomo científicas, sin prosopopeyas falsamente feminoides y valen por lo que son, producen y son capacesde enseñar. Como viejo astrónomo, mi ideal sería tener hijas o hermanas de su altísima calidad.

La doctora Déborah Dultzin, autora de este libro de divulgación científica, forma parte de nuestrodestacado grupo de mujeres astrónomas. Nacida en Monterrey, Nuevo Léon, realizó sus estudiosprimarios, secundarios y preparatorios en el Colegio Hebreo Tarbut y en la Escuela Secundaria yPreparatoria de la ciudad de México. Posteriormente siguió la carrera de física en la Facultad de Cienciasde la Universidad Nacional Autónoma de México, de donde egresó con el título de licenciada presentandouna tesis sobre "La determinación de la masa de galaxias espirales".

Siempre con una inflexible inclinación a la astrofísica, inició sus estudios de posgrado en uno de los másdestacados y competitivos centros del mundo: la Universidad Estatal de Moscú, Lomonosov, donde realizósus estudios y trabajos doctorales. Por razones de salud, que combatió con alegría y entereza, no pudoterminar su tesis doctoral aunque una buena parte de ésta fue publicada, en ruso, como artículo deinvestigación en el Boletín de la Universidad Estatal de Moscú, en la serie Física y Astronomía.

La belleza física e intelectual de Déborah nunca ha declinado, por el contrario: parece ser cada vez másfuerte tanto física como intelectualmente. Sus enfermedades la han revalorado, imprimiéndole nuevosímpetus y sabe, siempre, triunfar con mayor salud: su cara alegre y dulcemente enérgica es una de sus másbellas manifestaciones. Estaba hecha para triunfar y lo ha logrado con creces. En virtud de una seria

enfermedad pasajera pospuso la terminación de la tesis doctoral final en la Universidad de Lomonosov,pero, repuesta, obtuvo de la Universidad de París la revalidación de sus estudios hechos en la URSS ypresentó una brillante tesis doctoral en Francia, donde le fueron ampliamente reconocidos los estudios deposgrado soviéticos. El tema de su tesis doctoral fue el de Espectroscopia de nucleos activos de galaxias,calificando su trabajo con Mention très honorable.

Los campos preferidos y principales de Déborah Dultzin han sido y son:

1) Cosmología (relatividad general).

2) Astrofísica relativista.

a) Objetos colapsados en sistemas binarios de estrellas.

b) Cuasares y núcleos activos de galaxias.

3) Astronomía observacional, espectrofotometría óptica y ultravioleta.

No obstante su relativa juventud, ya ha tenido una amplia experiencia profesional técnica. Ha sido y es,además, investigadora titular de tiempo completo en el Instituto de Astronomía de la UNAM y profesora deasignatura en la Facultad de Ciencias. Ha actuado como miembro del Consejo Departamental de Física enla Facultad de Ciencias de la UNAM, siendo en la actualidad investigadora nacional dentro del Sistema

Nacional de la Investigación Científica.



Su producción como investigadora científica original la ha realizado sola o con colegas tanto nacionalescomo extranjeros, publicando los resultados en distintas revistas de distribución internacional o encapítulos de libros. Al mismo tiempo, participa activamente en congresos o reuniones profesionales enMéxico y en otros países.

Políglota excepcional, escribe, habla y lee varios idiomas, entre los que destacan el español, el inglés, elruso y el francés, lenguas que utiliza fluidamente en sus trabajos de investigación y en conferenciasdictadas en diversas partes del mundo.

Como docente impartió la asignatura de física en la Preparatoria Nacional, teniendo a su cargo,posteriormente, en la Facultad de Ciencias de la UNAM, las cátedras de astronomía general I y II, yrelatividad general, y para el doctorado ha sustentado astronomía extragaláctica y cosmologíaobservacional.

Además de su trabajo estrictamente de investigación científica, se distingue por su capacidad divulgadorahaciendo accesible al público no especializado —desde niños a adultos— temas fascinantes sobre lanaturaleza del mundo del que formanos parte. Para ello utiliza un lenguaje accesible y define con claridadconceptos de fundamental importancia para la comprensión de la naturaleza y sus fenómenos.

Como difusora de una rama compleja de la ciencia, explica con claridad y en nivel al alcance de todos, una

serie de temas que generalmente resultan difíciles de entender por parte de los no especialistas. De estamanera hace verdadera y seria divulgación científica, y atrae la atención y el interés no sólo de los jóvenes,sino también de los investigadores que dedican sus esfuerzos a campos paralelos y aun ajenos a laespecialidad de esta magnífica, joven y ejemplar maestra.

GUILLERMO HARO

Septiembre 2 de 1987



EPÍGRAFE

Entre los muchos y variados estudios literarios y artísticos de los cuales se nutren los talentos naturales delhombre, pienso que se deben abordar, por sobre todos los demás y con el más amoroso cuidado, aquellosque tienen que ver con las cosas que son muy hermosas y muy dignas de conocimiento. Estos estudios sonlos que tratan de los movimientos circulares del mundo y el curso de las estrellas, sus magnitudes,distancias, salidas y puestas, y las causas de todo lo que aparece en los cielos y que finalmente explicantoda la forma. Ya que, ¿qué podría ser más hermoso que los cielos, que contienen todas las cosas bellas?

NICOLÁS COPÉRNICO

Sobre la revolución de

las esferas celestes, libro I



ADVERTENCIA

En este libro vamos a utilizar el año luz como unidad de medida de las distancias cósmicas. El año luz esla distancia recorrida en el lapso de un año por la luz. Siendo la velocidad de la luz 300 000 kilómetros porsegundo (la designaremos siempre con la letra c), el año luz viene a ser aproximadamente el equivalente anueve billones de kilómetros.

Como en física y astronomía abundan los números extremadamente grandes y pequeños, utilizaremos lanotación exponencial: l0n significa un 1 seguido de n ceros, y l0 -n significa 0, seguido de n-l ceros. Porejemplo, la masa del Sol es 2 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000, kilogramos aproximadamente, osea: 2 x 10 30 kilos; y 0.0 000 000 000 000 000 000 000 000 009 gramos, o sea: 9 x l0- 28 gramos, es maso menos la masa de un electrón.

Las personas con conocimientos de física pueden omitir la lectura del capítulo II, sin detrimento de loexpuesto a lo largo del presente libro.

Agradezco la ayuda de Juanita Orta, que mecanografió el manuscrito; de Alberto García, quien realizóparte de los dibujos, y muy especialmente de Julieta Fierro, quien se ocupó en revisar galeras y de todos

los detalles de la fase final de la impresión de este libro.



I. LA METAGALAXIA

1. NEBULOSAS O GALAXIAS

1. NEBULOSAS O GALAXIAS

A FINALES del verano y principios del otoño, puede observarse, en una noche despejada y oscura, desdeel hemisferio norte, una hermosa franja plateada en el cielo. La parte más luminosa y amplia de esta bandacorre desde la constelación del Cisne hasta la de Sagitario.

Anaxágoras la llamó gala (del griego, leche) y Eratóstenes galaxia. El mito griego dice que cuandoHeracles (Hércules) era amamantado por Hera (Juno), éste escupió la leche y formó así esa franja en elcielo. Los romanos la llamaron Vía Láctea.

Los distintos pueblos de la Antigüedad le han atribuido diferentes interpretaciones, mismas que reflejan loque era su mundo. Para los egipcios, se trataba de trigo desparramado por la diosa Isis; para los incas,polvo dorado de estrellas, para los nahuas, una serpiente de nubes; para los bosquimanos, cenizasluminosas desprendidas de las hogueras; para los esquimales, una banda de nieve; para los teutones, el

camino al Valhalla.

Hoy en día llamamos galaxia a un conjunto de millones de estrellas, gas y polvo unidos entre sí por lafuerza de su propia gravedad. Nuestra galaxia es un sistema formado por unos cien mil millones deestrellas, una de las cuales es el Sol. A este gran sistema lo hemos bautizado con el nombre de Vía Láctea.Sin embargo, es mas común asociar este nombre con la banda difusa y brillante en el cielo quemencionamos anteriormente y que marca el plano central de la Galaxia.

Uno de los primeros hombres en observar el cielo a través de un telescopio fue Galileo Galilei (1564-1642), quien, al apuntar su telescopio hacia esta banda difusa, se dio cuenta de que la luz proviene de unamultitud de estrellas demasiado débiles para ser visibles individualmente a simple vista. Galileo fue,

posteriormente, amenazado y silenciado por la Iglesia católica por sostener que sus observacionesapoyaban el punto de vista de Copérnico, quien sostenía que la Tierra no ocupa un lugar privilegiado en elUniverso.

Durante los tres siglos que siguieron al descubrimiento de Galileo acerca de la naturaleza de la Vía Láctea,muchos astrónomos pensaron que nuestra galaxia era todo el Universo. Se tenía la idea —correcta— deque se trataba de un sistema plano como una rueda, que se presenta como una banda vista desde el interiorcuando se mira en dirección del plano. Reacios a abandonar la idea de un lugar privilegiado, muchosastrónomos pensaban que el Sol se hallaba en el centro de ese sistema (¡en el centro del Universo!).

Durante el siglo XIX se construyeron cada vez mayores telescopios y con ello creció el interés en el

estudio de las llamadas "nebulosas", que, como pronto se dieron cuenta, eran de diversos tipos. Algunas seveían claramente como nubes de gas alumbradas por la luz que emiten las estrellas desde su interior.Probablemente la nebulosa más conocida de este tipo es la nebulosa de Orión que se puede ver con untelescopio pequeño en la estrella de en medio de la "espada" del Gigante (Figura 1). Sin embargo, lanaturaleza de otras nebulosas no era tan evidente. Algunas, como las llamadas nebulosas espirales, teníanuna estructura muy diferente a las grandes nubes de gas (Figura 2).



Figura 1. Nebulosa de Orión. Ésta es una nube de gas y polvo en nuestra Galaxia. El gas esiluminado por estrellas muy calientes embebidas en él

En los albores del siglo xx, el debate entre los astrónomos acerca de la naturaleza de las nebulosasespirales se hizo más candente. Algunos sostenían que éstas eran galaxias, como la Vía Láctea, perosituadas a grandes distancias de ella. Este punto de vista había sido formulado ya un siglo antes por el granfilósofo Immanuel Kant, quien llamaba a dichas nebulosas universos islas. Otros astrónomos, sin embargo,

creían que las nebulosas espirales eran también parte de nuestra galaxia, la cual, pensaban, contenía atodos los cuerpos celestes.

En 1920, ante una reunión de los miembros de la Academia de Ciencias Norteamericana, Heber Curtis yHarlow Shapley sostuvieron un debate acerca de las distancias relativas a las nebulosas espirales. En esaépoca, los métodos para determinar distancias a objetos muy lejanos apenas se empezaban a desarrollar.Aún hoy en día, éste continúa siendo un problema difícil en el campo de la astronomía.

Shapley acababa de demostrar que el Sol no está en el centro de la Vía Láctea; para ello se basó en lasiguiente observación: alrededor del disco que define el plano de la Galaxia, se encuentran los llamadoscúmulos globulares, enormes enjambres de forma esférica formados por miles de estrellas que, se piensa,

tienen un origen y edad comunes. Los cúmulos globulares forman una especie de halo esférico alrededordel disco. Shapley encontró que el centro de esta distribución esférica —del halo— se encontraba a variosmiles de años luz del Sol. El centro de distribución de los cúmulos globulares marca el centro de laGalaxia. El valor que Shapley calculó para el tamaño de la Galaxia resultó demasiado grande debido a queno tomó en cuenta el efecto de absorción interestelar de la luz de las estrellas lejanas (esta absorción,debida fundamentalmente al polvo interestelar, reduce el brillo observado de las estrellas haciéndolasaparecer más distantes de lo que en realidad están). Debido a esta sobrevaluación de las dimensiones realesde la Galaxia, Shapley concluyó que la inmensa Vía Láctea contenía a las nebulosas espirales.

Figura 2. Galaxia espiral vista de frente



Curtis, por otro lado, afirmaba que, según sus observaciones, las nebulosas espirales se encontraban fuerade la Vía Láctea. La realidad es que, en ese momento Curtis no pudo dar una evidencia contundente enfavor de su punto de vista. Sin embargo, tres años más tarde, Edwin Hubble, utilizando el nuevo telescopiodotado de un espejo 2.5 m de diámetro del Observatorio de Monte Wilson, demostró la existencia deestrellas variables en las nebulosas espirales más prominentes. También pudo mostrar que la variación delbrillo en esas estrellas era igual a la de estrellas que se sabía a ciencia cierta eran parte de nuestra galaxia;en particular, los periodos de tiempo en que varía el brillo son proporcionales a la luminosidad o brillointrínseco de las estrellas. Conociendo el brillo intrínseco de las estrellas variables en la nebulosa deAndrómeda, Hubble calculó, a partir de su brillo aparente, que debían encontrarse a una distancia mucho

mayor que las dimensiones mismas de la Vía Láctea (aun considerando el valor de Shapley). Así, Hubbleproporcionó la prueba definitiva de que la Vía Láctea es sólo una galaxia entre muchas.

Hoy en día, los astrónomos utilizan la palabra nebulosa para referirse a las nubes de gas en la Vía Láctea,y la palabra galaxia la refieren a los sistemas de billones de estrellas distribuidas —hasta donde podeniosver— por todo el Universo. La Vía Láctea es una galaxia de grandes dimensiones. El disco mide 100 000años luz de diámetro y 1 500 años luz de grosor; el Sol se encuentra cerca de la mitad del disco, a unos 30000 años luz del centro de la Galaxia. Andrómeda (también conocida como M311 o NGC 224 2) es unagalaxia parecida a la nuestra, es la galaxia espiral más cercana —nuestra vecina— y se encuentra a dosmillones de años luz de distancia.

Figura 3. Galaxia espiral vista de canto.

Durante el primer tercio de este siglo, conforme los astrónomos empezaron a estudiar las galaxias con másy más detalle, otros tipos de galaxias fueron descubiertos, además de los de espirales. El mismo Hubblepropuso un sistema de clasificación de las galaxias, según su forma, aún vigente en la actualidad. Acontinuación describiremos las características fundamentales de los distintos tipos de galaxias que seconocen.

La mayoría de las galaxias son espirales. Como ya hemos dicho, al describir la Vía Láctea, las galaxiasespirales son sistemas planos (Figura 3) en forma de un disco delineado por brazos espirales (como unrehilete plano). En el centro, tienen una parte abultada, llamada bulbo en cuyo interior se encuentra elnúcleo de la galaxia.

Mientras que en el disco la densidad promedio es de una estrella en un volumen de 300 años luz cúbicos,en el bulbo es de tres estrellas en un volumen de un año luz cúbico. El bulbo central y el disco estáncircundados por el halo. El diámetro del halo de nuestra galaxia es de unos 300 000 años luz.Aproximadamente una tercera parte de las galaxias espirales muestran una barra en el centro, de la cualemergen los brazos (Figura 4). Éstas se llaman espirales barradas.

Existe otro tipo de galaxias, llamadas elípticas. Éstas tienen una apariencia mucho más simple que las



espirales. Se trata simplemente de conjuntos de miles de millones de estrellas aglomeradas en un volumenelipsoidal (como un balón de futbol americano) o esférico (Figura 5). La densidad es mayor en el centro ytienen también halos. Estas galaxias tienen mucho menos gas y polvo interestelar que las espirales.

Un caso intermedio —en cuanto a su forma— son las galaxias llamadas lenticulares (con forma de lente):tienen un bulbo central y un pequeño disco de estrellas, en el que casi no hay gas ni polvo, y carecen debrazos espirales (Figura 6).

Figura 4. Galaxia con barra.

Figura 5. Galaxia elíptica.

Por último, de acuerdo a la clasificación original de Hubble, están las galaxias irregulares; éstas formanuna pequeña fracción de las galaxias y no pertenecen a ninguno de los grupos anteriores. No muestran unaforma geométrica simple ni claramente definida. Muchas de ellas son pequeñas galaxias satélites de lasgrandes espirales. Tal es el caso, por ejemplo, de las Nubes de Magallanes (Figura 7), que son pequeñasgalaxias satélites amarradas gravitacionalmente a nuestra galaxia y visibles a simple vista desde elhemisferio sur.



Figura 6. Galaxia lenticular.

Figura 7. La Nube Mayor de Magallanes. Galaxia irregular.

2. EL DESCUBRIMIENTO DE SEYFERT

En 1943, Carl Seyfert publicó un trabajo que no causó mayor impacto en su tiempo, pero que hoy seconsidera memorable. En dicho trabajo, Seyfert trataba sobre el descubrimiento de ciertas propiedades

peculiares de un grupo de galaxias espirales con un núcleo particularmente brillante, tan brillante que, enexposiciones de corta duración, su luz dominaba a la de todo el disco galático (Figura 8). Utilizando latécnica de la espectroscopia —de la que hablaremos en el siguiente capítulo— con objeto de analizarminuciosamente la luz proveniente del núcleo de dichas galaxias, Seyfert encontró que en el núcleo habíagrandes masas de gas en movimiento, con velocidades de varios miles de kilómetros por segundo unas conrespecto de otras. Este tipo de galaxias se conocen como galaxias Seyfert y de ellas nos ocuparemosampliamente, ya que constituyen uno de los temas centrales del presente libro.

3. CÚMULOS DE GALAXIAS

Existe, en la naturaleza, la tendencia a que los objetos de cierta clase se agrupen entre sí para formar

unidades de una nueva clase de orden superior. En el mundo inanimado, las partículas elementales seagrupan para formar átomos, éstos se agrupan para formar moléculas y así sucesivamente hasta formarestrellas, galaxias y cúmulos de galaxias. En ambos extremos de esta cadena se encuentran los límites delconocimiento (se piensa que las partículas subatómicas están formadas por cantidades llamadas cuarks y,por otro lado, que los cúmulos de galaxias estén agrupados en asociaciones aún mayores llamadossupercúmulos). En el justo medio de esta jerarquía, desde las partículas elementales hasta los cúmulos degalaxias, nos encontramos los seres humanos.



Figura 8. Galaxia Seyfert. La diferencia entre las tres imágenes es el tiempo de exposición. Para elmás corto de los tiempos de exposición, sólo se ve el núcleo brillante como una estrella azul; no se

distinguen otras componentes de la galaxia como brazos espirales.

Nuestra ubicación en el Universo no es en modo alguno privilegiada: vivimos sobre un pequeño planetaque gira alrededor de una estrella insignificante, el Sol, una entre miles de millones de estrellas de la VíaLáctea, una entre miles de millones de galaxias.

Cada uno de los átomos que forman nuestro cuerpo fueron hechos en el interior de alguna estrella. Alexplotar la estrella que originó la formación de nuestro Sistema Solar, arrojó al medio interestelar eloxígeno, carbono y demás elementos necesarios para la vida. La naturaleza ordenó esos átomos de maneramaravillosa en moléculas y células, creando finalmente un prodigio: el hombre, un ser capaz de plantearsela pregunta de cuál es su lugar en el Universo.

Pero volvamos a la Vía Láctea. Las 20 galaxias más cercanas a ella forman un grupo ligadogravitacionalmente, llamado el Grupo Local. En el Grupo Local hay dos grandes galaxias espirales: la VíaLáctea y Andrómeda. Hay otras dos galaxias espirales: M33 y Maffei 1, la segunda fue descubierta apenasrecientemente (1968) por Paolo Maffei ya que se encuentra en la dirección del plano galáctico oculta porgrandes concentraciones de polvo. Los miembros más pequeños del Grupo Local son los más numerosos:4 galaxias irregulares y 12 elípticas enanas. El grupo abarca una extensión en el espacio deaproximadamente 3 millones de años luz de diámetro, con una masa total de 5 x10 11 M O. (quinientas milmillones de veces la masa del Sol), casi toda concentrada en Andrómeda y la Vía Láctea.

Por lo menos la mitad de las galaxias, y probablemente todas, se encuentran en agrupaciones —o cúmulos•de algún tipo. Algunos de estos cúmulos son grupos pequeños y sueltos como el Grupo Local, en tanto queotros son mucho mayores más compactos. De los cúmulos grandes, el más cercano es el cúmulo de Virgo,que lleva el nombre de la constelación detrás de la cual se observa. Es importante no confundirlo con lasestrellas que forman la constelación de Virgo, que se encuentran dentro de nuestra galaxia. El cúmulo deVirgo cuenta con más de 1 000 galaxias y se encuentra a una distancia de aproximadamente 60 millonesde años luz. A esa distancia no es posible observar estrellas variables, así que la distancia se determina porla luminosidad aparente de estrellas y nubes de gas gigantes.

Figura 9. Cúmulo de galaxias en Coma.



El cúmulo de Virgo es un cúmulo enorme que ocupa unos 11° en el cielo. La galaxia más brillante delcúmulo, llamada Virgo A (M87), es una galaxia elíptica gigante. Es muy común encontrar este tipo degalaxias cerca de los centros de los grandes cúmulos. Probablemente se han vuelto gigantes por estarprecisamente en el centro, donde ejercen la mayor atracción gravitacional sobre el gas intergaláctico delcual se pueden "alimentar" (es decir, irlo incorporando a la galaxia). Incluso se piensa que puede haber"canibalismo", es decir, que estas grandes galaxias centrales vayan incorporando a sí mismas otrasgalaxias cercanas más pequeñas. Junto con las galaxias Seyfert, estas galaxias elípticas gigantes, cuyasmasas son aproximadamente cien veces la masa de nuestra galaxia —y muy en particular Virgo A—

ocuparán nuestra atención más adelante.

El cúmulo de Virgo es un ejemplo de un cúmulo rico irregular. Su estructura es muy compleja, con variassubcondensaciones de galaxias.

Hasta una distancia de 70 millones de años luz, hay varios miles de galaxias. Muchas de ellas estánagrupadas en el cúmulo de Virgo y otros cúmulos más pequeños como el Grupo Local. Más allá de estos70 millones de años luz, el número de galaxias disminuye drásticamente hasta llegar a una distanciamucho mayor. Muchos astrónomos piensan que este conjunto de cúmulos de galaxias forman un cúmulode cúmulos o supercúmulo, el Supercúmulo Local, de galaxias, cuyo diámetro sería de unos 250 millonesde años luz.

El cúmulo rico de forma regular más cercano es el de Coma (Figura 9), en la dirección de la constelaciónde Coma Berenice, a 450 millones de años luz (fuera del Supercúmulo Loca]). En este cúmulo puedendistinguirse unas mil galaxias, a pesar de su enorme distancia. Las más luminosas, como siempre, son doselípticas gigantes cercanas al centro del cúmulo.

Figura 10. Efecto Doppler. Vemos las ondas electromagnéticas emitidas por una fuente que se

mueve hacia la izquierda. Los números indican las posiciones sucesivas de la fuente al emitir y lascorrespondientes posiciones de las crestas de las ondas que se mueven hacia afuera. La radiaciónrecibida por el observador de la izuierda está corrida al azul porque el movimiento de la fuentehacia él comprime las ondas disminuyendo su longitud (aumentando su frecuencia). La radiaciónrecibida por el observador a la derecha está corrida al rojo debido a que el movimiento de la fuenteque se aleja de él espacia las ondas aumentando su longitud (o disminuyendo su frecuencia). Elobservador situado enmedio sólo vería corrimiento si la velocidad de la fuente fuese relativista(cercana a la velocidad de la luz).

Existe un catálogo de cúmulos ricos de galaxias —recopilado por George Abell— que contiene casi 3 000cúmulos. Los más lejanos se encuentran a distancias de unos 4 000 millones de años luz. El volumen total



del espacio que ocupan es de 5 x l0 14 (500 billones) de veces el que ocupa nuestra galaxia. Recordemosque hace apenas algo más de medio siglo se pensaba que nuestra galaxia era todo el Universo.

Conforme penetramos más y más lejos en las profundidades del espacio intergaláctico, la luz provenientede las galaxias de los cúmulos distantes se observa cada vez más roja, indicando que éstos se muevenalejándose de nuestra galaxia. El enrojecimiento de la luz debido al alejamiento entre la fuente luminosa yel observador, se conoce como efecto Doppler, y se debe al cambio de longitud de onda observada (Figura10). El hecho de que todos los cúmulos se alejen de nuestra galaxia, no significa que ésta sea el centro dedicho movimiento; lo que sucede es que los cúmulos se alejan todos unos de los otros como resultado de la

expansión del Universo (Figura 11). La expansión cósmica es una propiedad del Universo que predijeronlas ecuaciones de la relatividad general de Einstein, y que fue confirmada observacionalmente por Hubbley Humason alrededor del año 1930. Hubble encontró que la velocidad con que se aleja un cúmulo (o unagalaxia de éste) y su distancia están correlacionadas: mientras más lejos se encuentra el cúmulo, mayor essu velocidad de recesión, y por tanto, mayor será el corrimiento al rojo de la luz de sus galaxias. Estacorrelación se conoce como la ley de Hubble. Para medir la distancia a una galaxia en un cúmulo distantese puede medir su corrimiento al rojo y la ley de Hubble nos dará la distancia.

Figura 11. Un pastel de pasas se infla en el horno. Al irse inflando la masa, la distancia entre laspasas va aumentando. Cada pasa se aleja de las demás con una velocidad que aumenta con sudistancia a las demás. Evidentemente no podemos decir que ninguna pasa sea el centro de esaexpansión. La expansión del Universo es análoga a la de este pastel, con cúmulos de galaxias enlugar de pasas.

Figura 12. El encuentro cercano entre dos galaxias produce perturbaciones en la distribución delgas debidas a las fuerzas de marea. Se han usado negativos para aumentar la nitidez de losfilamentos gaseosos.

