Horno 3C273

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

• Astronomia

El próximo año se cumplirán 30 años desde que las kuasareas fueron consideradas como objetos extragalácticos y comenzaron a conocerse con este nombre. El estudio de la fuente de radio 3C273 fue el que dio lugar a estas conclusiones, aunque no se apreció ninguna particularidad cuando se consideró primera estrella y posteriormente como fuente de radio. La etiqueta 3C273 deriva de ser el objeto 273 del catálogo 3 de fuentes observadas con el radiotelescopio de Cambridge. Este listado finalizó en 1959, pero para entonces ya había visto 3C273 con telescopios ópticos, junto con otras estrellas de la constelación de Virgo. Para los astrónomos era una estrella normal de magnitud 13 sin ninguna distinción. Si tenemos en cuenta que con un telescopio medio a simple vista podemos ver objetos de hasta 6ª magnitud, se puede decir que se ve bastante discreta.

El profundo estudio de este astro comenzó en 1962, cuando los colaboradores de Cyril Hazard y la Universidad de Sidney descubrieron que aquella estrella de la constelación de Virgo y la fuente de radio 3C273 estaban en la misma posición en el firmamento. Para ello utilizaron la técnica de recubrimiento de los astros afectados por la Luna, ya que la precisión de las coordenadas dadas en el catálogo de Cambridge era insuficiente. Teniendo en cuenta que la Luna debía cubrir tres veces el grifo 3C273 en un plazo de pocos meses, el equipo de investigadores midió la duración de estas cubiertas. La posición del borde de la Luna se puede medir muy bien, por lo que las de la fuente de radio también se calcularon con gran precisión. Es más, se comprobó que la fuente tenía dos focos y se calcularon las coordenadas de ambos. La siguiente identificación óptica fue sencilla: uno de los dos focos estaba en el mismo lugar de la estrella mencionada.

El siguiente paso fue analizar la estrella de la radio. Es entonces cuando comienzan a surgir los imprevistos. En un principio se pensó que tanto 3C273 como otras fuentes de radio ópticamente identificadas en la misma época eran estrellas, pero su espectro era totalmente desconocido, totalmente diferente a lo que las estrellas muestran en los diferentes pasos de su evolución. Sin embargo, a principios de 1963, Schmidt de Maart encontró una explicación para este espectro, aceptando un enorme deslizamiento hacia el rojo de las líneas de emisión. Este deslizamiento se consideró como consecuencia de la velocidad radial de alejamiento del objeto, es decir, del efecto Doppler, descartando otras interpretaciones como los efectos gravitacionales. M. Teniendo en cuenta el deslizamiento medido por Schmidt, la velocidad de alejamiento del objeto 3C273 debía ser de 44.700 km/s.

Como es sabido, el Universo está en expansión y la velocidad de propagación o alejamiento de los astros es proporcional a la distancia, siendo la constante de Hubble constante de proporcionalidad. Su valor no ha podido ser completamente determinado hasta la fecha, pero si consideramos que tal y como es habitual oscila entre 20 km/s y 30 km/s, la distancia al objeto 3C273 oscila entre 2.000 y 3.000 millones de años luz. Casi simultáneamente J. Greenstein y T. A. Los señores Mattews estudiaron el espectro del objeto 3C48, llegando a conclusiones similares. En este caso la velocidad de alejamiento era mucho mayor, en torno a los 110.000 km/s. Por tanto, la distancia al objeto también es superior al doble de la distancia a 3C273. La observación óptica más detallada realizada tras la obtención de estos resultados confirmó que la morfología de los astros mencionados tampoco es la que muestran las estrellas en su totalidad. Por un lado, 3C273 tiene imputación de materia. 3C48 presenta aspecto difuso.

Teniendo en cuenta todas las razones que hemos mencionado, se podía afirmar sin duda que estos objetos no eran estrellas, sino otros objetos extragalácticos. Debido a su carácter de emisoras de radio y a su innegable parecido estelar, comenzaron a denominarse cuasare (abreviatura del inglés “quasi stellar radio sourde”). Sin embargo, los profesionales suelen nombrarlos con las siglas QSO (quasi stellar object).

Actualmente se conocen más de tres mil cuasares. Aunque los primeros se encontraron gracias a su radio emisión, no todos tienen emisiones que detectar. Por otra parte, en cuanto a la velocidad de propagación, se han encontrado velocidades superiores a las que se podía imaginar. Por ejemplo, la velocidad correspondiente al deslizamiento de la Red PC1158 + +4658 en la constelación de Ursa Mayor es el 94% de la de la luz, lo que hace que la distancia a nosotros sea entre 9.000 y 14.000 millones de años luz, en función del valor que tomemos para la constante de Hubble. Es decir, se cree que las primeras galaxias comenzaron a formarse algo antes de esta época en estudio; unos 10 millones de años después de la Big-Bang.

