Forno 3C273

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

• Astronomia

O próximo ano cumpriranse 30 anos desde que as kuasareas foron consideradas como obxectos extragalácticos e comezaron a coñecerse con este nome. O estudo da fonte de radio 3C273 foi o que deu lugar a estas conclusións, aínda que non se apreciou ningunha particularidade cando se considerou primeira estrela e posteriormente como fonte de radio. A etiqueta 3C273 deriva de ser o obxecto 273 do catálogo 3 de fontes observadas co radiotelescopio de Cambridge. Esta listaxe finalizou en 1959, pero para entón xa vira 3C273 con telescopios ópticos, xunto con outras estrelas da constelación de Virgo. Paira os astrónomos era una estrela normal de magnitude 13 sen ningunha distinción. Si temos en conta que cun telescopio medio a primeira ollada podemos ver obxectos de até 6ª magnitude, pódese dicir que se ve bastante discreta.

O profundo estudo deste astro comezou en 1962, cando os colaboradores de Cyril Hazard e a Universidade de Sidney descubriron que aquela estrela da constelación de Virgo e a fonte de radio 3C273 estaban na mesma posición no firmamento. Paira iso utilizaron a técnica de recubrimiento dos astros afectados pola Lúa, xa que a precisión das coordenadas dadas no catálogo de Cambridge era insuficiente. Tendo en conta que a Lúa debía cubrir tres veces a billa 3C273 nun prazo de poucos meses, o equipo de investigadores mediu a duración destas cubertas. A posición do bordo da Lúa pódese medir moi ben, polo que as da fonte de radio tamén se calcularon con gran precisión. É máis, comprobouse que a fonte tiña dous focos e calculáronse as coordenadas de ambos. A seguinte identificación óptica foi sinxela: un dos dous focos estaba no mesmo lugar da estrela mencionada.

O seguinte paso foi analizar a estrela da radio. É entón cando comezan a xurdir os imprevistos. Nun principio pensouse que tanto 3C273 como outras fontes de radio ópticamente identificadas na mesma época eran estrelas, pero o seu espectro era totalmente descoñecido, totalmente diferente ao que as estrelas mostran nos diferentes pasos da súa evolución. Con todo, a principios de 1963, Schmidt de Maart atopou una explicación paira este espectro, aceptando un enorme deslizamiento cara ao vermello das liñas de emisión. Este deslizamiento considerouse como consecuencia da velocidade radial de afastamento do obxecto, é dicir, do efecto Doppler, descartando outras interpretacións como os efectos gravitacionales. M. Tendo en conta o deslizamiento medido por Schmidt, a velocidade de afastamento do obxecto 3C273 debía ser de 44.700 km/s.

Como é sabido, o Universo está en expansión e a velocidade de propagación ou afastamento dos astros é proporcional á distancia, sendo a constante de Hubble constante de proporcionalidade. O seu valor non puido ser completamente determinado até a data, pero se consideramos que tal e como é habitual oscila entre 20 km/s e 30 km/s, a distancia ao obxecto 3C273 oscila entre 2.000 e 3.000 millóns de anos luz. Case simultaneamente J. Greenstein e T. A. Os señores Mattews estudaron o espectro do obxecto 3C48, chegando a conclusións similares. Neste caso a velocidade de afastamento era moito maior, ao redor dos 110.000 km/s. Por tanto, a distancia ao obxecto tamén é superior ao dobre da distancia a 3C273. A observación óptica máis detallada realizada tras a obtención destes resultados confirmou que a morfología dos astros mencionados tampouco é a que mostran as estrelas na súa totalidade. Por unha banda, 3C273 ten imputación de materia. 3C48 presenta aspecto difuso.

Tendo en conta todas as razóns que mencionamos, podíase afirmar sen dúbida que estes obxectos non eran estrelas, senón outros obxectos extragalácticos. Debido ao seu carácter de emisoras de radio e ao seu innegable parecido estelar, comezaron a denominarse cuasare (abreviatura do inglés “quasi stellar radio sourde”). Con todo, os profesionais adoitan nomealos coas siglas QSO (quasi stellar object).

Actualmente coñécense máis de tres mil cuasares. Aínda que os primeiros atopáronse grazas ao seu radio emisión, non todos teñen emisións que detectar. Por outra banda, en canto á velocidade de propagación, atopáronse velocidades superiores ás que se podía imaxinar. Por exemplo, a velocidade correspondente ao deslizamiento da Rede PC1158 + +4658 na constelación de Ursa Maior é o 94% da da luz, o que fai que a distancia a nós sexa entre 9.000 e 14.000 millóns de anos luz, en función do valor que tomemos paira a constante de Hubble. É dicir, crese que as primeiras galaxias comezaron a formarse algo antes desta época en estudo; uns 10 millóns de anos despois da Big-Bang.

