Cuasares: en los confines del universo

Cuasares: en los confines del universo
Causares en los confines del
universo
C U A S A R E S .
E N
L O S
C O N F I N E S
Autora: 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
CONTRAPORTADA
D E L
U N I V E R S O
C O M I T É
D E
S E L E C C I Ó N
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
E D I C I O N E S
Primera edición, 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 pertenecen también sus derechos. Se publica con
los auspicios de la Secretaría de Educación Pública y del Consejo
Nacional 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
P R E S E N T A C I Ó N
Es difícil, si no imposible, encontrar en los institutos de investigación
científica en México un grupo de mujeres 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 sus contribuciones al desarrollo de la astronomía
nacional e internacional son cada día más destacadas. Las hay en el
campo teórico, observacional y tecnológico y pueden fácilmente
competir con sus compañeros hombres 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 comportan como científicas, sin prosopopeyas
falsamente feminoides y valen por lo que son, producen y son capaces
de 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 nuestro destacado grupo de mujeres
astrónomas. Nacida en Monterrey, Nuevo Léon, realizó sus estudios
primarios, secundarios y preparatorios en el Colegio Hebreo Tarbut y
en la Escuela Secundaria y Preparatoria de la ciudad de México.
Posteriormente siguió la carrera de física en la Facultad de Ciencias de
la Universidad Nacional Autónoma de México, de donde egresó con el
título de licenciada presentando una 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 más destacados y competitivos
centros del mundo: la Universidad Estatal de Moscú, Lomonosov,
donde realizó sus estudios y trabajos doctorales. Por razones de salud,
que combatió con alegría y entereza, no pudo terminar su tesis
doctoral aunque una buena parte de ésta fue publicada, en ruso, como
artículo de investigación 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 más fuerte tanto física como
intelectualmente. Sus enfermedades la han revalorado, imprimiéndole
nuevos ímpetus y sabe, siempre, triunfar con mayor salud: su cara
alegre y dulcemente enérgica es una de sus más bellas
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 y presentó una brillante tesis doctoral
en Francia, donde le fueron ampliamente reconocidos los estudios de
posgrado 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
estrellas.
colapsados
en
sistemas
binarios
de
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
de asignatura en la Facultad de Ciencias. Ha actuado como miembro
del Consejo Departamental de Física en la 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 nacionales como extranjeros, publicando los
resultados en distintas revistas de distribución internacional o en
capítulos de libros. Al mismo tiempo, participa activamente en
congresos o reuniones profesionales en México y en otros países.
Políglota excepcional, escribe, habla y lee varios idiomas, entre los que
destacan el español, el inglés, el ruso y el francés, lenguas que utiliza
fluidamente en sus trabajos de investigación y en conferencias
dictadas 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, y
relatividad general, y para el doctorado ha sustentado astronomía
extragaláctica y cosmología observacional.
Además de su trabajo estrictamente de investigación científica, se
distingue por su capacidad divulgadora haciendo accesible al público
no especializado —desde niños a adultos— temas fascinantes sobre la
naturaleza del mundo del que formanos parte. Para ello utiliza un
lenguaje accesible y define con claridad conceptos 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 esta
manera 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 la especialidad de esta magnífica, joven y ejemplar maestra.
GUILLERMO HARO
Septiembre 2 de 1987
P Í G R A F E
Entre los muchos y variados estudios literarios y artísticos de los
cuales se nutren los talentos naturales del hombre, pienso que se
deben abordar, por sobre todos los demás y con el más amoroso
cuidado, aquellos que tienen que ver con las cosas que son muy
hermosas y muy dignas de conocimiento. Estos estudios son los 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 explican toda 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
A D V E R T E N C I A
En este libro vamos a utilizar el año luz como unidad de medida de las
distancias cósmicas. El año luz es la distancia recorrida en el lapso de
un año por la luz. Siendo la velocidad de la luz 300 000 kilómetros por
segundo (la designaremos siempre con la letra c), el año luz viene a
ser aproximadamente el equivalente a nueve billones de kilómetros.
Como en física y astronomía abundan los números extremadamente
grandes y pequeños, utilizaremos la notación exponencial: l0n significa
un 1 seguido de n ceros, y l0 -n significa 0, seguido de n-l ceros. Por
ejemplo, la masa del Sol es 2 000 000 000 000 000 000 000 000 000
000, kilogramos aproximadamente, o sea: 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
más o menos la masa de un electrón.
Las personas con conocimientos de física pueden omitir la lectura del
capítulo II, sin detrimento de lo expuesto a lo largo del presente libro.
Agradezco la ayuda de Juanita Orta, que mecanografió el manuscrito;
de Alberto García, quien realizó parte 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 .
L A
M E T A G A L A X I A
1. NEBULOSAS O GALAXIAS
A FINALES del verano y principios del otoño, puede observarse, en una
noche despejada y oscura, desde el hemisferio norte, una hermosa
franja plateada en el cielo. La parte más luminosa y amplia de esta
banda corre desde la constelación del Cisne hasta la de Sagitario.
Anaxágoras la llamó gala (del griego, leche) y Eratóstenes galaxia. El
mito griego dice que cuando Heracles (Hércules) era amamantado por
Hera (Juno), éste escupió la leche y formó así esa franja en el cielo.
Los romanos la llamaron Vía Láctea.
Los distintos pueblos de la Antigüedad le han atribuido diferentes
interpretaciones, mismas que reflejan lo que 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, cenizas luminosas 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 la fuerza de su propia gravedad.
Nuestra galaxia es un sistema formado por unos cien mil millones de
estrellas, 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 que
mencionamos 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 una multitud 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
observaciones apoyaban el punto de vista de Copérnico, quien sostenía
que la Tierra no ocupa un lugar privilegiado en el Universo.
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—
de que se trataba de un sistema plano como una rueda, que se
presenta como una banda vista desde el interior cuando se mira en
dirección del plano. Reacios a abandonar la idea de un lugar
privilegiado, muchos astrónomos 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 se
veían 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 un
telescopio pequeño en la estrella de en medio de la "espada" del
Gigante (Figura 1). Sin embargo, la naturaleza de otras nebulosas no
era tan evidente. Algunas, como las llamadas nebulosas espirales,
tenían una 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 es iluminado por estrellas muy calientes embebidas en él.
En los albores del siglo xx, el debate entre los astrónomos acerca de la
naturaleza de las nebulosas espirales se hizo más candente. Algunos
sostenían que éstas eran galaxias, como la Vía Láctea, pero situadas a
grandes distancias de ella. Este punto de vista había sido formulado ya
un siglo antes por el gran filósofo 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 a todos los cuerpos celestes.
En 1920, ante una reunión de los miembros de la Academia de
Ciencias Norteamericana, Heber Curtis y Harlow Shapley sostuvieron
un debate acerca de las distancias relativas a las nebulosas espirales.
En esa época, 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 la siguiente observación: alrededor del
disco que define el plano de la Galaxia, se encuentran los llamados
cúmulos 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
alrededor del disco. Shapley encontró que el centro de esta
distribución esférica —del halo— se encontraba a varios miles de años
luz del Sol. El centro de distribución de los cúmulos globulares marca
el centro de la Galaxia. El valor que Shapley calculó para el tamaño de
la Galaxia resultó demasiado grande debido a que no 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 haciéndolas aparecer más
distantes de lo que en realidad están). Debido a esta sobrevaluación
de las dimensiones reales de 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 fuera de la Vía Láctea. La realidad
es que, en ese momento Curtis no pudo dar una evidencia
contundente en favor de su punto de vista. Sin embargo, tres años
más tarde, Edwin Hubble, utilizando el nuevo telescopio dotado de un
espejo 2.5 m de diámetro del Observatorio de Monte Wilson, demostró
la existencia de estrellas variables en las nebulosas espirales más
prominentes. También pudo mostrar que la variación del brillo 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 brillo intrínseco de
las estrellas. Conociendo el brillo intrínseco de las estrellas variables en
la nebulosa de Andrómeda, 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, Hubble proporcionó 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 podenios
ver— por todo el Universo. La Vía Láctea es una galaxia de grandes
dimensiones. El disco mide 100 000 años luz de diámetro y 1 500 años
luz de grosor; el Sol se encuentra cerca de la mitad del disco, a unos
30 000 años luz del centro de la Galaxia. Andrómeda (también
conocida como M311 o NGC 224 2) es una galaxia parecida a la
nuestra, es la galaxia espiral más cercana —nuestra vecina— y se
encuentra a dos millones 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 más y más detalle, otros tipos
de galaxias fueron descubiertos, además de los de espirales. El mismo
Hubble propuso un sistema de clasificación de las galaxias, según su
forma, aún vigente en la actualidad. A continuación describiremos las
características fundamentales de los distintos tipos de galaxias que se
conocen.
La mayoría de las galaxias son espirales. Como ya hemos dicho, al
describir la Vía Láctea, las galaxias espirales son sistemas planos
(Figura 3) en forma de un disco delineado por brazos espirales (como
un rehilete plano). En el centro, tienen una parte abultada, llamada
bulbo en cuyo interior se encuentra el núcleo 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 están
circundados 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 cual emergen
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
volumen elipsoidal (como un balón de futbol americano) o esférico
(Figura 5). La densidad es mayor en el centro y tienen 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 de brazos 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 forman una pequeña fracción de las
galaxias y no pertenecen a ninguno de los grupos anteriores. No
muestran una forma geométrica simple ni claramente definida. Muchas
de ellas son pequeñas galaxias satélites de las grandes espirales. Tal
es el caso, por ejemplo, de las Nubes de Magallanes (Figura 7), que
son pequeñas galaxias satélites amarradas gravitacionalmente a
nuestra galaxia y visibles a simple vista desde el hemisferio 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 se considera 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, en exposiciones de corta
duración, su luz dominaba a la de todo el disco galático (Figura 8).
Utilizando la técnica de la espectroscopia —de la que hablaremos en el
siguiente capítulo— con objeto de analizar minuciosamente la luz
proveniente del núcleo de dichas galaxias, Seyfert encontró que en el
núcleo había grandes masas de gas en movimiento, con velocidades de
varios miles de kilómetros por segundo unas con respecto de otras.
Este tipo de galaxias se conocen como galaxias Seyfert y de ellas nos
ocuparemos ampliamente, 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 se
agrupan para formar átomos, éstos se agrupan para formar moléculas
y así sucesivamente hasta formar estrellas, galaxias y cúmulos de
galaxias. En ambos extremos de esta cadena se encuentran los límites
del conocimiento (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
llamados supercúmulos). En el justo medio de esta jerarquía, desde las
partículas elementales hasta los cúmulos de galaxias, nos encontramos
los seres humanos.
Figura 8. Galaxia Seyfert. La diferencia entre las tres imágenes es el tiempo
de exposición. Para el más 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 planeta que gira alrededor de una estrella
insignificante, el Sol, una entre miles de millones de estrellas de la Vía
Láctea, una entre miles de millones de galaxias.
Cada uno de los átomos que forman nuestro cuerpo fueron hechos en
el interior de alguna estrella. Al explotar la estrella que originó la
formación de nuestro Sistema Solar, arrojó al medio interestelar el
oxígeno, carbono y demás elementos necesarios para la vida. La
naturaleza ordenó esos átomos de manera maravillosa en moléculas y
células, creando finalmente un prodigio: el hombre, un ser capaz de
plantearse la 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 ligado gravitacionalmente, llamado el Grupo Local. En
el Grupo Local hay dos grandes galaxias espirales: la Vía Láctea y
Andrómeda. Hay otras dos galaxias espirales: M33 y Maffei 1, la
segunda fue descubierta apenas recientemente (1968) por Paolo Maffei
ya que se encuentra en la dirección del plano galáctico oculta por
grandes 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 de
aproximadamente 3 millones de años luz de diámetro, con una masa
total de 5 x10 11 M O. (quinientas mil millones 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 que otros 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 las estrellas que forman la constelación de Virgo, que
se encuentran dentro de nuestra galaxia. El cúmulo de Virgo cuenta
con más de 1 000 galaxias y se encuentra a una distancia de
aproximadamente 60 millones de años luz. A esa distancia no es
posible observar estrellas variables, así que la distancia se determina
por la 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 del cúmulo, llamada Virgo A (M87), es
una galaxia elíptica gigante. Es muy común encontrar este tipo de
galaxias cerca de los centros de los grandes cúmulos. Probablemente
se han vuelto gigantes por estar precisamente en el centro, donde
ejercen la mayor atracción gravitacional sobre el gas intergaláctico del
cual 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 otras
galaxias cercanas más pequeñas. Junto con las galaxias Seyfert, estas
galaxias elípticas gigantes, cuyas masas 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 varias subcondensaciones de
galaxias.
Hasta una distancia de 70 millones de años luz, hay varios miles de
galaxias. Muchas de ellas están agrupadas en el cúmulo de Virgo y
otros cúmulos más pequeños como el Grupo Local. Más allá de estos
70 millones de años luz, el número de galaxias disminuye
drásticamente hasta llegar a una distancia mucho mayor. Muchos
astrónomos piensan que este conjunto de cúmulos de galaxias forman
un cúmulo de cúmulos o supercúmulo, el Supercúmulo Local, de
galaxias, cuyo diámetro sería de unos 250 millones de años luz.
El cúmulo rico de forma regular más cercano es el de Coma (Figura 9),
en la dirección de la constelación de Coma Berenice, a 450 millones de
años luz (fuera del Supercúmulo Local). En este cúmulo pueden
distinguirse unas mil galaxias, a pesar de su enorme distancia. Las
más luminosas, como siempre, son dos elípticas 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 las correspondientes posiciones
de las crestas de las ondas que se mueven hacia afuera. La radiación recibida
por el observador de la izquierda está corrida al azul porque el movimiento de
la fuente hacia él comprime las ondas disminuyendo su longitud (aumentando
su frecuencia). La radiación recibida por el observador a la derecha está
corrida al rojo debido a que el movimiento de la fuente que se aleja de él
espacia las ondas aumentando su longitud (o disminuyendo su frecuencia). El
observador situado en medio 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 3 000 cúmulos. 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 l014 (500 billones) de
veces el que ocupa nuestra galaxia. Recordemos que 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 proveniente de las galaxias de los
cúmulos distantes se observa cada vez más roja, indicando que éstos
se mueven alejándose de nuestra galaxia. El enrojecimiento de la luz
debido al alejamiento entre la fuente luminosa y el observador, se
conoce como efecto Doppler, y se debe al cambio de longitud de onda
observada (Figura 10). El hecho de que todos los cúmulos se alejen de
nuestra galaxia, no significa que ésta sea el centro de dicho
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 predijeron las
ecuaciones de la relatividad general de Einstein, y que fue confirmada
observacionalmente por Hubble y Humason alrededor del año 1930.
Hubble encontró que la velocidad con que se aleja un cúmulo (o una
galaxia de éste) y su distancia están correlacionadas: mientras más
lejos se encuentra el cúmulo, mayor es su velocidad de recesión, y por
tanto, mayor será el corrimiento al rojo de la luz de sus galaxias. Esta
correlación se conoce como la ley de Hubble. Para medir la distancia a
una galaxia en un cúmulo distante se 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 las pasas va aumentando. Cada pasa se aleja de las demás con
una velocidad que aumenta con su distancia a las demás. Evidentemente no
podemos decir que ninguna pasa sea el centro de esa expansión. La
expansión del Universo es análoga a la de este pastel, con cúmulos de
galaxias en lugar de pasas.
Figura 12. El encuentro cercano entre dos galaxias produce perturbaciones en
la distribución del gas debidas a las fuerzas de marea. Se han usado
negativos para aumentar la nitidez de los filamentos gaseosos.
Todas las galaxias pertenecientes a un cúmulo distante comparten la
misma velocidad de recesión, que es la 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 sus
respectivas 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
entre ellas 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).
I I .
L A S
M A R A V I L L A S
D E
L A
L U Z
1. LA NATURALEZA DE LA LUZ
LOS astrónomos se pueden considerar como los mejores detectives del
mundo, pues para estudiar el Universo cuentan con una sola pista: la
luz. Un astrónomo no puede realizar experimentos mediante los cuales
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 recibimos
de ellos. En este capítulo trataremos de dar respuesta a las preguntas:
¿qué es la luz?, y ¿cómo podemos descifrar su mensaje?