Hasta ahora sólo hemos hablado de las velocidades y distancias de las cuasares. Sin embargo, sólo conocer esta última magnitud es suficiente para llegar a una primera conclusión importante, la correspondiente a la enorme fuerza de emisión de las cuasares. ¿Cómo puede llegar su luz hasta nosotros? Si nos asociamos al caso de la Red 3C273, teniendo en cuenta la distancia y la intensidad de emisión que nos llega en todos los campos del espectro, se estima que el brillo de esta Red debe ser 1014 veces el del Sol. Si consideramos que nuestra galaxia está compuesta por aproximadamente 100 mil millones (1011) estrellas similares a la media del Sol, el brillo del cuasar 3C273 es 1000 veces el de una galaxia normal.

El estudio de las líneas de emisión espectrales permite estimar la masa del núcleo de la cuasi. Algunas de las líneas de emisión de las cuasares son más ágiles que las que se obtienen en el laboratorio. Esta ampliación es representativa del movimiento de la nube origen de la emisión. Debido al movimiento de rotación, la medida del ancho de las líneas permite calcular la velocidad de la nube. Es lógico considerar que el movimiento de la nube es debido a la fuerza de gravedad generada por la masa del núcleo de la nube. Así, la velocidad de la nube nos informará de la fuerza y, en definitiva, de la masa motriz.

Veamos los resultados que obtenemos aplicando esto a 3C273. Supongamos una nube que se mueve a 5.000 km/s. Si la distancia desde la nube hasta el centro de la nube fuera de 10 años luz (dato totalmente balizado porque aún no se ha obtenido esta medida), la masa del núcleo de 3C273 sería 2.000 millones de veces mayor que la del Sol, 500 veces menor que la de una galaxia normal.

Parece contradictorio que, al ser la masa de la cuasi menor, la energía sea tantas veces mayor. La clave del problema radica en la reducción del volumen de acumulación de dicha masa. Por lo general, las cuasares presentan grandes variaciones de brillo. El tiempo necesario para llevar a cabo estos cambios nos proporciona información sobre el tamaño de la región emisora. Veamos por qué. Para que el incremento de brillo sea representativo en un tiempo dado, el proceso generador de energía tiene que ser sencillo en toda la región, pero para ello debe darse dentro de unas distancias limitadas.

De lo contrario, el tiempo que tarda el proceso en expandirse por el espacio se alargará y el incremento del brillo se producirá a una velocidad mayor. Como la máxima velocidad de propagación de cualquier proceso es la de la luz, podemos decir que la escala temporal de cualquier cambio (por ejemplo, un año) nos proporciona la escala espacial de la región que ha producido el cambio (en el mismo ejemplo, un año de luz). Es decir, si el proceso se expande por la velocidad de la luz, el incremento de brillo se produce a una distancia de un año, pero el brillo aumenta durante un año.

Los estudios realizados sobre 3C273 han comprobado que los cambios son frecuentes. Las escalas temporales de estos cambios son diferentes, pero casi todas superiores a 10 días y bastante inferiores al año. Por tanto, la región generadora de la emisión de energía es de poca luz de mes. En ella se acumula, pues, la quinta parte de la masa de nuestra galaxia, con un brillo mil grande superior al de nuestra galaxia.

La figura de las cuaseras que acabamos de exponer, lleva asociada una nueva pregunta. ¿Qué proceso puede generar tanta energía en un espacio tan reducido? En el siguiente número intentaremos responder a esta pregunta.

Vamos a terminar, resumiendo. Todas las investigaciones apuntan a los quasares como núcleos de galaxias hiperactivas. Como esta actividad se desarrolla en el núcleo, sólo la vemos él, y el entorno sólo se percibe a través de una delgada luminosidad.

Efemérides SOL: el 21 de diciembre comienza el invierno. 14 h 43 min. (UT) El Sol entra en Capricornio. LUNAS díahora (UT) 26 h 17 min 923 h 41 min 1619 h 13 min 240 h 43 min PLANETAS MERCURIO: Como vienen las noches más largas del año, a principios de diciembre tenemos buena forma de ver Mercurio. El día nueve alcanza su elongación máxima al Oeste. Así que se podrá ver a la madrugada. VENUS: podremos verlo al anochecer. Todavía no estará alto, pero cada vez más alto. El día 21 se encuentra junto a Saturno, un grado al Sur. MARTITZ: a principios de mes aparece después de oscurecerse, pero para el final aparece al anochecer y lo vemos toda la noche; muy brillante. JÚPITER: sale cada vez antes, pero no antes de la medianoche (UT). Así que tendremos que verlo a la mañana. SATURNO: va perdiendo altura. Al principio del mes podremos verlo durante cuatro horas después del anochecer, pero sólo durante dos horas para el final.