Até agora só falamos das velocidades e distancias das cuasares. Con todo, só coñecer esta última magnitude é suficiente paira chegar a unha primeira conclusión importante, a correspondente á enorme forza de emisión das cuasares. Como pode chegar a súa luz até nós? Se nos asociamos ao caso da Rede 3C273, tendo en conta a distancia e a intensidade de emisión que nos chega en todos os campos do espectro, estímase que o brillo desta Rede debe ser 1014 veces o do Sol. Se consideramos que a nosa galaxia está composta por aproximadamente 100 mil millóns (1011) estrelas similares á media do Sol, o brillo do cuasar 3C273 é 1000 veces o dunha galaxia normal.

O estudo das liñas de emisión espectrales permite estimar a masa do núcleo da case. Algunhas das liñas de emisión das cuasares son máis áxiles que as que se obteñen no laboratorio. Esta ampliación é representativa do movemento da nube orixe da emisión. Debido ao movemento de rotación, a medida do ancho das liñas permite calcular a velocidade da nube. É lóxico considerar que o movemento da nube é debido á forza de gravidade xerada pola masa do núcleo da nube. Así, a velocidade da nube informaranos da forza e, en definitiva, da masa motriz.

Vexamos os resultados que obtemos aplicando isto a 3C273. Supoñamos una nube que se move a 5.000 km/s. Se a distancia desde a nube até o centro da nube fóra de 10 anos luz (dato totalmente balizado porque aínda non se obtivo esta medida), a masa do núcleo de 3C273 sería 2.000 millóns de veces maior que a do Sol, 500 veces menor que a dunha galaxia normal.

Parece contraditorio que, ao ser a masa da case menor, a enerxía sexa tantas veces maior. A clave do problema radica na redución do volume de acumulación de devandita masa. Polo xeral, as cuasares presentan grandes variacións de brillo. O tempo necesario paira levar a cabo estes cambios proporciónanos información sobre o tamaño da rexión emisora. Vexamos por que. Para que o incremento de brillo sexa representativo nun tempo dado, o proceso xerador de enerxía ten que ser sinxelo en toda a rexión, pero paira iso debe darse dentro dunhas distancias limitadas.

Pola contra, o tempo que tarda o proceso en expandirse polo espazo alargarase e o incremento do brillo producirase a unha velocidade maior. Como a máxima velocidade de propagación de calquera proceso é a da luz, podemos dicir que a escala temporal de calquera cambio (por exemplo, un ano) proporciónanos a escala espacial da rexión que produciu o cambio (no mesmo exemplo, un ano de luz). É dicir, se o proceso expándese pola velocidade da luz, o incremento de brillo prodúcese a unha distancia dun ano, pero o brillo aumenta durante un ano.

Os estudos realizados sobre 3C273 comprobaron que os cambios son frecuentes. As escalas temporais destes cambios son diferentes, pero case todas superiores a 10 días e bastante inferiores ao ano. Por tanto, a rexión xeradora da emisión de enerxía é de pouca luz de mes. Nela acumúlase, pois, a quinta parte da masa da nosa galaxia, cun brillo mil grande superior ao da nosa galaxia.

A figura das cuaseras que acabamos de expor, leva asociada una nova pregunta. Que proceso pode xerar tanta enerxía nun espazo tan reducido? No seguinte número tentaremos responder a esta pregunta.

Imos terminar, resumindo. Todas as investigacións apuntan aos quasares como núcleos de galaxias hiperactivas. Como esta actividade desenvólvese no núcleo, só a vemos el, e a contorna só se percibe a través de una delgada luminosidade.

Efemérides SOL: o 21 de decembro comeza o inverno. 14 h 43 min. (UT) O Sol entra en Capricornio. LÚAS díahora (UT) 26 h 17 min 923 h 41 min 1619 h 13 min 240 h 43 min PLANETAS MERCURIO: Como veñen as noites máis longas do ano, a principios de decembro temos boa forma de ver Mercurio. O día nove alcanza o seu elongación máxima ao Oeste. Así que se poderá ver á madrugada. VENUS: poderemos velo á noitiña. Aínda non estará alto, pero cada vez máis alto. O día 21 atópase xunto a Saturno, un grao ao Sur. MARTITZ: a principios de mes aparece despois de escurecerse, pero paira o final aparece á noitiña e vémolo toda a noite; moi brillante. JÚPITER: salgue cada vez antes, pero non antes da medianoite (UT). Así que teremos que velo á mañá. SATURNO: vai perdendo altura. Ao principio do mes poderemos velo durante catro horas despois do anoitecer, pero só durante dúas horas paira o final.