Forn 3C273

1992/12/01 Arregi Bengoa, Jesus Iturria: Elhuyar aldizkaria

• Astronomia

L'any vinent es compliran 30 anys des que les kuasareas van ser considerades com a objectes extragalácticos i van començar a conèixer-se amb aquest nom. L'estudi de la font de ràdio 3C273 va ser el que va donar lloc a aquestes conclusions, encara que no es va apreciar cap particularitat quan es va considerar primera estrella i posteriorment com a font de ràdio. L'etiqueta 3C273 deriva de ser l'objecte 273 del catàleg 3 de fonts observades amb el radiotelescopi de Cambridge. Aquest llistat va finalitzar en 1959, però per a llavors ja havia vist 3C273 amb telescopis òptics, juntament amb altres estrelles de la constel·lació de Virgo. Per als astrònoms era una estrella normal de magnitud 13 sense cap distinció. Si tenim en compte que amb un telescopi medio a simple vista podem veure objectes de fins a 6a magnitud, es pot dir que es veu bastant discreta.

El profund estudi d'aquest astre va començar en 1962, quan els col·laboradors de Cyril Hazard i la Universitat de Sidney van descobrir que aquella estrella de la constel·lació de Virgo i la font de ràdio 3C273 estaven en la mateixa posició en el firmament. Per a això van utilitzar la tècnica de recobriment dels astres afectats per la Lluna, ja que la precisió de les coordenades donades en el catàleg de Cambridge era insuficient. Tenint en compte que la Lluna havia de cobrir tres vegades l'aixeta 3C273 en un termini de pocs mesos, l'equip d'investigadors va mesurar la durada d'aquestes cobertes. La posició de la vora de la Lluna es pot mesurar molt bé, per la qual cosa les de la font de ràdio també es van calcular amb gran precisió. És més, es va comprovar que la font tenia dos focus i es van calcular les coordenades de tots dos. La següent identificació òptica va ser senzilla: un dels dos focus estava en el mateix lloc de l'estrella esmentada.

El següent pas va ser analitzar l'estrella de la ràdio. És llavors quan comencen a sorgir els imprevistos. Al principi es va pensar que tant 3C273 com altres fonts de ràdio òpticament identificades en la mateixa època eren estrelles, però el seu espectre era totalment desconegut, totalment diferent al que les estrelles mostren en els diferents passos de la seva evolució. No obstant això, a principis de 1963, Schmidt de Maart va trobar una explicació per a aquest espectre, acceptant un enorme lliscament cap al vermell de les línies d'emissió. Aquest lliscament es va considerar com a conseqüència de la velocitat radial d'allunyament de l'objecte, és a dir, de l'efecte Doppler, descartant altres interpretacions com els efectes gravitacionals. M. Tenint en compte el lliscament mesurat per Schmidt, la velocitat d'allunyament de l'objecte 3C273 havia de ser de 44.700 km/s.

Com és sabut, l'Univers està en expansió i la velocitat de propagació o allunyament dels astres és proporcional a la distància, sent la constant d'Hubble constant de proporcionalitat. El seu valor no ha pogut ser completament determinat fins avui, però si considerem que tal com és habitual oscil·la entre 20 km/s i 30 km/s, la distància a l'objecte 3C273 oscil·la entre 2.000 i 3.000 milions d'anys llum. Gairebé simultàniament J. Greenstein i T. A. Els senyors Mattews van estudiar l'espectre de l'objecte 3C48, arribant a conclusions similars. En aquest cas la velocitat d'allunyament era molt major, entorn dels 110.000 km/s. Per tant, la distància a l'objecte també és superior al doble de la distància a 3C273. L'observació òptica més detallada realitzada després de l'obtenció d'aquests resultats va confirmar que la morfologia dels astres esmentats tampoc és la que mostren les estrelles íntegrament. D'una banda, 3C273 té imputació de matèria. 3C48 presenta aspecte difús.

Tenint en compte totes les raons que hem esmentat, es podia afirmar sens dubte que aquests objectes no eren estrelles, sinó altres objectes extragalácticos. A causa del seu caràcter d'emissores de ràdio i a la seva innegable semblança estel·lar, van començar a denominar-se cuasare (abreviatura de l'anglès “quasi stellar ràdio sourde”). No obstant això, els professionals solen nomenar-los amb les sigles QSO (quasi stellar object).

Actualment es coneixen més de tres mil cuasares. Encara que els primers es van trobar gràcies a la seva ràdio emissió, no tots tenen emissions que detectar. D'altra banda, quant a la velocitat de propagació, s'han trobat velocitats superiors a les que es podia imaginar. Per exemple, la velocitat corresponent al lliscament de la Xarxa PC1158 + +4658 en la constel·lació d'Ursa Major és el 94% de la de la llum, la qual cosa fa que la distància a nosaltres sigui entre 9.000 i 14.000 milions d'anys llum, en funció del valor que prenguem per a la constant d'Hubble. És a dir, es creu que les primeres galàxies van començar a formar-se alguna cosa abans d'aquesta època en estudi; uns 10 milions d'anys després de la Big-Bang.