Todas las galaxias pertenecientes a un cúmulo distante comparten la misma velocidad de recesión, que esla velocidad con que el cúmulo se aleja de nosotros debido a la expansión del Universo. Sin embargo,dentro del cúmulo, las galaxias se mueven unas con respecto de otras en todas direcciones, produciéndose,en ocasiones, interacciones entre ellas. Estas interacciones pueden ir desde encuentros más o menos

cercanos hasta choques entre galaxias.



Los espacios entre las estrellas de una galaxia son tan grandes que, cuando dos galaxias chocan,prácticamente "se atraviesan" una a la otra (como si fuesen fantasmas) sin que haya choques entre susrespectivas estrellas. Lo que se ve enormemente afectado por el choque es el gas —y el polvo—interestelar de ambas galaxias. Aun cuando una galaxia pasa muy cerca de otra, las fuerzas de marea entreellas pueden perturbar notablemente la distribución del gas (Figura 12).

NOTAS

1 Objeto Num. 31 del Catálogo de nebulosas elaborado por Messier.

2 Galaxia Núm. 224 del Nuevo Catálogo General (New General Catalog).



II. LAS MARAVILLAS DE LA LUZ

1. LA NATURALEZA DE LA LUZ

LOS astrónomos se pueden considerar como los mejores detectives del mundo, pues para estudiar elUniverso cuentan con una sola pista: la luz. Un astrónomo no puede realizar experimentos mediante loscuales manipule a sus objetos de estudio. Todo lo que sabemos de los cuerpos celestes, su masa,

temperatura, tamaño, composición química, distancia, etc., lo deducimos a partir de la luz que recibimosde ellos. En este capítulo trataremos de dar respuesta a las preguntas: ¿qué es la luz?, y ¿cómo podemosdescifrar su mensaje?

Cuando recibimos la luz de una estrella distante, por ejemplo Vega, el ojo responde a una señal queempezó su viaje hace 26 años (Vega está a 26 años luz de distancia). Cuando esa señal llega al ojo,produce cambios químicos en la retina, que son transmitidos por el nervio óptico al cerebro comosensación de luz. La fisiología nos explica el viaje de la luz desde la retina al cerebro; queda el problemade explicar el viaje de la luz a través de los espacios interestelares e intergalácticos. Durante cientos, milesy billones de años las ondas de luz pueden viajar por un vacío casi perfecto. Pero, si no hay materia,¿cómo puede existir una onda? Usualmente se piensa en una onda como el resultado de la vibración de

partículas materiales; como ejemplo tenemos las olas en el agua o las ondas sonoras, que se transmiten porla vibración de las partículas del aire; en el vacío no es posible transmitir sonido ni ninguna onda material.¿Qué clase de ondas es entonces la luz? ¿Qué clase de vibración se propaga a través del vacío?

La respuesta a estas preguntas fue descubierta hace más de un siglo por James Maxwell, un físico escocés.Las vibraciones de una fuerza eléctrica pueden atravesar el vacío sin partículas que las transporten. La luzes un tipo de vibración eléctrica. Para comprender esta idea, consideremos una partícula eléctricamentecargada, un electrón. Éste se halla rodeado de un campo de fuerza eléctrica, que ejerce en todasdirecciones. Si el electrón vibra, dicha vibración será transmitida a otras partículas cargadas a través delcampo (que es un concepto físico de un medio inmaterial). En 1865, Maxwell realizaba estudios sobre laelectricidad, y, de una formulación matemática, logró deducir que la velocidad con que se transmiten las

ondas eléctricas es de trescientos mil kilómetros por segundo. Maxwell no pensaba en absoluto en la luz alhacer sus cálculos; sin embargo, se dio cuenta de que esta velocidad coincidía con la velocidad depropagación de la luz medida varios años antes. Algunos pensaron que era una casualidad, pero Maxwellconcluyó que las ondas de luz estaban directamente relacionadas con vibraciones de la fuerza eléctrica.

2. ESPECTRO ELECTROMAGNÉTICO

Existe una ley fundamental del magnetismo, que dice: una corriente eléctrica produce un campomagnético. La oscilación de una carga eléctrica induce entonces una onda eléctrica y una onda magnéticaque se mueven juntas. Estas ondas son inseparables, y a la combinación de ambas se le denomina unaonda electromagnética. La luz es una onda electromagnética. Hay otros tipos de radiación que asimismoson ondas electromagnéticas: los rayos γ , rayos X, rayos ultravioleta e infrarrojos, el radar, las señales deTV y de radio. Todas estas radiaciones se transmiten con la misma velocidad (la velocidad de la luz, c =300 000 km/seg), y conforman el espectro electromagnético. La diferencia entre las distintas partes delespectro electromagnético es la longitud (o frecuencia) de las ondas. (Figura 13.)

La retina del ojo humano es sensible a frecuencias entre 4.3 x l0 14 vibraciones por segundo (usualmente seusan las unidades de ciclos por segundo, cps o Hertz, Hz) y 7.5 x 10 14 Hz. Por ello, a esta banda defrecuencias se le llama región visible del espectro electromagnético. Los límites de esta bandacorresponden a los colores límites del arco iris: una señal de frecuencia 7.5 x 10 14 Hz se registra en elcerebro como color azul-violeta y una señal de frecuencia 4.2 x 1014 Hz como color rojo. El ojo noresponde a frecuencias mayores (luz ultravioleta, rayos X, rayos γ ) ni a frecuencias menores (luzinfrarroja, ondas de radio). Esto se debe a que, de toda la radiación electromagnética emitida por el Sol, la



única parte que no es absorbida por la atmósfera y llega hasta la superficie de la Tierra, es la bandacomprendida entre esas frecuencias limite.1 El ojo humano ha evolucionado para responder a la necesidadde ver objetos sobre la superficie de la Tierra por medio de la luz solar. En otro planeta, con una atmósferacuya composición fuese tal que absorbiese, por ejemplo, la banda visible y fuese transparente a la bandainfrarroja, la evolución podría generar criaturas con ojos sensibles a la luz infrarroja. En estas páginas semuestra (Figura 13) el espectro electromagnético y las características de transparencia de la atmósferaterrestre a las diversas frecuencias.

Figura 13. El espectro electromagnético se extiende desde las ondas de radio a grandes longitudes deonda (baja frecuencia) hasta los rayos gamma a bajas longitudes de onda (alta frecuencia). En lafigura se muestra la transparencia de la atmósfera terrestre a los diferentes tipos de radiación.Como se ve, sólo las ondas de radio y la luz visible llegan a la superficie terrestre.

Hasta hace menos de cincuenta años, a los astrónomos les resultaba inaccesible el estudio de la radiaciónde los cuerpos celestes fuera de la banda visible. Sin embargo, con el desarrollo de la radioastronomía y dela astronomía desde el espacio exterior, ha comenzado el estudio de la radiación de los cuerpos celestes encasi todo el espectro electromagnético. De esto nos ocuparemos en los capítulos III y V del presente libro.

3. RADIACIÓN TÉRMICA

Una estrella, o cualquier otro objeto suficientemente caliente, radia ondas electromagnéticas de todas lasfrecuencias, desde infinitamente pequeñas hasta infinitamente grandes. Sin embargo, no todas estas ondastienen la misma intensidad. La intensidad es siempre baja para muy altas o bajas frecuencias y es máximaa una cierta frecuencia intermedia. ¿Qué es lo que determina esta frecuencia? Para responder esta preguntapensemos en una barra de hierro que se calienta en un horno de alta temperatura. Al principio, el hierro se

calienta pero no emite un resplandor visible debido a que el máximo de la radiación se encuentra en laregión infrarroja. Conforme aumenta su temperatura, el hierro empieza a emitir luz, tomándosesucesivamente de rojo intenso a color naranja, amarillo y finalmente blanco.

Este experimento muestra que es la temperatura del objeto lo que determina a qué longitud de onda(frecuencia) se radia la mayor par¡e de la energía. Al aumentar la temperatura, la energía se radia amayores frecuencias.

La radiación emitida por un objeto debido a su temperatura —y en equilibrio termodinámico— sedenomina radiación térmica. Este objeto puede ser un sólido, como la barra de hierro del ejemplo anterior,un líquido, como el metal fundido o la lava, o un gas, como el de los focos de neón, las estrellas o el gas

interestelar. En lo que sigue nos ocuparemos de la radiación de los gases incandescentes que constituye



uno de los objetos fundamentales de estudio de la astrofísica moderna.

La técnica más importante usada por los astrónomos para descifrar el mensaje de la luz, es laespectroscopia. Esta técnica nos permite descomponer la luz blanca en sus componentes de diversasfrecuencias (o colores). Una manera sencilla de hacer esto es mediante un prisma. Cuando en el aire haysuspendidas gotitas de agua, éstas hacen las veces de prisma y observamos el espectro de la luz solar enforma muy hermosa: el arco iris.

Del análisis espectroscópico de la luz de las estrellas y las galaxias podemos extraer una gran cantidad de

información; para poder comprender cómo, debemos hacer un paréntesis y profundizar un poco más ennuestro conocimiento de la luz, esta vez a través de la estructura atómica de la materia.

Un profesor alemán de física, llamado Kirchhoff, fue el primero en darse cuenta de que un gasincandescente, al emitir luz, envía un código que depende de los átomos que lo componen. Así, la luzemitida por cada tipo de átomos es diferente y del análisis de la luz se puede determinar la composiciónquímica del gas.

Los electrones en un átomo giran alrededor del núcleo, atraídos por una fuerza eléctrica, de maneraparecida a como los satélites giran alrededor de la Tierra atraídos por la fuerza de gravedad. Sin embargo,las órbitas de los electrones son diferentes a las de los satélites. Cuando lanzamos un satélite, la órbitapuede estar a cualquier distancia de la Tierra que escojamos, dependiendo sólo de la potencia del coheteSin embargo, las leyes comunes que gobiernan el movimiento de los cuerpos macroscópicos no explican almundo atómico. De acuerdo con las leyes del mundo atómico, un electrón puede girar alrededor del núcleoatómico únicamente en órbitas a determinadas distancias del núcleo atómico. En el átomo de hidrógeno,por ejemplo, la menor órbita posible para el electrón tiene un radio de 0.53 Å (el angstrom es una unidadde longitud usada en la física atómica, su símbolo es Å y es igual a una cienmillonésima parte de un cm).La siguiente órbita permitida por las leyes atómicas tiene un radio de 2.12 Å. En ningún átomo dehidrógeno del Universo existe un electrón con una órbita intermedia entre estas dos. Estas leyes fueronformuladas por el físico danés Niels Bohr en 1910 y sentaron el fundamento de la mecánica cuántica y conella la comprensión de la estructura atómica. Asimismo existen leyes que restringen el número deelectrones que puede haber en cada órbita (a las órbitas se les llama también capas o niveles). Así, elhidrógeno, el átomo más sencillo, tiene un electrón en la primera capa. Le siguen el helio con doselectrones en la primera capa, el litio con dos en la primera y uno en la segunda, etcétera (Figura 14).

Insertar figura de la p. 39

Figura 14. Esquema orbital de los átomos de (a) hidrógeno, (b) helio y (c) litio.

Esta es la estructura de un átomo no excitado. Al estado no excitado se le denomina estado base. Pero si



una partícula choca con el átomo (en un gas los átomos chocan unos con otros continuamente) un electrónpuede absorber energía de esta colisión, liberarse de su órbita y brincar a otra órbita (siempre de un radiopermitido por las leyes). Este electrón será un electrón excitado, y del átomo se dice que pasa del estadobase a un estado exci tado. Si la fuerza de la colisión es suficientemente grande, el electrón puededesprenderse por completo del átomo. Un átomo que ha perdido un electrón se denomina un átomo

ionizado (o un ion), si ha perdido dos electrones estará doblemente ionizado y así sucesivamente. Alperder todos sus electrones estará totalmente ionizado. Usualmente los electrones más perturbables por lascolisiones son los de las capas más externas; los de las internas están más fuertemente atados al núcleo y,además, los electrones de las capas exteriores actúan como una pantalla eléctrica contra las perturbaciones

de electrones sueltos.

Cuando un electrón ha brincado a una órbita más alta, no se queda ahí indefinidamente. Después de uncierto tiempo —característico de cada órbita de cada tipo de átomo— tiene una tendencia natural aregresar a su estado base, lo cual hace mediante una transición repentina. Los tiempos típicos para estastransiciones de regreso al estado base son de una cienmilésima de segundo. Lo fundamental de esteproceso es que la energía excedente que tenía ese electrón —energía de excitación que había absorbido dela colisión efectuada— es emitida en forma de luz al regresar el electrón a su estado base. El electrónemite un cuanto de luz o un fotón, y así se desexcita.

Un fotón es una partícula luminosa. La vieja discusión que se había dado entre Huygens y Newton sobre si

la luz son ondas o partículas, fue resuelta por la mecánica ondulatoria: la luz es una dualidad: onda ypartícula al mismo tiempo. Este concepto se extiende a todos los objetos del Universo y su formulación levalió el premio Nobel a Luis de Broglie. El concepto de dualidad es extraño a nuestra manera de pensar;sin embargo, es natural en otras filosofías como, por ejemplo, las que emanan de las religiones hindú ybudista.

La energía del fotón emitido, que es directamente proporcional a la frecuencia de la luz emitida,2 tiene unvalor preciso y determinado por la diferencia de la energía del electrón antes y después de la transición.Puede también suceder que un electrón pase de un estado excitado a otro menos excitado —de una órbitaexterna a una más interna, que pueden ser sucesivas o no— antes de llegar a su estado (órbita) base. Encada transición se emitirá un fotón con una frecuencia única proporcional a la diferencia de energía delelectrón antes y después de la transición. (Figura 15.)

Figura 15. Emisión de un fotón de mayor (a) a menor (b) excitación (o al estado base). La energíadel fotón emitido será igual a la diferencia de las energías de los dos niveles.

Los átomos pueden ser excitados y ionizados no sólo por colisiones. Un electrón puede también absorberla energía de un fotón. Si el fotón ha sido emitido en la transición de un electrón de la tercera a la segundaórbita, este fotón, al ser absorbido por otro electrón en otro átomo, le proporcionará la energía precisa parapasar de la segunda a la tercera órbita.

Cuando un átomo recaptura un electrón libre que le hacía falta, se dice que se produce una recombinación.

Los fotones emitidos por recombinación, al ser absorbidos producen ionización. (Figura 16.)



Figura 16. Cuando un electrón libree se reincorpora a un átomo con un electrón faltante, se dice quese produce una recombinación (b), al ser absorbido por otro átomo (c), produce ionización (d).

4. ESPECTRO ATÓMICO

Cuando la temperatura de un gas es moderadamente alta, las colisiones entre partículas llevarán a loselectrones al primer nivel excitado (llamado nivel dos, siendo el nivel uno el base). En tal caso, la luzemitida por el gas será de un solo color. Este color corresponde a la longitud de onda (o frecuencia) de losfotones emitidos por la transición de desexcitación de los electrones del segundo al primer nivel. Alexaminar esta luz con un espectrógrafo, se verá una sola línea brillante a esa longitud de onda específica.Al aumentar la temperatura del gas, las colisiones se vuelven más violentas y pueden llevar a loselectrones a diversos niveles de excitación. Estos electrones, al desexcitarse emitirán fotones de otraslongitudes de onda y así se irán agregando líneas a la luz que pasa por el espectrógrafo.3 Este conjunto delíneas luminosas se llama espectro atómico. Las longitudes de onda de las líneas espectrales, producidaspor los átomos de un cierto elemento químico, representan una característica fundamental y única de esetipo de átomos. Así, mediante un análisis espectroscópico, podemos obtener la firma inconfundible decada elemento químico. En el laboratorio se han determinado con toda precisión las longitudes de onda delas principales líneas espectrales de los distintos elementos químicos.

Ilustraremos lo anterior mediante un ejemplo, el del espectro del átomo más sencillo: el átomo de

hidrógeno.

Las transiciones desde cualquier nivel excitado al nivel base, dan lugar a una serie de líneas llamada serie

de Lyman. La primera de estas líneas se produce por fotones emitidos en el paso de los electrones delsegundo al primer nivel. La longitud de onda de esta línea es α = 1216 Å y se denomina línea Lyman α (α = alfa, primera letra del alfabeto griego) o Ly α. La segunda línea es Ly β (β = beta, segunda letra delalfabeto griego) y corresponde a la transición del tercero al primer nivel, y así, sucesivamente. El límite deesta serie corresponde a la captura de un electrón libre, es decir a la recombinación al nivel base, y lalongitud de onda es λ = 912 Å. Toda esta serie de líneas tienen frecuencias correspondientes a la regiónultravioleta del espectro. En la región visible, el átomo de hidrógeno emite otra serie de líneas llamadaserie de Balmer, que corresponde a todas las transiciones que terminan en el segundo nivel. Se designan

estas líneas con una H: α (transición del tercer al segundo nivel), Hβ (del cuarto al segundo nivel), etc.Las transiciones que terminan en el tercer nivel —o niveles superiores— producen líneas en el infrarrojo.Aquí (Figura 17) se muestran las transiciones que dan lugar a las series de líneas del hidrógeno.



Figura 17. Transiciones que producen el espectro del átomo de hidrógeno.

Como ya habíamos dicho, la excitación y ionización de un gas puede producirse por colisiones o por laabsorción de radiación (de fotones). Cuando un átomo emite fotones por las transiciones de sus electronesde un nivd superior a un nivel inferior, como en el anterior ejemplo, se produce el llamado espectro de

emisión. Este es un espectro de líneas brillantes a frecuencias específicas y es típicamente emitido por ungas incandescente muy tenue—a baja densidad y presión.

El espectro emitido por sólidos, líquidos o gases densos y a muy altas temperaturas es el llamado espectro

continuo. En este caso, los dectrones, aquellos que emiten, están libres —no en órbitas atómicas— y esoselectrones libres, al chocar entre sí, pueden emitir luz de cualquier frecuencia. En el espectro continuo semezclan todas las longitudes de onda entre sí de forma continua. El arco iris es un ejemplo.

En ciertas condiciones, un gas puede producir un espectro de absorción. Este es el caso de un gasrelativamente frío colocado delante de una fuente luminosa (que puede ser un gas más caliente enemisión). Los átomos del gas más frío absorberán fotones, y aunque éstos sean eventualmente reemitidos,pocos de ellos saldrán en la dirección original. Lo que se observará en el espectrógrafo son series de líneasoscuras, que corresponden a la supresión de luz en determinadas frecuencias (las frecuencias deabsorción). Estas líneas oscuras son una especie de negativo de la firma de los átomos que componen elgas que absorbe fotones. Este tipo de espectro fue descubierto por vez primera en el Sol por Wollaston yFraunhofer a principios del siglo XIX, aunque en aquella época no fue posible explicarlo, por noconocerse las leyes del comportamiento atómico.

En las estrellas, el gas del interior se encuentra a varios millones de grados y es de alta densidad. Losátomos están totalmente ionizados y los electrones libres emiten un espectro continuo. La densidad del gasy su temperatura van disminuyendo desde el centro hacia el exterior. La llamada atmósfera de las estrellases el gas más externo y aunque se encuentra a miles de grados, es relativamente más frío que el interior.Los átomos de la atmósfera absorben selectivamente ciertos fotones. El resultado es un espectro de

absorción superpuesto al continuo de emisión (Figura 18). En cambio el gas interestelar, que esextraordinariamente tenue, produce un espectro de líneas de emisión cuando es iluminado por la radiaciónestelar.

Aunque el detalle físico es bastante más complicado, hemos visto de manera cualitativa que el espectronos puede dar información acerca de la composición química, temperatura y densidad del gas. En realidadnos puede dar mucha más información. Esta se obtiene de un análisis fino de la forma y estructura de laslíneas espectrales.

5. RADIACIÓN NO TÉRMICA



Hasta aquí, hemos hablado de la emisión de luz por el calentamiento —o absorción de energía— de losátomos.

Figura 18. Espectro de líneas de absorción.

Existen además otros procesos en la naturaleza que producen radiación de fotones de distintas frecuencias.Todos los procesos que no están ligados a la radiación de objetos calientes se denominan procesos de

radiación no térmica. Por ahora describiremos sólo uno de ellos, la radiación sincrotrón ica. El sincrotrón

es un aparato que sirve para acelerar partículas subatómicas y es empleado por los físicos nucleares parahacer experimentos que permitan comprender mejor la estructura del mundo subatómico (el núcleoatómico y las llamadas partículas elementales). En un sincrotrón se aceleran protones y electrones hastaalcanzar velocidades cercanas a la de la luz. Un aparato similar, pero con el que se alcanzan velocidadesmenores es el ciclotrón. En el sincrotrón se usan imanes para confinar el movimiento de las partículas,valiéndose de que una partícula cargada describe siempre trayectorias espirales alrededor de las líneas delcampo magnético, producidas por un imán (Figura 19).

Uno de los descubrimientos fundamentales realizados por Maxwell y otros en su estudio delelectromagnetismo, es que toda partícula cargada radia al estar acelerada, es decir produce ondaselectromagnéticas. Existe una sola excepción a esta regla que de hecho ya hemos visto, aunque sinmencionarla explícitamente: los electrones de los átomos, al moverse en sus órbitas, no radian, sólo lohacen cuando cambian de órbita (de un nivel superior a uno inferior). Los electrones en un sincrotrón estánlibres y, al moverse alrededor de las líneas del campo magnético, radian. Esta radiación se llama radiaciónsincrotrónica.



Figura 19. La radiación sincrotrónica es emitida por electrones relativistas que se mueven encampos magnéticos. La trayectoria que describen los electrones es helicoidal, alrededor de las líneasde campo.

Mientras más alta sea la energía de las partículas, de mayor intensidad tendrá que ser el campo magnéticopara confinarlas y más energética será la radiación emitida. Mayor energía significa mayor frecuencia omenor longitud de onda, así que los electrones de energía extremadamente alta —llamados electronesultrarrelativistas, que se mueven casi a la velocidad de la luz— emitirán rayos X, los de menor energíaemitirán luz visible y los de energía aún menor emitirán en radiofrecuencias. Recordemos que, decualquier modo, todos estos electrones se mueven a velocidades cercanas a la de la luz, de modo que aunlos electrones de "baja energía" son muy rápidos. En el espacio no hay físicos nucleares ni aceleradoresexperimentales y, sin embargo, la naturaleza provee ejemplos de este mismo mecanismo de radiación endiversos procesos astrofísicos que involucran altas energías.

La radiación sincrotrónica puede distinguirse de otros tipos de radiación por hallarse polarizada. Paracomprender esto, pensemos en los electrones, que son siempre acelerados alrededor de las líneas de campomagnético (nunca paralelamente a ellas), y recordemos que la radiación es una onda electromagnética,producida por las vibraciones eléctricas y magnéticas. En la radiación polarizada, estas vibraciones se danen una sola dirección. La aceleración de los electrones causa una vibración del campo cercano a ellos en ladirección del movimiento (Figura 20). Así, cuando se ve al electrón moverse horizontalmente, el campo

vibrará horizontalmente. Cuando se investiga la radiación sincrotrónica proveniente del espacio con dosantenas de radio, una orientada horizontalmente y la otra verticalmente, sólo la antena orientadahorizontalmente captará la radiación. Las antenas pueden considerarse como pedazos de alambre conelectrones libres para moverse en su interior, y sólo los electrones de la antena horizontal podrán moverseen la misma dirección que las vibraciones del campo electromagnético. La antena vertical no recibiráradiación porque sus electrones no pueden moverse horizontalmente. La polarización de la radiaciónsincrotrónica es la clave para identificar su origen. En el siguiente capítulo, hablaremos de la radiaciónsincrotrónica proveniente del espacio.

Figura 20. La radiación sincrotrónica está polarizada. Las vibraciones del campo son en la dirección del movimilos electrones.

NOTAS

1 Asimismo atraviesan la amósfera las ondas largas de radio, pero son mucho menos intensas.

2 Están relacionados por la constante de Plank, "h", mediante la expresión E = hv (donde E es la energía yv la frecuencia).

3 Un espectrógrafo es un aparato que puede separar las diversas frecuencias que integran la luz incidente.Esto se logra mediante un prisma o mediante una rejilla de difracción.





III. RADIOASTRONOMÍA Y RADIOGALAXIAS

1. RADIOTELESCOPIOS

POCO después de la gran depresión, que golpeó a los Estados Unidos a principios de los años treinta, y enbuena parte por el desarrollo de las técnicas del radar durante la primera Guerra Mundial, los astrónomosnorteamericanos lograron echar el primer vistazo al cielo por medio de ondas de radio: ¡ver con radiación

invisible!

Situado en los vastos campos plantados de papas de Nueva Jersey, el primer radiotelescopio era uninstrumento extraño, en nada parecido a los telescopios ópticos; pero su operación marcó una nueva épocaen la astronomía, comparable a la marcada por Galileo cuando, por vez primera, utilizó su pequeñotescopio para ver el cielo.

En realidad, ya antes se habían detectado ondas de radio del espacio, aunque no con un radiotelescopio. Lacompañía de teléfonos Bell estudiaba las fuentes de "estática" (ruido) que interferían las comunicacionesde los barcos con las estaciones de tierra, y encomendó al joven ingeniero Karl Jansky la investigación.Jansky diseñó una antena que podía distinguir la dirección de la que provenía la estática. Después de un

año, logró distinguir entre tormentas eléctricas locales o distantes y estática de fondo proveniente delespacio. Ahora sabemos que lo que Jansky detectaba eran ondas de radio generadas en el gas de la VíaLáctea.

Con frecuencia se dice que los radioastrónomos "escuchan" el cielo. Aunque los pioneros, como Jansky,efectivamente escuchaban, hoy día los radioastrónomos utilizan sus radiotelescopios más como ojos quecomo oídos. La señal es captada de manera similar a lo que hace un radio ordinario. Las señales llegan anuestro radio de una gran cantidad de estaciones radioemisoras que radian en todas direcciones y adiversas longitudes de onda (frecuencia). Nosotros sintonizamos nuestros receptores a la longitud de ondaque deseamos y el aparato extrae el mensaje de voces o música superpuesto a las ondas de radio, queescuchamos mediante una bocina.