Cuando recibimos la luz de una estrella distante, por ejemplo Vega, el
ojo responde a una señal que empezó 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 como sensación de luz. La fisiología nos
explica el viaje de la luz desde la retina al cerebro; queda el problema
de explicar el viaje de la luz a través de los espacios interestelares e
intergalácticos. Durante cientos, miles y 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 por la 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 luz es un tipo de vibración eléctrica. Para comprender esta idea,
consideremos una partícula eléctricamente cargada, un electrón. Éste
se halla rodeado de un campo de fuerza eléctrica, que ejerce en todas
direcciones. Si el electrón vibra, dicha vibración será transmitida a
otras partículas cargadas a través del campo (que es un concepto
físico de un medio inmaterial). En 1865, Maxwell realizaba estudios
sobre la electricidad, 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 al hacer sus cálculos; sin embargo, se dio cuenta de
que esta velocidad coincidía con la velocidad de propagación de la luz
medida varios años antes. Algunos pensaron que era una casualidad,
pero Maxwell concluyó 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 campo magnético. La oscilación de una carga
eléctrica induce entonces una onda eléctrica y una onda magnética que
se mueven juntas. Estas ondas son inseparables, y a la combinación
de ambas se le denomina una onda electromagnética. La luz es una
onda electromagnética. Hay otros tipos de radiación que asimismo son
ondas electromagnéticas: los rayos , rayos X, rayos ultravioleta e
infrarrojos, el radar, las señales de TV 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 del espectro electromagnético
es la longitud (o frecuencia) de las ondas. (Figura 13.)
La retina del ojo humano es sensible a frecuencias entre 4.3 x l014
vibraciones por segundo (usualmente se usan las unidades de ciclos
por segundo, cps o Hertz, Hz) y 7.5 x 1014 Hz. Por ello, a esta banda
de frecuencias se le llama región visible del espectro electromagnético.
Los límites de esta banda corresponden a los colores límites del arco
iris: una señal de frecuencia 7.5 x 1014 Hz se registra en el cerebro
como color azul-violeta y una señal de frecuencia 4.2 x 1014 Hz como
color rojo. El ojo no responde a frecuencias mayores (luz ultravioleta,
rayos X, rayos ) ni a frecuencias menores (luz infrarroja, 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 banda comprendida entre
esas frecuencias limite.1 El ojo humano ha evolucionado para
responder a la necesidad de ver objetos sobre la superficie de la Tierra
por medio de la luz solar. En otro planeta, con una atmósfera cuya
composición fuese tal que absorbiese, por ejemplo, la banda visible y
fuese transparente a la banda infrarroja, la evolución podría generar
criaturas con ojos sensibles a la luz infrarroja. En estas páginas se
muestra (Figura 13) el espectro electromagnético y las características
de transparencia de la atmósfera terrestre a las diversas frecuencias.
Figura 13. El espectro electromagnético se extiende desde las ondas de radio
a grandes longitudes de onda (baja frecuencia) hasta los rayos gamma a
bajas longitudes de onda (alta frecuencia). En la figura 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 radiación de los cuerpos celestes fuera de
la banda visible. Sin embargo, con el desarrollo de la radioastronomía
y de la astronomía desde el espacio exterior, ha comenzado el estudio
de la radiación de los cuerpos celestes en casi 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 las frecuencias, desde infinitamente
pequeñas hasta infinitamente grandes. Sin embargo, no todas estas
ondas tienen la misma intensidad. La intensidad es siempre baja para
muy altas o bajas frecuencias y es máxima a una cierta frecuencia
intermedia. ¿Qué es lo que determina esta frecuencia? Para responder
esta pregunta pensemos 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 la región infrarroja. Conforme aumenta su temperatura,
el hierro empieza a emitir luz, tomándose sucesivamente 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 a
mayores frecuencias.
La radiación emitida por un objeto debido a su temperatura —y en
equilibrio termodinámico— se denomina 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 la espectroscopia. Esta técnica nos permite
descomponer la luz blanca en sus componentes de diversas
frecuencias (o colores). Una manera sencilla de hacer esto es mediante
un prisma. Cuando en el aire hay suspendidas gotitas de agua, éstas
hacen las veces de prisma y observamos el espectro de la luz solar en
forma 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 en nuestro 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 gas incandescente, al emitir luz, envía un
código que depende de los átomos que lo componen. Así, la luz
emitida por cada tipo de átomos es diferente y del análisis de la luz se
puede determinar la composición química del gas.
Los electrones en un átomo giran alrededor del núcleo, atraídos por
una fuerza eléctrica, de manera parecida 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 órbita puede estar a cualquier
distancia de la Tierra que escojamos, dependiendo sólo de la potencia
del cohete Sin embargo, las leyes comunes que gobiernan el
movimiento de los cuerpos macroscópicos no explican al mundo
atómico. De acuerdo con las leyes del mundo atómico, un electrón
puede girar alrededor del núcleo atómico 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 unidad de 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 de hidrógeno del Universo existe un
electrón con una órbita intermedia entre estas dos. Estas leyes fueron
formuladas por el físico danés Niels Bohr en 1910 y sentaron el
fundamento de la mecánica cuántica y con ella la comprensión de la
estructura atómica. Asimismo existen leyes que restringen el número
de electrones que puede haber en cada órbita (a las órbitas se les
llama también capas o niveles). Así, el hidrógeno, el átomo más
sencillo, tiene un electrón en la primera capa. Le siguen el helio con
dos electrones en la primera capa, el litio con dos en la primera y uno
en la segunda, etcétera (Figura 14).
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
electrón puede absorber energía de esta colisión, liberarse de su órbita
y brincar a otra órbita (siempre de un radio permitido por las leyes).
Este electrón será un electrón excitado, y del átomo se dice que pasa
del estado base a un estado excitado. Si la fuerza de la colisión es
suficientemente grande, el electrón puede desprenderse 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. Al perder todos sus
electrones estará totalmente ionizado. Usualmente los electrones más
perturbables por las colisiones 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 un cierto tiempo —característico de cada
órbita de cada tipo de átomo— tiene una tendencia natural a regresar
a su estado base, lo cual hace mediante una transición repentina. Los
tiempos típicos para estas transiciones de regreso al estado base son
de una cienmilésima de segundo. Lo fundamental de este proceso es
que la energía excedente que tenía ese electrón —energía de
excitación que había absorbido de la colisión efectuada— es emitida en
forma de luz al regresar el electrón a su estado base. El electrón emite
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
y partícula al mismo tiempo. Este concepto se extiende a todos los
objetos del Universo y su formulación le valió 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 y budista.
La energía del fotón emitido, que es directamente proporcional a la
frecuencia de la luz emitida,2 tiene un valor 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 órbita externa a una más
interna, que pueden ser sucesivas o no— antes de llegar a su estado
(órbita) base. En cada transición se emitirá un fotón con una
frecuencia única proporcional a la diferencia de energía del electrón
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 energía del 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 absorber la energía de un fotón. Si el fotón ha
sido emitido en la transición de un electrón de la tercera a la segunda
órbita, este fotón, al ser absorbido por otro electrón en otro átomo, le
proporcionará la energía precisa para pasar 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 libre se reincorpora a un átomo con un electrón
faltante, se dice que se produce una recombinación (a). Un fotón emitido por
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 los electrones al primer nivel
excitado (llamado nivel dos, siendo el nivel uno el base). En tal caso,
la luz emitida por el gas será de un solo color. Este color corresponde a
la longitud de onda (o frecuencia) de los fotones emitidos por la
transición de desexcitación de los electrones del segundo al primer
nivel. Al examinar 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 los
electrones a diversos niveles de excitación. Estos electrones, al
desexcitarse emitirán fotones de otras longitudes de onda y así se irán
agregando líneas a la luz que pasa por el espectrógrafo.3 Este conjunto
de líneas luminosas se llama espectro atómico. Las longitudes de onda
de las líneas espectrales, producidas por los átomos de un cierto
elemento químico, representan una característica fundamental y única
de ese tipo de átomos. Así, mediante un análisis espectroscópico,
podemos obtener la firma inconfundible de cada elemento químico. En
el laboratorio se han determinado con toda precisión las longitudes de
onda de las 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 del
segundo al primer nivel. La longitud de onda de esta línea es  = 1216
Å y se denomina línea Lyman = alfa, primera letra del alfabeto
griego) o L y . La segunda línea es L y  ( = beta, segunda letra del
alfabeto griego) y corresponde a la transición del tercero al primer
nivel, y así, sucesivamente. El límite de esta serie corresponde a la
captura de un electrón libre, es decir a la recombinación al nivel base,
y la longitud de onda es  = 912 Å. Toda esta serie de líneas tienen
frecuencias correspondientes a la región ultravioleta del espectro. En la
región visible, el átomo de hidrógeno emite otra serie de líneas
llamada serie de Balmer, que corresponde a todas las transiciones que
terminan en el segundo nivel. Se designan estas líneas con una H: H
(transición del tercer al segundo nivel), H (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 la absorción de radiación (de fotones).
Cuando un átomo emite fotones por las transiciones de sus electrones
de 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 un gas
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
electrones, aquellos que emiten, están libres —no en órbitas
atómicas— y esos electrones libres, al chocar entre sí, pueden emitir
luz de cualquier frecuencia. En el espectro continuo se mezclan 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 gas relativamente frío colocado
delante de una fuente luminosa (que puede ser un gas más caliente en
emisión). 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 líneas oscuras, que corresponden a la supresión de luz en
determinadas frecuencias (las frecuencias de absorción). Estas líneas
oscuras son una especie de negativo de la firma de los átomos que
componen el gas que absorbe fotones. Este tipo de espectro fue
descubierto por vez primera en el Sol por Wollaston y Fraunhofer a
principios del siglo XIX, aunque en aquella época no fue posible
explicarlo, por no conocerse las leyes del comportamiento atómico.
En las estrellas, el gas del interior se encuentra a varios millones de
grados y es de alta densidad. Los átomos están totalmente ionizados y
los electrones libres emiten un espectro continuo. La densidad del gas
y su temperatura van disminuyendo desde el centro hacia el exterior.
La llamada atmósfera de las estrellas es 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 es
extraordinariamente tenue, produce un espectro de líneas de emisión
cuando es iluminado por la radiación estelar.
Aunque el detalle físico es bastante más complicado, hemos visto de
manera cualitativa que el espectro nos puede dar información acerca
de la composición química, temperatura y densidad del gas. En
realidad nos puede dar mucha más información. Esta se obtiene de un
análisis fino de la forma y estructura de las líneas espectrales.
5. RADIACIÓN NO TÉRMICA
Hasta aquí, hemos hablado de la emisión de luz por el calentamiento
—o
absorción
de
energía—
de
los
átomos.
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 sincrotrónica. El sincrotrón es un aparato que sirve
para acelerar partículas subatómicas y es empleado por los físicos
nucleares para hacer experimentos que permitan comprender mejor la
estructura del mundo subatómico (el núcleo atómico y las llamadas
partículas elementales). En un sincrotrón se aceleran protones y
electrones hasta alcanzar velocidades cercanas a la de la luz. Un
aparato similar, pero con el que se alcanzan velocidades menores 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 del campo
magnético, producidas por un imán (Figura 19).
Uno de los descubrimientos fundamentales realizados por Maxwell y
otros en su estudio del electromagnetismo, es que toda partícula
cargada radia al estar acelerada, es decir produce ondas
electromagnéticas. Existe una sola excepción a esta regla que de
hecho ya hemos visto, aunque sin mencionarla explícitamente: los
electrones de los átomos, al moverse en sus órbitas, no radian, sólo lo
hacen cuando cambian de órbita (de un nivel superior a uno inferior).
Los electrones en un sincrotrón están libres y, al moverse alrededor de
las líneas del campo magnético, radian. Esta radiación se llama
radiación sincrotrónica.
Figura 19. La radiación sincrotrónica es emitida por electrones relativistas
que se mueven en campos magnéticos. La trayectoria que describen los
electrones
es
helicoidal,
alrededor
de
las
líneas
de
campo.
Mientras más alta sea la energía de las partículas, de mayor intensidad
tendrá que ser el campo magnético para confinarlas y más energética
será la radiación emitida. Mayor energía significa mayor frecuencia o
menor longitud de onda, así que los electrones de energía
extremadamente alta —llamados electrones ultrarrelativistas, que se
mueven casi a la velocidad de la luz— emitirán rayos X, los de menor
energía emitirán luz visible y los de energía aún menor emitirán en
radiofrecuencias. Recordemos que, de cualquier modo, todos estos
electrones se mueven a velocidades cercanas a la de la luz, de modo
que aun los electrones de "baja energía" son muy rápidos. En el
espacio no hay físicos nucleares ni aceleradores experimentales y, sin
embargo, la naturaleza provee ejemplos de este mismo mecanismo de
radiación en diversos procesos astrofísicos que involucran altas
energías.
La radiación sincrotrónica puede distinguirse de otros tipos de
radiación por hallarse polarizada. Para comprender esto, pensemos en
los electrones, que son siempre acelerados alrededor de las líneas de
campo magnético (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 dan en una sola dirección. La aceleración de los electrones causa
una vibración del campo cercano a ellos en la dirección 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 dos antenas de radio, una
orientada horizontalmente y la otra verticalmente, sólo la antena
orientada horizontalmente captará la radiación. Las antenas pueden
considerarse como pedazos de alambre con electrones libres para
moverse en su interior, y sólo los electrones de la antena horizontal
podrán moverse en la misma dirección que las vibraciones del campo
electromagnético. La antena vertical no recibirá radiación porque sus
electrones no pueden moverse horizontalmente. La polarización de la
radiación sincrotrónica es la clave para identificar su origen. En el
siguiente capítulo, hablaremos de la radiación sincrotrónica
proveniente del espacio.
Figura 20. La radiación sincrotrónica está polarizada. Las vibraciones del
campo son en la dirección del movimiento de los 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 y v 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.
I I I .
R A D I O A S T R O N O M Í A
R A D I O G A L A X I A S
1. RADIOTELESCOPIOS
Y
POCO después de la gran depresión, que golpeó a los Estados Unidos a
principios de los años treinta, y en buena parte por el desarrollo de las
técnicas del radar durante la primera Guerra Mundial, los astrónomos
norteamericanos 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 un instrumento extraño, en nada parecido a
los telescopios ópticos; pero su operación marcó una nueva época en
la astronomía, comparable a la marcada por Galileo cuando, por vez
primera, utilizó su pequeño tescopio para ver el cielo.
En realidad, ya antes se habían detectado ondas de radio del espacio,
aunque no con un radiotelescopio. La compañía de teléfonos Bell
estudiaba las fuentes de "estática" (ruido) que interferían las
comunicaciones de 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 del
espacio. Ahora sabemos que lo que Jansky detectaba eran ondas de
radio generadas en el gas de la Vía Láctea.
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 que
como oídos. La señal es captada de manera similar a lo que hace un
radio ordinario. Las señales llegan a nuestro radio de una gran
cantidad de estaciones radioemisoras que radian en todas direcciones
y a diversas longitudes de onda (frecuencia). Nosotros sintonizamos
nuestros receptores a la longitud de onda que deseamos y el aparato
extrae el mensaje de voces o música superpuesto a las ondas de radio,
que escuchamos mediante una bocina.
Un radiotelescopio es una versión compleja de un radiorreceptor, pero
no está conectado a una bocina. Los emisores (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 información necesitamos una radioimagen,
que es lo que proporciona el radiotelescopio. Para obtener estas
radioimágenes, los astrónomos se cuidan de no operar sus
radiotelescopios a longitudes de onda en que se realizan transmisiones
sobre la Tierra que puedan interferir con las débiles señales del
espacio. De otro modo, sería como tratar de ver las estrellas de día.
Existen convenciones internacionales sobre ciertas longitudes de onda
destinadas a la radioastronomía. Nadie puede transmitir en estas
longitudes de onda, de manera que los radiotelescopios pueden
escudriñar el Universo sin el "resplandor" de los transmisores
terrestres.
Existen asimismo ciertas limitaciones atmosféricas a las longitudes de
onda que podemos detectar (Figura 13). Las longitudes de onda
mayores a 30 m son rebotadas de regreso al espacio por la ionosfera.
En el otro extremo, están las longitudes de onda cortas, alrededor de 1
mm, que se mezclan con el lejano infrarrojo. La frontera exacta entre
ambos se define en la práctica por el tipo de detector que se utiliza. Si
se trata de un radiotelescopio, se hablará de ondas de radio —
milimétricas o submilimétricas— y si se trata de un detector infrarrojo
se hablará del lejano infrarrojo. El vapor de agua existente en la
atmósfera absorbe radiación a estas longitudes de onda; por ello, los
radiotelescopios milimétricos no pueden estar a nivel 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, la antena receptora se coloca en
el foco de la parábola. Sin embargo, no todos los radiotelescopios
tienen esta forma. La energía de la radiación recibida es transformada
en una señal eléctrica que se manifiesta bajo la forma de una débil
fluctuación de voltaje. Esta pasa por una serie de amplificadores, que
la amplifican hasta miles de millones de veces. Finalmente, una
computadora recibe las señales y las almacena. Para poder construir
una radioimagen, el radiotelescopio barre la fuente para obtener la
intensidad de la señal punto a punto. La computadora puede desplegar
la información bajo la forma de un radiomapa o una radiofoto. El
radiomapa consiste de varios niveles de intensidad representados por
líneas de contorno. Una fuente 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 radioimagen utilizando una pantalla de televisión. Se
pueden usar técnicas de falso color mediante las cuales la
computadora asigna un código de colores a las diversas intensidades.