Fins ara només hem parlat de les velocitats i distàncies de les cuasares. No obstant això, només conèixer aquesta última magnitud és suficient per a arribar a una primera conclusió important, la corresponent a l'enorme força d'emissió de les cuasares. Com pot arribar la seva llum fins nosaltres? Si ens associem al cas de la Xarxa 3C273, tenint en compte la distància i la intensitat d'emissió que ens arriba en tots els camps de l'espectre, s'estima que la lluentor d'aquesta Xarxa ha de ser 1014 vegades el del Sol. Si considerem que la nostra galàxia està composta per aproximadament 100 mil milions (1011) estrelles similars a la mitjana del Sol, la lluentor del cuasar 3C273 és 1000 vegades el d'una galàxia normal.

L'estudi de les línies d'emissió espectrals permet estimar la massa del nucli de la quasi. Algunes de les línies d'emissió de les cuasares són més àgils que les que s'obtenen en el laboratori. Aquesta ampliació és representativa del moviment del núvol origen de l'emissió. A causa del moviment de rotació, la mesura de l'ample de les línies permet calcular la velocitat del núvol. És lògic considerar que el moviment del núvol és degut per força de gravetat generada per la massa del nucli del núvol. Així, la velocitat del núvol ens informarà de la força i, en definitiva, de la massa motriu.

Vegem els resultats que obtenim aplicant això a 3C273. Suposem un núvol que es mou a 5.000 km/s. Si la distància des del núvol fins al centre del núvol fora de 10 anys llum (dada totalment abalisada perquè encara no s'ha obtingut aquesta mesura), la massa del nucli de 3C273 seria 2.000 milions de vegades major que la del Sol, 500 vegades menor que la d'una galàxia normal.

Sembla contradictori que, a l'ésser la massa de la quasi menor, l'energia sigui tantes vegades major. La clau del problema radica en la reducció del volum d'acumulació d'aquesta massa. En general, les cuasares presenten grans variacions de lluentor. El temps necessari per a dur a terme aquests canvis ens proporciona informació sobre la grandària de la regió emissora. Vegem per què. Perquè l'increment de lluentor sigui representatiu en un temps donat, el procés generador d'energia ha de ser senzill en tota la regió, però per a això ha de donar-se dins d'unes distàncies limitades.

En cas contrari, el temps que triga el procés a expandir-se per l'espai s'allargarà i l'increment de la lluentor es produirà a una velocitat major. Com la màxima velocitat de propagació de qualsevol procés és la de la llum, podem dir que l'escala temporal de qualsevol canvi (per exemple, un any) ens proporciona l'escala espacial de la regió que ha produït el canvi (en el mateix exemple, un any de llum). És a dir, si el procés s'expandeix per la velocitat de la llum, l'increment de lluentor es produeix a una distància d'un any, però la lluentor augmenta durant un any.

Els estudis realitzats sobre 3C273 han comprovat que els canvis són freqüents. Les escales temporals d'aquests canvis són diferents, però gairebé totes superiors a 10 dies i bastant inferiors a l'any. Per tant, la regió generadora de l'emissió d'energia és de poca llum de mes. En ella s'acumula, doncs, la cinquena part de la massa de la nostra galàxia, amb una lluentor mil gran superior al de la nostra galàxia.

La figura de les cuaseras que acabem d'exposar, porta associada una nova pregunta. Quin procés pot generar tanta energia en un espai tan reduït? En el següent número intentarem respondre a aquesta pregunta.

Acabarem, resumint. Totes les recerques apunten als quasares com a nuclis de galàxies hiperactives. Com aquesta activitat es desenvolupa en el nucli, només la veiem ell, i l'entorn només es percep a través d'una prima lluminositat.

Efemèrides SOL: el 21 de desembre comença l'hivern. 14 h 43 min. (UT) El Sol entra en Capricorn. LLUNES díahora (UT) 26 h 17 min 923 h 41 min 1619 h 13 min 240 h 43 min PLANETES MERCURI: Com vénen les nits més llargues de l'any, a principis de desembre tenim bona manera de veure Mercuri. El dia nou aconsegueix la seva elongació màxima a l'Oest. Així que es podrà veure a la matinada. VENUS: podrem veure-ho al vespre. Encara no estarà alt, però cada vegada més alt. El dia 21 es troba al costat de Saturn, un grau al Sud. MARTITZ: a principis de mes apareix després d'enfosquir-se, però per al final apareix en fosquejar i el veiem tota la nit; molt brillant. JÚPITER: surt cada vegada abans, però no abans de la mitjanit (UT). Així que haurem de veure-ho al matí. SATURN: va perdent altura. Al principi del mes podrem veure'l durant quatre hores després del fosquejar, però només durant dues hores per al final.