Un radiotelescopio es una versión compleja de un radiorreceptor, pero no está conectado a una bocina. Losemisores (radiofuentes) naturales del Universo emiten tan sólo una cacofonía de silbidos y ruidos. El "oír"no nos dará ninguna información sobre la forma o el tamaño del emisor. Para obtener esta informaciónnecesitamos una radioimagen, que es lo que proporciona el radiotelescopio. Para obtener estasradioimágenes, los astrónomos se cuidan de no operar sus radiotelescopios a longitudes de onda en que serealizan transmisiones sobre la Tierra que puedan interferir con las débiles señales del espacio. De otromodo, sería como tratar de ver las estrellas de día. Existen convenciones internacionales sobre ciertaslongitudes de onda destinadas a la radioastronomía. Nadie puede transmitir en estas longitudes de onda, demanera que los radiotelescopios pueden escudriñar el Universo sin el "resplandor" de los transmisoresterrestres.

Existen asimismo ciertas limitaciones atmosféricas a las longitudes de onda que podemos detectar (Figura13). Las longitudes de onda mayores a 30 m son rebotadas de regreso al espacio por la ionosfera. En elotro extremo, están las longitudes de onda cortas, alrededor de 1 mm, que se mezclan con el lejanoinfrarrojo. La frontera exacta entre ambos se define en la práctica por el tipo de detector que se utiliza. Sise trata de un radiotelescopio, se hablará de ondas de radio —milimétricas o submilimétricas— y si setrata de un detector infrarrojo se hablará del lejano infrarrojo. El vapor de agua existente en la atmósferaabsorbe radiación a estas longitudes de onda; por ello, los radiotelescopios milimétricos no pueden estar anivel del mar ni en lugares húmedos.

Como ya señalamos, un radiotelescopio funciona de manera similar a un radio. El receptor es una antena,con frecuencia colocada sobre una superficie parabólica —llamada plato— que sirve, como el espejo



parabólico de los grandes telescopios, para colectar y enfocar la radiación (Figura 21). En estos casos, laantena receptora se coloca en el foco de la parábola. Sin embargo, no todos los radiotelescopios tienen estaforma. La energía de la radiación recibida es transformada en una señal eléctrica que se manifiesta bajo laforma de una débil fluctuación de voltaje. Esta pasa por una serie de amplificadores, que la amplificanhasta miles de millones de veces. Finalmente, una computadora recibe las señales y las almacena. Parapoder construir una radioimagen, el radiotelescopio barre la fuente para obtener la intensidad de la señalpunto a punto. La computadora puede desplegar la información bajo la forma de un radiomapa o unaradiofoto. El radiomapa consiste de varios niveles de intensidad representados por líneas de contorno. Unafuente aislada aparece como una serie de círculos concéntricos, el menor y más interior de los cuales

marca la mayor intensidad (Figura 22). Puede lograrse una forma más directa de "ver" la radioimagenutilizando una pantalla de televisión. Se pueden usar técnicas de falso color mediante las cuales lacomputadora asigna un código de colores a las diversas intensidades. De esta forma, podemos obtenerradiofotos en color.

Figura 21. Radiotelescopio

El problema de la resolución representó desde un principio un dolor de cabeza para los radioastrónomos.La resolución, que tiene que ver con el grado de detalle con que un telescopio puede revelar, depende deldiámetro de la superficie colectora de la radiación —lente, espejo o plato— relativo a la longitud de onda

de dicha radiación.Si la superficie colectora es grande comparada con la longitud de onda, la resolución será buena. Lasondas de luz visible tienen longitudes de onda de cienmilésimas de centímetro (mucho más pequeña quelas dimensiones de la superficie colectora), por lo que el poder de resolución de un telescopio ópticosiempre es grande (aumenta con la superficie colectora). Aun el ojo —cuya superficie colectora de luz esla lente formada por el cristalino— tiene alto poder de resolución. Sin embargo, las ondas de radio tienenlongitudes de onda casi un millón de veces mayores que la luz visible, así que, para poder resolver undetalle parecido al que nos dan los telescopios ópticos, los radiotelescopios debieran ser ¡un millón deveces mayores! Esto es a todas luces imposible. El telescopio de plato más grande del mundo, situado enEffelsberg, Alemania Federal, observa a longitudes de onda de 11 cm y el diámetro de su plato es de 100m. Su poder de resolución es menor al del ojo humano. Las dimensiones de este plato representan el limitetecnológico razonable. La construcción y manipulación de platos mayores representa un problemaingenieril insorteable.

Se han encontrado, sin embargo, alternativas. Una de ellas ha sido la construcción de un plato apoyado yfijo en la tierra, construido aprovechando una depresión natural del terreno en un valle de Puerto Rico; estees el radiotelescopio de Arecibo, cuyo plato mide 330 m de diámetro. La antena ha sido colgada por cablesfijos a las montañas circundantes y se encuentra a una altura de 130 m sobre el plato (Figura 23). Estegigante es capaz de ver casi con el mismo detalle que el ojo.



Figura 22. Mapa de radio del centro de la galaxia. Los contornos son curvas que unen puntos de igualintensidemisión.

Figura 23. Radiotelescopio de Arecibo, Puerto Rico.

El radiotelescopio más grande del mundo parece más un estadio de futbol que un telescopio. Está tambiénfijo en tierra y tiene la forma de un aro de 500 m de diámetro. La superficie curva es la orilla de unaparábola (Figura 24). Se encuentra en las montañas del Cáucaso, en la Unión Soviética, y su resolución estres veces mayor que la de Arecibo. Sin embargo, está aún muy por debajo de la resolución de untelescopio óptico pequeño.

Figura 24. Radiotelescopio RATAN,el más grande del mundo. Se encuentra en el Cáucaso, URSS

2. RADIOINTERFEROMETRÍA

El problema de la baja resolución llevó a los radioastrónomos a aguzar el ingenio a fin de encontrar unasolución. El pionero fue Martin Ryle, de Cambridge, en la década de 1960. En esa época se desarrollaronlos radiotelescopios llamados de síntesis, que ensamblan dos radiotelescopios pequeños y utilizan unacomputadora potente así como la circunstancia de la rotación de la Tierra sobre su eje. El principio deoperación es la interferometría, que se basa en lo siguiente: cualquier espejo forma una imagen en el focodonde converge la radiación reflejada por cada parte de su superficie, de tal modo que las ondas"interfieren" una con otra; la cresta de una, puede ser reforzada por la coincidencia con la cresta de otra, o



amortiguada por el valle de otra (Figura 25).

Haciendo uso de este principio se puede crear el efecto de un enorme espejo mediante la utilización de dospequeños.

Mantenemos uno fijo en el centro y movemos el otro circunferencialmente a posiciones sucesivas, hastacubrir así el área de un gran espejo imaginario que estamos sintetizando. En cada posición del espejomóvil, una computadora registra la imagen en el foco y, eventualmente, todas las imágenes puedencombinarse a fin de obtener la que daría el gran espejo imaginario —o sintetizado— cuya área se ha

barrido. Desafortunadamente esta técnica no puede emplearse para la luz visible —es decir, para sintetizargrandes espejos des telescopios ópticos— pero sí para ondas de radio. La razón es que, para construir laimagen global, hay que seguir en detalle las fases de cada imagen —las formas de las ondas en cada puntodel espejo— y sumarlas correctamente. La longitud de onda de la luz visible es tan pequeña que estoresulta imposible con la tecnología actual. Las ondas de radio, en cambio, tienen una longitud de ondasuficientemente grande como para registrar las fases con precisión electrónicamente. Además, los dosradiotelescopios no tienen que reflejar realmente la imagen a un foco mutuo distante. Esto se hace tambiénelectrónicamente; la salida de cada plato es una señal eléctrica y éstas pueden sumarse para simular lacombinación de las radioondas en el foco.

Figura 25. Ondas "A" es la amplitud y l la longitud de onda. Cuando hay interferencia de dos o másondas, las amplitudes se suman. En el caso (a) la interferencia es positiva o constructiva, en el (b) esnegativa o destructiva.

De esta manera, se puede sintetizar un gran plato con dos pequeños, conectados entre sí, y una técnicaelectrónica bastante complicada. El problema práctico de mover continuamente uno de losradiotelescopios, cubriendo el área del plato imaginario, se resuelve valiéndose de la rotación de la Tierra.Imaginemos que miramos hacia la Tierra desde una radiofuente sobre el Polo Norte. Al girar la Tierra, laposición relativa de dos radiotelescopios se modifica. Vistos desde la posición sobre el Polo Norte,veremos que si consideramos uno de los telescopios fijo, el otro describe un semiarco a su alrededor. Parala siguiente rotación terrestre se acerca ligeramente el segundo espejo; éste describirá entonces unsemiarco menor y así sucesivamente, hasta, sintetizar el área de un semicírculo (Figura 26). Lainformación del semiplato faltante puede ser reconstruida por la computadora a partir de la existente, enforma automática. Mediante dicha técnica, se puede suministrar a la computadora la información quegeneraría un gran plato cuyo diámetro sería igual a la máxima separación entre los dos platos pequeños.



Figura 26. Radiotelescopio de síntesis. Vistos desde una posición sobre el polo, al girar la Tierra unode los radiotelescopios (marcado con un asterisco) describe un arco alrededor del otro (consideradofijo). Después de cada rotación se van acercando hasta sintetizar el área de un semicírculo.

El primer telescopio de síntesis que se construyó tenía 1.6 km de largo y fue seguido por Otro de 5 km, en1972. En la actualidad existen varios de ellos. Los primeros radiotelescopios de este tipo que seconstruyeron tenían problemas para observar objetos lejos del Polo Norte celeste. En tal caso, el plato

sintetizado resultaba oval y no circular, lo que introducía una distorsión en la imagen, sobre todo en ladirección Norte-Sur. Para objetos cercanos al ecuador celeste la distorsión es extrema. La solución fueincluir más de dos platos, unos alineados Este-Oeste y otros Norte-Sur. De esta manera se reducen almínimo las distorsiones y la computadora puede eliminarlas.

El más ambicioso arreglo de este tipo es el VLA,1 situado en el desierto de Socorro, en Nuevo México, yconsta de 27 platos de 25 metros de diámetro cada uno. Los platos se pueden mover sobre los brazos deunos rieles en forma de Y. El arreglo sintetiza un plato de 25 km de diámetro. Al observar en la menor desus longitudes de onda, 1.3 cm, el VLA resuelve detalles de 0.13 segundos de arco, una resolución milveces mejor que el ojo y casi diez veces mejor que el mayor telescopio óptico.

En este tipo de arreglos, los platos están conectados entre sí electrónicamente, mediante cablessubterráneos, a una computadora que se encuentra en el edificio de control. No es factible construirarreglos más grandes conectados entre sí de este modo. Sin embargo, se pueden hacer arreglos mayores sila señal de cada ato se transmite por un radiotransmisor ordinario al centro del control. Existe un arreglode 133 kilómetros que funciona así, ligando varios platos en diversos puntos de Inglaterra, llamado MERLIN2. El más ambicioso de todos los radiointerferómetros es VLBI3, que es un arreglotranscontinental. Los astrónomos de varios países del mundo se ponen de acuerdo para observarsimultáneamente una radiofuente: registran las señales junto con las de un reloj atómico, que sincroniza eltiempo con una precisión extrema y se guardan los datos en cintas magnéticas que después se hacen llegara un centro común. En la época en que la "guerra fría" se suavizó un poco, participaban en el proyecto elradiotelescopio de Crimea en la URSS y el de Virginia del Oeste, en Estados Unidos, con lo que eldiámetro efectivo era prácticamente el diámetro de la Tierra; desafortunadamente, la colaboración se ha

interrumpido. El VLBI puede resolver detalles de 0.0001 segundos de arco (o determinar posiciones conesa precisión). Pero ahora cabe preguntarse ¿qué se ha logrado descubrir con toda esta nueva tecnologíaradioastronómica?

Las estrellas son cuerpos luminosos que emiten casi toda su energía en el intervalo de luz visible (las muycalientes en el ultravioleta y las muy frías en el infrarrojo). Su radiación a longitudes de onda de radio esdespreciable. Sin embargo, existen otros objetos y procesos cósmicos que se manifiestan por su emisión deradio: uno de ellos es la radiación del hidrógeno frío —neutro— que es el principal constituyente delmedio interestelar. El hidrógeno neutro emite una radiación característica a 21 cm y, gracias a laobservación de esta radiación, se logró delinear por primera vez la estructura espiral de nuestra galaxia.También emiten en radio las moléculas del espacio interestelar: agua, monóxido de carbono, amoniaco,



etc. El estudio de las nubes moleculares ha contribuido también a comprender la estructura de nuestragalaxia —así como otros problemas, como la formación estelar.

Cuando una estrella explota, se convierte en lo que se conoce como una supernova. En el proceso deexplosión son arrojadas grandes cantidades de gas al espacio. Este material, sujeto a violentos choques,produce una fuerte emisión de radio, muy distinta a las antes mencionadas.

Figura 27. nebulosa del Cangrejo.

El astrónomo ruso Yosif Shklovsky se dio cuenta, en los años cincuenta, de que la radioemisión delremanente de la supernova conocido como la nebulosa del Cangrejo (Figura 27) era radiaciónsincrotrónica —producida por electrones relativistas girando en campos magnéticos—, descubriendo así laprimera fuente natural de emisión de este tipo de radiación.

Sin embargo, uno de los descubrimientos más espectaculares de la radioastronomía fue el de lasradiogalaxias.

3. RADIOGALAXIAS

En los años cincuenta se descubrió otra poderosa fuente de radio llamada Cisne A (la más potente de laconstelación del Cisne). La posición de una fuente de radio era difícil de determinar con precisión enaquella época debido al problema de resolución que tenían los primeros radiotelescopios. Sin embargo, alpoco tiempo el alemán Valter Baade logró identificar ópticamente esta fuente con un objeto que tenía laapariencia de dos galaxias en colisión (Figura 28) Si la radioemisión se debía a un objeto extragaláctico ala distancia de Cisne A, su intensidad resultaba como ¡un millón de veces la de la radioemisión de toda laVía Láctea! Baade pensó que quizá el choque de dos galaxias pudiese explicar esta colosal generación deenergía. Estaba tan seguro de ello que le apostó una botella de whisky a su colega Rudolph Minkowsky,quien se disponía a tomar el espectro de Cisne A, a que el espectro mostraría líneas de emisión de gas

chocado producido por la colisión. Baade ganó la apuesta; aunque luego resultó que la interpretación delespectro de emisión fue incorrecta. Analizaremos este punto más adelante.



Figura 28. Imagen óptica de Cisne A.

Figura 29. Imagen óptica de Centauro A.

Por lo que respecta a la apariencia del objeto, se trata en realidad de una galaxia elíptica gigante, que se vedoble debido a que se halla atravesada por una banda de polvo parecida a la de Centauro A (Figura 29).Centauro A se encuentra a 16 millones de años luz y es la radiogalaxia más cercana a nosotros —yasimismo una elíptica gigante. En el caso de Cisne A, no podemos distinguir el detalle del polvo, pues seencuentra mucho más lejos: a 740 millones de años luz.

La intensa radioemisión no proviene del centro de la galaxia identificada ópticamente, sino de dos lóbulos—o radiolóbulos— situados a los lados de la galaxia. En un radiomapa de Cisne A (Figura 30), la galaxia

óptica no es visible. En cambio, vemos dos regiones muy extendidas de radioemisión. Estos son loslóbulos, que miden aproximadamente 50 000 años luz y se encuentran a 200 000 años luz a cada lado de lagalaxia óptica (estos lóbulos, en cambio, son invisibles ópticamente). Los lóbulos son gigantescas nubesde electrones relativistas y campos magnéticos que emiten radiación sincrotrónica. La energía contenidaen estos lóbulos es de 1060 ergios4, lo que equivale a la cantidad total de energía radiada por nuestragalaxia en mil millones de años. La idea de choques de galaxias se abandonó por completo hace variosaños.



Figura 30. Mapa de radio de Cisne A.

Figura 31. Imagen óptica de Virgo A (M87). El chorro tiene una longitud (proyectada) de 6 500 años luz.

Pero entonces, ¿de dónde proviene esta cantidad colosal de energía? Esta es la pregunta que trataremos decontestar a lo largo del presente libro.

Por lo pronto, podemos responder a otra pregunta: ¿cuál es el origen de los radiolóbulos? La clave la diootra radiogalaxia, Virgo A (M87), una elíptica gigante que mencionamos ya en el primer capítulo. Una delas características más impresionantes de esta galaxia es el chorro de materia luminosa que emana de sunúcleo (Figura 31). La luz de este chorro no es común, se trata de radiación sincrotrónica de altafrecuencia. De hecho, el mismo chorro se detecta en todas frecuencias, desde rayos X hasta radio. Aquí semuestra (Figura 32) un mapa de radio de Virgo A. La conexión entre la galaxia óptica en el centro —queen este caso es también un potente radioemisor— y los lóbulos es evidente. Gracias a las modernastécnicas de radiointerferometría se han logrado descubrir, en una gran cantidad de radiogalaxias, estoschorros que conectan a las radiogalaxias con sus lóbulos. El material que forma los chorros son electrones—y protones— relativistas arrojados por el núcleo de la galaxia y que brillan por radiación sincrotrónica.Los lóbulos se nutren de material eyectado por el núcleo de la galaxia y la forma de los chorros es muyvariable (Figuras 33, 34, 35): pueden ser rectos o curvos, continuos o discontinuos, bilaterales ounilaterales. La cantidad de preguntas que surgen respecto de las radiogalaxias es enorme y la mayoría notienen respuesta. Enunciaremos algunas: ¿cuál es la fuente de la energía? ¿Cómo se aceleran los electronesa velocidades cercanas a la de la luz? ¿Cómo se producen los campos magnéticos? ¿Cómo se puedecolimar el material que forma los chorros; es decir, por qué sale en forma de chorros? ¿Cómo es que no seexpande y/o destruye el chorro a través de cientos de miles y basta millones de años luz? ¿Qué es lo que lomantiene confinado? ¿La apariencia de "pelotitas" se debe a inestabilidades del chorro o es arrojado así elmaterial? ¿Por qué y cómo desemboca en los lóbulos? ¿Qué mantiene confinados a los lóbulos? ¿Por quétodas las radiogalaxias son elípticas? ¿Por qué las más potentes se encuentran en los centros de loscúmulos?, etc., etc. A lo largo, y sobre todo al final de este libro, veremos cuáles de estas preguntas sepuede intentar responder.



Figura 32. Mapa de radio de Virgo A. (M87).

Figura 33. Imagen de la radiogalaxia Hércules A reconstruida por computadora. Observaciones de VLA a λ =

Figura 34. Imagen de la radiogalaxia NGC 1265 reconstruida por computación. Se cree que lo quepuede producir la curvatura de los chorros es la presión del medio intergaláctico. Observaciones deVLA en λ = 6 cm.

Figura 35. Un procesamiento de imágenes por computadora nos muestra la estructura discontinua del chorro ópt87.



NOTAS

1 Del inglés, Very Large Array.

2 Del inglés, Multi Element Radio linked.

3 Del inglés, Very Long Baseline Interferometry.

4 El ergio es una unidad de energía. La generación de 107 ergios por segundo equivale a un watt.



IV. EL DESCUBRIMIENTO DE LOS CUASARES

1.RADIOFUENTES CUASIESTELARES

EN LA década de los cincuenta los radioastrónomos descubrieron una multitud de objetos en elfirmamento que emitían grandes cantidades de radiación en radiofrecuencias. Sin embargo, debido alproblema de resolución de los radiotelescopios en aquella época, en la mayoría de los casos no era posible

saber qué clase de objeto visible correspondía a esas radiofuentes. Las ondas de radio de muchas de estasradiofuentes provenían de un objeto compacto, puntual, como una estrella —a diferencia de los grandeslóbulos de las radiogalaxias.

En 1960, Thomas Matthews logró determinar con cierta precisión la posición de la radiofuente 3C48.1 Matthews le proporcionó esta información a Allan Sandage, quien inmediatamente, con el gran telescopiode Monte Palomar, buscó lo que había en dicha posición. En su libro The Red Limit, T. Ferris cita laspalabras de Sandage:

El objeto se veía como una débil estrellita azul; le tomé un espectro esa noche y salió la cosa más rara que había yvisto jamás. Quité el espectrógrafo del telescopio y puse un fotómetro para examinar los colores de esa extraña

estrella. Los colores resultaron diferentes a los de cualquier objeto celeste que hubiese observado antes ¡todo erasumamente exótico!

¿En que consistía lo exótico de 3C48? Por un lado, las cantidades relativas de luz roja, azul y violeta no separecían a las de ninguna otra estrella conocida; en particular, había un exceso de luz violeta. Másincreíbles aún resultaban las líneas espectrales. Como hemos visto en el capítulo anterior, cada elementoquímico produce un patrón característico de líneas oscuras o luminosas —correspondientes a absorción oemisión de luz en ciertas frecuencias— en el espectro. Este patrón se halla determinado por la estructuraatómica de cada elemento. Pues bien, para su sorpresa, Sandage y sus colegas del Tecnológico deCalifornia no pudieron identificar ¡ni una sola línea del espectro de 3C48! ¿Estaba constituida esta estrellapor elementos químicos desconocidos? Los astrónomos estaban azorados y realmente intrigados. La

solución a este enigma, encontrada algunos años después, significó para la comunidad astronómica unaverdadera conmoción. Pero no nos adelantemos a nuestra historia.

En aquella época se les ocurrió a los astrónomos un método para determinar con precisión las posicionesde las radiofuentes: mediante ocultaciones lunares. Cuando la Luna pasa delante de una radiofuente, sedejan de recibir las ondas. Puede medirse con exactitud el momento en que se corta la señal y, conociendola órbita lunar, obtener así la posición precisa. Este método es más exacto cuanto más lejos de la VíaLáctea se encuentra la fuente, pues habrá menos estrellas a su alrededor. En 1962, la Luna pasó delante dela radiofuente 3C 273, y Cyril Hazard y sus colegas australianos aprovecharon la ocultación para medir suposición. La estrella visible que emitía las ondas de radio resultó ser la más brillante de la región; elastrónomo Maarten Schmidt obtuvo su espectro y se encontró con el mismo tipo de objeto extraño que

3C48... ¡Indescifrable!

Conforme fueron identificándose más radioestrellas el misterio se fue profundizando. El términoradioestrella se cambió por el de radiofuente cuasi-estelar,2 que expresaba la idea de que se trataba deobjetos distintos a las demás estrellas. Este nombre se abrevió para dar al término en inglés quasar (enespañol cuasar).

Jesse Greenstein y Maarten Schmidt se dedicaron a pensar en el problema de la explicación de losespectros de los cuasares durante mucho tiempo. Una de las ideas que se les ocurrió, ya al borde de ladesesperación, fue que todas las líneas de emisión estuviesen desplazadas en longitud de onda por el efectoDoppler, debido al movimiento de los cuasares (recordemos la Figura 10). Descartaron la idea por

disparatada, pero no encontraron ninguna otra explicación. Más adelante, Greenstein comentaría: "Fue un



caso típico de autoinhibición de la creatividad por exceso de conocimientos formales."

Más de un año más tarde, en 1963, Schmidt regresó a esta idea, la aplicó al espectro de 3C273 y se diocuenta de que sus líneas de emisión correspondían al patrón de las líneas espectrales del hidrógeno, bajo lasuposición de que el cuasar se alejase de nosotros a una velocidad de 47 000 kilómetros por segundo, esdecir, más de un décimo de la velocidad de la luz. Ninguna estrella de nuestra galaxia podría moverse aesa velocidad, pues habría escapado de la galaxia hace mucho tiempo (además de que ninguna estrellatiene un espectro de emisión similar al de los cuasares, ni emite una cantidad importante de energía enradiofrecuencias). La misma idea podía explicar el espectro de 3C48, en el que se observaban las líneas del

espectro del hidrógeno, desplazadas en longitud de onda debido a una velocidad de recesión de 37% lavelocidad de la luz.

Diez años después se conocían 200 cuasares, y en la actualidad se conocen cerca de 3 000. Todos ellostienen líneas espectrales altamente desplazadas hacia el lado rojo del espectro. En todos los casos, elcorrimento al rojo implica velocidades de recesión mayores a un 10% de la velocidad de la luz.

El corrimiento al rojo se denota con la letra Z, y vale la pena dar aquí su definición rigurosa. Elcorrimiento en longitudes de onda de las líneas se puede conocer directamente del espectro, midiendo lalongitud de onda de una cierta línea espectral observada (por ejemplo, la línea de Balmer, Hα, delhidrógeno), y comparándola con la longitud de onda de esta línea para un gas en emisión en el laboratorio

(en reposo). Llamemos a la longitud de onda de la línea emitida en reposo λ e, y a la longitud de onda de lalínea observada del cuasar, λO. El corrimiento al rojo será la diferencia λe — λo y se define Z como

Según esta definición, 3C273 tiene un corrimiento al rojo de Z = 0.160 y es el cuasar de menorcorrimiento al rojo. El de mayor corrimiento conocido hasta el momento de escribir estas líneas, el cuasarQ0051-279, tiene un corrimiento de Z =4.43, lo cual implica que se aleja de nosotros a una velocidad

cercana a la de la luz (la velocidad es v = 0.917 c).3

¿Cómo interpretar todo esto? La manera natural essuponer que los cuasares, al igual que las galaxias, se alejan de nosotros debido a la expansión delUniverso y, por tanto, obedecen la ley de Hubble. Como vimos en el primer capitulo, según la ley deHubble, cuanto mayor es la velocidad de recesión de un objeto, a mayor distancia se encuentra denosotros. Si aplicamos esta ley a los cuasares, resulta ser que son los objetos más distantes de nosotrosconocidos en el Universo; 3C 273, el cuasar más cercano, se encuentra a 3 mil millones de años luz; la luzque vemos en este momento, salió del cuasar cuando aún no existía la vida en la Tierra. Un cuasar que sealeja de nosotros con una velocidad cercana a la de la luz, como PKS 2000-330, se encuentra en losconfines del Universo observable.