De esta forma, podemos obtener radiofotos 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 del
diámetro 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. Las ondas de luz visible tienen longitudes de
onda de cienmilésimas de centímetro (mucho más pequeña que las
dimensiones de la superficie colectora), por lo que el poder de
resolución de un telescopio óptico siempre es grande (aumenta con la
superficie colectora). Aun el ojo —cuya superficie colectora de luz es la
lente formada por el cristalino— tiene alto poder de resolución. Sin
embargo, las ondas de radio tienen longitudes de onda casi un millón
de veces mayores que la luz visible, así que, para poder resolver un
detalle parecido al que nos dan los telescopios ópticos, los
radiotelescopios debieran ser ¡un millón de veces mayores! Esto es a
todas luces imposible. El telescopio de plato más grande del mundo,
situado en Effelsberg, Alemania Federal, observa a longitudes de onda
de 11 cm y el diámetro de su plato es de 100 m. Su poder de
resolución es menor al del ojo humano. Las dimensiones de este plato
representan el limite tecnológico razonable. La construcción y
manipulación de platos mayores representa un problema ingenieril
insorteable.
Se han encontrado, sin embargo, alternativas. Una de ellas ha sido la
construcción de un plato apoyado y fijo en la tierra, construido
aprovechando una depresión natural del terreno en un valle de Puerto
Rico; este es el radiotelescopio de Arecibo, cuyo plato mide 330 m de
diámetro. La antena ha sido colgada por cables fijos a las montañas
circundantes y se encuentra a una altura de 130 m sobre el plato
(Figura 23). Este gigante 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 igual intensidad de emisión.
Figura 23. Radiotelescopio de Arecibo, Puerto Rico.
El radiotelescopio más grande del mundo parece más un estadio de
futbol que un telescopio. Está también fijo en tierra y tiene la forma de
un aro de 500 m de diámetro. La superficie curva es la orilla de una
parábola (Figura 24). Se encuentra en las montañas del Cáucaso, en la
Unión Soviética, y su resolución es tres veces mayor que la de Arecibo.
Sin embargo, está aún muy por debajo de la resolución de un
telescopio
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 una solución. El pionero fue Martin Ryle,
de Cambridge, en la década de 1960. En esa época se desarrollaron
los radiotelescopios llamados de síntesis, que ensamblan dos
radiotelescopios pequeños y utilizan una computadora potente así
como la circunstancia de la rotación de la Tierra sobre su eje. El
principio de operación es la interferometría, que se basa en lo
siguiente: cualquier espejo forma una imagen en el foco donde
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 dos pequeños. Mantenemos uno fijo
en el centro y movemos el otro circunferencialmente a posiciones
sucesivas, hasta cubrir así el área de un gran espejo imaginario que
estamos sintetizando. En cada posición del espejo móvil, una
computadora registra la imagen en el foco y, eventualmente, todas las
imágenes pueden combinarse 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 sintetizar grandes espejos de telescopios
ópticos— pero sí para ondas de radio. La razón es que, para construir
la imagen global, hay que seguir en detalle las fases de cada imagen
—las formas de las ondas en cada punto del espejo— y sumarlas
correctamente. La longitud de onda de la luz visible es tan pequeña
que esto resulta imposible con la tecnología actual. Las ondas de radio,
en cambio, tienen una longitud de onda suficientemente grande como
para registrar las fases con precisión electrónicamente. Además, los
dos radiotelescopios no tienen que reflejar realmente la imagen a un
foco mutuo distante. Esto se hace también electrónicamente; la salida
de cada plato es una señal eléctrica y éstas pueden sumarse para
simular la combinación de las radioondas en el foco.
Figura 25. Ondas "A" es la amplitud y  la longitud de onda. Cuando hay
interferencia de dos o más ondas, las amplitudes se suman. En el caso (a) la
interferencia es positiva o constructiva, en el (b) es negativa o destructiva.
De esta manera, se puede sintetizar un gran plato con dos pequeños,
conectados entre sí, y una técnica electrónica bastante complicada. El
problema
práctico
de
mover
continuamente
uno
de
los
radiotelescopios, 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,
la posición 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. Para la
siguiente rotación terrestre se acerca ligeramente el segundo espejo;
éste describirá entonces un semiarco menor y así sucesivamente,
hasta, sintetizar el área de un semicírculo (Figura 26). La información
del semiplato faltante puede ser reconstruida por la computadora a
partir de la existente, en forma automática. Mediante dicha técnica, se
puede suministrar a la computadora la información que generaría 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 uno de los radiotelescopios (marcado con un asterisco)
describe un arco alrededor del otro (considerado fijo). 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, en 1972. En la actualidad existen
varios de ellos. Los primeros radiotelescopios de este tipo que se
construyeron 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 la
dirección Norte-Sur. Para objetos cercanos al ecuador celeste la
distorsión es extrema. La solución fue incluir más de dos platos, unos
alineados Este-Oeste y otros Norte-Sur. De esta manera se reducen al
mínimo 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, y consta de 27 platos de 25 metros de
diámetro cada uno. Los platos se pueden mover sobre los brazos de
unos rieles en forma de Y. El arreglo sintetiza un plato de 25 km de
diámetro. Al observar en la menor de sus longitudes de onda, 1.3 cm,
el VLA resuelve detalles de 0.13 segundos de arco, una resolución mil
veces 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 cables subterráneos, a una computadora
que se encuentra en el edificio de control. No es factible construir
arreglos más grandes conectados entre sí de este modo. Sin embargo,
se pueden hacer arreglos mayores si la señal de cada plato se
transmite por un radiotransmisor ordinario al centro del control. Existe
un arreglo de 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 arreglo
transcontinental. Los astrónomos de varios países del mundo se ponen
de acuerdo para observar simultáneamente una radiofuente: registran
las señales junto con las de un reloj atómico, que sincroniza el tiempo
con una precisión extrema y se guardan los datos en cintas magnéticas
que después se hacen llegar a un centro común. En la época en que la
"guerra fría" se suavizó un poco, participaban en el proyecto el
radiotelescopio de Crimea en la URSS y el de Virginia del Oeste, en
Estados Unidos, con lo que el diámetro 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 con esa precisión). Pero ahora cabe
preguntarse ¿qué se ha logrado descubrir con toda esta nueva
tecnología radioastronómica?
Las estrellas son cuerpos luminosos que emiten casi toda su energía en
el intervalo de luz visible (las muy calientes en el ultravioleta y las muy
frías en el infrarrojo). Su radiación a longitudes de onda de radio es
despreciable. Sin embargo, existen otros objetos y procesos cósmicos
que se manifiestan por su emisión de radio: uno de ellos es la
radiación del hidrógeno frío —neutro— que es el principal constituyente
del medio interestelar. El hidrógeno neutro emite una radiación
característica a 21 cm y, gracias a la observación 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
nuestra galaxia —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 de explosión 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 del remanente de la supernova
conocido como la nebulosa del Cangrejo (Figura 27) era radiación
sincrotrónica —producida por electrones relativistas girando en campos
magnéticos—, descubriendo así la primera fuente natural de emisión
de este tipo de radiación.
Sin embargo, uno de los descubrimientos más espectaculares de la
radioastronomía fue el de las radiogalaxias.
3. RADIOGALAXIAS
En los años cincuenta se descubrió otra poderosa fuente de radio
llamada Cisne A (la más potente de la constelación del Cisne). La
posición de una fuente de radio era difícil de determinar con precisión
en aquella época debido al problema de resolución que tenían los
primeros radiotelescopios. Sin embargo, al poco tiempo el alemán
Valter Baade logró identificar ópticamente esta fuente con un objeto
que tenía la apariencia de dos galaxias en colisión (Figura 28) Si la
radioemisión se debía a un objeto extragaláctico a la distancia de Cisne
A, su intensidad resultaba como ¡un millón de veces la de la
radioemisión de toda la Vía Láctea! Baade pensó que quizá el choque
de dos galaxias pudiese explicar esta colosal generación de energía.
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 del espectro 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 ve doble 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 —y asimismo una elíptica gigante.
En el caso de Cisne A, no podemos distinguir el detalle del polvo, pues
se encuentra 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 los lóbulos, que miden
aproximadamente 50 000 años luz y se encuentran a 200 000 años luz
a cada lado de la galaxia óptica (estos lóbulos, en cambio, son
invisibles ópticamente). Los lóbulos son gigantescas nubes de
electrones relativistas y campos magnéticos que emiten radiación
sincrotrónica. La energía contenida en estos lóbulos es de 1060 ergios4,
lo que equivale a la cantidad total de energía radiada por nuestra
galaxia en mil millones de años. La idea de choques de galaxias se
abandonó
por
completo
hace
varios
años.
Figura 30. Mapa de radio de Cisne A.
Figura 31. Imagen óptica de Virgo A (M 87). 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 de contestar a lo largo del presente
libro.
Por lo pronto, podemos responder a otra pregunta: ¿cuál es el origen
de los radiolóbulos? La clave la dio otra radiogalaxia, Virgo A (M87),
una elíptica gigante que mencionamos ya en el primer capítulo. Una de
las características más impresionantes de esta galaxia es el chorro de
materia luminosa que emana de su núcleo (Figura 31). La luz de este
chorro no es común, se trata de radiación sincrotrónica de alta
frecuencia. De hecho, el mismo chorro se detecta en todas frecuencias,
desde rayos X hasta radio. Aquí se muestra (Figura 32) un mapa de
radio de Virgo A. La conexión entre la galaxia óptica en el centro —que
en este caso es también un potente radioemisor— y los lóbulos es
evidente. Gracias a las modernas técnicas de radiointerferometría se
han logrado descubrir, en una gran cantidad de radiogalaxias, estos
chorros 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 muy variable (Figuras 33, 34,
35): pueden ser rectos o curvos, continuos o discontinuos, bilaterales
o unilaterales. La cantidad de preguntas que surgen respecto de las
radiogalaxias es enorme y la mayoría no tienen respuesta.
Enunciaremos algunas: ¿cuál es la fuente de la energía? ¿Cómo se
aceleran los electrones a velocidades cercanas a la de la luz? ¿Cómo se
producen los campos magnéticos? ¿Cómo se puede colimar el material
que forma los chorros; es decir, por qué sale en forma de chorros?
¿Cómo es que no se expande y/o destruye el chorro a través de
cientos de miles y hasta millones de años luz? ¿Qué es lo que lo
mantiene confinado? ¿La apariencia de "pelotitas" se debe a
inestabilidades del chorro o es arrojado así el material? ¿Por qué y
cómo desemboca en los lóbulos? ¿Qué mantiene confinados a los
lóbulos? ¿Por qué todas las radiogalaxias son elípticas? ¿Por qué las
más potentes se encuentran en los centros de los cúmulos?, etc., etc.
A lo largo, y sobre todo al final de este libro, veremos cuáles de estas
preguntas se puede intentar responder.
Figura 32. Mapa de radio de Virgo A. (M 87).
Figura 33. Imagen de la radiogalaxia Hércules A reconstruida por
computadora. Observaciones de VLA a =6 cm.
Figura 34. Imagen de la radiogalaxia NGC 1265 reconstruida por
computación. Se cree que lo que puede producir la curvatura de los chorros es
la presión del medio intergaláctico. Observaciones de VLA en  = 6 cm.
Figura 35. Un procesamiento de imágenes por computadora nos muestra la
estructura discontinua del chorro óptico de M 87.
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.
I V .
E L
D E S C U B R I M I E N T O
C U A S A R E S
D E
L O S
1.RADIOFUENTES CUASIESTELARES
EN LA década de los cincuenta los radioastrónomos descubrieron una
multitud de objetos en el firmamento que emitían grandes cantidades
de radiación en radiofrecuencias. Sin embargo, debido al problema 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 estas
radiofuentes provenían de un objeto compacto, puntual, como una
estrella —a diferencia de los grandes lóbulos 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
telescopio de Monte Palomar, buscó lo que había en dicha posición. En
su libro The Red Limit, T. Ferris cita las palabras 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 yo visto
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 era sumamente
exótico!
¿En que consistía lo exótico de 3C48? Por un lado, las cantidades
relativas de luz roja, azul y violeta no se parecían a las de ninguna otra
estrella conocida; en particular, había un exceso de luz violeta. Más
increíbles aún resultaban las líneas espectrales. Como hemos visto en
el capítulo anterior, cada elemento químico produce un patrón
característico de líneas oscuras o luminosas —correspondientes a
absorción o emisión de luz en ciertas frecuencias— en el espectro. Este
patrón se halla determinado por la estructura atómica de cada
elemento. Pues bien, para su sorpresa, Sandage y sus colegas del
Tecnológico de California no pudieron identificar ¡ni una sola línea del
espectro de 3C48! ¿Estaba constituida esta estrella por elementos
químicos desconocidos? Los astrónomos estaban azorados y realmente
intrigados. La solución a este enigma, encontrada algunos años
después, significó para la comunidad astronómica una verdadera
conmoción. Pero no nos adelantemos a nuestra historia.
En aquella época se les ocurrió a los astrónomos un método para
determinar con precisión las posiciones de las radiofuentes: mediante
ocultaciones lunares. Cuando la Luna pasa delante de una radiofuente,
se dejan de recibir las ondas. Puede medirse con exactitud el momento
en que se corta la señal y, conociendo la órbita lunar, obtener así la
posición precisa. Este método es más exacto cuanto más lejos de la
Vía Láctea se encuentra la fuente, pues habrá menos estrellas a su
alrededor. En 1962, la Luna pasó delante de la radiofuente 3C 273, y
Cyril Hazard y sus colegas australianos aprovecharon la ocultación
para medir su posición. La estrella visible que emitía las ondas de radio
resultó ser la más brillante de la región; el astrónomo 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 término radioestrella se cambió por el de radiofuente
cuasi-estelar,2 que expresaba la idea de que se trataba de objetos
distintos a las demás estrellas. Este nombre se abrevió para dar al
término en inglés quasar (en español cuasar).
Jesse Greenstein y Maarten Schmidt se dedicaron a pensar en el
problema de la explicación de los espectros de los cuasares durante
mucho tiempo. Una de las ideas que se les ocurrió, ya al borde de la
desesperación, fue que todas las líneas de emisión estuviesen
desplazadas en longitud de onda por el efecto Doppler, 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 dio cuenta de que sus líneas de
emisión correspondían al patrón de las líneas espectrales del
hidrógeno, bajo la suposición de que el cuasar se alejase de nosotros a
una velocidad de 47 000 kilómetros por segundo, es decir, más de un
décimo de la velocidad de la luz. Ninguna estrella de nuestra galaxia
podría moverse a esa velocidad, pues habría escapado de la galaxia
hace mucho tiempo (además de que ninguna estrella tiene un espectro
de emisión similar al de los cuasares, ni emite una cantidad importante
de energía en radiofrecuencias). 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% la velocidad de la luz.
Diez años después se conocían 200 cuasares, y en la actualidad se
conocen cerca de 3 000. Todos ellos tienen líneas espectrales
altamente desplazadas hacia el lado rojo del espectro. En todos los
casos, el corrimento 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. El corrimiento en longitudes de onda de las
líneas se puede conocer directamente del espectro, midiendo la
longitud de onda de una cierta línea espectral observada (por ejemplo,
la línea de Balmer, H, del hidrógeno), 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
 e, y a la longitud de onda de la línea observada del cuasar,O. El
corrimiento al rojo será la diferenciae —o y se define Z como
Según esta definición, 3C273 tiene un corrimiento al rojo de Z = 0.160
y es el cuasar de menor corrimiento al rojo. El de mayor corrimiento
conocido hasta el momento de escribir estas líneas, el cuasar Q0051279, 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 es suponer
que los cuasares, al igual que las galaxias, se alejan de nosotros
debido a la expansión del Universo y, por tanto, obedecen la ley de
Hubble. Como vimos en el primer capitulo, según la ley de Hubble,
cuanto mayor es la velocidad de recesión de un objeto, a mayor
distancia se encuentra de nosotros. Si aplicamos esta ley a los
cuasares, resulta ser que son los objetos más distantes de nosotros
conocidos en el Universo; 3C 273, el cuasar más cercano, se encuentra
a 3 mil millones de años luz; la luz que vemos en este momento, salió
del cuasar cuando aún no existía la vida en la Tierra. Un cuasar que se
aleja de nosotros con una velocidad cercana a la de la luz, como PKS
2000-330, se encuentra en los confines 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
que 3C 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 ser visible, un cuasar debe tener la luminosidad de cien galaxias
juntas, y aún así se ve como una estrella diminuta! ¿Qué los hace
brillar tanto que los podamos ver desde los confines del Universo? Esta
es la pregunta 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 la radiación óptica. Cuando los
astrónomos se dieron cuenta de que los cuasares se identificaban
ópticamente con 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 de emisión líneas con alto corrimiento al rojo, aunque
algunos no tenían radioemisión. Hoy se sabe que, de hecho, 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 azules elaborado en los años cincuenta por los
astrónomos mexicanos Enrique Chavira y Braulio Iriarte, usando una
técnica desarrollada por Guillermo Haro. Estos cuasares llevan el
nombre del Observatorio de Tonantzintla 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 la denominación PHL (Palomar-HaroLuyten). Existen varios catálogos y listas de cuasares, tanto de radio
como 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 TON 469 (3C232).