Pero esta explicación, lejos de resolver todas las dudas, planteó nuevas y fascinantes interrogantes:conociendo la distancia, podemos calcular la luminosidad intrínseca de un cuasar; por ejemplo, resulta que3C 273 tiene una luminosidad equivalente a cinco billones de soles. Si colocáramos una galaxia gigante,con sus miles de millones de estrellas, a la distancia de los cuasares más lejanos, no la veríamos. Para servisible, un cuasar debe tener la luminosidad de cien galaxias juntas, y aún así se ve como una estrelladiminuta! ¿Qué los hace brillar tanto que los podamos ver desde los confines del Universo? Esta es lapregunta que los astrónomos han intentado contestar en los últimos veinte años.

2. OBJETOS ÓPTICOS CUASIESTELARES

Aunque los cuasares fueron descubiertos por su radioemisión, ésta es siempre de menor intensidad que laradiación óptica. Cuando los astrónomos se dieron cuenta de que los cuasares se identificaban ópticamentecon aparentes estrellas con excesos de color azul y violeta, se dedicaron a buscar en los catálogos de



estrellas azules. Varios de estos objetos resultaron ser cuasares, ya que mostraban en sus espectros deemisión líneas con alto corrimiento al rojo, aunque algunos no tenían radioemisión. Hoy se sabe que, dehecho, la mayoría de los cuasares no tienen fuerte radioemisión: son fuentes ópticas cuasiestelares que,para evitar confusión, se designan también con el nombre de cuasares.

De los cuasares identificados ópticamente, 15 resultaron ser objetos de un catálogo de objetos azuleselaborado en los años cincuenta por los astrónomos mexicanos Enrique Chavira y Braulio Iriarte, usandouna técnica desarrollada por Guillermo Haro. Estos cuasares llevan el nombre del Observatorio deTonantzintla y se designan por las siglas TON seguidas del número de catálogo. Otros 80 cuasares están

listados en el catálogo elaborado por Haro y Luyten con el telescopio de Monte Palomar y llevan ladenominación PHL (Palomar-Haro-Luyten). Existen varios catálogos y listas de cuasares, tanto de radiocomo ópticos; algunas veces un mismo objeto aparece en dos o más catálogos; por ejemplo, TON 469(Figura 36) es también la radiofuente 3C 232.

Figura 36. Representación gráfica del espectro del cuasar TON469 (3C232). Espectro delObservatorio de San Pedro Mártir, B.C. N.

La radiación de los cuasares no se limita a las frecuencias de radio y ópticas; de hecho la mayor parte de laenergía es radiada en el infrarrojo y algunos cuasares son potentes fuentes de rayos X.

Otra propiedad importante de los cuasares es la variabilidad de su brillo con el tiempo. Todos los cuasarestienen una luminosidad variable, algunos aumentan —o disminuyen— su brillo notablemente en lapsos detiempo del orden de un año. En algunos casos, el brillo puede aumentar al doble en sólo un día. Aunqueestas variaciones se han estudiado sobre todo en el óptico, se observan en todas las frecuencias. Existe latendencia a que los tiempos más cortos de variabilidad se observen a más altas frecuencias (por ejemplo,tan sólo unos segundos en rayos X).

Para que un objeto pueda variar su brillo, debe transmitirse alguna señal a lo largo de ese objeto, y que,como un todo, aumente o disminuya su luminosidad coherentemente. La velocidad de dicha señal nopuede exceder en ningún caso a la velocidad de la luz. Para una señal luminosa, la velocidad será c = d/t,donde d es el tamaño del objeto y t el tiempo en el cual se produce el cambio de luminosidad. De maneraque, si un cuasar es variable con tiempos característicos de unos meses, sus dimensiones físicas son deunos meses luz. Y entonces regresamos al problema de lo que hace brillar un cuasar: ¿qué puede emitir laenergía de un billón de soles con las dimensiones del sistema solar? Por ahora dejaremos esta pregunta ensuspenso.

3. ESPECTRO CONTINUO

Analizaremos ahora, por separado, la emisión del continuo (radiación emitida en forma continua en todas



las frecuencias) y, posteriormente, las líneas espectrales (emisión y absorción en frecuenciasdeterminadas). Cada tipo de radiación obedece a procesos físicos diferentes y, por consiguiente, su análisisnos dará distinta información en cada caso.

La emisión de radio de los cuasares está polarizada, de donde se concluye que, como en el caso de lasradiogalaxias, se trata de radiación sincrotrónica. Además, existe una correlación entre los tiempos devariabilidad y la longitud de onda a la que se observan; esto es precisamente lo que se predice para laradiación sincrotrónica.

Tomemos como ejemplo nuevamente el caso de 3C 273. De 1963 a 1966 aumentó su luminosidad en radioconstantemente, luego declinó por un tiempo, perdiendo aproximadamente la mitad de lo que habíaganado, hasta que incrementó de nuevo su luminosidad en 1967.

Desde entonces ha variado erráticamente, aumentando y disminuyendo cada año. Pero lo importante esque estas variaciones están correlacionadas con la longitud de onda: en general, cuando el cuasar aumentasu brillo, el cambio se observa primero en longitudes de onda corta y, más tarde, en longitudes de ondalarga. Esto es consistente con la siguiente interpretación: si las nubes de electrones relativistas con camposmagnéticos, responsables de la emisión sincrotrónica, son aceleradas por algún mecanismo —hasta ahoradesconocido— del núcleo del cuasar hacia afuera, el aumento súbito de luminosidad ocurrirá cada vez quesea eyectada una de estas nubes. Al principio, la nube contiene electrones de muy alta energía, que radian

en altas frecuencias —o bajas longitudes de onda—. Gradualmente los electrones van perdiendo energía y,por ello, empiezan a radiar a mayores longitudes de onda. Además, las nubes se van expandiendo,volviéndose más tenues y transparentes a la radiación de ondas largas.

La idea de tener nubes eyectadas desde el núcleo proviene del hecho de que, como en el caso de lasradiogalaxias, algunos cuasares tienen radiolóbulos asociados y chorros de material que emanan delnúcleo. En el capítulo V regresaremos a este tema más en detalle. En el caso de 3C 273, se observaópticamente un chorro de gas parecido al que emana del núcleo de Virgo A (Figura 47).

La mayor parte de la energía de los cuasares en el espectro continuo es emitida en el infrarrojo. Nuestro yaconocido cuasar 3C 273 emite el 90% de su energía en forma de radiación infrarroja (lo cual equivale amás de cien mil veces la energía que emite nuestra galaxia en el óptico).

Realizar observaciones en el infrarrojo es extremadamente difícil pues no existe en la actualidad ningúntipo de detector suficientemente sensible al infrarrojo como para obtener imágenes semejantes a lasfotografías. Por lo que respecta a las técnicas de interferometría usadas en el radio, ya hemos descritocuáles son las dificultades de aplicarlas a longitudes de onda más cortas, aunque ciertas técnicas deinterferometría infrarroja están empezando a desarrollarse y a aplicarse en astronomía.

Existen otros dos factores que limitan de manera determinante la realización de observaciones infrarrojas.El primero de ellos es la absorción de esta radiación por las diversas moléculas de la atmósfera terrestre(principalmente, el vapor de agua). El segundo factor limitante es la emisión de la propia atmósfera y deltelescopio. Prácticamente todos los cuerpos emiten radiación térmica y ésta es máxima en el infrarrojo

para temperaturas entre 0 y 30 grados centígrados. Como el aire cercano a la superficie de la Tierra, eledificio, el telescopio y hasta el astrónomo se encuentran a estas temperaturas, también contribuirán a laradiación que ve el detector, de manera que discernir la débil radiación proveniente de los cuerpos celestesen esas condiciones es como tratar de hallar una aguja en un pajar.

Con respecto al primer problema, debido a la falta de transparencia de la atmósfera, sólo podemosobservar desde la Tierra el "cercano infrarrojo", hasta una longitud de onda de unas 10 µm.4 Sin embargo,el grueso de la radiación de los cuasares es emitida alrededor de 100 m 4. La solución es alejarse de laatmósfera terrestre y realizar observaciones desde el espacio. De los telescopios espaciales hablaremos enel siguiente capítulo. Con respecto al segundo problema, la solución es valerse de sistemas de aislamientoy enfriamiento adecuados alrededor del detector. Usualmente, esto se logra aislando el detector en



recipientes enfriados con nitrógeno o helio líquidos, con lo que se logran temperaturas de unos 180 a 270grados centígrados bajo cero, respectivamente.

Pero lo más difícil de todo es responder a la pregunta de ¿cuál es el origen de la radiación infrarroja de loscuasares? La primera posibilidad es, desde luego, que se trate de radiación no térmica —sincrotrónica—igual que la de radio, bajo la hipótesis de que todo el espectro continuo es de radiación sincrotrónica. Sinembargo, esta hipótesis encuentra algunas dificultades, pues para explicar el exceso de radiación infrarrojaobservado se necesitaría una cantidad enorme de electrones con energías de aproximadamente un ergio porelectrón. Si la energía fuese un poco menor o mayor, los electrones radiarían en radiofrecuencias o en luz

visible. Resulta difícil de entender por qué la mayoría de los electrones habrían de tener preferencialmenteesa energía de un ergio.

Otra posibilidad es que la radiación infrarroja provenga de la emisión de granos de polvo en los cuasares oalrededor de ellos. En el Universo se ha encontrado polvo caliente en la vecindad de las estrellas. Enalgunos casos este polvo está compuesto por residuos de la nube original de donde se formó la estrella,mientras que en otros, el polvo se formó del gas que, debido a los procesos de la evolución estelar, lapropia estrella ha arrojado. Claro que los cuasares no son estrellas y las analogías son peligrosas; sinembargo, se sabe que las partículas de polvo absorben la luz que incide sobre ellas, se calientan y reemitenparte de la luz incidente en el infrarrojo. Además del polvo caliente, existen grandes cantidades de polvofrío en nuestra galaxia y en otras galaxias, y ambos tipos de polvo son emisores eficientes de radiación

infrarroja.Por último, otro proceso que puede producir emisión infrarroja es la radiación de los electrones libres quese frenan o aceleran al interactuar entre sí en un gas ionizado.

Es muy difícil distinguir, a partir de las observaciones, cuál de estos procesos es el responsable de laemisión infrarroja de los cuasares; quizás los tres intervengan.

Por lo que respecta al resto de la emisión del continuo, a longitudes de onda más cortas —óptico,ultravioleta y rayos X— podemos afirmar que hay también, seguramente, diversos procesos físicos ymecanismos de emisión involucrados, algunos de los cuales analizaremos en el capítulo VI. Sin embargo,existe una evidencia muy fuerte para suponer que, al menos una buena parte de esa energía es radiación no

térmica (sincrotrónica): el hecho de que la distribución de la energía radiada en distintas frecuenciasobedece a lo que se conoce como una ley exponencial. Esto significa que podemos expresar la intensidadde la radiación a una cierta frecuencia, en términos de esa frecuencia elevada a un cierto exponente (opotencia). Para expresar esto en forma matemática se utiliza la siguiente fórmula: donde I ναν a, donde Iv,es la intensidad de la radiación medida en la frecuencia v, a es el signo de proporcionalidad, la frecuencia ala cual se mide la intensidad y a número qúe es el exponente o potencia al cual está elevada la frecuencia.Si se hace una gráfica del logaritmo de la intensidad de la radiación contra el logaritmo de la frecuencia, seobtiene una recta (Figura 37(a)). Este tipo de distribución de energía es "la firma" característica de laradiación sincrotrónica. Al exponente a se le conoce como el índice espectral y puede no ser el mismopara diversos rangos de frecuencia (Figura 37(b)). También puede haber ligeras deformaciones locales dela forma de las rectas, lo cual indica que otros procesos físicos, además de la radiación sincrotrónica, están

contribuyendo a la emisión de manera importante.

4. ESPECTRO DE LÍNEAS DE EMISIÓN

Un espectro de líneas de emisión delata siempre la presencia de un gas de muy baja densidad expuesto auna fuente de radiación ionizante. Los cuasares poseen esta fuente; no sabemos qué es, pero es la mismaque produce electrones relativistas. Acabamos de ver que la fuente produce radiación en todas lasfrecuencias, desde el radio hasta los rayos X. Para ionizar átomos de hidrógeno —el elementopredominante en un 70% en el Universo— se requiere radiación ultravioleta. Del hecho de que podemosdetectar parte de esta radiación ultravioleta directamente, deducimos que no toda es absorbida por losátomos del gas circundante. Esto quiere decir que dicho gas no puede cubrir toda la fuente de radiación



ultravioleta, sino que debe estar distribuido a su alrededor en forma de nubes —o filamentos— que laocultan sólo parcialmente. En las nubes los átomos del gas absorben la radiación ultravioleta, se ionizan yemiten en las frecuencias de las líneas espectrales observadas.

Figura 37. Distribución del flujo de fotones del conjunto de los cuasares 3C249.1 (a) TON 469 (b)desde el infrarrojo hasta el ultravioleta. Se grafica logaritmo de frecuencia (en Hertz) contralogaritmo del flujo (en unidades llamadas milijanskys). La distribución se describe mediante una leyexponencial, F νανα. En (a) tenemos un solo índice α, en (b) varias.

La característica más sorprendente de las líneas espectrales de los cuasares es que son muy anchas, muchomás que las producidas por las nubes de gas ordinarias en el espacio interestelar de nuestra galaxia o deotras. ¿Qué información nos da el ancho de las líneas? Debido a la temperatura, que es del orden de diezmil grados, los átomos del gas en las nubes se hallan en continuo movimiento. Dicho movimiento esazaroso y por ello algunos átomos se moverán hacia el observador y otros se alejarán de él, emitiendofotones con frecuencias ligeramente corridas al azul y rojo respecto de la frecuencia central de la línea (lafrecuencia emitida por el átomo en reposo). Estos corrimientos producen un ensanchamiento de la línea(Figura 38), llamado ensanchamiento Doppler térmico ("térmico" porque se debe a la temperatura). A diezmil grados, este efecto produce un ensanchamiento de aproximadamente 0.1 Å . Sin embargo, el ancho delas líneas de los cuasares llega a ser de varios cientos de angstroms (Figura 36). Esto se puede explicar siel corrimiento Doppler al azul y al rojo —respecto de la frecuencia central— se debe no a un movimientomicroscópico, como el de los átomos, sino a un movimiento macroscópico. Es decir, las nubes se muevenunas con respecto a otras. Este movimiento puede ser ordenado, como por ejemplo un movimiento derotación de las nubes alrededor de la fuente central, o desordenado y azaroso. De cualquier modo, paraproducir el ancho observado en las líneas se requiere que las nubes se muevan a velocidades de entre 1 000y 20 000 km/seg.



Figura 38 . El ancho de la línea se debe al movimiento azaroso de los átomos que la emiten. Lalongitud central,λc, es la de los átomos en reposo. Puesto que el movimiento de los átomos obedece ala temperatura el efecto se conoce como Dopler térmico.

Otra característica del espectro de emisión es la enorme variedad de grados de ionización de los elementos,lo que refleja una amplia gama de temperaturas del gas. Por ejemplo, se detectan líneas de hierro una vezionizado —con un electrón de menos—, que se denota Fe II —F,eI es hierro neutro— y hierro quinceveces ionizado —quince electrones desprendidos—, que se denota Fe XVI.

Las nubes de gas mencionadas antes poseen una masa de unas cien mil masas solares. Hay dos clases denubes: las llamadas de alta densidad (entre l0 7 y 10 11 electrones por centímetro cúbico) y las de baja

densidad (entre l0 3 y l0 7 electrones por centímetro cúbico). Es importante darse cuenta que aun las nubesde alta densidad son menos densas que el vacío más perfecto que pueda conseguirse en un laboratorioterrestre. En las de baja densidad el gas puede emitir las llamadas líneas espectrales prohibidas. Éstas así se denominan debido a que las transiciones atómicas que las originan no pueden darse en condicionesterrestres. En las galaxias sólo se producen en el vacío casi perfecto del medio interestelar. En los cuasaresestas líneas son más angostas que las permitidas, lo que indica que las nubes emisoras poseen velocidadesentre 300 y 1 000 km/seg. Las líneas prohibidas se denotan mediante corchetes: por ejemplo: [O III] es lalínea prohibida del oxígeno dos veces ionizado. A las líneas permitidas se les llama líneas anchas y a lasprohibidas, líneas angostas, aunque aun estas últimas son mucho más anchas que las que provienen delmedio interestelar.

Como un gas caliente tiende a expanderse, en un cuasar las nubes se disolverían sin un medio que lasmantuviese confinadas. Por ello se piensa que se hallan inmersas en un gas tenue a varios millones degrados. Así, las nubes son condensaciones de material relativamente denso y frío.

Por último, señalaremos un punto de suma importancia. Haciendo a un lado el alto corrimiento al rojo y la

alta luminosidad intrínseca, la forma del espectro de un cuasar no es algo único. De hecho, resulta ser idéntica a la forma del espectro de las galaxias de Seyfert (capítulo I) y asimismo a la del espectro ópticode las radiogalaxias. Las líneas y su estructura de ionización son las mismas, así como sus anchos.Además, es muy parecida la forma de la distribución del espectro continuo. Esta similitud proporcionó,por vez primera, una clave sobre la naturaleza de los cuasares. Sobre este punto hemos de volver en elcapítulo VI.

5. ESPECTRO DE LÍNEAS DE ABSORCIÓN

Además del espectro de emisión, algunos cuasares muestran líneas de absorción. Los corrimientos enfrecuencia de estas líneas de absorción son siempre menores que los corrimientos de las líneas de emisión.



Esto se puede explicar de dos maneras: 1) que el material que produce la absorción es material provenientedel cuasar —nubes de gas relativamente frío y exterior a la región de emisión— que se expande, y 2) setrata de material externo, ajeno al cuasar, situado en el camino entre éste y nosotros.

En el primer caso, el observador verá absorción de aquellas nubes que estén frente a él, y éstas tendrán unmovimiento en dirección del observador: por tanto introducirán una componente de corrimiento al azul, ytendrán un valor de Z menor. Las líneas así producidas son muy anchas y se encuentran en el extremo azulde las líneas de emisión correspondientes. Este tipo de líneas son típicas de atmósferas en expansión de lasestrellas. La explicación se ilustra en estas páginas (Figura 39).

Figura 39 (a). Líneas tipo "P Cygni", así llamadas por haberse observado por primera vez en laestrella P del Cisne. El observador ve el material eyectado hacia él en absorción pues tiene laatmósfera delante y esta absorción estará corrida al azul. Una buena parte del material que semueve alejándose del observador queda oculto de éste; por ello la línea de emisión (corrida al rojo)es más angosta.

Figura 39(b). Líneas P Cygni en el cuasar PHL 5200, la velocidad de eyección del material es de v = 10 000 km

En el segundo caso, las líneas de absorción son más angostas y están despegadas de las de emisión. Lasdiferencias en Z —entre la emisión y la absorción— son grandes y frecuentemente se repiten las mismaslíneas de absorción con diferentes corrimientos, lo cual se interpreta como la intervención de varias nubesde material absorbente intergaláctico a distintas distancias entre el cuasar y nosotros. Mientras más lejosestán los cuasares, más sistemas —grupos de las mismas líneas con distintos corrimientos— de líneas de



absorción tienden a observarse, lo que es lógico si pensamos que, mientras más distante es el cuasar, másmaterial absorbente se acumulará entre él y nosotros.

NOTAS

1 Objeto núm, 48 del Tercer catálogo de radiofuentes elaborado en Cambridge, Inglaterra.

2 En inglés: quasi stellar radio source.3 La velocidad de recesión se puede conocer a partir de Z (que es lo que se mide directamente), mediante

la sencilla fórmula (donde c es, como siempre, la velocidad de la luz). Esta fórmula es válida

sólo para valores de Z mucho menores que uno. Para valores mayores, es necesario usar una fórmula quetome en cuenta tanto los efectos relativistas como la variación con el tiempo de la velocidad de recesión.Si esta velocidad fuera estrictamente constante (que no lo es) entonces:

4 La micra se abrevia µm y es igual a una diezmilésima de centímetro.



V. NUEVOS OJOS PARA VER EL CIELO

EN ESTE capítulo haremos un paréntesis necesario con objeto de comprender el monumental avancetecnológico que ha transformado a la astronomía, particularmente en los últimos 15 años. Son estos pasosde gigante los que han permitido avanzar en el conocimiento de los enigmáticos cuasares (además demuchos otros aspectos de la comprensión del Universo).

Un foco ordinario de 60 watts irradia del orden de 1020 fotones por segundo. El Sol lanza al espacio 1024 veces más fotones que el foco. La cantidad de luz que recibimos en la Tierra desde una estrella de las máscercanas y semejante al Sol es equivalente a la cantidad de luz que recibiríamos del foco de 60 watts¡colocado a cuatro kilómetros! De los objetos de mediano brillo que hoy estudian comúnmente losastrónomos, llegan a la superficie de la Tierra apenas unos 3 000 fotones por segundo, por cada metrocuadrado del suelo. Al ojo —desnudo— del obser vador llegan tan sólo unos ¡cinco fotones por minuto!Del cuasar más lejano que se conoce (PKS 1208+1011) llega a la Tierra un fotón por angstrom, porcentímetro cuadrado, por siglo.

Las cifras anteriores revelan la dificultad básica de la astronomía: captar mínimas cantidades de luz. En elcaso de objetos muy lejanos, cuyo brillo aparente es muy pequeño, como en el caso de los cuasares, la

detección de cada fotón es una proeza que se logra con la ayuda de grandes telescopios y de detectoresmuy complejos.

Los telescopios tienen dos funciones: la primera es captar más luz que el ojo, mediante una gran superficiecolectora —espejo o lente—. La segunda es resolver —separar— imágenes. El poder de resolución(capítulo III de un telescopio óptico depende de las dimensiones de la superficie colectora y de la distanciafocal.

Los telescopios ópticos más grandes del mundo son el telescopio Hale situado en Monte Palomar,California, que tiene un espejo parabólico de 5 m de diámetro y el de Zelenchuskaya, en las montañas delCáucaso en la Unión Soviética, con un espejo de 6 m de diámetro (Figura 40). El enfriado y pulido fino de

los espejos de estos telescopios llevó muchos años y su construcción representa un costo enorme en dineroy tecnología. Si se toma en cuenta que la turbulencia atmosférica imprime una limitación insuperable a lacalidad de las imágenes ópticas, resulta discutible el provecho de seguir construyendo espejos cada vezmás grandes (la Universidad de Texas tiene el proyecto de construir un espejo de 7.6 m de diámetro). Porello, después de la construcción de estos gigantes, la mayoría de los astrónomos se han ido por el caminode buscar sitios idóneos para poner telescopios algo más pequeños. Estos sitios deben estar aislados de lacontaminación luminosa de las poblaciónes y en lugares elevados para mejorar las condiciones deturbulencia atmosférica —además de tener cielos despejados la mayor parte del año—. Además, variospaíses han conjuntado esfuerzos para montar observatorios multinacionales: así se han establecido, porejemplo, los observatorios de Cerro Tololo y la Silla, en los Andes chilenos, el de la Palma en las IslasCanarias y el de Mauna Kea, sobre un extinto volcán de Hawai a 4 200 m de altura. Los astrónomos de

todo el mundo viajan grandes distancias para trasladarse a estos sitios apartados y realizar ahí susobservaciones. Otro sitio de condiciones astronómicas extraordinarias es la Sierra de San Pedro Mártir, enBaja California Norte. Ahí se encuentra el Observatorio Nacional de México, que cuenta con el mayortelescopio propiedad de un país latinoamericano (espejo de 2 m de diámetro).

Existe una vía de desarrollo alternativa a los grandes telescopios ópticos, que es la construcción de espejos

multimodulares, es decir, ensamblados a base de espejos individuales más pequeños. La Universidad deCalifornia está planeando un espejo de 10 metros de diámetro hecho de 36 segmentos hexagonales; sinembargo, existen varias dificultades para asegurar que la calidad de la imagen obtenida sea comparable ala de los espejos monolíticos.



Figura 40. Telescopio de Zelenchuskaya.

1. DETECTORES DE LUZ

La superficie colectora de un telescopio es el equivalente del cristalino del ojo y el detector es el

equivalente de la retina. El primer detector usado en astronomía para sustituir a la retina fue la placafotográfica.

La placa fotográfica tiene varias ventajas sobre la retina. La primera es su capacidad de registrar la imagende manera permanente; la segunda es su capacidad de acumular fotones durante el tiempo que dura laexposición, permitiendo registrar mayores detalles y objetos más débiles. Aquella capacidad de acumularluz, sin embargo, es limitada. Existe un tiempo de exposición óptimo, después del cual se empieza aproducir una saturación de la emulsión fotográfica, la cual acaba por velarse por completo si la exposiciónes excesiva. Esta limitación es superada por los detectores modernos.

Las otras limitaciones consisten en que la placa fotográfica no tiene la misma sensibilidad para todos loscolores y, finalmente, en su baja eficiencia para registrar fotones. Por cada 100 fotones que llegan a laplaca, sólo uno es registrado.1 Los problemas descritos anteriormente se han resuelto con el uso dedetectores optoelectrónicos.

Einstein obtuvo el premio Nobel por el descubrimiento del efecto fotoeléctrico, por el cual los fotonesprovocan una corriente eléctrica al incidir sobre ciertos materiales. Con base en este descubrimiento secomenzaron a construir detectores fotoeléctricos y, posteriormente, tubos fotomultiplicadores. Con esosdetectores aún no era posible captar información en forma de una imagen, como en la fotografía, pero sí fue posible medir de manera precisa la cantidad de luz emitida por un objeto. La capacidad de detección deesos fotomultiplicadores ha llegado a ser de 10 fotones por cada 100 incidentes (eficiencia cuántica del10%).

Otro de los efectos que se ha utilizado para la detección de luz es el proceso fotoconductivo, el cual ocurreen materiales semiconductores. Esto dio origen a los detectores llamados de estado sólido, que tienen unaeficiencia cuántica del 80%.

Inventos posteriores, basados en la idea del fotomultiplicador, fueron las cámaras de televisión y losintensificadores de imagen (Figura 41). Estos dispositivos combinan la capacidad de obtener imágenescompletas, como en fotografía, con la sensibilidad de los sistemas fotoeléctricos. Utilizados en astronomía,han originado métodos más eficientes para el estudio de objetos cósmicos.

Pero no basta con captar la luz con el telescopio, detectarla y medirla con un detector; es necesario analizaresa información de una manera adecuada. Para hacer el análisis más eficiente se usan las computadoras.

Existen técnicas actuales con las que es posible hacer operaciones matemáticas con imágenes enteras. Es



posible, por ejemplo, "restar" a la imagen de una galaxia la señal proveniente del brillo del cielo. De estamanera se pueden ver con más claridad ciertos detalles.

Se ha buscado ahora la manera de conectar directamente las cámaras de televisión con las computadoras.Siguiendo con las analogías, esto ha proporcionado al astrónomo la utilización de un "ojo" (telescopio),una "retina" (la cámara de TV) y una porción especializada de "cerebro" (la computadora) dedicados alanálisis de las imágenes del cielo.

Figura 41. Intensificador de imagen. En este tubo, los fotones que inciden sobre el fotocátodo liberanelectrones que caen dentro de los microcanales. Los electrones en los microcanales sonmultiplicadores por un factor de hasta 108. En (b) se muestra un detalle de un microcanal. Lasparedes de los microcanales liberan varios electrones cuando un electrón choca con ellas; en estoconsiste la amplificación electrónica. Los electrones que salen de los microcanales chocan en unapantalla de fósforo, donde liberan fotones. Este tubo amplifica entonces la intensidad incidente de laluz.

Los avances de la microelectrónica en la construcción de circuitos integrados, han dado origen a laposibilidad de construir mosaicos de sensores fotoconductivos de unos 400 x 600 elementos, cadaelemento de 30 milésimas de milímetro. Así surgieron las cámaras de TV de estado sólido, llamadascámaras CCD.2 Este tipo de sensores pertenece a la familia de detectores bidimensionales, ya que, al igualque la placa fotográfica, puede formar una imagen en dos dimensiones: en un plano. Pero con unaeficiencia cuántica ¡80 veces mayor!

En su época, Hale diseñó el telescopio de 5 m —siempre se hace referencia al diámetro del espejo— paraser cuatro veces más sensible que el de 2.5 m de Monte Wilson. Si hubiese tenido un detector CCD,hubiese logrado el mismo objetivo con un telescopio de ¡40 cm!

Sensores aún más eficientes que el CCD son los llamados contadores de fotones capaces de registrar laincidencia de cada fotón como un evento individual. A este grupo pertenece el MEPSICRON, el detectormás eficiente de su tipo, que ha sido diseñado y desarrollado por un grupo de investigadores y técnicos delInstituto de Astronomía de la UNAM. Este detector es bidimensional en cuanto a la resolución espacial—forma la imagen en un plano— siendo la tercera dimensión la intensidad.

Las componentes fundamentales del MEPSICRON son tres: la película fotosensible; la placa microcanalque, conservando la memoria de la posición en que incidió el fotón, multiplica los electrones inducidos porun factor de 108; y, por último, el ánodo que recibe esta nube de electrones y envía cuatro señaleseléctricas correspondientes a la incidencia de la descarga respecto a cada una de sus cuatro esquinas. Unsistema electrónico complejo, reconstruye, mediante estas cuatro señales, la posición de incidencia del



fotón. Cada incidencia se registra en un mosaico de memoria de1000x1000 elementos para reconstruir laimagen.

El nombre MEPSICRON viene de las características del detector: M por microcanal, E por electrón, P porposición, S por sensor y CRON indica que se registra el tiempo en que ocurre cada evento.

2. ASTRONOMÍA DESDE EL ESPACIO

Las ramas de la astronomía que se han podido desarrollar en la Tierra, la astronomía óptica y la

radioastronomía, son por lo mismo las más retrasadas en cuanto a su desarrollo espacial.Por lo que se refiere a la radioastronomía, no hay más que proyectos a largo plazo. Uno de ellos es unproyecto Soviético para colocar radiotelescopios en órbita a fin de establecer una red interferométrica.

Los proyectos de la astronomia óptica son mucho más concretos y están próximos a realizarse. Se trata deltelescopio espacial "Edwin Hubble" (Figura 42). Este telescopio, financiado en un 85% por los EstadosUnidos y en un 15% por la Agencia Espacial Europea.3 Una Vez terminado, su lanzamiento fue aplazadodurante varios años por diversos problemas técnicos y de presupuesto de la NASA4 y fmalmente fuepuesto en órbita en 1990. Tiene un espejo de 2.4 metros de diámetro, que por el hecho de observar fuera dela atmósfera, podrá detectar objetos cincuenta veces más débiles que el mayor de los telescopios terrestresy con una resolución 10 veces mayor. El telescopio contará también con excelentes detectores y equipo

periférico. Los astrónomos del mundo aguardan con impaciencia la puesta en órbita del telescopioespacial.

Figura 42. Dibujo del telescopio espacial "Edwin Hubble".

En las longitudes de onda inaccesibles a la observación desde la Tierra, se han logrado grandes avances.Describiremos los más importantes, no en orden histórico, sino en orden —decreciente— de longitud deonda

Empezaremos por el infrarrojo. En 1983, fue puesto en órbita, a una altitud de 900 km, el satéliteinfrarrojo astronómico llamado IRAS,5 construido por un equipo de astrónomos daneses, ingleses ynorteamericanos. Ya hemos descrito las dificultades de realizar observaciones en el infrarrojo y losdetectores del IRAS no escapaban a estas dificultades. Los diseñadores tuvieron que encerrar el telescopioinfrarrojo de 0.6 m de diámetro en un contenedor con ¡70 kg de helio líquido!

A pesar de haber sido lanzados varios otros satélites astronómicos (de los que hablaremos más adelante),la misión IRAS ha sido la más compleja por la dificultad de mantener esta enorme cantidad de materialrefrigerante a temperatura cercana al cero absoluto (-270°C). Pero el esfuerzo valió la pena. El IRASobservó el cielo en las longitudes de onda de 8 µm a 200 µm, que es precisamente el rango en que los



cuasares emiten la mayor parte de su energía. En sus once meses de vida (lo que duró el helio líquido) elsatélite produjo un catálogo de aproximadamente 300 000 estrellas, nebulosas y galaxias infrarrojas.Desafortunadamente, como ya hemos mencionado, a estas longitudes de onda sólo se puede medir elbrillo, más no obtener imágenes ni espectros.

Actualmente se halla en desarrollo el proyecto SIRTF6 que tendrá un telescopio de 1 m de diámetro cuyolanzamiento está planeado para 1990. Su sensibilidad será de 100 a 1 000 veces mayor que la del IRAS yobservará en longitudes de onda de 2 µm a 700 µm. Este satélite podrá ser llenado de refrigeranteperiódicamente mediante el transbordador espacial.

Pasemos ahora a la región ultravioleta. Los satélites enviados al espacio para estudiar esta parte delespectro han sido capaces de obtener espectros, mas no imágenes. El satélite Copérnico llevaba untelescopio ultravioleta de 80 cm y estuvo en funcionamiento nueve años. Lanzado en 1972, fue seguido, en1978, por el satélite norteamericano-europeo llamado IUE,7 que actualmente continúa funcionando entiempo extra, para maravilloso asombro de sus diseñadores (estaba diseñado para funcionar 5 años). ElIUE tiene un telescopio de 45 cm y cubre el rango de longitudes de onda de 950 Å a 3 000 Å.

El telescopio espacial Hubble es un telescopio no sólo óptico, sino también ultravioleta, cuyo límite dedetección llega hasta 115 Å. Contará con un sistema microcanal para obtener imágenes en el ultravioleta.

Seguimos con los rayos X. El primer satélite de rayos X fue el célebre Uhuru (palabra swahili quesignifica libertad), lanzado en 1970 desde Kenya (Figura 43). Este satélite se hizo famoso al detectar lasprimeras fuentes binarias de rayos X en nuestra galaxia y, entre ellas, la binaria Cygnus X-1, donde se creeque se ha descubierto el primer agujero negro producido por el colapso gravitacional de una estrella muymasiva al final de su vida (ampliaremos este punto en el siguiente capítulo).

Los rayos X son una forma altamente energética de radiación. No son muchas las condiciones físicas quelos pueden producir en forma natural. Una de ellas es la emisión de un plasma (gas ionizado) a variosmillones de grados. Otra es la colisión de electrones ultrarrelativistas con fotones sincrotrónicos. Esteúltimo efecto, llamado Compton inverso, hace que los electrones le cedan su energía a los fotones.

Los primeros satélites de rayos X funcionaban con un tipo de detector bastante rudimentario; de hecho, era

una versión refinada de un contador Geiger, llamado contador proporcional, que además de registrar laincidencia de un fotón, podía medir su longitud de onda.

Construir telescopios de rayos X es muy difícil porque estos rayos pueden ser reflejados sólo bajo ángulosde incidencia sumamente pequeños, es decir, deben incidir apenas rozando el espejo. Uno de los pionerosen el diseño de telescopios de rayos X fue el astrónomo Ricardo Giacconi. Su primer telescopio estuvo enel observatorio solar Apollo, a bordo de la estación espacial Skylab.

Para poder observar fuentes débiles —distantes— de rayos X, a fines de los setenta se construyeron unaserie de 3 grandes satélites llamados HEAO.8 Cada uno de ellos pesaba unas 3 toneladas y medía unos 6metros de largo. El segundo de ellos fue construido alrededor de un gran telescopio capaz de producir

imágenes de rayos X mediante detectores bidimensionales; se le llamó el Observatorio Einstein (Figura44).



Figura 43. Lanzamiento de Uhuru el 12 de diciembre de 1970

Figura 44. El Observatorio Einstein (HEAO B) durante las pruebas antes de su lanzamiento desde el centro esMarshall.

El telescopio del Observatorio Einstein constaba de dos espejos concéntricos, el mayor de 58 cm dediámetro, y tenía cuatro instrumentos detectores montados en una plataforma giratoria, de modo que,desde la Tierra, se podía dar la orden de cambiar de detector.

Uno de los detectores era el IPC,9 un contador de fotones capaz de medir no sólo la energía—frecuencia— del fotón de rayos X, sino también la posición de incidencia, de modo que podía

reconstruir una imagen de la fuente. El IPC podía ver una región del cielo de l° —un grado— cuadrado ymedía la posición de llegada de los fotones con una precisión de un cincuentavo de grado cuadrado. Laresolución de las imágenes era por tanto del orden de un minuto de arco. La resolución y capacidad dedistinguir longitudes de onda del IPC eran muy similares a las del ojo humano.

Como complemento, el Einstein llevaba un segundo detector, el HRI,10 que era cinco veces menossensible, cubría un campo de 25 minutos de arco cuadrados, pero no proporcionaba información sobre lalongitud de onda de la radiación incidente. En cambio, su resolución era muy alta: 2 segundos de arco.Este detector usaba dos placas microcanales y era capaz de construir imágenes con tanto detalle como elmejor telescopio óptico (Figura 45).



Con el detector HRI, la astronomía de rayos X dio un salto para ponerse a la altura de los camposclásicos de la astronomía óptica y la radioastronomía. En el caso de la astronomía óptica, transcurrierontres siglos desde que Galileo usó su primer telescopio hasta la obtención de imágenes con la precisión delsiglo xx. Los radioastrónomos cubrieron el mismo camino en cuarenta años, a partir de la primeradetección de radioondas hechas por Jansky en los treintas, hasta la interferometría en los setentas. Pero enel caso de los rayos X, el progreso fue rapidísimo, tan sólo dieciséis años desde la detección de la primerafuente, Scorpius X-l en 1962, hasta el lanzamiento del Observatorio Einstein en 1978.

El Einstein dejó de funcionar en abril de 1981. Sus sucesores fueron el satélite europeo Exosat y el japonés

TENMA lanzados en 1983. El satélite alemán Rosat, que lleva el nombre de Wilhelm Röngten, eldescubridor de los rayos X, debe ser lanzado en 1987. Los norteamericanos planean lanzar un grantelescopio de rayos X para fines del siglo, el AXAF.11 Este telescopio podrá ver fuentes diez veces másdébiles que el Einstein con una resolución de medio segundo de arco. Se planea que esté en servicio diezaños y que pueda ser visitado por astronautas para realizar reparaciones y ajustes en el espacio.

Figura 45. Imagen de rayos X de Virgo A (M 87). Se distinguen el cuerpo de la galaxia y el chorro.

Los telescopios empleados para rayos X registran longitudes de onda de hasta 1Å. Las longitudes de ondamás cortas, correspondientes a los llamados rayos γ : (γ gamma, tercera letra del alfabeto griego) requierende nuevos tipos de telescopios y detectores. Los fotones γ son tan energéticos que pueden atravesar lacámara de gas de un contador proporcional o la cara de un detector tipo HRI, sin interaccionar conninguno de sus átomos y, por tanto, sin ser detectados.

El detector usado para los rayos γ , llamado detector de centelleo, funciona convirtiendo la radiaciónenergética en luz visible. Se trata de un gran cristal de ioduro de sodio rodeado de tubosfotomultiplicadores. Cuando un rayo γ penetra el cristal, choca con los átomos de éste y radia la energíaperdida por el choque en forma de luz visible. La intensidad del relámpago visible depende de la energía—frecuencia— del fotón γ incidente.

Los primeros satélites de rayos γ datan de los años sesenta, pero entonces no podían obtener imágenes. Losprimeros que lograron obtenerlas fueron el satélite norteamericano SAS-2, que funcionó sólo sietemeses en 1972, y el satélite europeo COS-B (1975-1982).

El principal problema con los telescopios de rayos γ es que no pueden enfocar debido a la reflexión de losrayos, ya que su longitud de onda es menor que el tamaño de los átomos de que está hecho cualquierespejo. Lo que se hace entonces es obtener la dirección precisa de donde proviene cada fotón y gratificarla,con objeto de producir así mapas del cielo en rayos γ . La resolución de estos telescopios es muy baja:



aproximadamente dos grados —cuatro veces el tamaño de la Luna— pero aun así su mapeo del cieloprodujo resultados intesantes.

En rayos γ el cielo está dominado por la Vía Láctea. Los rayos γ provenientes de la Vía Láctea songenerados cuando los rayos cósmicos (partículas cargadas de alta velocidad que se generan en lasexplosiones de supernovas) chocan con los átomos del gas del plano de la galaxia. El Sol escompletamente invisible en estas longitudes de onda, excepto durante la producción de ráfagas. Ningunanube de gas puede hallarse lo suficientemente caliente como para generar este tipo de radiación medianteprocesos térmicos. Los rayos γ provienen siempre, indirectamente, de la radiación de partículas

subatómicas ultrarrelativistas asociadas a los procesos más violentos que tienen lugar en el Universo: lasexplosiones de supernovas, los superpoderosos campos magnéticos de las estrellas de neutrones y losinmensos pozos de potencial gravitacional alrededor de agujeros negros, de los cuales hablaremosinmediatamente (capítulo VI).

NOTAS

1 La razón de los fotones detectados a los fotones incidentes se llama eficiencia cuántica. Este es unparámetro que sirve para comparar la calidad de 105 diferentes detectores de luz. La eficiencia cuántica dela placa fotográfica es del 1%.

2 Del ingés: charge-coupled device, dispositivo de carga acoplada.3 Para investigaciones espaciales, la mayoría de los países europeos funcionan de manera conjunta, tantoen cooperación científica y tecnológica como en el aspecto de financiamiento, a través de la AgenciaEspacial Europea.

4 Del inglés: National Aeronautics Space Administration. (Agencia Espacial Norteamericana.)

5 Del inglés: infrared astronomy satellite, satélite astronómico infrarrojo.

6 Del inglés: shuttle infrared telescope facility, transbordador con telescopio infrarrojo.

7 Del inglés: international ultraviolet explorer , explorador ultravioleta internacional.

8 Del inglés: high energy astrophysics observatory, Observatorios Astrofísicos de Altas Energías.

9 Del inglés. imaging proportional counter, Contador Proporcional para la formación de Imágenes.

10 Del inglés: high resolution imager, formador de imágenes de alta resolución.

11 Del inglés: advanced X-ray astrophysics facility, estación astrofísica avanzada de rayos X.



VI. NÚCLEOS ACTIVOS DE GALAXIAS Y AGUJEROS NEGROS

1. NÚCLEOS ACTIVOS DE GALAXIAS

Sí LOS cuasares se hubieran descubierto diez años después, la sorpresa hubiese sido mucho menor. Estose debe a que en los años setenta, gracias al desarroHo de nuevas técnicas de observación y procesamientode imágenes, se llegó a conocer mejor las propiedades de los núcleos de las galaxias y, en particular, de las

llamadas galaxias activas. Dichas propiedades son muy semejantes —aunque en una escala energéticamenor— a las de los cuasares.

El término núcleo activo de galaxia fue inventado a causa de la generación de las enormes cantidades deenergía en el núcleo de una galaxia. Muchas veces, esta generación de energía va acompañada de eyecciónde materia desde el núcleo, ya sea en forma continua o en eventos explosivos. La característicafundamental de la energía generada por un núcleo activo es la de no ser térmica, pero, desde luego, no esde origen estelar. Esta radiación no térmica domina el espectro continuo, desde los rayos X —cuando sonobservados— hasta las ondas de radio, con una distribución de intensidad en las diferentes longitudes deonda, parecida a la de los cuasares.

Las galaxias Seyfert (capítulo I) pertenecen al grupo de galaxias activas. Por su luminosidad ycaracterísticas espectrales, se dividen en dos grupos: las Seyfert I, que son las más luminosas y con líneasespectrales permitidas más anchas que las prohibidas, y las Seyfert II, que son de menor luminosidad y contodas las líneas espectrales relativamente angostas. El espectro de emisión de una galaxia Seyfert I esidéntico al de un cuasar. Idéntico excepto por la luminosidad involucrada; en el caso del cuasar, la energíaemitida es de 100 a 1 000 veces mayor.

Podemos ver (Figura 8) que en la exposición de corta duración sólo aparece el núcleo. Si este núcleo fuese100 veces más brillante sería indistinguible de un cuasar; y si, además, estuviese a una distancia muchomayor de la que se encuentra, sólo se vería el núcleo y no la galaxia circundante. Esto nos lleva a pensarque los cuasares son los núcleos de galaxias sumamente lejanas y luminosas.

En cuanto a las radiogalaxias, al inspeccionar los espectros de emisión de sus fuentes centrales —que seidentifican con galaxias elípticas— encontramos que, salvo diferencias mínimas, son iguales a los de lasgalaxias Seyfert. Asimismo, las radiogalaxias se pueden dividir en dos grupos: el espectro de las llamadasradiogalaxias de líneas anchas, análogo al de las Seyfert I, es idéntico al de los cuasares, excepto, porsupuesto, por la luminosidad y el corrimiento al rojo. El espectro de las radiogalaxias de líneas angostas es análogo al de las Seyfert II.

Habíamos visto ya (capítulo IV) que algunos cuasares presentan la misma morfología que las radiofuentesdobles una fuente central y dos lóbulos de emisión extendidos. La eyección de chorros de material es unfenómeno relacionado a la actividad de un número importante de núcleos activos. Estos chorros seobservan en todas las escalas, desde unos cuantos hasta cientos de miles de años luz (Figura 46). La granmayoría emiten en radiofrecuencias, pero algunos son observables ópticamente, como es el caso de laradiogalaxia Virgo A y el cuasar 3C 273 (Figuras 31 y 47). También se detectan los chorros en rayos X(Figura 45).



Figura 46. Montaje de mapas de radio del chorro de la radiogalaxia NGC6251. Estructura a diversas escala

En 1968 se descubrió otro tipo de núcleo activo de galaxia: los lagartos u objetos tipo BL Lacertae (BLLac). El objeto BL Lac estaba catalogado como una estrella variable de la constelación del Lagarto. Sinembargo, cuando se estudió su espectro a varias longitudes de onda, se descubrió que el espectro continuose asemejaba mucho al de los cuasares, aunque con una polarización mucho más elevada. La radiación no

era, definitivamente, térmica (estelar). Existía, sin embargo, una diferencia notable con respecto a loscuasares: estos objetos no tenían líneas de emisión. Prácticamente, todo el espectro consistía de uncontinuo. Al estudiarse con más detalle el espectro del objeto prototipo, BL Lac, se descubrieron algunaslíneas de absorción y a partir de ellas se determinó un corrimiento al rojo de Z = 0.07. No cabía duda quese trataba de un objeto extragaláctico. En la actualidad se conocen cerca de ochenta objetos tipo BL Lac olagartos. Todos tienen aspecto estelar, alta luminosidad, grandes corrimientos al rojo —medidos a partir delíneas de absorción y, en algunos casos, de líneas muy débiles de emisión—, alta polarización y extremavariabilidad del brillo. Ninguno está asociado con lóbulos de radioemisión y podemos afirmar que sonparientes cercanos de los cuasares. De hecho, salvo por la ausencia de líneas de emisión, son muysimilares al grupo de cuasares altamente variables llamados OVV.1Algunos astrónomos agrupan estos dostipos de objetos —los BL,Lac y los cuasares OVV— bajo el nombre de blasares.2



Figura 47. Imagen óptica del cuasar 3C 273.

La altísima luminosidad de los cuasares y objetos tipo BL Lac hace muy difícil poder registrar una galaxiacircundante. Sin embargo, con las técnicas modernas de procesamiento de imágenes de CCD, se hanlogrado descubrir nebulosidades difusas alrededor de algunos objetos BL Lac y cuasares. No tenemos la

certeza de que se trate de galaxias, pero tampoco podemos estar seguros de que estos objetos sean núcleosde galaxias totalmente iguales a las que conocemos. No olvidemos que las grandes distancias implican quela luz de dichos objetos ha sido emitida hace miles de millones de años. Quizá estemos viendo núcleos degalaxias en formación. El argumento más fuerte a favor de la idea de que los cuasares son núcleos degalaxias es el descubrimiento de lo que se cree es una supernova —explosión estelar— en el cuasar1059+730 (Figura 48). La imagen superior (mayo de 1983) muestra un objeto en la nebulosidad que rodeaal cuasar, que, por su color y luminosidad, parece ser una supernova. En imágenes previas, de mayo de1982, el objeto no existía y en la imagen —inferior— de 1984 ya no es visible, lo que implica unadisminución en luminosidad de dos magnitudes. Desafortunadamente, el descubrimiento se hizo por unarevisión ex post de imágenes, por lo que no fue posible tomar espectros en el momento de la explosiónpara confirmar si se trató de una supernova.

Aunque la cantidad de energía generada en algunos núcleos activos es menor por varios órdenes demagnitud que en los cuasares, la gran interrogante es la misma. ¿Cuál es el fenómeno capaz de generar unaenergía equivalente a billones de soles en un volumen equivalente al del sistema solar?

2. LA FUENTE DE ENERGÍA

Uno de los grandes problemas no resueltos de la astronomía es el de cómo se formaron las galaxias. Lahipótesis comúnmente aceptada es la de la contracción gravitacional. En realidad, esta hipótesis seenfrenta a varios problemas teóricos y ninguna observación la puede realmente confirmar. Sin embargo,las ideas alternativas se hallan aún menos justificadas teóricamente. La idea de la contracción, a partir depequeñas fluctuaciones de densidad en la distribución de la materia en el Universo, predice la formación

de grandes nubes protogalácticas autogravitantes (es decir, que mantuvieron su estructura por su gravedadinterna). Estas nubes, que, como todos los cuerpos celestes en el Universo, rotaban sobre sí mismas, alcontraerse por su propia gravedad formaron una concentración de materia en el centro. Se han hechocálculos en computadoras a fin de simular la dinámica del colapso del gas en este tipo de nubes, y losresultados indican que hay siempre una fuerte concentración central de materia. Por otro lado, esto es loque se observa en todas las galaxias elípticas y espirales.



Figura 48. Supernova en el cuasar 1059+730. La imagen superior (mayo de 1983) fue tomada con unCCDen el telescopio de la Universidad de Hawai. La imagen inferior (julio de 1984) fue tomada conun CCDen el telescopio franco-canadiense en Mauna Kea, Hawai.

Una de las primeras ideas que se manejó para explicar el fenómeno de los cuasares fue suponer que erancondensaciones superdensas de estrellas en núcleos galácticos. En estas condiciones, las estrellas podríanchocar entre sí y tales choques liberar así gran cantidad de energía. La densidad requerida para que seproduzcan estos choques es de unas 1010 estrellas en un volumen de un año luz cúbico (lo cual representaaproximadamente cien mil veces la densidad en el centro de nuestra galaxia).