Espectro del Observatorio 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 la energía 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 cuasares tienen una luminosidad
variable, algunos aumentan —o disminuyen— su brillo notablemente
en lapsos del orden de un año. En algunos casos, el brillo puede
aumentar al doble en sólo un día. Aunque estas variaciones se han
estudiado sobre todo en el óptico, se observan en todas las
frecuencias. Existe la tendencia 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
no puede 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 manera que, si un cuasar es variable con tiempos característicos de
unos meses, sus dimensiones físicas son de unos meses luz. Y
entonces regresamos al problema de lo que hace brillar un cuasar:
¿qué puede emitir la energía de un billón de soles con las dimensiones
del sistema solar? Por ahora dejaremos esta pregunta en suspenso.
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 frecuencias
determinadas). Cada tipo de radiación obedece a procesos físicos
diferentes y, por consiguiente, su análisis nos 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 las radiogalaxias, se trata de
radiación sincrotrónica. Además, existe una correlación entre los
tiempos de variabilidad y la longitud de onda a la que se observan;
esto es precisamente lo que se predice para la radiación sincrotrónica.
Tomemos como ejemplo nuevamente el caso de 3C 273. De 1963 a
1966 aumentó su luminosidad en radio constantemente, luego declinó
por un tiempo, perdiendo aproximadamente la mitad de lo que había
ganado, hasta que incrementó de nuevo su luminosidad en 1967.
Desde
entonces
ha
variado
erráticamente,
aumentando
y
disminuyendo cada año. Pero lo importante es que estas variaciones
están correlacionadas con la longitud de onda: en general, cuando el
cuasar aumenta su brillo, el cambio se observa primero en longitudes
de onda corta y, más tarde, en longitudes de onda larga. Esto es
consistente con la siguiente interpretación: si las nubes de electrones
relativistas con campos magnéticos, responsables de la emisión
sincrotrónica, son aceleradas por algún mecanismo —hasta ahora
desconocido— del núcleo del cuasar hacia afuera, el aumento súbito de
luminosidad ocurrirá cada vez que sea 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 las radiogalaxias, algunos cuasares tienen
radiolóbulos asociados y chorros de material que emanan del núcleo.
En el capítulo V regresaremos a este tema más en detalle. En el caso
de 3C 273, se observa ópticamente 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 ya conocido cuasar 3C 273 emite el
90% de su energía en forma de radiación infrarroja (lo cual equivale a
más 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 ningún tipo de detector suficientemente
sensible al infrarrojo como para obtener imágenes semejantes a las
fotografías. Por lo que respecta a las técnicas de interferometría
usadas en el radio, ya hemos descrito cuáles son las dificultades de
aplicarlas a longitudes de onda más cortas, aunque ciertas técnicas de
interferometría 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 del telescopio.
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, el
edificio, el telescopio y hasta el astrónomo se encuentran a estas
temperaturas, también contribuirán a la radiación que ve el detector,
de manera que discernir la débil radiación proveniente de los cuerpos
celestes en 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 podemos observar desde la Tierra el "cercano
infrarrojo", hasta una longitud de onda de unas 10 m.4 Sin embargo,
el grueso de la radiación de los cuasares es emitida alrededor de 100
m. La solución es alejarse de la atmósfera terrestre y realizar
observaciones desde el espacio. De los telescopios espaciales
hablaremos en el siguiente capítulo. Con respecto al segundo
problema, la solución es valerse de sistemas de aislamiento y
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 270 grados
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 los cuasares? 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. Sin embargo, esta hipótesis encuentra
algunas dificultades, pues para explicar el exceso de radiación
infrarroja observado se necesitaría una cantidad enorme de electrones
con energías de aproximadamente un ergio por electrón. 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 preferencialmente esa
energía de un ergio.
Otra posibilidad es que la radiación infrarroja provenga de la emisión
de granos de polvo en los cuasares o alrededor de ellos. En el Universo
se ha encontrado polvo caliente en la vecindad de las estrellas. En
algunos 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, la
propia estrella ha arrojado. Claro que los cuasares no son estrellas y
las analogías son peligrosas; sin embargo, se sabe que las partículas
de polvo absorben la luz que incide sobre ellas, se calientan y reemiten
parte de la luz incidente en el infrarrojo. Además del polvo caliente,
existen grandes cantidades de polvo frío 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 que se 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 la emisión 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 y mecanismos 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 frecuencias obedece a lo que se
conoce como una ley exponencial. Esto significa que podemos
expresar la intensidad de la radiación a una cierta frecuencia,
en términos de esa frecuencia elevada a un cierto exponente
(o potencia). Para expresar esto en forma matemática se
utiliza la siguiente fórmula: donde I a, Iv, es la intensidad de
la radiación medida en la frecuencia v,  es el signo de
proporcionalidad, la frecuencia a la cual se mide la intensidad y
 número que 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,
se obtiene una recta (Figura 37(a)). Este tipo de distribución
de energía es "la firma" característica de la radiación
sincrotrónica. Al exponente a se le conoce como el índice
espectral y puede no ser el mismo para diversos rangos de
frecuencia (Figura 37(b)). También puede haber ligeras
deformaciones locales de la forma de las rectas, lo cual indica
que otros procesos físicos, además de la radiación
sincrotrónica, están contribuyendo a la emisión de manera
importante.
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) contra logaritmo del flujo (en unidades
llamadas milijanskys). La distribución se describe mediante
exponencial, F. En (a) tenemos un solo índice , en (b) varias.
una
ley
4. ESPECTRO DE LÍNEAS DE EMISIÓN
Un espectro de líneas de emisión delata siempre la presencia de un gas
de muy baja densidad expuesto a una fuente de radiación ionizante.
Los cuasares poseen esta fuente; no sabemos qué es, pero es la
misma que produce electrones relativistas. Acabamos de ver que la
fuente produce radiación en todas las frecuencias, desde el radio hasta
los rayos X. Para ionizar átomos de hidrógeno —el elemento
predominante en un 70% en el Universo— se requiere radiación
ultravioleta. Del hecho de que podemos detectar parte de esta
radiación ultravioleta directamente, deducimos que no toda es
absorbida por los átomos 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 la ocultan sólo parcialmente. En las nubes los átomos
del gas absorben la radiación ultravioleta, se ionizan y emiten en las
frecuencias de las líneas espectrales observadas.
La característica más sorprendente de las líneas espectrales de los
cuasares es que son muy anchas, mucho más que las producidas por
las nubes de gas ordinarias en el espacio interestelar de nuestra
galaxia o de otras. ¿Qué información nos da el ancho de las líneas?
Debido a la temperatura, que es del orden de diez mil grados, los
átomos del gas en las nubes se hallan en continuo movimiento. Dicho
movimiento es azaroso y por ello algunos átomos se moverán hacia el
observador y otros se alejarán de él, emitiendo fotones con frecuencias
ligeramente corridas al azul y rojo respecto de la frecuencia central de
la línea (la frecuencia 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 diez mil grados, este efecto produce un
ensanchamiento de aproximadamente 0.1 Å. Sin embargo, el ancho
de las líneas de los cuasares llega a ser de varios cientos de angstroms
(Figura 36). Esto se puede explicar si el corrimiento Doppler al azul y
al rojo —respecto de la frecuencia central— se debe no a un
movimiento microscópico, como el de los átomos, sino a un
movimiento macroscópico. Es decir, las nubes se mueven unas con
respecto a otras. Este movimiento puede ser ordenado, como por
ejemplo un movimiento de rotación de las nubes alrededor de la fuente
central, o desordenado y azaroso. De cualquier modo, para producir el
ancho observado en las líneas se requiere que las nubes se muevan a
velocidades
de
entre
1
000
y
20
000
km/seg.
Figura 38 . El ancho de la línea se debe al movimiento azaroso de los átomos
que la emiten. La longitud central,c, es la de los átomos en reposo. Puesto
que el movimiento de los átomos obedece a la 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
vez ionizado —con un electrón de menos—, que se denota Fe II —F,eI
es hierro neutro— y hierro quince veces 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 de nubes: las llamadas de alta
densidad (entre l07 y 1011 electrones por centímetro cúbico) y las de
baja densidad (entre l03 y l07 electrones por centímetro cúbico). Es
importante darse cuenta que aun las nubes de alta densidad son
menos densas que el vacío más perfecto que pueda conseguirse en un
laboratorio terrestre. 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
condiciones terrestres. En las galaxias sólo se producen en el vacío
casi perfecto del medio interestelar. En los cuasares estas líneas son
más angostas que las permitidas, lo que indica que las nubes emisoras
poseen velocidades entre 300 y 1 000 km/seg. Las líneas prohibidas se
denotan mediante corchetes: por ejemplo: [O III] es la línea prohibida
del oxígeno dos veces ionizado. A las líneas permitidas se les llama
líneas anchas y a las prohibidas, líneas angostas, aunque aun estas
últimas son mucho más anchas que las que provienen del medio
interestelar.
Como un gas caliente tiende a expanderse, en un cuasar las nubes se
disolverían sin un medio que las mantuviese confinadas. Por ello se
piensa que se hallan inmersas en un gas tenue a varios millones de
grados. 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 óptico de 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 el
capítulo VI.
5. ESPECTRO DE LÍNEAS DE ABSORCIÓN
Además del espectro de emisión, algunos cuasares muestran líneas de
absorción. Los corrimientos en frecuencia 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 proveniente del cuasar —nubes de gas
relativamente frío y exterior a la región de emisión— que se expande,
y 2) se trata 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 un movimiento en dirección del
observador: por tanto introducirán una componente de corrimiento al
azul, y tendrán un valor de Z menor. Las líneas así producidas son
muy anchas y se encuentran en el extremo azul de las líneas de
emisión correspondientes. Este tipo de líneas son típicas de atmósferas
en expansión de las estrellas. 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 la estrella P del Cisne. El observador ve el material eyectado
hacia él en absorción pues tiene la atmósfera delante y esta absorción estará
corrida al azul. Una buena parte del material que se mueve 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/seg.
En el segundo caso, las líneas de absorción son más angostas y están
despegadas de las de emisión. Las diferencias en Z —entre la emisión
y la absorción— son grandes y frecuentemente se repiten las mismas
líneas de absorción con diferentes corrimientos, lo cual se interpreta
como la intervención de varias nubes de material absorbente
intergaláctico a distintas distancias entre el cuasar y nosotros. Mientras
más lejos están 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, más material 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 que tome 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 m y es igual a una diezmilésima de centímetro.
V .
N U E V O S
O J O S P A R A
C I E L O
V E R
E L
EN ESTE capítulo haremos un paréntesis necesario con objeto de
comprender el monumental avance tecnológico que ha transformado a
la astronomía, particularmente en los últimos 15 años. Son estos
pasos de gigante los que han permitido avanzar en el conocimiento de
los enigmáticos cuasares (además de muchos 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
más cercanas 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 los
astrónomos, llegan a la superficie de la Tierra apenas unos 3 000
fotones por segundo, por cada metro cuadrado del suelo. Al ojo —
desnudo— del observador 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, por centímetro cuadrado, por siglo.
Las cifras anteriores revelan la dificultad básica de la astronomía:
captar mínimas cantidades de luz. En el caso 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 detectores muy complejos.
Los telescopios tienen dos funciones: la primera es captar más luz que
el ojo, mediante una gran superficie colectora —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 distancia focal.
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 del
Cáucaso 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 dinero y tecnología. Si se toma en cuenta que la
turbulencia atmosférica imprime una limitación insuperable a la calidad
de las imágenes ópticas, resulta discutible el provecho de seguir
construyendo espejos cada vez más grandes (la Universidad de Texas
tiene el proyecto de construir un espejo de 7.6 m de diámetro). Por
ello, después de la construcción de estos gigantes, la mayoría de los
astrónomos se han ido por el camino de buscar sitios idóneos para
poner telescopios algo más pequeños. Estos sitios deben estar aislados
de la contaminación luminosa de las poblaciónes y en lugares elevados
para mejorar las condiciones de turbulencia atmosférica —además de
tener cielos despejados la mayor parte del año—. Además, varios
países han conjuntado esfuerzos para montar observatorios
multinacionales: así se han establecido, por ejemplo, los observatorios
de Cerro Tololo y la Silla, en los Andes chilenos, el de la Palma en las
Islas Canarias 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 sus
observaciones. Otro sitio de condiciones astronómicas extraordinarias
es la Sierra de San Pedro Mártir, en Baja California Norte. Ahí se
encuentra el Observatorio Nacional de México, que cuenta con el
mayor telescopio 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 de California está planeando un espejo de 10 metros de
diámetro hecho de 36 segmentos hexagonales; sin embargo, existen
varias dificultades para asegurar que la calidad de la imagen obtenida
sea
comparable
a
la
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 placa fotográfica.
La placa fotográfica tiene varias ventajas sobre la retina. La primera es
su capacidad de registrar la imagen de manera permanente; la
segunda es su capacidad de acumular fotones durante el tiempo que
dura la exposición, permitiendo registrar mayores detalles y objetos
más débiles. Aquella capacidad de acumular luz, sin embargo, es
limitada. Existe un tiempo de exposición óptimo, después del cual se
empieza a producir una saturación de la emulsión fotográfica, la cual
acaba por velarse por completo si la exposición es 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 los colores y, finalmente, en su baja
eficiencia para registrar fotones. Por cada 100 fotones que llegan a la
placa, sólo uno es registrado.1 Los problemas descritos anteriormente
se han resuelto con el uso de detectores optoelectrónicos.
Einstein obtuvo el premio Nobel por el descubrimiento del efecto
fotoeléctrico, por el cual los fotones provocan una corriente eléctrica al
incidir sobre ciertos materiales. Con base en este descubrimiento se
comenzaron a construir detectores fotoeléctricos y, posteriormente,
tubos fotomultiplicadores. Con esos detectores 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 de esos fotomultiplicadores
ha llegado a ser de 10 fotones por cada 100 incidentes (eficiencia
cuántica del 10%).
Otro de los efectos que se ha utilizado para la detección de luz es el
proceso fotoconductivo, el cual ocurre en materiales semiconductores.
Esto dio origen a los detectores llamados de estado sólido, que tienen
una eficiencia cuántica del 80%.
Inventos posteriores, basados en la idea del fotomultiplicador, fueron
las cámaras de televisión y los intensificadores de imagen (Figura 41).
Estos dispositivos combinan la capacidad de obtener imágenes
completas, 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 analizar esa 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 esta manera 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 al análisis de las imágenes del
cielo.
Figura 41. Intensificador de imagen. En este tubo, los fotones que inciden
sobre el fotocátodo liberan electrones que caen dentro de los microcanales.
Los electrones en los microcanales son multiplicadores por un factor de hasta
108. En (b) se muestra un detalle de un microcanal. Las paredes de los
microcanales liberan varios electrones cuando un electrón choca con ellas; en
esto consiste la amplificación electrónica. Los electrones que salen de los
microcanales chocan en una pantalla de fósforo, donde liberan fotones. Este
tubo
amplifica
entonces
la
intensidad
incidente
de
la
luz.
Los avances de la microelectrónica en la construcción de circuitos
integrados, han dado origen a la posibilidad de construir mosaicos de
sensores fotoconductivos de unos 400 x 600 elementos, cada elemento
de 30 milésimas de milímetro. Así surgieron las cámaras de TV de
estado sólido, llamadas cámaras CCD.2 Este tipo de sensores pertenece
a la familia de detectores bidimensionales, ya que, al igual que la placa
fotográfica, puede formar una imagen en dos dimensiones: en un
plano. Pero con una eficiencia cuántica ¡80 veces mayor!
En su época, Hale diseñó el telescopio de 5 m —siempre se hace
referencia al diámetro del espejo— para ser 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 la incidencia de cada fotón como un
evento individual. A este grupo pertenece el MEPSICRON, el detector
más eficiente de su tipo, que ha sido diseñado y desarrollado por un
grupo de investigadores y técnicos del Instituto 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 microcanal que, conservando la memoria de la
posición en que incidió el fotón, multiplica los electrones inducidos por
un factor de 108; y, por último, el ánodo que recibe esta nube de
electrones y envía cuatro señales eléctricas correspondientes a la
incidencia de la descarga respecto a cada una de sus cuatro esquinas.
Un sistema electrónico complejo, reconstruye, mediante estas cuatro
señales, la posición de incidencia del fotón. Cada incidencia se registra
en un mosaico de memoria de1000 x 1000 elementos para reconstruir
la imagen.