No era del todo claro cómo los choques entre las estrellas podrían generar la energía requerida. Por elloesta idea se transformó, en el sentido de que los choques podrían generar estrellas altamente masivas queevolucionasen rápido, explotando como supernovas. Esta idea era atractiva pues se sabía que dichasexplosiones generan partículas relativistas y radiación sincrotrónica. Sin embargo, la eyección departículas relativistas se daría en todas direcciones, lo cual no explicaría la direccionalidad observada enlos chorros de material que hemos descrito antes. La alineación casi perfecta de algunos chorros con susradiolóbulos a distancias de hasta millones de años luz, refleja que la emisión de las partículas relativistasha sido canalizada en la misma dirección, con una precisión sorprendente durante millones de años.

Una alternativa es que las colisiones produzcan una sola superestrella, que subsecuentemente siguecreciendo por captura gravitacional de otras estrellas, hasta formar una estrella gigante de varios millonesde veces la masa del Sol. La idea de un solo objeto supermasivo está más acorde con la existencia de uneje de simetría —el de la eyección de los chorros— aunque no explica el mecanismo de aceleración de laspartículas a velocidades cercanas a la de la luz. Los primeros modelos de superestrella tomaron en cuentaque, al evolucionar ésta, llegará un momento en que empiece a contraerse y forme un gigantesco pulsar (estrella de neutrones). Al contraerse girará cada vez más rápidamente, de la misma manera que unpatinador sobre hielo aumenta su velocidad de giro al contraer los brazos. Durante un tiempo se pensó que

la energía radiada podía, de alguna manera, provenir de la energía de rotación de este tipo de superpulsar y que el eje de simetría correspondía al eje de rotación.

La realidad es que ninguna de estas ideas ofrece una explicación satisfactoria a todo el conjunto defenómenos observados en relación con la actividad en los núcleos de galaxias y cuasares y, mucho menos,un modelo cuantitativo. Estos modelos tuvieron cierto auge en los años sesenta hasta mediados de lossetenta pues se basaban en objetos conocidos: cúmulos densos, explosiones de supernovas, etc., aunquefuesen extrapolados a extremos desconocidos.

Todo esto se daba en contraposición a una idea que en esa época parecía inaceptable por extravagante ydescabellada, para decir lo menos. Esta idea —formulada independientemente en 1964 por dos astrofísicos



soviéticos, Zeldovich y Novikov, y uno norteamericano, Salpeter— era que en el centro de los cuasares ylos núcleos activos de galaxias había un gigantesco agujero negro. La energía debía generarse por la caídade material al hoyo negro. Esta idea, hoy ampliamente desarrollada, es, con mucho, la más aceptada por lacomunidad astronómica. Esto se debe a que, por un lado, provee un modelo teóricamente sólido paraexplicar cuantitativamente casi todos los fenómenos observados, y, por otro, las observaciones laconfirman cada vez con mayor certeza.

3. AGUJEROS NEGROS

Algunas de las teorías que han revolucionado de manera más drástica nuestra concepción del mundo, hansido tan adelantadas para su época que, además de explicar una serie de fenómenos naturales, han predichola existencia de otros cuya realidad era imposible verificar en ese momento. Sin embargo, al pasar eltiempo, con el adelanto de la tecnología, estas predicciones se verifican. Un ejemplo es la teoría general dela relatividad (TGR) que predijo, hace casi setenta años, la existencia de agujeros negros en elUniverso.

La TGR es una teoría de la gravitación propuesta por Albert Einstein algunos años después de que élmismo propusiera la teoría de la relatividad especial (TRE). La TRE nació en 1905 y revolucionó lafísica, con conceptos totalmente nuevos e incomprensibles para el "sentido común". Según la TRE, elespacio y el tiempo son conceptos relativos: por ejemplo, el tiempo transcurre más o menos lentamente,según la velocidad de quien lo mide; es decir, no existe un tiempo absoluto. Una de las predicciones es queningún cuerpo o mensaje puede viajar más rápido que la luz. Además, la TRE introdujo un nuevoconcepto: el espacio-tiempo de cuatro dimensiones. Este nuevo espacio es la unión del espacio "común ycorriente" —que todos sabemos tiene tres dimensiones— y del tiempo, interpretado como una cuartadimensión. La constancia de la velocidad de la luz nos permite medir el tiempo en unidades de longitud, yviceversa.

La TRE no es capaz de explicar el fenómeno de la gravitación (la existencia de una fuerza de atracciónuniversal a la cual están sujetos todos los cuerpos y cuya ley fue enunciada por Newton) y por ello,alrededor de 1915, Einstein propuso una nueva teoría: la relatividad general. Esta teoría contenía laanterior (TRE) y, además, explicaba la gravitación de una manera realmente revolucionaria: según la TGRlos cuerpos deforman el espacio-tiempo a su alrededor. La sola presencia de un objeto masivo produce una

curvatura del espacio-tiempo, y es esta curvatura la que es sentida por otros cuerpos como atraccióngravitacional. Debido a la curvatura del espacio alrededor de un cuerpo masivo, otro cuerpo que pase cercano seguirá como trayectoria una línea recta, sino una trayectoria curva. Esto, en la práctica, es lo que seobserva como atracción gravitacional.

La deformación del espacio-tiempo actúa también sobre los rayos de luz: por ejemplo, los rayos de luzprovenientes de las estrellas lejanas se curvan ligeramente al pasar cerca del Sol (este efecto, predicho porla TGR, se ha podido comprobar observando las estrellas cerca del disco solar durante un eclipse de Sol).Además, la TGR predice, como la TRE, una relatividad del tiempo: un observador lejano verá que eltiempo transcurre más lentamente cerca de un cuerpo cuyo campo gravitacional es sumamente intenso.

La curvatura de una superficie ordinaria se estudia mediante la geometría. Para estudiar la curvatura delespacio-tiempo de cuatro dimensiones producida por los cuerpos masivos, se usa una geometría llamadageometría de Riemann. Con esta herramienta matemática, Einstein obtuvo las ecuaciones que nos dan lageometría del espacio-tiempo a partir de la distribución de los cuerpos masivos en el espacio. Aún no se hapodido obtener la solución general de las diez ecuaciones de Einstein. Pero se conocen varias solucionespara casos particulares.

En 1916 el astrónomo alemán Karl Schwarzschild obtuvo la primera solución a dichas ecuaciones, para elcaso particular de un cuerpo masivo que tenga la forma de una esfera. Esa solución de Schwarzschild sereducía, en primera aproximación, a la ley de gravitación de Newton y, en segunda aproximación, predecíaefectos casi imperceptibles, pero que hoy en día han sido comprobados con bastante precisión, entre ellos:



la curvatura de los rayos luminosos al pasar cerca del Sol y el corrimiento del perihelio de los planetas.Aparte de estos efectos, todos muy importantes, pero que, por falta de espacio, no podemos examinar conmás detalle, la solución de Schwarzschild predecía un fenómeno curioso: si un cuerpo de masa M tienetoda su masa concentrada dentro de una esfera de radio 2Gm/c2, llamado radio de Schwarzschild (G es laconstante de gravitación universal,3 M la masa del cuerpo y c la velocidad de la luz), entonces ningúncuerpo, ni la luz, ni ningún tipo de información, podría escaparse desde el interior de esa esfera.

En el lenguaje de la relatividad general se puede decir que el espacio-tiempo se curva a tal grado que ... ¡secierra sobre sí mismo! Todo lo que está atrapado en ese pedazo de espacio cerrado nunca podrá salir al

mundo exterior. Un objeto puede entrar en este agujero negro, pero no podrá escaparse de ahí. Lasuperficie de la esfera cuyo radio es el radio de Schwarzschild, se llama horizonte de eventos del agujeronegro; la luz puede cruzar el horizonte sólo en un sentido: de afuera hacia adentro, y nunca al revés. Loque ocurre dentro del horizonte está eternamente desconectado del exterior, no puede ser visto ni puedeinfluir sobre el resto del Universo.4

Existe una manera más clásica —en el sentido de la física clásica o prerrelativista— y más intuitiva depensar en estos cuerpos, con base en una idea formulada por Laplace en su libro El sistema del mundo

(publicado en 1793). En este libro, Laplace habla de "cuerpos oscuros" que no dejan escapar la luz. Elrazonamiento que llevó a Laplace a ese concepto es bastante simple. Sabemos por experiencia que unproyectil arrojado verticalmente hacia arriba alcanza una altura máxima que depende de la velocidad con

la que fue lanzado; mientras mayor sea la velocidad inicial, más alto llegará antes de iniciar su caída. Perosi al proyectil se le imprime una velocidad inicial superior a 11.5 km por segundo, subirá y no volverá acaer, escapándose definitivamente de la atracción gravitacional terrestre. A esta velocidad mínima se lellama velocidad de escape y varía de un planeta o estrella a otros. La velocidad de escape desde lasuperficie de un cuerpo esférico es Vesc = donde M es la masa del cuerpo, r su radio y G la constante degravitación universal. Es fácil ver en la fórmula de arriba que la velocidad de escape de un cuerpo esféricode masa M será igual a la velocidad de la luz (v = c), si su radio es: rg = 2GM/c2. Este radio se llama radio

gravitacional y es exactamente igual al radio de Schwarzschild.

Si en la expresión de arriba sustituimos la masa del Sol (2x1033 gramos), encontramos que su radiogravitacional es de aproximadamente 3 kilómetros. Es decir, que si toda la masa del Sol estuviese

contenida en una esfera de 3 kilómetros de radio, éste sería un agujero negro. Para la Tierra, el radiogravitacional es de un centímetro, aproximadamente.

En la época de Laplace, estas ideas quedaron como meras lucubraciones, esencialmente por dos motivos:la primera es que no se sabía si la gravitación actuaba sobre los rayos luminosos (de hecho, en aquellaépoca, ni siquiera se sabía qué era la luz). La segunda es que nadie pensaba que pudiesen realmente existiren la naturaleza cuerpos con semejantes masas y esas dimensiones.

Respecto al primer punto, como ya hemos visto, la TGR predice que la curvatura del espacio-tiempo—que percibimos como atracción gravitacional— actúa támbién sobre los rayos luminosos, y este efectoha sido medido. Respecto al segundo punto, la astrofísica moderna nos ha dado la respuesta. En particular,la teoría de la evolución estelar predice que las estrellas altamente masivas se transforman en agujeros

negros al final de sus vidas. Vale la pena hacer aquí un paréntesis para profundizar un poco sobre estetema.

Una estrella es una enorme esfera de gas incandescente que brilla porque en su centro se producenreacciones termonucleares, o de fusión nuclear. A la temperatura de varios millones de grados que existeen el interior de una estrella, los átomos se hallan totalmente ionizados; es decir, tenemos núcleosdesprovistos de sus électrones. Estos núcleos chocan violentamente entre sí y llegan a fusionarse. Alprincipio son los núcleos de hidrógeno —con un protón en el núcleo— los que se fusionan para formarnúcleos de helio. La masa del núcleo de helio es ligeramente menor a la masa de sus constituyentes —dosprotones y dos neutrones—por separado. La diferencia de masa se libera en forma de energía de acuerdocon la expresión E = mc2 encontrada por Einstein (E denota la energía, m la masa y c es la velocidad de la



luz). Es un claro ejemplo de transformaaón de masa en energía.

En plenitud de su vida, una estrella radia luz y calor por este proceso y se mantiene en equilibrio gracias albalance muy preciso entre dos fuerzas que actúan en sentido opuesto: por un lado, la fuerza de atraccióngravitacional mantiene cohesionada a la estrella jalando todas sus partes hacia el centro. Esta fuerza tiendea contraer a la estrella. Por otro lado, se halla la presión de la materia incandescente y la radiación queempujan hacia afuera y tienden a expander la estrella. En la mayor parte de las estrellas el equilibrio entreestas dos fuerzas puede durar miles de millones de años; pero el combustible nuclear de la estrella nopuede durar eternamente. Cuando casi todo el hidrógeno de la estrella se ha transformado en helio, se

rompe el equilibrio y la estrella se contrae. La temperatura en el centro aumenta todavía más, hasta llegarun momento en que es tan alta que el helio se empieza a transformar en carbono; vuelve el equilibrio y, alagotarse el helio, se repite el ciclo; esta vez el carbono se transmuta y así sucesivamente hasta formarse elhierro. Cada una de estas reacciones de transformación libera menos energía que la anterior. Cuando laestrella es fundamentalmente de hierro, ya no es capaz de emitir más energía por reaccionestermonucleares. ¿Qué le sucede entonces? ¿Cómo mueren las estrellas?

Algunas estrellas explotan convirtiéndose en supernovas y, con el tiempo, vuelven a ser lo que eran antesde formarse: nubes de gas y polvo (Figura 27). Pero, en la mayoría de los casos, la estrella, al explotar, nose desintegra por completo, sino que queda una parte llamada residuo de la explosión. ¿Qué sucede con lasque no explotan? ¿Y con los residuos de las que explotaron? Al no haber ya reacciones nucleares, la

presión interna no es capaz de soportar el peso de las capas exteriores y la estrella se contrae, disminuye suradio paulatinamente, aumenta su densidad —se vuelve más y más compacta— y se va enfriando. Aquí surge la interrogante: ¿qué tan compacto puede ser un cuerpo? En otras palabras, ¿existe algún limite a lacontracción gravitacional? Este problema se ha estudiado desde hace muchos años, y aquí mencionaremostan sólo los resultados a los que se ha llegado.5

En 1930, un joven estudiante hindú, llamado Chandrasekhar, encontró que una estrella con una masamenor que 1.4 masas solares, en el transcurso de la contracción gravitacional que sufre al final de su vida,puede llegar a una configuración de equilibrio en la que la contracción se detiene. Estas configuracionescorresponden, en la práctica, a las estrellas conocidas como enanas blancas.

Las enanas blancas se conocían ya desde antes de que fuesen estudiadas teóricamente. En efecto, todas

tienen masas menores que 1.4 veces la masa del Sol, sus radios van de 3 000 a 20 000 km y sus densidadesson tan altas que un centímetro cúbico de ellas pesa ¡una tonelada!

Ahora bien, si la masa de una estrella, al iniciarse la contracción, es mayor que 1.4 masas solares, laconfiguración de equilibrio que se alcanza para las enanas blancas no es posible y la estrella se contrae aúnmás. Si su masa es menor que tres masas solares, alcanzará una nueva configuración de equilibrio alconvertirse en una estrella de neutrones.

Las estrellas de neutrones se descubrieron 35 años después de que se había predicho su existencia, en1968. Se les llama pulsares, porque emiten pulsos regulares de radio.

La teoría, sin embargo, salva del colapso total sólo a las estrellas con masas menores que tres masassolares. ¿Qué sucede con las más masivas? (Se sabe que existen muchas estrellas con masas hasta de 50masas solares). En 1939 el célebre y controvertido físico norteamericano Oppenheimer demostró que estasestrellas no podían tener salvación:6 Que en este caso no podía existir ninguna configuración de equilibriocapaz de detener la contracción gravitacional, produciéndose entonces el colapso gravitacional de laestrella, que se haría cada vez más y más pequeña, más y más densa, ¿hasta convertirse en ...?: en uno deesos objetos celestes de los que hablaba Laplace: tan compactos que se vuelven invisibles, en uno de esosobjetos tan densos que el espacio a su alrededor se curva a tal punto que la luz queda atrapada, y de estamanera el objeto pierde toda conexión con el mundo exterior, convirtiéndose en un agujero negro.

Si un agujero negro no emite ni luz ni niguna otra señal, cabe preguntarse entonces: ¿cómo podemos saber

si existe o no? Desde luego, no podemos verlo, pero si detectar su presencia. Ya hemos visto que el campo



gravitacional cerca de un agujero negro es enormemente intenso (en otras palabras: el espacio a sualrededor se halla muy deformado). En los años sesenta se planteó una manera muy ingeniosa de detectarla presencia de agujeros negros a través de efectos gravitacionales. Para entender esta idea, es pertinenteexplicar brevemente lo que es un sistema binario.

La gran mayoría de las estrellas no están aisladas, sino que forman sistemas de dos, tres o más estrellasque interactúan gravitacionalmente entre sí. A un sistema de dos estrellas unidas gravitacionalmente, se lellama doble o sistema binario.

Se sabe que en los sistemas binarios en que las componentes están muy cercanas una de otra, existe entreambas un flujo de material gaseoso. Esto se debe, por un lado, a que las estrellas suelen eyectar de susatmósferas cantidades considerables de gas al espacio en forma de lo que se llama viento estelar, y porotro, a la atracción gravitacional de la otra estrella. Al proceso de captura de material se le llamaacreción.7 ¿Qué sucedería si en uno de estos sistemas binarios muy cercanos, una de las estrellas,habiendo evolucionado mucho más rápido que la otra, fuese un agujero negro? La atracción gravitacionalde este agujero negro sobre la compañera sería enorme y actuaría como una especie de "aspiradoracósmica" succionando y engullendo enormes cantidades del gas de las capas externas de la estrellacompañera. Semejante proceso de acreción, se pensó, debe proporcionarnos alguna manifestacióndetectable. Para comprender cuál fue la pista a seguir en la búsqueda de agujeros negros, analizaremos elproceso de acreción con algún detalle.

Debido a la rotación de todo sistema estelar, el gas que fluye de una estrella a otra —y, en nuestro caso, dela estrella al agujero negro—, no cae directamente, sino que gira alrededor, formando una especie deremolino que, en la jerga astrofísica, se denomina un disco de acreción.

Si pudiéramos seguir la trayectoria de una partícula del gas en dicho disco, veríamos que gira alrededor delagujero negro describiendo una espiral. Esto se debe a que la partícula interacciona con otras partículas delgas, perdiendo energía en los choques; es decir, se va frenando, y debido a la atracción gravitacional delagujero negro, va acercandose a él. De no ser por esta pérdida de energía, la partícula podría permanecerindefinidamente girando alrededor del agujero negro. La situación es similar a la de un satélite artificial enórbita alrededor de la Tierra: si el satélite gira fuera de la atmósfera, podrá continuar indefinidamente, perosi su órbita se encuentra dentro de la atmósfera, perderá energía por fricción con el aire, se calentará al rojo

vivo y, finalmente, caerá al suelo. Lo mismo sucede con el gas en el disco de acreción: en este caso, lafricción de las diversas partes del gas entre sí, lo calentarán enormemente a costa de frenar su caída en elagujero negro. Como consecuencia de la fricción, el gas del disco de acreción se calienta cada vez más amedida que se acerca al agujero negro. Se ha calculado que la temperatura en la parte central de un discode acreción puede alcanzar varios millones de grados. A estas temperaturas, la energía disipada por lafricción será emitida en forma de rayos X.

En resumen: el gas que entra al agujero negro emite energía antes de cruzar el horizonte de eventos. Elorigen de esta energía es la atracción gravitacional del agujero negro. La forma de disipar la energíagravitacional en el disco de acreción es por fricción y, finalmente, la manifestación de esa energía es,fundamentalmente, como emisión de rayos X.

Para tener una idea de qué tan eficiente es este proceso, diremos que mediante la fusión nuclear se liberauna energía de aproximadamente el 4% de la masa en reposo de la materia involucrada en el proceso(recordemos que : E = mc2). En cambio, en el proceso de acreción a un agujero negro, se puede liberarhasta un 40% de la masa en reposo de la materia acretada. El proceso que libera energía de origengravitacional, debido a la caída de materia a un agujero negro, es diez veces más eficiente que el procesoque produce la energía que hace brillar las estrellas.

En 1970, se puso en órbita el satélite astronómico Uhuru, primer observatorio de rayos X (Figura 43). Unade las fuentes de rayos X más potentes que descubrió este satélite fue Cygnus X-l, un sistema binario en laconstelación del Cisne, en el que se detectó una sola estrella dando vueltas alrededor de un objeto



invisible. Todos los cálculos que se hicieron de la masa del objeto invisible indicaron que era deaproximadamente diez masas solares. Para la mayoría de los astrónomos quedó claro que se habíadescubierto el primer agujero negro.

Volvamos ahora a los cuasares. En buena medida por el descubrimiento de Cygnus X-l, y también por eldesarrollo de la teoría de los discos de acreción, revivió el interés de un grupo de astrónomos en la idea dela generación de energía de origen gravitacional para los cuasares y núcleos activos de galaxias. Enparticular, dos astrofísicos ingleses, Donald Lynden-Bell y Martin Rees revivieron la teoría de Zeldovich,Novikov y Salpeter de que en el centro de los cuasares y galaxias activas hay un agujero negro gigantesco

(se trata de un agujero negro de entre un millón y mil millones de veces la masa del Sol), con un grandisco de acreción que lo alimenta.

Uno de los argumentos fundamentales para apoyar esta teoría es que el problema de la generación degrandes cantidades de energía se resuelve en un volumen extremadamente reducido. Daremos un ejemploconcreto: para generar la energía observada de un cuasar se requiere de un agujero negro de cien millonesde veces la masa del Sol que se trague el equivalente de una masa solar por año. Por otro lado, la mayorparte de la energía se genera cerca del borde interno del disco de acreción, el cual se halla a una distanciade tres veces el radio de Schwarzschud del agujero negro, es decir, menos de una hora luz.

Los agujeros negros de origen estelar en sistemas binarios se alimentan del gas de la estrella vecina; cabepreguntarse, ¿de dónde viene el material que forma el gran disco de acreción alrededor de los agujerosnegros en el centro de los cuasares y núcleos de las galaxias?, o, como se dice en la jerga astrofísicamoderna, ¿de dónde viene el "alimento del monstruo"? Se consideran tres posibilidades: la primera es quese alimenta de gas del núcleo de la galaxia y de estrellas del núcleo que son previamente destrozadas porenormes fuerzas de marea. La segunda, es que el gas de regiones más externas de la galaxia puede ser, dealguna manera, canalizado hacia el núcleo. Una manera de que esto suceda es por la interacción entre dosgalaxias. Ya hemos dicho (capítulo I) que aun cuando la interacción sea una colisión directa, las estrellasno chocan unas con otras, aunque se perturba fuertemente la distribución del gas (Figura 12). Existenestadísticas que parecen confirmar la posibilidad de que las interacciones canalicen gas al núcleo paraalimentar al monstruo, pues se observa una tendencia a encontrar más núcleos tipo Seyfert en los núcleosde galaxias interactuantes o en sistemas dobles, que en galaxias aisladas. Por último, la tercera posibilidades que el alimento venga de afuera: gas de otra galaxia —por interacción— o gas intergaláctico.Recordemos que en el primer capítulo hicimos hincapié en el hecho de que las más poderosasradiogalaxias, como Virgo A (M 87), se encuentran siempre en los centros de los cúmulos, donde puededarse, incluso, el "canibalismo".

Por lo que respecta a los cuasares, recordemos que probablemente se trata de núcleos de galaxiasextremadamente jóvenes que pueden tener una gran cantidad de gas en el núcleo, "para alimentar almonstruo".

Otro de los argumentos en favor de la teoría del agujero negro supermasivo, que recalcó Martin Rees,consiste en que cualquier gran concentración de masa en d núcleo, como los cúmulos superdensos o lassuperestrellas descritas al principio de este capítulo, evolucionará rápidamente. Del desarrollo de la teoría

de la evolución estelar quedó claro que el tiempo de evolución es inversamente proporcional a la masa (esdecir, mientras más masiva es una estrella más rápidamente agotará su combustible nuclear). De maneraque aun si existieron originalmente configuraciones de ese estilo, éstas llegarán a la fase final de suevolución —que implica necesariamente el colapso gravitacional y la formación de un agujero negro— enun tiempo sumamente corto (comparado con la vida de la galaxia). Por ello, para todo fin práctico,podemos considerar que el agujero negro ya se ha formado cuando observamos la galaxia.

Desde luego no sabemos si el proceso de colapso gravitacional ocurre realmente en los núcleos de lasgalaxias. También existe la teoría alternativa de que los agujeros negros se formaron antes que lasgalaxias. Algunos astrónomos piensan que puede haber "agujeros negros primordiales" que existen desdeque se inició la expansión del Universo. Estos agujeros negros pueden haber actuado como centros



atractores para aglomerar a su alrededor a la materia que, finalmente, formó las galaxias. Cabe aclarar queaquí estamos entrando en un terreno altamente especulativo. El problema del origen de las galaxias es unode los más complejos de la astrofísica.

Independientemente del problema de su origen, todo parece indicar que en los núcleos de las galaxias hayun agujero negro supermasivo. Al final del capítulo analizaremos la evidencia observacional en favor deesta teoría. En este punto, quizás el lector ya se haya dado cuenta cómo hemos ido generalizando de laactividad de los cuasares a la de los núcleos de algunas galaxias y, finalmente, en esta sección hemoshablado de los núcleos de galaxias, sin distinción. En efecto, muchos astrónomos piensan que existen

agujeros negros en el centro de todas las galaxias (incluida, desde luego, la nuestra). Si esto es así, surgende manera natural las preguntas: ¿Qué es lo que determina que se manifieste la presencia del agujero negroa través de la llamada actividad nuclear? Es decir, ¿por qué en los cuasares y en algunas galaxias laemisión de radiación no térmica del núcleo domina sobre la luz de las estrellas? ¿Y por qué en otrasgalaxias lo que domina es la luz normal de las estrellas y del gas interestelar? ¿Por qué en estas últimas elmonstruo permanece dormido?