El nombre MEPSICRON viene de las características del detector: M por
microcanal, E por electrón, P por posición, 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 un proyecto Soviético para colocar
radiotelescopios en órbita a fin de establecer una red interferométrica.
Los proyectos de la astronomía óptica son mucho más concretos y
están próximos a realizarse. Se trata del telescopio espacial "Edwin
Hubble" (Figura 42). Este telescopio, financiado en un 85% por los
Estados Unidos y en un 15% por la Agencia Espacial Europea.3 Una Vez
terminado, su lanzamiento fue aplazado durante varios años por
diversos problemas técnicos y de presupuesto de la NASA4 y
finalmente fue puesto en órbita en 1990. Tiene un espejo de 2.4
metros de diámetro, que por el hecho de observar fuera de la
atmósfera, podrá detectar objetos cincuenta veces más débiles que el
mayor de los telescopios terrestres y 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 telescopio espacial.
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 de
onda
Empezaremos por el infrarrojo. En 1983, fue puesto en órbita, a una
altitud de 900 km, el satélite infrarrojo astronómico llamado IRAS,5
construido por un equipo de astrónomos daneses, ingleses y
norteamericanos. Ya hemos descrito las dificultades de realizar
observaciones en el infrarrojo y los detectores del IRAS no escapaban a
estas dificultades. Los diseñadores tuvieron que encerrar el telescopio
infrarrojo 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
material refrigerante a temperatura cercana al cero absoluto (-270°C).
Pero el esfuerzo valió la pena. El IRAS observó el cielo en las
longitudes de onda de 8 m a 200 m, 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) el satélite 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 el brillo, más no obtener
imágenes ni espectros.
Actualmente se halla en desarrollo el proyecto SIRTF6 que tendrá un
telescopio de 1 m de diámetro cuyo lanzamiento está planeado para
1990. Su sensibilidad será de 100 a 1 000 veces mayor que la del
IRAS y observará en longitudes de onda de 2 m a 700 m. Este
satélite podrá ser llenado de refrigerante periódicamente mediante el
transbordador espacial.
Pasemos ahora a la región ultravioleta. Los satélites enviados al
espacio para estudiar esta parte del espectro han sido capaces de
obtener espectros, mas no imágenes. El satélite Copérnico llevaba un
telescopio ultravioleta de 80 cm y estuvo en funcionamiento nueve
años. Lanzado en 1972, fue seguido, en 1978, por el satélite
norteamericano-europeo llamado IUE,7 que actualmente continúa
funcionando en tiempo extra, para maravilloso asombro de sus
diseñadores (estaba diseñado para funcionar 5 años). El IUE 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 de detección 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 que significa libertad), lanzado en 1970 desde
Kenya (Figura 43). Este satélite se hizo famoso al detectar las
primeras fuentes binarias de rayos X en nuestra galaxia y, entre ellas,
la binaria Cygnus X-1, donde se cree que se ha descubierto el primer
agujero negro producido por el colapso gravitacional de una estrella
muy masiva 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 que los pueden producir en forma
natural. Una de ellas es la emisión de un plasma (gas ionizado) a
varios millones de grados. Otra es la colisión de electrones
ultrarrelativistas con fotones sincrotrónicos. Este último 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 la incidencia 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 ángulos de incidencia sumamente
pequeños, es decir, deben incidir apenas rozando el espejo. Uno de los
pioneros en el diseño de telescopios de rayos X fue el astrónomo
Ricardo Giacconi. Su primer telescopio estuvo en el 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 una serie de 3 grandes satélites
llamados HEAO.8 Cada uno de ellos pesaba unas 3 toneladas y medía
unos 6 metros 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
(Figura
44).
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 espacial Marshall.
El telescopio del Observatorio Einstein constaba de dos espejos
concéntricos, el mayor de 58 cm de diámetro, 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 y medía la posición de llegada de los fotones con
una precisión de un cincuentavo de grado cuadrado. La resolución de
las imágenes era por tanto del orden de un minuto de arco. La
resolución y capacidad de distinguir 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 menos sensible, cubría un campo de 25 minutos
de arco cuadrados, pero no proporcionaba información sobre la
longitud 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
el mejor telescopio óptico (Figura 45).
Figura 45. Imagen de rayos X de Virgo A (M 87). Se distinguen el cuerpo de la
galaxia y el chorro.
Con el detector HRI, la astronomía de rayos X dio un salto para
ponerse a la altura de los campos clásicos de la astronomía óptica y la
radioastronomía. En el caso de la astronomía óptica, transcurrieron
tres siglos desde que Galileo usó su primer telescopio hasta la
obtención de imágenes con la precisión del siglo xx. Los
radioastrónomos cubrieron el mismo camino en cuarenta años, a partir
de la primera detección de radioondas hechas por Jansky en los
treintas, hasta la interferometría en los setentas. Pero en el caso de los
rayos X, el progreso fue rapidísimo, tan sólo dieciséis años desde la
detección de la primera fuente, 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 Röntgen, el
descubridor de los rayos X, debe ser lanzado en 1987. Los
norteamericanos planean lanzar un gran telescopio de rayos X para
fines del siglo, el AXAF.11 Este telescopio podrá ver fuentes diez veces
más débiles que el Einstein con una resolución de medio segundo de
arco. Se planea que esté en servicio diez años y que pueda ser visitado
por astronautas para realizar reparaciones y ajustes en el espacio.
Los telescopios empleados para rayos X registran longitudes de onda
de hasta 1Å. Las longitudes de onda más cortas, correspondientes a
los llamados rayos :  gamma, tercera letra del alfabeto griego)
requieren de nuevos tipos de telescopios y detectores. Los fotones 
son tan energéticos que pueden atravesar la cámara de gas de un
contador proporcional o la cara de un detector tipo HRI, sin
interaccionar con ninguno de sus átomos y, por tanto, sin ser
detectados.
El detector usado para los rayos , llamado detector de centelleo,
funciona convirtiendo la radiación energética en luz visible. Se trata de
un gran cristal de ioduro de sodio rodeado de tubos
fotomultiplicadores. Cuando un rayo  penetra el cristal, choca con los
átomos de éste y radia la energía perdida por el choque en forma de
luz visible. La intensidad del relámpago visible depende de la energía
—frecuencia— del fotón  incidente.
Los primeros satélites de rayos  datan de los años sesenta, pero
entonces no podían obtener imágenes. Los primeros que lograron
obtenerlas fueron el satélite norteamericano SAS-2, que funcionó sólo
siete meses en 1972, y el satélite europeo COS-B (1975-1982).
El principal problema con los telescopios de rayos  es que no pueden
enfocar debido a la reflexión de los rayos, ya que su longitud de onda
es menor que el tamaño de los átomos de que está hecho cualquier
espejo. 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 . La resolución de estos telescopios es muy
baja: aproximadamente dos grados —cuatro veces el tamaño de la
Luna— pero aun así su mapeo del cielo produjo resultados intesantes.
En rayos  el cielo está dominado por la Vía Láctea. Los rayos 
provenientes de la Vía Láctea son generados cuando los rayos
cósmicos (partículas cargadas de alta velocidad que se generan en las
explosiones de supernovas) chocan con los átomos del gas del plano
de la galaxia. El Sol es completamente invisible en estas longitudes de
onda, excepto durante la producción de ráfagas. Ninguna nube de gas
puede hallarse lo suficientemente caliente como para generar este tipo
de radiación mediante procesos térmicos. Los rayos  provienen
siempre, indirectamente, de la radiación de partículas subatómicas
ultrarrelativistas asociadas a los procesos más violentos que tienen
lugar en el Universo: las explosiones de supernovas, los
superpoderosos campos magnéticos de las estrellas de neutrones y los
inmensos pozos de potencial gravitacional alrededor de agujeros
negros, de los cuales hablaremos inmediatamente (capítulo VI).
NOTAS
1 La razón de los fotones detectados a los fotones incidentes se llama
eficiencia cuántica. Este es un parámetro que sirve para comparar la
calidad de los 105 diferentes detectores de luz. La eficiencia cuántica
de la 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, tanto en cooperación científica y
tecnológica como en el aspecto de financiamiento, a través de la
Agencia Espacial Europea.
4 Del inglés: National Aeronautics Space Administration. (Agencia
Espacial Norteamericana.)
5 Del inglés:
infrarrojo.
infrared astronomy satellite,
satélite astronómico
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.
V I .
N Ú C L E O S A C T I V O S D E G A L A X I A S
Y A G U J E R O S N E G R O S
1. NÚCLEOS ACTIVOS DE GALAXIAS
SÍ LOS cuasares se hubieran descubierto diez años después, la
sorpresa hubiese sido mucho menor. Esto se debe a que en los años
setenta, gracias al desarrollo de nuevas técnicas de observación y
procesamiento de 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 energética menor— a las de los cuasares.
El término núcleo activo de galaxia fue inventado a causa de la
generación de las enormes cantidades de energía en el núcleo de una
galaxia. Muchas veces, esta generación de energía va acompañada de
eyección de materia desde el núcleo, ya sea en forma continua o en
eventos explosivos. La característica fundamental de la energía
generada por un núcleo activo es la de no ser térmica, pero, desde
luego, no es de origen estelar. Esta radiación no térmica domina el
espectro continuo, desde los rayos X —cuando son observados— hasta
las ondas de radio, con una distribución de intensidad en las diferentes
longitudes de onda, parecida a la de los cuasares.
Las galaxias Seyfert (capítulo I) pertenecen al grupo de galaxias
activas. Por su luminosidad y características espectrales, se dividen en
dos grupos: las Seyfert I, que son las más luminosas y con líneas
espectrales permitidas más anchas que las prohibidas, y las Seyfert II,
que son de menor luminosidad y con todas las líneas espectrales
relativamente angostas. El espectro de emisión de una galaxia Seyfert
I es idéntico al de un cuasar. Idéntico excepto por la luminosidad
involucrada; en el caso del cuasar, la energía emitida 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 fuese 100 veces más brillante sería
indistinguible de un cuasar; y si, además, estuviese a una distancia
mucho mayor de la que se encuentra, sólo se vería el núcleo y no la
galaxia circundante. Esto nos lleva a pensar que 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 se identifican con galaxias elípticas—
encontramos que, salvo diferencias mínimas, son iguales a los de las
galaxias Seyfert. Asimismo, las radiogalaxias se pueden dividir en dos
grupos: el espectro de las llamadas radiogalaxias de líneas anchas,
análogo al de las Seyfert I, es idéntico al de los cuasares, excepto, por
supuesto, 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 radiofuentes dobles una fuente central y dos
lóbulos de emisión extendidos. La eyección de chorros de material es
un fenómeno relacionado a la actividad de un número importante de
núcleos activos. Estos chorros se observan en todas las escalas, desde
unos cuantos hasta cientos de miles de años luz (Figura 46). La gran
mayoría emiten en radiofrecuencias, pero algunos son observables
ópticamente, como es el caso de la radiogalaxia 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 escalas.
Figura 47. Imagen óptica del cuasar 3C 273.
En 1968 se descubrió otro tipo de núcleo activo de galaxia: los lagartos
u objetos tipo BL Lacertae (BL Lac). El objeto BL Lac estaba catalogado
como una estrella variable de la constelación del Lagarto. Sin
embargo, cuando se estudió su espectro a varias longitudes de onda,
se descubrió que el espectro continuo se 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 los cuasares: estos
objetos no tenían líneas de emisión. Prácticamente, todo el espectro
consistía de un continuo. Al estudiarse con más detalle el espectro del
objeto prototipo, BL Lac, se descubrieron algunas líneas de absorción y
a partir de ellas se determinó un corrimiento al rojo de Z = 0.07. No
cabía duda que se trataba de un objeto extragaláctico. En la actualidad
se conocen cerca de ochenta objetos tipo BL Lac o lagartos. Todos
tienen aspecto estelar, alta luminosidad, grandes corrimientos al rojo
—medidos a partir de líneas de absorción y, en algunos casos, de
líneas muy débiles de emisión—, alta polarización y extrema
variabilidad del brillo. Ninguno está asociado con lóbulos de
radioemisión y podemos afirmar que son parientes cercanos de los
cuasares. De hecho, salvo por la ausencia de líneas de emisión, son
muy similares al grupo de cuasares altamente variables llamados
OVV.1Algunos astrónomos agrupan estos dos tipos de objetos —los BL
Lac y los cuasares OVV— bajo el nombre de blasares.2
La altísima luminosidad de los cuasares y objetos tipo BL Lac hace muy
difícil poder registrar una galaxia circundante. Sin embargo, con las
técnicas modernas de procesamiento de imágenes de CCD, se han
logrado 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
núcleos de galaxias totalmente iguales a las que conocemos. No
olvidemos que las grandes distancias implican que la luz de dichos
objetos ha sido emitida hace miles de millones de años. Quizá estemos
viendo núcleos de galaxias en formación. El argumento más fuerte a
favor de la idea de que los cuasares son núcleos de galaxias es el
descubrimiento de lo que se cree es una supernova —explosión
estelar— en el cuasar 1059+730 (Figura 48). La imagen superior
(mayo de 1983) muestra un objeto en la nebulosidad que rodea al
cuasar, que, por su color y luminosidad, parece ser una supernova. En
imágenes previas, de mayo de 1982, el objeto no existía y en la
imagen —inferior— de 1984 ya no es visible, lo que implica una
disminución en luminosidad de dos magnitudes. Desafortunadamente,
el descubrimiento se hizo por una revisión ex post de imágenes, por lo
que no fue posible tomar espectros en el momento de la explosión
para confirmar si se trató de una supernova.
Figura 48. Supernova en el cuasar 1059+730. La imagen superior (mayo de
1983) fue tomada con un CCD en el telescopio de la Universidad de Hawai. La
imagen inferior (julio de 1984) fue tomada con un CCD en el telescopio
franco-canadiense
en
Mauna
Kea,
Hawai.
Aunque la cantidad de energía generada en algunos núcleos activos es
menor por varios órdenes de magnitud que en los cuasares, la gran
interrogante es la misma. ¿Cuál es el fenómeno capaz de generar una
energía 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. La hipótesis comúnmente aceptada es
la de la contracción gravitacional. En realidad, esta hipótesis se
enfrenta 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 de
pequeñas 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
gravedad interna). Estas nubes, que, como todos los cuerpos celestes
en el Universo, rotaban sobre sí mismas, al contraerse por su propia
gravedad formaron una concentración de materia en el centro. Se han
hecho cálculos en computadoras a fin de simular la dinámica del
colapso del gas en este tipo de nubes, y los resultados indican que hay
siempre una fuerte concentración central de materia. Por otro lado,
esto es lo que se observa en todas las galaxias elípticas y espirales.
Una de las primeras ideas que se manejó para explicar el fenómeno de
los cuasares fue suponer que eran condensaciones superdensas de
estrellas en núcleos galácticos. En estas condiciones, las estrellas
podrían chocar entre sí y tales choques liberar así gran cantidad de
energía. La densidad requerida para que se produzcan estos choques
es de unas 1010 estrellas en un volumen de un año luz cúbico (lo cual
representa aproximadamente 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 ello esta idea se transformó, en el
sentido de que los choques podrían generar estrellas altamente
masivas que evolucionasen rápido, explotando como supernovas. Esta
idea era atractiva pues se sabía que dichas explosiones generan
partículas relativistas y radiación sincrotrónica. Sin embargo, la
eyección de partículas relativistas se daría en todas direcciones, lo cual
no explicaría la direccionalidad observada en los chorros de material
que hemos descrito antes. La alineación casi perfecta de algunos
chorros con sus radiolóbulos a distancias de hasta millones de años
luz, refleja que la emisión de las partículas relativistas ha 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 sigue creciendo por captura gravitacional de
otras estrellas, hasta formar una estrella gigante de varios millones de
veces la masa del Sol. La idea de un solo objeto supermasivo está más
acorde con la existencia de un eje de simetría —el de la eyección de
los chorros— aunque no explica el mecanismo de aceleración de las
partículas a velocidades cercanas a la de la luz. Los primeros modelos
de superestrella tomaron en cuenta que, 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 un patinador 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 de fenómenos 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 los setenta pues se basaban en
objetos conocidos: cúmulos densos, explosiones de supernovas, etc.,
aunque fuesen extrapolados a extremos desconocidos.
Todo esto se daba en contraposición a una idea que en esa época
parecía inaceptable por extravagante y descabellada, 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 y los núcleos activos de
galaxias había un gigantesco agujero negro. La energía debía
generarse por la caída de material al hoyo negro. Esta idea, hoy
ampliamente desarrollada, es, con mucho, la más aceptada por la
comunidad astronómica. Esto se debe a que, por un lado, provee un
modelo teóricamente sólido para explicar cuantitativamente casi todos
los fenómenos observados, y, por otro, las observaciones la confirman
cada vez con mayor certeza.
3. AGUJEROS NEGROS
Algunas de las teorías que han revolucionado de manera más drástica
nuestra concepción del mundo, han sido tan adelantadas para su
época que, además de explicar una serie de fenómenos naturales, han
predicho la existencia de otros cuya realidad era imposible verificar en
ese momento. Sin embargo, al pasar el tiempo, con el adelanto de la
tecnología, estas predicciones se verifican. Un ejemplo es la teoría
general de la relatividad (TGR) que predijo, hace casi setenta años, la
existencia de agujeros negros en el Universo.
La TGR es una teoría de la gravitación propuesta por Albert Einstein
algunos años después de que él mismo propusiera la teoría de la
relatividad especial (TRE). La TRE nació en 1905 y revolucionó la física,
con conceptos totalmente nuevos e incomprensibles para el "sentido
común". Según la TRE, el espacio 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 que ningún cuerpo o mensaje puede viajar
más rápido que la luz. Además, la TRE introdujo un nuevo concepto: el
espacio-tiempo de cuatro dimensiones. Este nuevo espacio es la unión
del espacio "común y corriente" —que todos sabemos tiene tres
dimensiones— y del tiempo, interpretado como una cuarta dimensión.
La constancia de la velocidad de la luz nos permite medir el tiempo en
unidades de longitud, y viceversa.
La TRE no es capaz de explicar el fenómeno de la gravitación (la
existencia de una fuerza de atracción universal 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 la anterior (TRE) y, además, explicaba la
gravitación de una manera realmente revolucionaria: según la TGR los
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 atracción
gravitacional. Debido a la curvatura del espacio alrededor de un cuerpo
masivo, otro cuerpo que pase cerca no seguirá como trayectoria una
línea recta, sino una trayectoria curva. Esto, en la práctica, es lo que
se observa como atracción gravitacional.
La deformación del espacio-tiempo actúa también sobre los rayos de
luz: por ejemplo, los rayos de luz provenientes de las estrellas lejanas
se curvan ligeramente al pasar cerca del Sol (este efecto, predicho por
la 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 el
tiempo 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 del espacio-tiempo de cuatro
dimensiones producida por los cuerpos masivos, se usa una geometría
llamada geometría de Riemann. Con esta herramienta matemática,
Einstein obtuvo las ecuaciones que nos dan la geometría del espaciotiempo a partir de la distribución de los cuerpos masivos en el espacio.
Aún no se ha podido obtener la solución general de las diez ecuaciones
de Einstein. Pero se conocen varias soluciones para casos particulares.
En 1916 el astrónomo alemán Karl Schwarzschild obtuvo la primera
solución a dichas ecuaciones, para el caso particular de un cuerpo
masivo que tenga la forma de una esfera. Esa solución de
Schwarzschild se reducía, en primera aproximación, a la ley de
gravitación de Newton y, en segunda aproximación, predecía efectos
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 con más detalle, la solución de
Schwarzschild predecía un fenómeno curioso: si un cuerpo de masa M
tiene toda su masa concentrada dentro de una esfera de radio
2Gm/c2, llamado radio de Schwarzschild (G es la constante de
gravitación universal,3 M la masa del cuerpo y c la velocidad de la luz),
entonces ningún cuerpo, 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 espaciotiempo se curva a tal grado que ... ¡se cierra 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. La superficie de la esfera cuyo radio es el
radio de Schwarzschild, se llama horizonte de eventos del agujero
negro; la luz puede cruzar el horizonte sólo en un sentido: de afuera
hacia adentro, y nunca al revés. Lo que ocurre dentro del horizonte
está eternamente desconectado del exterior, no puede ser visto ni
puede influir sobre el resto del Universo.4
Existe una manera más clásica —en el sentido de la física clásica o
prerrelativista— y más intuitiva de pensar 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. El razonamiento que llevó a Laplace a ese
concepto es bastante simple. Sabemos por experiencia que un
proyectil 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. Pero si al proyectil se le imprime una velocidad inicial superior a
11.5 km por segundo, subirá y no volverá a caer, escapándose
definitivamente de la atracción gravitacional terrestre. A esta velocidad
mínima se le llama velocidad de escape y varía de un planeta o estrella
a otros. La velocidad de escape desde la superficie de un cuerpo
esférico es
donde M es la masa del cuerpo, r su radio y
G la constante de gravitación universal. Es fácil ver en la fórmula de
arriba que la velocidad de escape de un cuerpo esférico de 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
radio
gravitacional
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 radio gravitacional 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
aquella época, ni siquiera se sabía qué era la luz). La segunda es que
nadie pensaba que pudiesen realmente existir en 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 efecto
ha 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 este tema.
Una estrella es una enorme esfera de gas incandescente que brilla
porque en su centro se producen reacciones termonucleares, o de
fusión nuclear. A la temperatura de varios millones de grados que
existe en el interior de una estrella, los átomos se hallan totalmente
ionizados; es decir, tenemos núcleos desprovistos de sus électrones.
Estos núcleos chocan violentamente entre sí y llegan a fusionarse. Al
principio son los núcleos de hidrógeno —con un protón en el núcleo—
los que se fusionan para formar núcleos de helio. La masa del núcleo
de helio es ligeramente menor a la masa de sus constituyentes —dos
protones y dos neutrones— por separado. La diferencia de masa se
libera en forma de energía de acuerdo con 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 transformación de masa en
energía.
En plenitud de su vida, una estrella radia luz y calor por este proceso y
se mantiene en equilibrio gracias al balance muy preciso entre dos
fuerzas que actúan en sentido opuesto: por un lado, la fuerza de
atracción gravitacional mantiene cohesionada a la estrella jalando
todas sus partes hacia el centro. Esta fuerza tiende a contraer a la
estrella. Por otro lado, se halla la presión de la materia incandescente
y la radiación que empujan hacia afuera y tienden a expander la
estrella. En la mayor parte de las estrellas el equilibrio entre estas dos
fuerzas puede durar miles de millones de años; pero el combustible
nuclear de la estrella no puede 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 llegar un momento en que es tan alta que el helio
se empieza a transformar en carbono; vuelve el equilibrio y, al
agotarse el helio, se repite el ciclo; esta vez el carbono se transmuta y
así sucesivamente hasta formarse el hierro. Cada una de estas
reacciones de transformación libera menos energía que la anterior.
Cuando la estrella es fundamentalmente de hierro, ya no es capaz de
emitir más energía por reacciones termonucleares. ¿Qué le sucede
entonces? ¿Cómo mueren las estrellas?
Algunas estrellas explotan convirtiéndose en supernovas y, con el
tiempo, vuelven a ser lo que eran antes de formarse: nubes de gas y
polvo (Figura 27). Pero, en la mayoría de los casos, la estrella, al
explotar, no se desintegra por completo, sino que queda una parte
llamada residuo de la explosión. ¿Qué sucede con las que 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 su radio
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 límite
a la contracción gravitacional? Este problema se ha estudiado desde
hace muchos años, y aquí mencionaremos tan sólo los resultados a los
que se ha llegado.5
En 1930, un joven estudiante hindú, llamado Chandrasekhar, encontró
que una estrella con una masa menor 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 configuraciones corresponden, 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
densidades son 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, la configuración de equilibrio que se
alcanza para las enanas blancas no es posible y la estrella se contrae
aún más. Si su masa es menor que tres masas solares, alcanzará una
nueva configuración de equilibrio al convertirse en una estrella de
neutrones.
Las estrellas de neutrones se descubrieron 35 años después de que se
había predicho su existencia, en 1968. 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 masas solares. ¿Qué sucede con las más
masivas? (Se sabe que existen muchas estrellas con masas hasta de
50 masas solares). En 1939 el célebre y controvertido físico
norteamericano Oppenheimer demostró que estas estrellas no podían
tener salvación:6 Que en este caso no podía existir ninguna
configuración de equilibrio capaz de detener la contracción
gravitacional, produciéndose entonces el colapso gravitacional de la
estrella, que se haría cada vez más y más pequeña, más y más densa,
¿hasta convertirse en ...?: en uno de esos objetos celestes de los que
hablaba Laplace: tan compactos que se vuelven invisibles, en uno de
esos objetos tan densos que el espacio a su alrededor se curva a tal
punto que la luz queda atrapada, y de esta manera el objeto pierde
toda conexión con el mundo exterior, convirtiéndose en un agujero
negro.
Si un agujero negro no emite ni luz ni ninguna 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 su alrededor se halla muy
deformado). En los años sesenta se planteó una manera muy
ingeniosa de detectar la presencia de agujeros negros a través de
efectos gravitacionales. Para entender esta idea, es pertinente explicar
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 estrellas que interactúan
gravitacionalmente entre sí. A un sistema de dos estrellas unidas
gravitacionalmente, se le llama doble o sistema binario.
Se sabe que en los sistemas binarios en que las componentes están
muy cercanas una de otra, existe entre ambas un flujo de material
gaseoso. Esto se debe, por un lado, a que las estrellas suelen eyectar
de sus atmósferas cantidades considerables de gas al espacio en forma
de lo que se llama viento estelar, y por otro, a la atracción
gravitacional de la otra estrella. Al proceso de captura de material se le
llama acreción.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 gravitacional
de este agujero negro sobre la compañera sería enorme y actuaría
como una especie de "aspiradora cósmica" succionando y engullendo
enormes cantidades del gas de las capas externas de la estrella
compañera. Semejante proceso de acreción, se pensó, debe
proporcionarnos alguna manifestación detectable. Para comprender
cuál fue la pista a seguir en la búsqueda de agujeros negros,
analizaremos el proceso 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, de la estrella al agujero negro—,
no cae directamente, sino que gira alrededor, formando una especie de
remolino 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 del agujero negro describiendo una
espiral. Esto se debe a que la partícula interacciona con otras
partículas del gas, perdiendo energía en los choques; es decir, se va
frenando, y debido a la atracción gravitacional del agujero negro, va
acercandose a él. De no ser por esta pérdida de energía, la partícula
podría permanecer indefinidamente girando alrededor del agujero
negro. La situación es similar a la de un satélite artificial en órbita
alrededor de la Tierra: si el satélite gira fuera de la atmósfera, podrá
continuar indefinidamente, pero si 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, la fricción de las diversas partes del
gas entre sí, lo calentarán enormemente a costa de frenar su caída en
el agujero negro. Como consecuencia de la fricción, el gas del disco de
acreción se calienta cada vez más a medida que se acerca al agujero
negro. Se ha calculado que la temperatura en la parte central de un
disco de acreción puede alcanzar varios millones de grados. A estas
temperaturas, la energía disipada por la fricción 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. El origen de esta energía es la
atracción gravitacional del agujero negro. La forma de disipar la
energía gravitacional 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 libera una 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 liberar hasta un 40% de la masa en
reposo de la materia acretada. El proceso que libera energía de origen
gravitacional, debido a la caída de materia a un agujero negro, es diez
veces más eficiente que el proceso que 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). Una de las fuentes de rayos X
más potentes que descubrió este satélite fue Cygnus X-l, un sistema
binario en la constelación 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 de aproximadamente diez masas solares. Para la mayoría de los
astrónomos quedó claro que se había descubierto el primer agujero
negro.
Volvamos ahora a los cuasares. En buena medida por el
descubrimiento de Cygnus X-l, y también por el desarrollo de la teoría
de los discos de acreción, revivió el interés de un grupo de astrónomos
en la idea de la generación de energía de origen gravitacional para los
cuasares y núcleos activos de galaxias. En particular, 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 gran disco de acreción que lo alimenta.
Uno de los argumentos fundamentales para apoyar esta teoría es que
el problema de la generación de grandes cantidades de energía se
resuelve en un volumen extremadamente reducido. Daremos un
ejemplo concreto: para generar la energía observada de un cuasar se
requiere de un agujero negro de cien millones de veces la masa del Sol
que se trague el equivalente de una masa solar por año. Por otro lado,
la mayor parte de la energía se genera cerca del borde interno del
disco de acreción, el cual se halla a una distancia de tres veces el radio
de Schwarzschild 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; cabe preguntarse, ¿de dónde
viene el material que forma el gran disco de acreción alrededor de los
agujeros negros en el centro de los cuasares y núcleos de las
galaxias?, o, como se dice en la jerga astrofísica moderna, ¿de dónde
viene el "alimento del monstruo"? Se consideran tres posibilidades: la
primera es que se alimenta de gas del núcleo de la galaxia y de
estrellas del núcleo que son previamente destrozadas por enormes
fuerzas de marea. La segunda, es que el gas de regiones más externas
de la galaxia puede ser, de alguna manera, canalizado hacia el núcleo.
Una manera de que esto suceda es por la interacción entre dos
galaxias. Ya hemos dicho (capítulo I) que aun cuando la interacción
sea una colisión directa, las estrellas no chocan unas con otras,
aunque se perturba fuertemente la distribución del gas (Figura 12).
Existen estadísticas que parecen confirmar la posibilidad de que las
interacciones canalicen gas al núcleo para alimentar al monstruo, pues
se observa una tendencia a encontrar más núcleos tipo Seyfert en los
núcleos de galaxias interactuantes o en sistemas dobles, que en
galaxias aisladas. Por último, la tercera posibilidad es 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 poderosas radiogalaxias, como Virgo A (M
87), se encuentran siempre en los centros de los cúmulos, donde
puede darse, incluso, el "canibalismo".
Por lo que respecta a los cuasares, recordemos que probablemente se
trata de núcleos de galaxias extremadamente jóvenes que pueden
tener una gran cantidad de gas en el núcleo, "para alimentar al
monstruo".
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 elnúcleo, como los cúmulos superdensos o
las superestrellas 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 (es decir, mientras más masiva es una estrella más rápidamente
agotará su combustible nuclear). De manera que aun si existieron
originalmente configuraciones de ese estilo, éstas llegarán a la fase
final de su evolución —que implica necesariamente el colapso
gravitacional y la formación de un agujero negro— en un 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 las galaxias. También existe la teoría
alternativa de que los agujeros negros se formaron antes que las
galaxias. Algunos astrónomos piensan que puede haber "agujeros
negros primordiales" que existen desde que 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 que aquí estamos entrando en un
terreno altamente especulativo. El problema del origen de las galaxias
es uno de los más complejos de la astrofísica.
Independientemente del problema de su origen, todo parece indicar
que en los núcleos de las galaxias hay un agujero negro supermasivo.
Al final del capítulo analizaremos la evidencia observacional en favor
de esta teoría. En este punto, quizás el lector ya se haya dado cuenta
cómo hemos ido generalizando de la actividad de los cuasares a la de
los núcleos de algunas galaxias y, finalmente, en esta sección hemos
hablado 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, surgen
de manera natural las preguntas: ¿Qué es lo que determina que se
manifieste la presencia del agujero negro a través de la llamada
actividad nuclear? Es decir, ¿por qué en los cuasares y en algunas
galaxias la emisión de radiación no térmica del núcleo domina sobre la
luz de las estrellas? ¿Y por qué en otras galaxias lo que domina es la
luz normal de las estrellas y del gas interestelar? ¿Por qué en estas
últimas el monstruo permanece dormido?
La respuesta es que el factor fundamental es la dotación de gas vecino
al agujero negro: el alimento del monstruo. Una vez que el agujero
negro ha engullido la mayor parte de las estrellas y el gas que había
inicialmente en su entorno inmediato, permanecerá en relativa calma
sin generar grandes cantidades de energías.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 de material en forma de chorros. A primera
vista esto puede parecer extraño, puesto que hemos hablado de un
disco de acreción en el que la materia fluye hacia el agujero negro.
Examinemos, sin embargo, con más detalle, lo que sucede en el borde
interno del disco. El gas, cada vez más caliente, ejercerá una enorme
presión —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 del disco, la
materia afluirá hacia el agujero negro; sin embargo, parte del
material, fuera de este plano, será rebotado hacia atrás por la presión
y comprimido nuevamente por el material que cae, formándose zonas
de choque o manchas calientes en el borde interno. Una cantidad
importante de partículas será acelerada y eyectada hacia afuera. Los
únicos canales de salida están a lo largo del eje de rotación del disco,
de modo que el borde interno de la dona funciona como cañón
colimador del haz de partículas (Figura 49). De esta manera, el modelo
explica de manera natural la eyección de chorros. A continuación,
veremos qué información 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 de los chorros. Mediante el arreglo
VLBI que hemos descrito (capítulo III) se ha encontrado un hecho
sorprendente: algunos de estos chorros parecen desplazarse con
velocidades ¡mayores que la de la luz! A este efecto se le ha llamado
expansión superlumínica. Examinemos de cerca el caso del chorro de
nuestro viejo 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
nódulos brillantes; estas configuraciones varían con el tiempo (Figura
50). Durante un lapso de cuatro años, el nódulo brillante se ha ido
separando de la parte central en un 50%. A la distancia de 3C 273,
esta separación 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 borde interno formando una especie de "dona". El borde
interno forma una especie de cañon que sirve para 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 dirección
de movimiento del chorro forme un ángulo pequeño respecto de la
línea visual entre el observador y la radiofuente. Segundo, que la
velocidad real de desplazamiento del chorro sea cercana a la velocidad
de la luz (es decir, que el chorro sea relativista).