La respuesta es que el factor fundamental es la dotación de gas vecino al agujero negro: el alimento delmonstruo. Una vez que el agujero negro ha engullido la mayor parte de las estrellas y el gas que habíainicialmente en su entorno inmediato, permanecerá en relativa calma sin generar grandes cantidades deenergías.8 Cada cien o mil millones de años el monstruo se puede reactivar por el encuentro cercano con

otra galaxia o por el paso, cerca del agujero negro, de algún cúmulo estelar.Un último argumento fuerte en favor de esta teoría es que explica de manera natural la eyección dematerial en forma de chorros. A primera vista esto puede parecer extraño, puesto que hemos hablado de undisco de acreción en el que la materia fluye hacia el agujero negro. Examinemos, sin embargo, con másdetalle, lo que sucede en el borde interno del disco. El gas, cada vez más caliente, ejercerá una enormepresión —tanto de las partículas del gas como de la radiación— que hará que el disco se infle,convirtiéndose, cerca del agujero negro, en una especie de "dona" (Figura 49). En el plano ecuatorial deldisco, la materia afluirá hacia el agujero negro; sin embargo, parte del material, fuera de este plano, serárebotado hacia atrás por la presión y comprimido nuevamente por el material que cae, formándose zonasde choque o manchas calientes en el borde interno. Una cantidad importante de partículas será acelerada yeyectada hacia afuera. Los únicos canales de salida están a lo largo del eje de rotación del disco, de modoque el borde interno de la dona funciona como cañón colimador del haz de partículas (Figura 49). De estamanera, el modelo explica de manera natural la eyección de chorros. A continuación, veremos quéinformación podemos obtener del estudio de estos chorros.

4.CHORROS SUPERLUMÍNICOS Y ABERRACIÓN RELATIVISTA

Uno de los campos en los que la radiointerferometría ha dado mayor información, ha sido el del estudio delos chorros. Mediante el arreglo VLBI que hemos descrito (capítulo III) se ha encontrado un hechosorprendente: algunos de estos chorros parecen desplazarse con velocidades ¡mayores que la de la luz! Aeste efecto se le ha llamado expansión superlumínica. Examinemos de cerca el caso del chorro de nuestroviejo conocido: el cuasar 3C 273. La proyección de la parte visible del chorro mide 60 000 años luz. Un

estudio de alta resolución en radio (VLBI), revela que el chorro está compuesto de diversos nódulosbrillantes; estas configuraciones varían con el tiempo (Figura 50). Durante un lapso de cuatro años, elnódulo brillante se ha ido separando de la parte central en un 50%. A la distancia de 3C 273, estaseparación implica una velocidad del nódulo de ¡cinco veces la velocidad de la luz!



Figura 49. La presión del gas y de la radiación hacen que el disco de acreción se infle cerca del bordeinterno formando una especie de "dona". El borde interno forma una especie de cañon que sirvepara colimar los chorros.

Los astrónomos saben que semejante velocidad de desplazamiento contradice la teoría de la relatividad(cuyas implicaciones han sido ampliamente confirmadas experimentalmente). Existe una explicación de

este fenómeno que implica que, en realidad, se trata de una ilusión. La idea se ilustra en estas páginas(Figura 51). Para que se produzca esta ilusión, deben cumplirse dos requisitos: primero, que la direcciónde movimiento del chorro forme un ángulo pequeño respecto de la línea visual entre el observador y laradiofuente. Segundo, que la velocidad real de desplazamiento del chorro sea cercana a la velocidad de laluz (es decir, que el chorro sea relativista).

Para comprender las implicaciones de que los chorros sean relativistas, examinaremos el fenómenoconocido como aberración o direccionalidad relativista. Imaginemos a un cazador que quiere matar a unpato cuando esté directamente sobre su cabeza. Debe apuntar su rifle hacia arriba y disparar un poco antesde que el pato pase sobre su cabeza. Los perdigones viajarán verticalmente hacia arriba en lo que el patovuela hacia ese mismo punto (o al menos eso espera el cazador). Ahora consideremos cómo ve las cosas elpato. Debido a su movimiento, le parece que es el cazador el que viene hacia él, y los perdigones en lugarde verlos moverse sólo hacia arriba, tienen una componente horizontal en su movimiento. Dicho en otraspalabras, los perdigones viajan, para él, con una ligera aberración que inclina su trayectoria en la direcciónen la que el cazador parece venir hacia él.



Figura 50. Observaciones de VLBIdel cuasar 3C273, que muestran una velocidad de separaciónentre nódulos de radio aparentemente mayor que la velocidad de la luz.

Figura 51. Diagrama que explica la expansión superlumínica (movimiento con velocidadesaparentemente mayores que c) como una ilusión debida a dos hechos: primero, la velocidad real demovimiento es cercana a c y, segundo, el ángulo entre la dirección del chorro y la línea visual espequeña (en el caso de diagrama, 20°). En (a) la fuente emite un nódulo de plasma en el jet,un añodespués (b), el observador (situado en el plano inferior) sigue viendo sólo la fuente central, le faltaun año para la emergencia del nódulo (plano intermedio). Mientras tanto, el nódulo se ha alejado

con una velocidad de 0.9 c, de la fuente central a lo largo del chorro que forma un ángulo de 20grados con la línea visual. Después de dos años (c), el observador ve la emergencia del nódulo.Mediante una construcción trigonométrica simple, podemos ver que la luz que el nódulo emitió en(b) está tan sólo .15 años luz atras, por lo que .15 años luz después de (c), el observador verá que elnódulo se ha movido 0.3 años luz: una velocidad aparente de 2c.

Lo mismo les sucede a los fotones. Por ello, una nube de plasma —chorro— que radia fotones de maneraigual en todas direcciones, parecerá brillar preferencialmente en la dirección de su movimiento. Si élchorro es relativista —su movimiento alcanza casi la velocidad de los fotones que emite— el efecto esmuy pronunciado (Figura 52).

Tomemos el caso del chorro, cuyo movimiento relativista produce la ilusión de la expansión superluminica



en una radiofuente. Aproximadamente la mitad de los fotones emitidos se verán en un cono angosto—ángulo de apertura de cinco a veinte grados— en la dirección de movimiento del chorro. Además, losfotones en este cono se verán más energéticos. Esto se debe a que, al moverse casi en dirección delobservador, sufrirán un corrimiento Doppler al azul en longitud de onda, por lo que aumentará lafrecuencia, y por ende la energía. El resultado neto es impresionante: si el observador está de frente —ocasi—al cono, el chorro se verá entre cien y mil veces más brillante que si estuviese en reposo. Si elobservador está completamente fuera del ángulo de apertura del cono, el chorro será prácticamenteinvisible.

Usando estos hechos, podemos ahora dar una interpretación unificada de la diversidad de radiofuentesextragalácticas que se observan.

Supongamos que la mayoría de las radiofuentes extragalácticas eyectan chorros en direcciones opuestasdesde el núcleo. Si los chorros se eyectan a un ángulo pequeño con respecto a la dirección de la fuente alobservador —a la Tierra— veremos sólo el chorro dirigido hacia nosotros. Esto explicaría los chorrosunilaterales. En el caso extremo en que el chorro esté dirigido directamente hacia nosotros —o casi— elaumento de brillo será tan grande que, por contraste, puede impedirnos ver todo el gas circundante a lafuente central. Esta podría ser la explicación de la ausencia de líneas de emisión en los objetos tipo BL Lac(lagartos). Los lagartos serían radiofuentes con un chorro relativista apuntando hacia nosotros. Estemodelo explica otras características de los lagartos, como es la de alta variabilidad en brillo y polarización;

pero, desgraciadamente, está fuera de las posibilidades de este libro entrar en esos detalles.

Figura 52. La aberración relativista enfoca la radiación de un objeto que se mueve con velocidadcercana a la de la luz, de manera que el objeto radia intensamente en la dirección de movimiento. En(a) el emisor (una nube de plasma) se mueve hacia la derecha a la mitad de la velocidad de la luz(0.5c). En (b) se mueve con una velocidad de =.75c, en (c) la velocidad es de 0.94c y en (d) de 0.98c.En este caso el emisor se vuelve prácticamente invisible excepto si es visto de frente a la direcciónb

de movimiento. La forma de cada haz muestra sólo la forma como la intensidad de la radiaciónvaría con el ángulo de emisión. Visto directamente de frente, el emisor es, en (a), siete veces másbrillante que un emisor estacionario, en (b) 30 veces más brillante, en (c) 440 veces más brillante yen (d) 3 1000 veces más brillante.

Finalmente, cuando la dirección de eyección de los chorros fuese perpendicular —o casi— a la líneavisual, veríamos las clásicas radiogalaxias con sus lóbulos dobIes. En el caso de las fuentes más potentes,como Cisne A (Figura 30) los chorros serían altamente relativistas y eso explica que sean invisibles (sólose ven los lóbulos, pero no la conexión con la fuente central). Para fuentes menos potentes, el efecto dedireccionalidad relativista sería menor y eso explica la observación de los chorros bilaterales (Figura 33).



5. EVIDENCIA OBSERVACIONAL: EL NÚCLEO DE NUESTRA GALAXIA, VIRGO A y OJ 287

Una de las implicaciones del modelo de actividad nuclear que hemos discutido, es que todo núcleogaláctico fue alguna vez un cuasar y que todo cuasar finalmente se convertirá en una galaxia "normal"—inactiva—. Las radiogalaxias y las galaxias Seyfert representarían etapas intermedias en esta evolución.

Normalmente, un cuasar agotará su dotación de gas nuclear en unos cuantos millones de años. La edad delas galaxias, por otra parte, se calcula en aproximadamente diez mil millones de años, es decir, el cuasaragotará su gas en algunas diezmilésimas de la vida total de las galaxias. Esperaríamos encontrar en el

Universo mil veces menos cuasares que galaxias. Y esta es, precisamente, la proporción observada.Los objetos que vemos ahora como cuasares han tenido miles de millones de años para evolucionar, desdeque emitieron la luz que nos está llegando en este momento. Por lo que ahora, seguramente, ya se hanconvertido en galaxias como la nuestra, con soles y sistemas planetarios y quizá con astrónomos que alobservar la Vía Láctea la verán como fue hace miles de millones de años: como un cuasar.

Si todo esto es verdad, hay una consecuencia obvia, que ya habíamos señalado antes: en el núcleo denuestra galaxia debe haber un agujero negro supermasivo. Aun si éste se encuentra relativamente inactivo,debemos poder observar algunos indicios de su presencia y cierto grado de actividad.

Observar el centro de nuestra galaxia es imposible en luz visible, pues ésta no puede atravesar la gruesa

capa del polvo concentrado en el plano de la galaxia. Sin embargo, la luz infrarroja y las ondas de radionos permiten "ver" muy cerca del núcleo.

En el núcleo de nuestra galaxia hay una fuente de radio llamada Sagitario A (Figura 22) y una potentefuente infrarroja. Las observaciones infrarrojas indican que por lo menos dos millones de estrellas seencuentran concentradas en un radio de tres años luz (en comparación, no existe ninguna estrella a tresaños luz de distancia alrededor del Sol). Además, se han detectado en esa misma región grandes nubes degas cuyo movimiento indica que giran alrededor de un objeto cuya masa es de cinco millones de masassolares y cuyas dimensiones son aproximadamente las del Sistema Solar. Desde luego, las característicasdescritas hacen pensar en un agujero negro. Además, de observaciones de radio se detecta la presencia dearcos y filamentos de gas eyectado por el núcleo en dirección perpendicular al plano de la galaxia: una

especie de "minichorros".

Estas manifestaciones de actividad y la emisión de radiación no térmica del núcleo de la galaxia son tandébiles comparadas con lo que llamamos núcleos activos, que no sería posible detectarlas en otra galaxia,ni siquiera en nuestra vecina Andrómeda. Sin embargo, en mayor o menor grado, la presencia del agujeronegro se debe hacer sentir en los núcleos de todas las otras galaxias.

Mencionaremos dos casos más. El primero es el de Virgo A (M 87), que nos es ya una radiogalaxiafamiliar. Varios grupos de astrónomos han encontrado, independientemente, que la concentración deestrellas y su velocidad aumentan fuertemente hacia el centro de la galaxia (Figura 53). El análisis de lasobservaciones implica la presencia de un objeto extremadamente compacto de 500 millones de veces la

masa del Sol.



Figura 53. En la gráfica se muestra la distribución de la luminosidad en función de la distancia alcentro de la galaxia M 87. Cada punto representa una medida. La curva punteada corresponde a unmodelo estándar de galaxia elíptica. La curva sólida, que se ajusta perfectamente a lasobservaciones, corresponde al modelo estándar más un agujero negro de masa 500 millones de veces

la masa solar en el centro. El segundo caso es el del objeto tipo BL Lac llamado OJ 287. En 1985, un grupo de astrónomosmexicanos y, simultáneamente, un grupo de astrónomos finlandeses, descubrimos una variabilidad en elbrillo de este objeto que se producía periódicamente cada 20 minutos. Desde hacía ya varios años, se habíaestado buscando este tipo de comportamiento como una de las evidencias observacionales más directas dela existencia de un agujero negro. La razón es que, para que podamos ver una variación regular de la luzdel núcleo, cualquiera que sea el proceso que origina dicha variación, este proceso debe darse siempre enel mismo lugar, y el periodo delimita las dimensiones de dicho lugar. En este caso particular, si el aumentode brillo se repite regularmente cada 20 minutos, algo sucede periódicamente en un espacio físico de 20minutos luz (aproximadamente la distancia del Sol a Marte). Estas dimensiones tan reducidas sólo puedencorresponder al diámetro del borde interior del disco de acreción alrededor de un agujero negro.

Nuestra interpretación es que estamos viendo una o varias de las manchas calientes —o zonas dechoque— producidas por el material chocado en el borde interno del disco (Figura 49). Estas manchasaparecen y se ocultan, periódicamente, al ser eclipsadas por el disco mismo (recordemos que, por lo menoscerca del agujero negro, el disco se infla y tiene un grosor apreciable). Hemos calculado que para poderver este "eclipse de manchas", el ángulo entre el eje de rotación del disco y la línea visual debe ser muypequeño: 11 grados. Esto concuerda con la idea de que, en los objetos tipo BL Lac, estamos observando elchorro y el agujero negro casi de frente.

El grupo finlandés, a partir de observaciones de radio, llegó a una conclusión similar. Las observacioneshan sido confirmadas recientemente por un grupo de radioastrónomos hindúes.

6. AGUJEROS BLANCOS

No quisiera terminar este capítulo sin mencionar una idea alternativa, que aunque sea poco probable nodeja de tener su encanto.

Además de la solución que representa un agujero negro, las ecuaciones de Einstein para un cuerpo esféricotienen otra solución que representa un agujero blanco. Un agujero blanco es lo contrario de un agujeronegro: es una región del espacio en la que, a partir de una singularidad,9 la materia y la energía emergen alUniverso. El movimiento sólo puede ser en un sentido: de adentro hacia afuera y nunca al revés(precisamente lo contrario de un agujero negro).

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No toda solución matemática representa una realidad física, y una de las razones por las que se cree pocoprobable que existan los agujeros blancos es que la solución es inestable. Un ejemplo de solución inestablees el equilibrio de una canica sobre la cabeza de un alfiler (corresponde a una solución inestable de lasecuaciones de la mecánica clásica). La situación real es poco probable, aunque no imposible —al menosen principio.10

No sabemos si existen los agujeros blancos; sin embargo, la idea de que los cuasares fuesen agujerosblancos ha seducido a algunos astrónomos. La teoría se ha desarrollado poco, pues enfrenta variasdificultades.

NOTAS

1 Del inglés: optically violently variable, óptica y violentamente variables.

2 Apócope de BL Lac y cuasares.

3 La que aparece en la ley de gravitación universal de Newton.

4 Al lector interesado en profundizar más en este apasionante tema, le recomendamos del libro Los hoyos

negros y la curvatura del espacio-tiempo, de S. Hacyan, núm. 50 de esta misma serie.

5 Un análisis más detallado se da en 5. Hacyan, op. cit.

6 Además, de la TGR se deriva una demostración rigurosa de la existencia de una masa límite para lograrel equilibrio, independientemente del proceso físico que produce la presión.

7 Palabra aún no aceptada por la Academia de la Lengua, pero de amplio uso en astrofísica.

8 Debemos recordar que la atracción gravitacional del agujero negro disminuye con la distancia, como la

de cualquier cuerpo. De acuerdo con la ley de Newton, la atracción disminuye como la distancia alcuadrado.

9 Al estado en que toda la materia está comprimida en un punto con densidad infinita, se le llama unasingularidad del espacio-tiempo.

10 Para una discusión más profunda sobre los agujeros blancos se recomienda ver a S. Hacyan, op. cit.

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VII. FAROS QUE ALUMBRAN EL PASADO

LA CONTROVERSIA DEL CORRIMIENTO AL ROJO

SERÍA una falta imperdonable de nuestra parte dejar al lector con la impresión de que las ideas aquí expuestas se han desarrollado sin dar lugar a pasiones y controversias, o que las teorías científicas setoman como dogmas de fe.

La idea fundamental que hemos manejado a lo largo del presente libro es que los cuasares se encuentran adistancias cosmológicas. Es decir, que el corrimiento al rojo se debe al efecto Doppler producido por unavelocidad de recesión atribuible a la expansión del Universo, y que esta velocidad implica grandesdistancias. Sin embargo, desde que se formuló esta interpretación hubo astrónomos que la objetaron,argumentando que podía haber explicaciones alternativas al corrimiento al rojo y que quizá los cuasaresfuesen objetos relativamente cercanos. El atractivo de esta alternativa residía en que, si los cuasares eranobjetos relativamente cercanos, su luminosidad intrínseca no sería descomunal. Se podría tratar de algúntipo de galaxias particularmente compactas.

Una de las primeras posibilidades que se exploraron fue que el corrimiento al rojo fuese un efecto

gravitacional. De la misma manera como un alpinista debe gastar energía para llegar a la cima de unamontaña, los fotones deben gastar energía para abandonar el campo gravitacional de un objeto masivo.Mientras más alta sea la montaña, más cansado llegará el alpinista a la cima; mientras más masivo ycompacto sea un cuerpo, mas "cansados" saldrán los fotones. Recordemos que, para un fotón, perderenergía significa disminuir su frecuencia, es decir, enrojecerse.

Estudios detallados mostraron que si los corrimientos observados fuesen producidos por este efecto, estotendría otra consecuencia: las líneas de emisión se ensancharían a tal punto que se embarrarían en elcontinuo, y sería imposible observarlas. Desde luego, este efecto existe (es particularmente importantemuy cerca de un agujero negro), pero definitivamente no es el responsable del corrimiento al rojoobservado en los cuasares.

Figura 54. La galaxia NGC4319 y el cuasar Markarian 205 parecen estar conectados físicamente.Sin embargo, la interpretación cosmológica del corrimiento al rojo implica que el cuasar es diezveces más distante.

No existe ningún otro proceso físico conocido capaz de explicar el corrimiento al rojo. Sin embargo,siempre es posible que exista algún proceso desconocido para la ciencia de nuestros días. El más ferviente



defensor de esta posibilidad alternativa es el astrónomo norteamericano Halton Arp, quien ha obtenido unacantidad considerable de fotografías en las que aparecen cuasares aparentemente conectados a algunagalaxia o grupos de galaxias con corrimientos considerablemente menores al del cuasar. Uno de losejemplos más patentes es el caso de la galaxia NGC 4319 y el cuasar Markarian 205 (Figura 54). Elcorrimiento al rojo de la galaxia es de Z = 0.006, mientras que el del cuasar es de Z = 0.07. Reproducimos(Figura 55) una imagen de CCD, que muestra en detalle lo que parece ser una conexión física entre lagalaxia y el cuasar. Si ambos objetos se hallan ligados, deben estar a la misma distancia, dice Arp; ambosse encuentran a la distancia derivada del corrimiento al rojo de la galaxia, esto es, setenta y ocho millonesde años luz. El corrimiento al rojo del cuasar (que por efecto Doppler implicaría una distancia de

novecientos doce millones de años luz), se debe a algún efecto conocido. A Arp no le faltan ejemplos desituaciones similares, uno más se muestra en la figura 56.

Sin embargo, todos sabemos que dos objetos que se ven juntos en el cielo no necesariamente están cerca;uno de ellos puede ser un objeto más distante que se ve proyectado, en el plano del cielo, al lado del otro.Pero, ¿qué podemos decir del aparente puente que une a NGC 4319 y Markarian 205? En realidad, hayalgunas explicaciones posibles: puede tratarse de la proyección de un brazo de la galaxia espiral (Figura57). Puede ser un pequeño brazo o una protuberancia de la galaxia que por casualidad apunta en direcciónal cuasar. Puede ser un tercer objeto, una galaxia de fondo que se interpone entre ambos. Arp ha insistidomucho en que la probabilidad de que el azar determine dichas proyecciones para todos los ejemplos que haacumulado, es muy baja. Aunque los ejemplos de Arp son estimulantes, a través de los años se ha ido

quedando solo. La razón es que la evidencia a favor de que los cuasares se encuentran a distanciascosmológicas es cada vez más abrumadora.

Figura 55. Imagen digitalizada de CCD que muestra el detalle del puente que une a NGC4319 yMarkarian205. La línea delgada que los une es espuria (efecto del CCD), pero el halo circundante esreal.



Figura 56. Imagen digitalizada de la cadena de galaxias conocida como VVI72. La galaxia señaladacon la flecha tiene un corrimiento al rojo discordante con el de las otras cuatro. Sin embargo, elgrupo parece envuelto por un lado común.

Probablemente el argumento de mayor peso sea la relación, cada vez más clara, entre los cuasares y los

núcleos de las galaxias. En el caso de las galaxias, está fuera de duda que el corrimiento al rojo se debe alefecto Doppler producido por la expansión del Universo. También está fuera de duda que las galaxiasobedecen la ley de Hubble —a mayor velocidad de recesión, mayor distancia— pues para muchas galaxiasse puede determinar la distancia por métodos independientes del corrimiento al rojo y verificar estadistancia con la que se obtiene del corrimiento. Si los cuasares representan el caso extremo —másenergético— de actividad en el núcleo de una galaxia, entonces, en otros aspectos, como su velocidad derecesión, representan también una continuidad.

Figura 57. ¿Es la Markarian 205 realmente compañera de NGC 4319? En (a) la galaxia y el cuasarse encuentran a la misma distancia, pero no podemos excluir la posibilidad (b), en que el cuasar estámucho más distante y se ve proyectado junto a la galaxia. La proyección de uno de los brazosespirales de la galaxia podría producir el efecto del puente.

Por otra parte, existen contraejemplos concretos a los casos de Arp: cuasares asociados a cúmulosdistantes de galaxias, y gracias a los detectores CCD, se han logrado obtener imágenes de galaxias concorrimientos al rojo mayores de tres (Z>- ) 3), asociados a cuasares con el mismo corrimiento (Figura 58).

Existe un último argumento a favor de las distancias cosmológicas de los cuasares. Es el hecho de que lasgalaxias puedan producir imágenes de cuasares distantes actuando como lentes gravitacionales.



Figura 58. El cuasar PKS 1614+051 y la galaxia marcada con la letra "A" tienen el mismo corrimiento al rojo: Z

2.LENTES GRAVITACIONALES

Einstein predijo que la gravedad del Sol debía deflectar los rayos luminosos de una estrella que pasase

rozando el borde del Sol, por un ángulo de 1.75 segundos de arco.Durante un eclipse total de Sol, podemos observar la posición de una estrella muy cercana al disco solar.Si la comparamos con la posición de esta misma estrella de noche, cuando su luz no es deflectada al pasarcerca del Sol, podemos medir el efecto de la deflexión gravitacional de los rayos luminosos. El efectopredicho por Einstein ha sido comprobado en múltiples ocasiones con gran exactitud. En este ejemplo, elSol funciona como una lente gravitacional, pues análogamente a lo que hace una lente común —óptica—,deflecta los rayos de luz (Figura 59).

Aunque la teoría es bastante más complicada, muchos de los efectos que predice la óptica gravitacional son similares a los de la óptica ordinaria. La diferencia estriba en la manera como las diferentes lentesdoblan los rayos de luz. Según la teoría general de la relatividad, la distorsión —curvatura— del espacio-tiempo alrededor de un cuerpo masivo producirá una deflexión de los rayos de luz con un ángulodirectamente proporcional a la masa del objeto lente, e inversamente proporcional a la distancia a la quepasan los rayos del objeto lente.

Una pregunta sumamente interesante que surge en este contexto es: ¿puede una lente gravitacionalproducir imágenes como una lente óptica? En 1936, el mismo Einstein demostró que, en principio, unaestrella podría enfocar la luz de otra mucho más distante. Sin embargo, al desarrollar el detalle de la teoría,se convenció de que las posibilidades de ver una imagen así formada eran despreciables. Esto se debe aque el efecto es importante sólo cuando el observador, la lente y la fuente luminosa están perfectamentealineados -coincidencia extremadamente improbable.

Figura 59. El Sol deflecta los rayos luminosos de una estrella que pasan cerca de él produciendo unefecto de lente gravitacional. Este efecto se ha podido comprobar midiendo la posición de unaestrella cercana al limbo solar durante un eclipse, y comparándola con su posición nocturna.



Figura 60. Imágenes formadas por diversas configuraciones de lentes gravitacionales. En (a) seforman dos pequeñas imágenes como consecuencia de una lente pequeña desalineada; en (b) unalente grande (masiva) forma una imagen triple; en (c) se forma una imagen cuando la lente está muydesalineada; en (d) una desalineación muy pequeña forma imágenes en forma de arcos y en (e) la

imagen es un círculo como resultado de una alineación perfecta entre el observador, la lente y elobjeto lejano.

Un año más tarde, el astrónomo suizo Fritz Zwicky planteó el problema desde otra perspectiva: puesto quelas galaxias distantes de gran masa son bastante abundantes, la probabilidad de observar el efecto de lentecon galaxias, debía ser mucho mayor. Desafortunadamente —y esto sucede con cierta frecuencia— lapublicación en que hizo esta sugerencia pasó desapercibida, y durante años los astrónomos, como Einstein,no volvieron a ocuparse de las lentes gravitacionales.

En los años sesenta, los físicos regresaron a explorar el problema más detalladamente, y encontraron unacantidad de posibilidades teóricas bastante intrigantes. Dependiendo de una serie de propiedades de loselementos del arreglo —observador, lente y fuente luminosa—, como tamaños y posiciones relativas, unobservador podría ver distintos tipos de imágenes: un anillo, arcos o un conjunto de varias imágenes(Figura 60).