Para comprender las implicaciones de que los chorros sean relativistas,
examinaremos
el
fenómeno
conocido
como
aberración
o
direccionalidad relativista. Imaginemos a un cazador que quiere matar
a un pato cuando esté directamente sobre su cabeza. Debe apuntar su
rifle hacia arriba y disparar un poco antes de que el pato pase sobre su
cabeza. Los perdigones viajarán verticalmente hacia arriba en lo que el
pato vuela hacia ese mismo punto (o al menos eso espera el cazador).
Ahora consideremos cómo ve las cosas el pato. Debido a su
movimiento, le parece que es el cazador el que viene hacia él, y los
perdigones en lugar de verlos moverse sólo hacia arriba, tienen una
componente horizontal en su movimiento. Dicho en otras palabras, los
perdigones viajan, para él, con una ligera aberración que inclina su
trayectoria en la dirección en la que el cazador parece venir hacia él.
Figura 50. Observaciones de VLBI del cuasar 3C273, que muestran una
velocidad de separación entre nódulos de radio aparentemente mayor que la
velocidad de la luz.
Figura 51. Diagrama que explica la expansión superlumínica (movimiento con
velocidades aparentemente mayores que c) como una ilusión debida a dos
hechos: primero, la velocidad real de movimiento es cercana a c y, segundo,
el ángulo entre la dirección del chorro y la línea visual es pequeña (en el caso
de diagrama, 20°). En (a) la fuente emite un nódulo de plasma en el jet, un
año después (b), el observador (situado en el plano inferior) sigue viendo
sólo la fuente central, le falta un 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 20 grados
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 atrás, por lo
que .15 años luz después de (c), el observador verá que el nódulo 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 manera igual en todas direcciones,
parecerá brillar preferencialmente en la dirección de su movimiento. Si
él chorro es relativista —su movimiento alcanza casi la velocidad de los
fotones que emite— el efecto es muy pronunciado (Figura 52).
Tomemos el caso del chorro, cuyo movimiento relativista produce la
ilusión de la expansión superlumínica 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, los fotones en este cono
se verán más energéticos. Esto se debe a que, al moverse casi en
dirección del observador, sufrirán un corrimiento Doppler al azul en
longitud de onda, por lo que aumentará la frecuencia, y por ende la
energía. El resultado neto es impresionante: si el observador está de
frente —o casi—al cono, el chorro se verá entre cien y mil veces más
brillante que si estuviese en reposo. Si el observador está
completamente fuera del ángulo de apertura del cono, el chorro será
prácticamente invisible.
Usando estos hechos, podemos ahora dar una interpretación unificada
de la diversidad de radiofuentes extragalácticas que se observan.
Supongamos que la mayoría de las radiofuentes extragalácticas
eyectan chorros en direcciones opuestas desde el núcleo. Si los chorros
se eyectan a un ángulo pequeño con respecto a la dirección de la
fuente al observador —a la Tierra— veremos sólo el chorro dirigido
hacia nosotros. Esto explicaría los chorros unilaterales. En el caso
extremo en que el chorro esté dirigido directamente hacia nosotros —o
casi— el aumento de brillo será tan grande que, por contraste, puede
impedirnos ver todo el gas circundante a la fuente 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. Este modelo 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 velocidad cercana 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 0.75c, 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 dirección de movimiento. La forma de cada
haz muestra sólo la forma como la intensidad de la radiación varía con el
ángulo de emisión. Visto directamente de frente, el emisor es, en (a), siete
veces más brillante que un emisor estacionario, en (b) 30 veces más brillante,
en (c) 440 veces más brillante y en (d) 3 1000 veces más brillante.
Finalmente, cuando la dirección de eyección de los chorros fuese
perpendicular —o casi— a la línea visual, 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 (sólo se ven los lóbulos,
pero no la conexión con la fuente central). Para fuentes menos
potentes, el efecto de direccionalidad 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 núcleo galáctico 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 de las galaxias, por otra parte, se
calcula en aproximadamente diez mil millones de años, es decir, el
cuasar agotará 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, desde que emitieron la luz que nos
está llegando en este momento. Por lo que ahora, seguramente, ya se
han convertido en galaxias como la nuestra, con soles y sistemas
planetarios y quizá con astrónomos que al observar 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 de nuestra 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 radio
nos permiten "ver" muy cerca del núcleo.
En el núcleo de nuestra galaxia hay una fuente de radio llamada
Sagitario A (Figura 22) y una potente fuente infrarroja. Las
observaciones infrarrojas indican que por lo menos dos millones de
estrellas se encuentran concentradas en un radio de tres años luz (en
comparación, no existe ninguna estrella a tres años luz de distancia
alrededor del Sol). Además, se han detectado en esa misma región
grandes nubes de gas cuyo movimiento indica que giran alrededor de
un objeto cuya masa es de cinco millones de masas solares y cuyas
dimensiones son aproximadamente las del Sistema Solar. Desde luego,
las características descritas hacen pensar en un agujero negro.
Además, de observaciones de radio se detecta la presencia de arcos 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 tan débiles 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 agujero negro 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 radiogalaxia familiar. Varios grupos de astrónomos han
encontrado, independientemente, que la concentración de estrellas y
su velocidad aumentan fuertemente hacia el centro de la galaxia
(Figura 53). El análisis de las observaciones 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 al centro de la galaxia M 87. Cada punto representa
una medida. La curva punteada corresponde a un modelo estándar de galaxia
elíptica. La curva sólida, que se ajusta perfectamente a las observaciones,
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 astrónomos mexicanos y, simultáneamente, un grupo de
astrónomos finlandeses, descubrimos una variabilidad en el brillo de
este objeto que se producía periódicamente cada 20 minutos. Desde
hacía ya varios años, se había estado buscando este tipo de
comportamiento como una de las evidencias observacionales más
directas de la existencia de un agujero negro. La razón es que, para
que podamos ver una variación regular de la luz del núcleo, cualquiera
que sea el proceso que origina dicha variación, este proceso debe
darse siempre en el mismo lugar, y el periodo delimita las dimensiones
de dicho lugar. En este caso particular, si el aumento de brillo se repite
regularmente cada 20 minutos, algo sucede periódicamente en un
espacio físico de 20 minutos luz (aproximadamente la distancia del Sol
a Marte). Estas dimensiones tan reducidas sólo pueden corresponder 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 de choque— producidas por el material
chocado en el borde interno del disco (Figura 49). Estas manchas
aparecen y se ocultan, periódicamente, al ser eclipsadas por el disco
mismo (recordemos que, por lo menos cerca del agujero negro, el
disco se infla y tiene un grosor apreciable). Hemos calculado que para
poder ver este "eclipse de manchas", el ángulo entre el eje de rotación
del disco y la línea visual debe ser muy pequeño: 11 grados. Esto
concuerda con la idea de que, en los objetos tipo BL Lac, estamos
observando el chorro y el agujero negro casi de frente.
El grupo finlandés, a partir de observaciones de radio, llegó a una
conclusión similar. Las observaciones han 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 no deja de tener su encanto.
Además de la solución que representa un agujero negro, las
ecuaciones de Einstein para un cuerpo esférico tienen otra solución
que representa un agujero blanco. Un agujero blanco es lo contrario de
un agujero negro: es una región del espacio en la que, a partir de una
singularidad,9 la materia y la energía emergen al Universo. El
movimiento sólo puede ser en un sentido: de adentro hacia afuera y
nunca al revés (precisamente lo contrario de un agujero negro).
No toda solución matemática representa una realidad física, y una de
las razones por las que se cree poco probable que existan los agujeros
blancos es que la solución es inestable. Un ejemplo de solución
inestable es el equilibrio de una canica sobre la cabeza de un alfiler
(corresponde a una solución inestable de las ecuaciones de la
mecánica clásica). La situación real es poco probable, aunque no
imposible —al menos en principio.10
No sabemos si existen los agujeros blancos; sin embargo, la idea de
que los cuasares fuesen agujeros blancos ha seducido a algunos
astrónomos. La teoría se ha desarrollado poco, pues enfrenta varias
dificultades.
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 el libro Los hoyos negros y la curvatura del espaciotiempo, de S. Hacyan, núm. 50 de esta misma serie.
5 Un análisis más detallado se da en S. Hacyan, op. cit.
6 Además, de la TGR se deriva una demostración rigurosa de la
existencia de una masa límite para lograr el 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 al
cuadrado.
9 Al estado en que toda la materia está comprimida en un punto con
densidad infinita, se le llama una singularidad del espacio-tiempo.
10 Para una discusión más profunda sobre los agujeros blancos se
recomienda ver a S. Hacyan, op. cit.
V I I .
F A R O S
Q U E A L U M B R A N
P A S A D O
LA CONTROVERSIA DEL CORRIMIENTO AL ROJO
E L
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 se toman
como dogmas de fe.
La idea fundamental que hemos manejado a lo largo del presente libro
es que los cuasares se encuentran a distancias cosmológicas. Es decir,
que el corrimiento al rojo se debe al efecto Doppler producido por una
velocidad de recesión atribuible a la expansión del Universo, y que esta
velocidad implica grandes distancias. 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 cuasares fuesen objetos
relativamente cercanos. El atractivo de esta alternativa residía en que,
si los cuasares eran objetos relativamente cercanos, su luminosidad
intrínseca no sería descomunal. Se podría tratar de algún tipo 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 una
montaña, 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 y
compacto sea un cuerpo, mas "cansados" saldrán los fotones.
Recordemos que, para un fotón, perder energía significa disminuir su
frecuencia, es decir, enrojecerse.
Estudios detallados mostraron que si los corrimientos observados
fuesen producidos por este efecto, esto tendría otra consecuencia: las
líneas de emisión se ensancharían a tal punto que se embarrarían en el
continuo, y sería imposible observarlas. Desde luego, este efecto
existe (es particularmente importante muy cerca de un agujero negro),
pero definitivamente no es el responsable del corrimiento al rojo
observado
en
los
cuasares.
Figura 54. La galaxia NGC 4319 y el cuasar Markarian 205 parecen estar
conectados físicamente. Sin embargo, la interpretación cosmológica del
corrimiento al rojo implica que el cuasar es diez veces 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 una cantidad
considerable de fotografías en las que aparecen cuasares
aparentemente conectados a alguna galaxia o grupos de galaxias con
corrimientos considerablemente menores al del cuasar. Uno de los
ejemplos más patentes es el caso de la galaxia NGC 4319 y el cuasar
Markarian 205 (Figura 54). El corrimiento 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 la galaxia y el cuasar. Si ambos objetos
se hallan ligados, deben estar a la misma distancia, dice Arp; ambos
se encuentran a la distancia derivada del corrimiento al rojo de la
galaxia, esto es, setenta y ocho millones de 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 de situaciones similares, uno
más se muestra en la figura 56.
Figura 55. Imagen digitalizada de CCD que muestra el detalle del puente que
une a NGC 4319 y Markarian 205. La línea delgada que los une es espuria
(efecto
del
CCD),
pero
el
halo
circundante
es
real.
Figura 56. Imagen digitalizada de la cadena de galaxias conocida como
VVI72. La galaxia señalada con la flecha tiene un corrimiento al rojo
discordante con el de las otras cuatro. Sin embargo, el grupo parece envuelto
por
un
lado
común.
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, hay algunas explicaciones
posibles: puede tratarse de la proyección de un brazo de la galaxia
espiral (Figura 57). Puede ser un pequeño brazo o una protuberancia
de la galaxia que por casualidad apunta en dirección al cuasar. Puede
ser un tercer objeto, una galaxia de fondo que se interpone entre
ambos. Arp ha insistido mucho en que la probabilidad de que el azar
determine dichas proyecciones para todos los ejemplos que ha
acumulado, 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
distancias
cosmológicas
es
cada
vez
más
abrumadora.
Figura 57. ¿Es la Markarian 205 realmente compañera de NGC 4319? En (a) la
galaxia y el cuasar se encuentran a la misma distancia, pero no podemos
excluir la posibilidad (b), en que el cuasar está mucho más distante y se ve
proyectado junto a la galaxia. La proyección de uno de los brazos espirales de
la
galaxia
podría
producir
el
efecto
del
puente.
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
al efecto Doppler producido por la expansión del Universo. También
está fuera de duda que las galaxias obedecen la ley de Hubble —a
mayor velocidad de recesión, mayor distancia— pues para muchas
galaxias se puede determinar la distancia por métodos independientes
del corrimiento al rojo y verificar esta distancia con la que se obtiene
del corrimiento. Si los cuasares representan el caso extremo —más
energético— de actividad en el núcleo de una galaxia, entonces, en
otros aspectos, como su velocidad de recesión, representan también
una continuidad.
Por otra parte, existen contraejemplos concretos a los casos de Arp:
cuasares asociados a cúmulos distantes de galaxias, y gracias a los
detectores CCD, se han logrado obtener imágenes de galaxias con
corrimientos 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 las galaxias 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=3.215.
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
pasar cerca del Sol, podemos medir el efecto de la deflexión
gravitacional de los rayos luminosos. El efecto predicho por Einstein ha
sido comprobado en múltiples ocasiones con gran exactitud. En este
ejemplo, el Sol 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 lentes
doblan 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 ángulo
directamente proporcional a la masa del objeto lente, e inversamente
proporcional a la distancia a la que pasan los rayos del objeto lente.
Una pregunta sumamente interesante que surge en este contexto es:
¿puede una lente gravitacional producir imágenes como una lente
óptica? En 1936, el mismo Einstein demostró que, en principio, una
estrella 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 a que el efecto es importante sólo cuando el observador, la
lente y la fuente luminosa están perfectamente alineados -coincidencia
extremadamente improbable.
Figura 59. El Sol deflecta los rayos luminosos de una estrella que pasan cerca
de él produciendo un efecto de lente gravitacional. Este efecto se ha podido
comprobar midiendo la posición de una estrella cercana al limbo solar
durante
un
eclipse,
y
comparándola
con
su
posición
nocturna.
Un año más tarde, el astrónomo suizo Fritz Zwicky planteó el problema
desde otra perspectiva: puesto que las galaxias distantes de gran
masa son bastante abundantes, la probabilidad de observar el efecto
de lente con galaxias, debía ser mucho mayor. Desafortunadamente —
y esto sucede con cierta frecuencia— la publicación 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 una cantidad de posibilidades teóricas
bastante intrigantes. Dependiendo de una serie de propiedades de los
elementos del arreglo —observador, lente y fuente luminosa—, como
tamaños y posiciones relativas, un observador podría ver distintos
tipos de imágenes: un anillo, arcos o un conjunto de varias imágenes
(Figura
60).
Figura 60. Imágenes formadas por diversas configuraciones de lentes
gravitacionales. En (a) se forman dos pequeñas imágenes como consecuencia
de una lente pequeña desalineada; en (b) una lente grande (masiva) forma
una imagen triple; en (c) se forma una imagen cuando la lente está muy
desalineada; 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 el objeto lejano.
En 1979 se descubrió un curioso par de cuasares cerca de la
constelación de la Osa Mayor, que tienen una separación de tan sólo
seis segundos de arco y se encuentran alineados en dirección NorteSur. Al cuasar del Norte se le bautizó A y al del Sur B y el par recibió el
nombre de 0957+561 A, B (los números se refieren a las coordenadas
celestes).
Las líneas espectrales de ambos cuasares tienen exactamente el
mismo corrimiento al rojo —que implica una distancia de tres mil
millones de años luz. Además, las características espectrales de ambos
cuasares son 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 casualidad tan 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 una lente gravitacional.
Esta idea se confirmó al estudiar estos cuasares a distintas frecuencias
y descubrir que, desde el radio hasta el ultravioleta, la razón del brillo
entre los cuasares gemelos permanecía constante. Cuando, un año
más tarde, se descubrió un cúmulo de galaxias en dirección del par —a
un segundo de arco de distancia proyectada en el cielo— todo pareció
encajar de maravilla, pues este cúmulo debía ser el que producía el
efecto de lente.
Existe, sin embargo, una dificultad con la interpretación: según la
teoría, una galaxia tipo cD —que son las más 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 podido detectar. Hasta ahora, se
han descubierto aproximadamente diez casos similares —algunos
dudosos— que se interpretan como lentes gravitacionales. En todos los
casos se ven sólo dos imágenes, de modo que la tercera —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 inmensos arcos alrededor de los cúmulos
de galaxias Abell 370 y 2242-02 en Acuario (Figura 61). Los arcos son
perfectos y miden cientos de miles de años luz. El astrónomo polaco
Bohdam Paczynski ha sugerido que quizá se trate de imágenes de
lentes gravitacionales (Figura 60d).
Figura 61. Recientemente se descubrieron dos arcos gigantescos (trescientos
mil años luz de longitud) 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
del
Observatorio
Nacional
de
Kitt
Peak.
3. FAROS QUE ALUMBRAN EL PASADO
Hemos visto que todo parece indicar que los cuasares son,
efectivamente, los objetos más distantes en el Universo. Cuando la luz
de los más lejanos de estos objetos inició su viaje hacia la Tierra, la
edad del Universo era una cuarta parte de lo que es hoy en día (se
calcula que la edad actual es de quince mil millones de años), de
manera que del estudio de los cuasares podemos obtener información
sobre el pasado del Universo.
Un primer tipo de estudio estadístico que se llevó a cabo fue el de ver
qué tipos de corrimientos al rojo tienen los cuasares. Lo primero que
resulta evidente, ya lo hemos señalado antes, es que no existen
cuasares cercanos (con Z = O). Todas las estadísticas han mostrado
que las tres cuartas partes de los cuasares tienen corrimientos al rojo
entre 1.8 y 2.4 (en promedio de Z = 2). Y hasta hace unos cuantos
años 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 artificial impuesto por
las técnicas de detección?
Las implicaciones de la existencia de dicho límite real son muy
importantes; implica, por ejemplo, que al menos 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 completo de su evolución,
desde que nacieron hasta que se apagaron (o, cuando menos, hasta
que se transformaron en algún otro objeto).
Al principio de la década de los ochenta, en los observatorios sureños
de Australia y Cerro Tololo se inició la 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 pueden obtener placas que cubren
extensas regiones del cielo.
El logro fundamental consistió en desarrollar emulsiones fotográficas
para estas placas, sensibles hasta longitudes 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 ,
cuya longitud de onda en reposo es de 1 215 Å, se corre hasta caer a
longitudes de onda mayores de 5 500 Å. Y es precisamente con el uso
de esta intensa línea de emisión como pueden identificarse los
cuasares en las placas, distinguiéndolos de las estrellas. 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, con un corrimiento mayor de 3.5, es,
por lo menos, tres veces menor que la de cuasares con un corrimiento
de 3. Este límite no excluye la posibilidad de que se encuentren unos
cuantos cuasares con corrimientos mayores (de hecho se conocen dos
con Z = 3.78 y uno con Z = 3.80). Sin embargo, es evidente que
estamos ante un límite real.
Una evidencia adicional que apoya esta conclusión es el hecho de que
los radioastrónomos no han encontrado tampoco cuasares más
distantes, con todo y que usan métodos de detección diferentes de los
ópticos. Ni con los satélites infrarrojos o de rayos X se han podido
detectar cuasares más lejanos. De vital importancia 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 máxima alrededor de Z =2; continúa a ser
grande hasta Z =3.2, aproximadamente, y luego decae abruptamente
para corrimientos mayores de 3.5. Este límite implica un cambio
abrupto en las propiedades del Universo correspondiente a esa época.
La interpretación más simple es que todos los cuasares se formaron
hace aproximadamente trece mil millones de años, lo cual, desde
luego, marca un suceso muy importante en la evolución del Universo,
sobre todo si tenemos en cuenta la idea de que los cuasares son los
precursores evolutivos de las galaxias.
Hasta aquí hemos hablado de la distribución radial —en distancia— de
los cuasares. También es importante 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 análisis estadísticos de los datos para saber si
hay algún patrón de agrupamiento. Imaginemos que lanzamos granos
de arroz al aire; al llegar al suelo, algunos granos caerán más cerca de
otros que la distancia promedio entre los granos; sin embargo, este
agrupamiento se debe al azar. De la misma manera, se observan
algunos grupos o cúmulos de cuasares. Los análisis estadísticos indican
sin embargo que el agrupamiento es azaroso y que la distribución de
los cuasares en el espacio es homogénea. La distancia promedio entre
los cuasares con corrimientos alrededor de Z = 2 es de
aproximadamente 400 millones de años luz. Para cuasares 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 material intergaláctico y las galaxias más lejanas.
Como ya mencionamos (capítulo IV, en los cuasares con grandes
corrimientos al rojo se observan varios sistemas de líneas de absorción
que se cree se producen por material a distintas distancias entre el
cuasar y nosotros. Este material puede ser parte de la periferia de una
galaxia o nubes de material intergaláctico.En el cuasar OQ 172, cuyo
corrimiento es de Z = 3.78, se han analizado en detalle los sistemas
de líneas de absorción (Figura 62). El sistema de mayor corrimiento
corresponde a Z = 3.092. Del análisis de las líneas se obtienen dos
conclusiones importantes: una es que la composición química del
material absorbente a esa distancia es básicamente la misma que en
nuestra galaxia. 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 la evolución del Universo están aún en estudio.
Figura 62. Parte azul del espectro de absorción del cuasar OQ 172 (Z emisión =
3.40). Se muestran diversos sistemas de absorción con distintos valores de
Zabsorción. Espectro tomado con el telescopio soviético de 6 m.
La observación y estudio de los cuasares es una de las actividades más
fascinantes en el campo de la astrofísica así como una fuente
inagotable de sorpresas.
A P É N D I C E
Desde que este libro fue publicado por primera vez, ha habido avances
importantes en el campo de los cuasares, avances que se han dado
más en el aspecto técnico que en el teórico. Me explico: las
observaciones del telescopio espacial HUBBLE (Figura 63), del satélite
GRO (del inglés "Gamma Ray Observatory") y, sobre todo, del satélite
infrarrojo IRAS, han proporcionado una gran cantidad de datos nuevos.
Algunos apuntan a confirmar el paradigma fundamental de la
generación de energía debido a un agujero negro central. Otros datos
han abierto nuevas incógnitas y nos hacen pensar que el fenómeno de
actividad nuclear es, por un lado, menos singular de lo que
pensábamos (está presente en los núcleos de muchas galaxias —
quizás todas—, aunque a niveles distintos). Por otro lado, hoy sabemos
que el fenómeno es más complejo, e involucra muchos procesos físicos
simultáneamente. A continuación, se hace un resumen de las ideas
fundamentales del paradigma mencionado arriba, y del desarrollo
reciente del tema, fundamentalmente en la línea de interacción de
galaxias.
Figura 63. Imagen de la radiogalaxia NGC 4261 tomada con el telescopio
espacial HUBBLE. A la izquierda, la escala es mucho mayor, se muestra la
galaxia completa superpuesta a los lóbulos bilaterales de emisión en radio. A
la derecha, gracias a la resolución del telescopio fuera de la atmósfera
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 fuerza gravitacional del agujero negro atrae
material de la galaxia circundante, gas y estrellas, que por su
momento 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
cercanías del agujero negro. El remolino de gas así formado (su
nombre técnico es: "disco de acreción") se calienta por fricción,
pudiendo radiar tanta energía como un billón de soles y, sin embargo,
sus dimensiones son apenas mayores a las del sistema solar. La mayor
parte del material acaba cayendo y desapareciendo en el agujero
negro. Justo antes de desaparecer para siempre "detrás" del horizonte
de eventos, cada partícula emite 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" que entra en la fórmula de la página
114), de las partículas se convierte en energía. Para que se manifieste
la actividad, 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— "el
monstruo tenga de comer". Parte del gas, sin embargo, el más lejano
al plano ecuatorial del disco (que más bien es como una llanta, ya que
no es realmente plano), logra ser acelerado en el borde interno del
remolino y emitido en forma de chorros de plasma perpendiculares al
plano del disco. Este escenario puede explicar, además, los chorros de
plasma de alta colimación observados en cuasares y otros núcleos
activos 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 material para "engullir" —una vez
agotado el gas normal del núcleo galáctico—, varios han llevado este
modelo más lejos, afirmando que un cuasar solo puede formarse
cuando ocurre una colisión de dos galaxias de masa 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 en el proceso de la colisión.
En cualquiera de los casos, la colisión causa que una gran cantidad de
gas fluya hacia el núcleo de la nueva galaxia, "encendiendo" un
cuasar. La idea de las colisiones de galaxias no es nueva; 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 conocido como "la antena" en la constelación del
Cuervo. En aquella época, las simulaciones que se podían hacer en las
computadoras, de la interacción de galaxias, sólo tomaban en cuenta a
las estrellas, no al gas. Esto era una 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 de las estrellas ni se
tocan entre sí. Pero para hacer simulaciones que incluyan al gas, se
requieren supercomputadoras, y éstas han dado resultados
sumamente interesantes. El gas que llena los enormes volúmenes del
espacio interestelar, debido a la colisión, se aglutina en el centro de la
galaxia remanente de la 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 se
logra detectar la galaxia subyacente, ésta siempre presenta morfología
perturbada. En este esquema, no cualquier colisión de galaxias crea un
cuasar, sino sólo aquellas en que ambas progenitoras tengan mucho
gas, preferentemente molecular. Así, el cuasar sería la manifestación
más extrema del proceso de fusión de galaxias. La evidencia clave
para confirmar esta idea vino de los descubrimientos hechos con el
satélite IRAS, que en 1983 detectó una serie de galaxias cuya
luminosidad en el infrarrojo (estamos hablando de longitudes 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 gran cantidad de gas y polvo
que rodean al núcleo. El polvo absorbe la enorme radiación del cuasar,
lo que lo hace indetectable en longitudes de onda de luz visible. Pero el
polvo, al absorber esta radiación, se calienta y 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, y varias 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 que TODAS muestran
morfologías de galaxias en colisión. El prototipo de estos objetos es la
galaxia
conocida
como
ARP
220
(Figura
64).
Figura 64. Imágenes de ARP 220. A la izquierda, desde la Tierra. A la derecha,
desde el telescopio espacial HUBBLE.
Al producirse la colisión, el enorme flujo de gas hacia el núcleo genera
ondas de compresión y de choque que producen enormes brotes de
formación estelar. Las estrellas más masivas del brote pierden gran
cantidad 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 de éste 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% de su energía en el infrarrojo; sin embargo, ya
tiene claramente características de cuasar visible y su morfología
refleja indudablemente colisión de galaxias; además se le ha detectado
una enorme cantidad de gas 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 con todas estas ideas; algunos
piensan que la interacción de galaxias puede ser una condición
suficiente, pero no necesaria, para formar cuasares, es decir, que no
todos los cuasares se forman así. Recientemente, se ha logrado
obtener imágenes muy profundas de varios cuasares con los
telescopios óptico-infrarrojos "Keck" y el Franco-Canadiense, en
Hawaii. En aproximadamente el 90% de los casos, se ha detectado una
galaxia subyacente con morfología de interacción. Sin embargo, estas
observaciones sólo han sido posibles para los cuasares más brillantes.
Por otro lado, algunos astrónomos piensan que las galaxias
superluminosas detectadas en el infrarrojo por IRAS, si bien todas
parecen ser producto de colisiones, no necesariamente todas son
"protocuasares". Se argumenta que la colisión puede generar
solamente un gigantesco brote de formación estelar en el centro, y
este brote puede explicar las propiedades observadas. Para dilucidar
este punto, existe una prueba crucial que deberá hacerse: si las
galaxias infrarrojas son cuasares disfrazados (o protocuasares) 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 más lejano 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 —que es lo que ha tardado
en su viaje por el espacio hasta llegar a nosotros—, el Universo era
mucho más joven y estaba menos expandido. Por lo tanto, la densidad
de galaxias en un volumen dado del espacio era mucho mayor y,
consecuentemente, la probabilidad de colisión entre ellas era también
mayor. Esto explicaría, de paso, el hecho de que ya no se formen
cuasares (no hay cuasares cercanos); esto, junto con el hecho de que
las galaxias actualmente no tienen tanto gas como cuando acababan
de formarse, pues lo han "usado" para formar estrellas. El punto
fundamental es averiguar si la distribución de corrimientos al rojo de
las galaxias infrarrojas es la misma que la de los cuasares. Pero para
esto debemos esperar a tener un mejor telescopio infrarrojo que nos
permita ver galaxias infrarrojas más lejanas. Esto será factible a
principios del próximo siglo, cuando se espera lanzar el telescopio
SIRTF (del inglés: Space Infrared Telescope Facility).
Una de las preguntas fundamentales en este campo es: qué tipo de
procesos físicos dominan la emisión observada en distintas frecuencias
de los diversos núcleos activos de galaxias (incluidos los cuasares). La
hipótesis de trabajo mayoritariamente admitida es que dependiendo de
cuánto material tenga el agujero negro 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 ser comparable 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 galaxia circundante. En la mayoría de los casos,
observamos una mezcla de estos procesos con contribuciones distintas
en distintos rangos de frecuencias. Uno de los grandes retos de este
campo es el de poder desentrañar el origen de todas las contribuciones
a la emisión de estos objetos. En este esquema, hay quienes 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 el presente. Existen
ciertas evidencias de actividad nuclear en el centro de nuestra galaxia,
aunque son solo evidencias indirectas y no pruebas. En este caso, es
muy difícil detectar la actividad nuclear. Y en el otro extremo, el de los
objetos más activos, lo difícil es detectar la galaxia circundante.
Recientemente logramos ver, por primera vez, la galaxia circundante a
un objeto tipo BL Lac: el "lagarto" OJ 287. Esta imagen fue obtenida
en el Observatorio Astronómico Nacional de México, en San Pedro
Mártir, Baja California, por Déborah Dultzin y Erika Benítez (Figura
65). En este caso se estudió también la vecindad del lagarto, y se
encontró evidencia de interacción de galaxias, como en el caso de los
cuasares.
Figura 65. Esta imagen de OJ 287 y su entorno tiene un tiempo de exposición
equivalente a casi cinco horas ( en realidad se han sumado varias imágenes
digitales) y se ha procesado con técnicas especialmente desarrolladas para
realzar zonas de bajo brillo superficial. Se superponen contornos de
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 se descubrió que también presenta
estallidos de brillo periódicos cada doce años. Su brillo durante estos
eventos aumenta en factores de miles de veces. El único modelo capaz
de explicar este comportamiento periódico, es el que supone la
presencia de DOS agujeros negros en el núcleo, girando uno alrededor
del otro (o ambos alrededor del centro de masa del sistema). Estos
dos agujeros negros podrían reflejar el resultado de la fusión de dos
galaxias; la acción de marca entre ambos y sus discos de acreción
provocaría variaciones periódicas en la cantidad de acreción al mayor
de los agujeros negros. En el marco de este modelo, se predijo un
estallido de brillo para el invierno de 1994, y éste fue, en efecto,
observado en el marco de una colaboración internacional. De esta
manera, vemos que todo encaja en el marco de las interacciones entre
galaxias como detonantes de actividad al mover grandes cantidades de
gas al núcleo para "alimentar al monstruo" .
C O N T R A P O R T A D A
"Los astrónomos —afirma la doctora Déborah Dultzin— pueden ser
considerados como los mejores detectives del mundo, pues para
estudiar el Universo cuentan con sólo un dato, una pista: la luz. No
pueden realizar experimentos en los que manipulen su objeto de
estudio y todo lo que saben de los cuerpos celestes: masa,
temperatura, tamaño, composición química, etc., lo deducen, como
Holmes modernos, a partir 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 y nuevos y misteriosos objetos han sido
captados por los complejos aparatos de observación con que se
cuenta, algunos de ellos instalados en sondas espaciales o en satélites
de la Tierra, más allá de la atmósfera de nuestro planeta. Así, en los
años cincuenta los radioastrónomos descubrieron una multitud de
objetos estelares que emitían, en radiofrecuencia, una gran cantidad
de radiación mas, debido al problema de resolución de los
radiotelescopios en ese tiempo, no era posible saber qué clase de
objeto visible correspondía 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 gran telescopio de Monte Palomar, buscó lo que había
en dicha posición y así describe lo que vio: "Una débil estrellita 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 no pudieron identificar ni una sola línea
del espectro de 3C48. Sin elementos a la mano para resolver el
enigma, los astrónomos se limitaron de momento a ponerle un
nombre: radiofuente cuasi-estelar que terminó por abreviarse en
cuasar.
LLevó tiempo descubrir que la anomalía en las líneas del espectro se
debía (es una de las hipótesis al respecto) a la increíble velocidad con
que los cuasares se desplazan: un tercio o más de la velocidad de la
luz. Quedan aún muchas interrogantes con respecto a los cuasares,
que algunos astrónomos consideran núcleos 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 de Ciencias de la UNAM, e hizo estudios de
posgrado en la ex URSS y en Francia. Actualmente es investigadora
titular en el Instituto de Astronomía de la UNAM y también
investigadora nacional. Colabora asiduamente en revistas de
astronomía. Ha sido invitada a impartir conferencías en varios países y
es pionera en México en el campo de estudios sobre cuasares y
núcleos activos de galaxias.
Diseño: Carlos Haces, Portada: M-17. Región de gas caliente que rodea
las estrellas jóvenes.