En 1979 se descubrió un curioso par de cuasares cerca de la constelación de la Osa Mayor, que tienen unaseparación de tan sólo seis segundos de arco y se encuentran alineados en dirección Norte-Sur. Al cuasardel Norte se le bautizó A y al del Sur B y el par recibió el nombre de 0957+561 A, B (los números serefieren a las coordenadas celestes).

Figura 61. Recientemente se descubrieron dos arcos gigantescos (trescientos mil años luz delongitud) alrededor de los cúmulos de galaxias 370 Ceti (izquierda) y 2242-02 en Acuario (derecha),cuya distancia es de tres mil millones de años luz. El centro de los arcos coincide con el centro de



masa de los cúmulos y son las estructuras brillantes de mayor longitud conocidas. Fotos delObservatorio Nacional de Kitt Peak.

Las líneas espectrales de ambos cuasares tienen exactamente el mismo corrimiento al rojo —que implicauna distancia de tres mil millones de años luz. Además, las características espectrales de ambos cuasaresson idénticas. La única diferencia es que A es más brillante que B.

La probabilidad de encontrar dos cuasares tan cercanos entre sí con esas características es por casualidadtan pequeña que resulta prácticamente imposible. Entonces los astrónomos se dieron cuenta de que, muy

probablemente, estaban viendo por primera vez dos imágenes de un mismo cuasar, producidas por unalente gravitacional.

Esta idea se confirmó al estudiar estos cuasares a distintas frecuencias y descubrir que, desde el radio hastael ultravioleta, la razón del brillo entre los cuasares gemelos permanecía constante. Cuando, un año mástarde, se descubrió un cúmulo de galaxias en dirección del par —a un segundo de arco de distanciaproyectada en el cielo— todo pareció encajar de maravilla, pues este cúmulo debía ser el que producía elefecto de lente.

Existe, sin embargo, una dificultad con la interpretación; según la teoría, una galaxia tipo cD —que son lasmás masivas del cúmulo— debe producir un número non de imágenes (una, tres, cinco, etc.). Sin embargo,sólo vemos dos. Debe haber una tercera imagen que, quizá por ser mucho más débil, no se ha podidodetectar. Hasta ahora, se han descubierto aproximadamente diez casos similares —algunos dudosos— quese interpretan como lentes gravitacionales. En todos los casos se ven sólo dos imágenes, de modo que latercera —u otras más— es muy débil o bien la interpretación no es la adecuada.

A fines de 1986, Vahe Petrosian y Roger Lynds, del observatorio de Kitt Peak, descubrieron dos inmensosarcos alrededor de los cúmulos de galaxias Abell 370 y 2242-02 en Acuario (Figura 61). Los arcos sonperfectos y miden cientos de miles de años luz. El astrónomo polaco Bohdam Paczynski ha sugerido quequizá se trate de imágenes de lentes gravitacionales (Figura 60d).

3. FAROS QUE ALUMBRAN EL PASADO

Hemos visto que todo parece indicar que los cuasares son, efectivamente, los objetos más distantes en elUniverso. Cuando la luz de los más lejanos de estos objetos inició su viaje hacia la Tierra, la edad delUniverso era una cuarta parte de lo que es hoy en día (se calcula que la edad actual es de quince milmillones de años), de manera que del estudio de los cuasares podemos obtener información sobre elpasado del Universo.

Un primer tipo de estudio estadístico que se llevó a cabo fue el de ver qué tipos de corrimientos al rojotienen los cuasares. Lo primero que resulta evidente, ya lo hemos señalado antes, es que no existencuasares cercanos (con Z = O). Todas las estadísticas han mostrado que las tres cuartas partes de loscuasares tienen corrimientos al rojo entre 1.8 y 2.4 (en promedio de Z = 2). Y hasta hace unos cuantosaños no se había detectado ningún cuasar con un corrimiento mayor de Z = 3. Surgía la pregunta

fundamental: ¿hay algún límite superior real al valor posible de Z, o se trata de un límite artificialimpuesto por las técnicas de detección?

Las implicaciones de la existencia de dicho límite real son muy importantes; implica, por ejemplo, que almenos para un tipo de objeto astronómico estamos llegando a ver hasta el límite del Universo observable.Implica asimismo que, en lo que se refiere a este tipo de objetos, estamos presenciando el ciclo completode su evolución, desde que nacieron hasta que se apagaron (o, cuando menos, hasta que se transformaronen algún otro objeto).

Al principio de la década de los ochenta, en los observatorios sureños de Australia y Cerro Tololo se inicióla búsqueda de cuasares con grandes corrimientos al rojo.



Para esta clase de búsqueda se utiliza un tipo de telescopio llamado cámara Schmidt, con el cual se puedenobtener placas que cubren extensas regiones del cielo.

El logro fundamental consistió en desarrollar emulsiones fotográficas para estas placas, sensibles hastalongitudes de onda mayores de 5 500 Å. La razón es que para cuasares con corrimientos mayores de Z = 3,la línea de emisión más intensa del espectro, la línea Lyman α, cuya longitud de onda en reposo es de 1215 Å, se corre hasta caer a longitudes de onda mayores de 5 500 Å. Y es precisamente con el uso de estaintensa línea de emisión como pueden identificarse los cuasares en las placas, distinguiéndolos de lasestrellas. La emulsión usada es sensible hasta una longitud de onda de 6 900 Å, lo que equivale a la

posibilidad de detectar cuasares con corrimientos de hasta Z = 4.7, si existen.

El resultado de estas búsquedas fue que, estadísticamente hablando, la densidad espacial de cuasares, conun corrimiento mayor de 3.5, es, por lo menos, tres veces menor que la de cuasares con un corrimiento de3. Este límite no excluye la posibilidad de que se encuentren unos cuantos cuasares con corrimientosmayores (de hecho se conocen dos con Z = 3.78 y uno con Z = 3.80). Sin embargo, es evidente queestamos ante un limite real.

Una evidencia adicional que apoya esta conclusión es el hecho de que los radioastrónomos no hanencontrado tampoco cuasares más distantes, con todo y que usan métodos de detección diferentes de losópticos. Ni con los satélites infrarrojos o de rayos X se han podido detectar cuasares más lejanos. De vitalimportancia para este tipo de investigaciones será el lanzamiento del telescopio espacial.

Lo que indican los datos recopilados hasta ahora es que la densidad espacial de cuasares es máximaalrededor de Z =2; continúa a ser grande hasta Z =3.2, aproximadamente, y luego decae abruptamente paracorrimientos mayores de 3.5. Este límite implica un cambio abrupto en las propiedades del Universocorrespondiente a esa época. La interpretación más simple es que todos los cuasares se formaron haceaproximadamente trece mil millones de años, lo cual, desde luego, marca un suceso muy importante en laevolución del Universo, sobre todo si tenemos en cuenta la idea de que los cuasares son los precursoresevolutivos de las galaxias.

Hasta aquí hemos hablado de la distribución radial —en distancia— de los cuasares. También esimportante saber cuál es su distribución espacial —en tres dimensiones— ya que esta es la única forma de

saber cómo estaba distribuida la materia en el Universo hace 13 a 15 mil millones de años.

La inspección visual de los mapas es engañosa e insuficiente. Es necesario realizar varios análisisestadísticos de los datos para saber si hay algún patrón de agrupamiento. Imaginemos que lanzamos granosde arroz al aire; al llegar al suelo, algunos granos caerán más cerca de otros que la distancia promedioentre los granos; sin embargo, este agrupamiento se debe al azar. De la misma manera, se observanalgunos grupos o cúmulos de cuasares. Los análisis estadísticos indican sin embargo que el agrupamientoes azaroso y que la distribución de los cuasares en el espacio es homogénea. La distancia promedio entrelos cuasares con corrimientos alrededor de Z = 2 es de aproximadamente 400 millones de años luz. Paracuasares con corrimientos mayores, la separación promedio se mide en miles de millones de años luz.Estos datos conforman la evidencia observacional más sólida a favor de la suposición básica que se hace

en cosmología: que el Universo, a gran escala, es uniforme.

Por último, el estudio de los cuasares nos puede dar información muy valiosa sobre el materialintergaláctico y las galaxias más lejanas. Como ya mencionamos (capítulo IV, en los cuasares con grandescorrimientos al rojo se observan varios sistemas de líneas de absorción que se cree se producen pormaterial a distintas distancias entre el cuasar y nosotros. Este material puede ser parte de la periferia deuna galaxia o nubes de material intergaláctico.En el cuasar OQ 172, cuyo corrimiento es de Z = 3.78, sehan analizado en detalle los sistemas de líneas de absorción (Figura 62). El sistema de mayor corrimientocorresponde a Z = 3.092. Del análisis de las líneas se obtienen dos conclusiones importantes: una es que lacomposición química del material absorbente a esa distancia es básicamente la misma que en nuestragalaxia. La segunda es que a esa distancia —o en esa época— existe hidrógeno en forma molecular. Estos



descubrimientos son recientes y sus implicaciones para la comprensión de etapas tempranas de laevolución del Universo están aún en estudio.

Figura 62. Parte azul del espectro de absorción del cuasar OQ 172 (Zemisión = 3.40). Se muestrandiversos sistemas de absorción con distintos valores de Zabsorción. Espectro tomado con eltelescopio soviético de 6 m.

La observación y estudio de los cuasares es una de las actividades más fascinantes en el campo de laastrofísica así como una fuente inagotable de sorpresas.

"Pues yo las veo todas iguales".



APÉNDICE

Desde que este libro fue publicado por primera vez, ha habido avances importantes en el campo de loscuasares, avances que se han dado más en el aspecto técnico que en el teórico. Me explico: lasobservaciones del telescopio espacial HUBBLE (Figura 63), del satélite GRO (del inglés "Gamma RayObservatory") y, sobre todo, del satélite infrarrojo IRAS (pág. 93), han proporcionado una gran cantidadde datos nuevos. Algunos apuntan a confirmar el paradigma fundamental de la generación de energíadebido a un agujero negro central. Otros datos han abierto nuevas incógnitas y nos hacen pensar que elfenómeno de actividad nuclear es, por un lado, menos singular de lo que pensábamos (está presente en losnúcleos de muchas galaxias —quizás todas—, aunque a niveles distintos). Por otro lado, hoy sabemos queel fenómeno es más complejo, e involucra muchos procesos físicos simultáneamente. A continuación, sehace un resumen de las ideas fundamentales del paradigma mencionado arriba, y del desarrollo recientedel tema, fundamentalmente en la línea de interacción de galaxias.

Figura 63. Imagen de la radiogalaxia NGC 4261 tomada con el telescopio espacial HUBBLE. A laizquierda, la escala es mucho mayor, se muestra la galaxia completa superpuesta a los lóbulosbilaterales de emisión en radio. A la derecha, gracias a la resolución del telescopio fuera de laatmósfera terrestre, se ve una "dona" de gas y polvo que se cree rodea al disco de acreción.

El modelo de generación de energía puede resumirse de la siguiente manera: la enorme fuerzagravitacional del agujero negro atrae material de la galaxia circundante, gas y estrellas, que por sumomento angular (o cantidad de rotación) forman una especie de remolino alrededor del agujero negro.Las estrellas se destruyen previamente por la acción de fuertes fuerzas de marea al orbitar en las cercaníasdel agujero negro. El remolino de gas así formado (su nombre técnico es: "disco de acreción") se calientapor fricción, pudiendo radiar tanta energía como un billón de soles y, sin embargo, sus dimensiones sonapenas mayores a las del sistema solar. La mayor parte del material acaba cayendo y desapareciendo en elagujero negro. Justo antes de desaparecer para siempre "detrás" del horizonte de eventos, cada partículaemite una fuerte cantidad de radiación adicional proveniente de la conversión de su energía de amarre en

la última órbita estable en el borde interno del disco. Así, hasta un 40% de la masa "en reposo" (la "m" queentra en la fórmula de la página 114) de las partículas, se convierte en energía. Para que se manifieste laactividad, el disco de acreción debe tener una fuente de suministro de gas; mientras dure el suministro,durará el fenómeno. En la jerga profesional se habla de que se emite energía cuando —y mientras— "elmonstruo tenga de comer". Parte del gas, sin embargo, el más lejano al plano ecuatorial del disco (que másbien es como una llanta, ya que no es realmente plano), logra ser acelerado en el borde interno delremolino y emitido en forma de chorros de plasma perpendiculares al plano del disco. Este escenariopuede explicar, además, los chorros de plasma de alta colimación observados en cuasares y otros núcleosactivos de galaxias, en particular, las radiogalaxias.

INTERACCIONES Y COLISIONES ENTRE GALAXIAS



Al preguntarse los astrónomos de dónde puede el agujero negro central aprovisionarse de tanto materialpara "engullir" —una vez agotado el gas normal del núcleo galáctico—, varios han llevado este modelomás lejos, afirmando que un cuasar solo puede formarse cuando ocurre una colisión de dos galaxias demasa similar. Cada una de estas galaxias puede poseer ya un agujero negro central (en cuyo caso se"funden" en uno sólo con la suma de las masas de cada uno de los preexistentes), o éste puede formarse enel proceso de la colisión. En cualquiera de los casos, la colisión causa que una gran cantidad de gas fluyahacia el núcleo de la nueva galaxia, "encendiendo" un cuasar. La idea de las colisiones de galaxias no esnueva; ya en los años setenta se podían explicar varias morfologías peculiares como "colas", "puentes" y"plumas" en galaxias por fenómenos de interacción entre ellas, ya sea de manera directa (fusión de

galaxias) o indirecta (fuerzas de marea por encuentros cercanos). Un ejemplo típico es el sistema conocidocomo "la antena" en la constelación del Cuervo. En aquella época, las simulaciones que se podían hacer enlas computadoras, de la interacción de galaxias, sólo tomaban en cuenta a las estrellas, no al gas. Esto erauna gran limitante. Cuando dos galaxias, cada una con cien mil millones de estrellas chocan y se fusionan,no sucede gran cosa con las estrellas, pues las distancias interestelares son tan enormes, que la mayoría delas estrellas ni se tocan entre sí. Pero para hacer simulaciones que incluyan al gas, se requierensupercomputadoras, y éstas han dado resultados sumamente interesantes. El gas que llena los enormesvolúmenes del espacio interestelar, debido a la colisión, se aglutina en el centro de la galaxia remanente dela fusión.

Recientemente se ha descubierto que los cuasares no sólo tienen gran cantidad de gas, sino que lo tienen

en forma molecular, es decir, de alta densidad —además de que, como mencionamos arriba, cuando selogra detectar la galaxia subyacente, ésta siempre presenta morfología perturbada. En este esquema, nocualquier colisión de galaxias crea un cuasar, sino sólo aquellas en que ambas progenitoras tengan muchogas, preferentemente molecular. Así, el cuasar sería la manifestación más extrema del proceso de fusión degalaxias. La evidencia clave para confirmar esta idea vino de los descubrimientos hechos con el satéliteIRAS, que en 1983 detectó una serie de galaxias cuya luminosidad en el infrarrojo (estamos hablando delongitudes de onda 12 a 100 micras) puede ser incluso mayor que la luminosidad visual de los cuasares.Cuando dos galaxias colisionan para detonar un cuasar, éste inicialmente estará oculto por una grancantidad de gas y polvo que rodean al núcleo. El polvo absorbe la enorme radiación del cuasar, lo que lohace indetectable en longitudes de onda de luz visible. Pero el polvo, al absorber esta radiación, se calientay radia gran cantidad de energía justamente en las longitudes de onda del infrarrojo que mencionamos

arriba. El satélite IRAS descubrió galaxias que emiten hasta el 90% de su energía en el infrarrojo, yvarias de ellas tienen luminosidades en estas longitudes de onda de miles de millones de soles, es decir,como los cuasares. Más aún, al examinar estas galaxias con imágenes en luz visible, se encuentra queTODAS muestran morfologías de galaxias en colisión. El prototipo de estos objetos es la galaxia conocidacomo ARP 220 (Figura 64).

Figura 64. Imágenes de ARP 220. A la izquierda, desde la Tierra. A la derecha, desde el telescopio espacial HUB

Al producirse la colisión, el enorme flujo de gas hacia el núcleo genera ondas de compresión y de choqueque producen enormes brotes de formación estelar. Las estrellas más masivas del brote pierden grancantidad de masa en forma de fuertes vientos y evolucionan rápidamente hasta estallar como supernovas.Después de algunos millones de años, estos eventos despejan el entorno del cuasar "enterrado" y la luz deéste empieza a verse. De hecho, también se cree haber encontrado objetos en esta fase transitoria. La



galaxia MKN 231 es el prototipo de transición entre "cuasar infrarrojo" y cuasar visible. Emite el 90% desu energía en el infrarrojo; sin embargo, ya tiene claramente características de cuasar visible y sumorfología refleja indudablemente colisión de galaxias; además se le ha detectado una enorme cantidad degas molecular, requisito indispensable para detonar un cuasar.

Hay que decir que, como siempre, no todos los astrónomos que trabajan en este tema están de acuerdo contodas estas ideas; algunos piensan que la interacción de galaxias puede ser una condición suficiente, perono necesaria, para formar cuasares, es decir, que no todos los cuasares se forman así. Recientemente, se halogrado obtener imágenes muy profundas de varios cuasares con los telescopios óptico4nfrarrojos "Keck"

y el Franco-Canadiense, en Hawaii. En aproximadamente el 90% de los casos, se ha detectado una galaxiasubyacente con morfología de interacción. Sin embargo, estas observaciones sólo han sido posibles paralos cuasares más brillantes. Por otro lado, algunos astrónomos piensan que las galaxias superluminosasdetectadas en el infrarrojo por IRAS, si bien todas parecen ser producto de colisiones, no necesariamentetodas son "protocuasares". Se argumenta que la colisión puede generar solamente un gigantesco brote deformación estelar en el centro, y este brote puede explicar las propiedades observadas. Para dilucidar estepunto, existe una prueba crucial que deberá hacerse: si las galaxias infrarrojas son cuasares disfrazados (oprotocuasares) deben tener la misma distribución en su corrimiento al rojo que los cuasares.

Se sabe que la gran mayoría de los cuasares tienen corrimientos al rojo entre Z = 2 y Z = 3. El cuasar máslejano que se conoce al momento de escribir este apéndice tiene un corrimiento al rojo dado por Z = 4.8.

Es importante señalar que cuando la luz de esos objetos fue emitida hace miles de millones de años —quees lo que ha tardado en su viaje por el espacio hasta llegar a nosotros—, el Universo era mucho más joveny estaba menos expandido. Por lo tanto, la densidad de galaxias en un volumen dado del espacio eramucho mayor y, consecuentemente, la probabilidad de colisión entre ellas era también mayor. Estoexplicaría, de paso, el hecho de que ya no se formen cuasares (no hay cuasares cercanos); esto, junto conel hecho de que las galaxias actualmente no tienen tanto gas como cuando acababan de formarse, pues lohan "usado" para formar estrellas. El punto fundamental es averiguar si la distribución de corrimientos alrojo de las galaxias infrarrojas es la misma que la de los cuasares. Pero para esto debemos esperar a tenerun mejor telescopio infrarrojo que nos permita ver galaxias infrarrojas más lejanas. Esto será factible aprincipios del próximo siglo, cuando se espera lanzar el telescopio SIRTF (del inglés: Space InfraredTelescope Facility).

Una de las preguntas fundamentales en este campo es: qué tipo de procesos físicos dominan la emisiónobservada en distintas frecuencias de los diversos núcleos activos de galaxias (incluidos los cuasares). Lahipótesis de trabajo mayoritariamente admitida es que dependiendo de cuánto material tenga el agujeronegro a su disposición "para engullir", la energía de este proceso (energía de origen gravitacional)dominará la emisión. Si el "alimento del monstruo" es menor, la emisión de origen gravitacional puede sercomparable a la emisión de estrellas masivas y supernovas de un brote de formación estelar circumnuclear,e incluso, para los núcleos menos energéticos, a la de las estrellas, gas y polvo de toda la galaxiacircundante. En la mayoría de los casos, observamos una mezcla de estos procesos con contribucionesdistintas en distintos rangos de frecuencias. Uno de los grandes retos de este campo es el de poderdesentrañar el origen de todas las contribuciones a la emisión de estos objetos. En este esquema, hayquienes piensan que todas las galaxias tienen un agujero negro en su núcleo, incluida la nuestra: la Vía

Láctea. El "monstruo" puede haber estado activo en el pasado y muerto o moribundo por "inanición" en elpresente. Existen ciertas evidencias de actividad nuclear en el centro de nuestra galaxia, aunque son soloevidencias indirectas y no pruebas. En este caso, es muy difícil detectar la actividad nuclear. Y en el otroextremo, el de los objetos más activos, lo difícil es detectar la galaxia circundante. Recientementelogramos ver, por primera vez, la galaxia circundante a un objeto tipo BL Lac: el "lagarto" OJ 287. Estaimagen fue obtenida en el Observatorio Astronómico Nacional de México, en San Pedro Mártir, BajaCalifornia, por Déborah Dultzin y Erika Benítez (Figura 65). En este caso se estudió también la vecindaddel lagarto, y se encontró evidencia de interacción de galaxias, como en el caso de los cuasares.



Figura 65. Esta imagen de OJ287 y su entorno tiene un tiempo de exposición equivalente a casi cincohoras ( en realidad se han sumado varias imágenes digitales) y se ha procesado con técnicasespecialmente desarrolladas para realzar zonas de bajo brillo superficial. Se superponen contornosde observaciones en radiofrecuencias. Es la primera vez que se ve estructura subyacente a un objeto

tipo BL Lac. Imagen del Observatorio Astronómico Nacional, San Pedro Mártir, B:C:, México. Por último, respecto de este fascinante objeto OJ 287, mencionado con anterioridad, recientemente sedescubrió que también presenta estallidos de brillo periódicos cada doce años. Su brillo durante estoseventos aumenta en factores de miles de veces. El único modelo capaz de explicar este comportamientoperiódico, es el que supone la presencia de DOS agujeros negros en el núcleo, girando uno alrededor delotro (o ambos alrededor del centro de masa del sistema). Estos dos agujeros negros podrían reflejar elresultado de la fusión de dos galaxias; la acción de marca entre ambos y sus discos de acreción provocaríavariaciones periódicas en la cantidad de acreción al mayor de los agujeros negros. En el marco de estemodelo, se predijo un estallido de brillo para el invierno de 1994, y éste fue, en efecto, observado en elmarco de una colaboración internacional. De esta manera, vemos que todo encaja en el marco de lasinteracciones entre galaxias como detonantes de actividad al mover grandes cantidades de gas al núcleopara "alimentar al monstruo" .



COLOFÓN

Este libro se terminó de imprimir y encuadernar en el mes de agosto de 1997 en los talleres de Impresora yEncuadernadora progreso, S A. de C. V. (IEPSA), Calz. de San Lorenzo, 244,; 09830 México, D.F.

Se tiraron 3000 ejemplares

La Ciencia para todos es coordinada editorialmente por MARCO ANTONIO PULIDO Y MARIADEL CARMEN FARÍAS

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CONTRAPORTADA

"Los astrónomos —afirma la doctora Déborah Dultzin— pueden ser considerados como los mejoresdetectives del mundo, pues para estudiar el Universo cuentan con sólo un dato, una pista: la luz. Nopueden realizar experimentos en los que manipulen su objeto de estudio y todo lo que saben de los cuerposcelestes: masa, temperatura, tamaño, composición química, etc., lo deducen, como Holmes modernos, apartir de la luz que emiten los múltiples cuerpos celestes."

Pese a esta limitación, el avance de la astronomía, en especial en este siglo, ha sido impresionante ynuevos y misteriosos objetos han sido captados por los complejos aparatos de observación con que secuenta, algunos de ellos instalados en sondas espaciales o en satélites de la Tierra, más allá de la atmósferade nuestro planeta. Así, en los años cincuenta los radioastrónomos descubrieron una multitud de objetosestelares que emitían, en radiofrecuencia, una gran cantidad de radiación mas, debido al problema deresolución de los radiotelescopios en ese tiempo, no era posible saber qué clase de objeto visiblecorrespondía a esas radiofuentes; sólo que provenían de un objeto compacto, puntual, como una estrella.En 1960 se logró determinar la posición de la radiofuente denominada 3C48, y Allan Sandage, con el grantelescopio de Monte Palomar, buscó lo que había en dicha posición y así describe lo que vio: "Una débilestrellita azul. Esa noche le tomé un"espectro" y salió la cosa más rara que jamás había visto. Los colores

resultaron diferentes a los de cualquier objeto celeste que hubiese observado.

Era sumamente exótico." Tan exótico que Sandage y sus colegas del Tecnológico de California nopudieron identificar ni una sola línea del espectro de 3C48. Sin elementos a la mano para resolver elenigma, los astrónomos se limitaron de momento a ponerle un nombre: radiofuente cuasi-estelar queterminó por abreviarse en cuasar.

LLevó tiempo descubrir que la anomalía en las líneas del espectro se debía (es una de las hipótesis alrespecto) a la increíble velocidad con que los cuasares se desplazan: un tercio o más de la velocidad de laluz. Quedan aún muchas interrogantes con respecto a los cuasares, que algunos astrónomos considerannúcleos de formación de nuevas galaxias; mas todo parece indicar que los cuasares son los objetos más

distantes del Universo. Déborah Dultzin nació en Monterrey. Obtuvo la licenciatura en la Facultad deCiencias de la UNAM, e hizo estudios de posgrado en la ex URSS y en Francia. Actualmente esinvestigadora titular en el Instituto de Astronomía de la UNAM y también investigadora nacional. Colaboraasiduamente en revistas de astronomía. Ha sido invitada a impartir conferencías en varios países y espionera en México en el campo de estudios sobre cuasares y núcleos activos de galaxias.

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astronomia – cuasares en los confines del universo