Cuasares. En los confines del Universo

Deborah Dultzin CUASARES. EN LOS CONFINES DEL UNIVERSO

EDICIONES

la ciencia para todos Primera edición (La Ciencia desde México), 1988 Tercera reimpresión, 1995 Segunda edición (La Ciencia para Todos), 1997 La Ciencia para Todos es proyecto y propiedad del Fondo de Cultura Económica, al que 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

DEDICATORIA

A SHAHEN

PRESENTACIÓN

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 colapsados en sistemas binarios de estrellas. b) Cuasares y núcleos activos de galaxias. 3) Astronomía observacional, espectrofotometría óptica y ultravioleta. No obstante su relativa juventud, ya ha tenido una amplia experiencia profesional técnica. Ha sido y es, además, investigadora titular de tiempo completo en el Instituto de Astronomía de la UNAM y profesora 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

EPÍGRAFE

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

ADVERTENCIA

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 l028 gramos, es mas 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. LA METAGALAXIA

1. NEBULOSAS O GALAXIAS 1. NEBULOSAS O GALAXIAS A FINALES del verano y principios del otoño, puede observarse, en una noche despejada y oscura, 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 M31(1) 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 ק‬de 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 Loca]). 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 izuierda 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 enmedio sólo vería corrimiento si la velocidad de la fuente fuese relativista (cercana a la velocidad de la luz). Existe un catálogo de cúmulos ricos de galaxias —recopilado por George Abell— que contiene casi 3 000 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 l0 14 (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).

II. LAS MARAVILLAS DE LA LUZ

1. LA NATURALEZA DE LA LUZ LOS astrónomos se pueden considerar como los mejores detectives del mundo, pues para estudiar 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 l0 14 vibraciones por segundo (usualmente se usan las unidades de ciclos por segundo, cps o Hertz, Hz) y 7.5 x 10 14 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 10 14 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). Insertar figura de la p. 39

Figura 14. Esquema orbital de los átomos de (a) hidrógeno, (b) helio y (c) litio. Esta es la estructura de un átomo no excitado. Al estado no excitado se le denomina estado base. Pero si una partícula choca con el átomo (en un gas los átomos chocan unos con otros continuamente) un 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 exci tado. 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 libree se reincorpora a un átomo con un electrón faltante, se dice que se produce una recombinación (b), al ser absorbido por otro átomo (c), produce ionización (d). 4. ESPECTRO ATÓMICO Cuando la temperatura de un gas es moderadamente alta, las colisiones entre partículas llevarán a 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 Ly . La segunda línea es Ly ( = 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: (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 dectrones, 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 sincrotrón ica. 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.

III. RADIOASTRONOMÍA Y RADIOGALAXIAS

1. RADIOTELESCOPIOS POCO después de la gran depresión, que golpeó a los Estados Unidos a principios de los años treinta, y 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 igualintensidad 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 des 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 l 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 ato 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 MERLÍN(2). El más ambicioso de todos los radiointerferómetros es VLBI(3), 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 radioastronomía fue el de las radiogalaxias.

más

espectaculares

de

la

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 ergios(4), 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 (M87). El chorro tiene una longitud (proyectada) de 6 500 años luz. Pero entonces, ¿de dónde proviene esta cantidad colosal de energía? Esta es la pregunta que trataremos 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 basta 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. (M87).

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.

IV. EL DESCUBRIMIENTO DE LOS CUASARES

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 cuasiestelar,(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 Q0051-279, tiene un corrimiento de Z =4.43, lo cual implica que se aleja de nosotros a una velocidad cercana a la de la luz (la velocidad es v = 0.917 c).(3) ¿Cómo interpretar todo esto? La manera natural 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 TON469 (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 de tiempo 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 4. 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 a siguiente fórmula: donde I , donde Iv, es la intensidad de la radiación medida en la frecuencia v, a es el signo de proporcionalidad, la frecuencia a la cual se mide la intensidad y a número qúe es el exponente o potencia al cual está elevada la frecuencia. Si se hace una gráfica del logaritmo de la intensidad de la radiación contra el logaritmo de la frecuencia, 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. 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.

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 una ley . En (a) tenemos un solo índice , en (b) varias. exponencial, F 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 l0 7 y 10 11 electrones por centímetro cúbico) y las de baja densidad (entre l0 3 y l0 7 electrones por centímetro cúbico). Es importante darse cuenta que aun las 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 (donde c es, como mide directamente), mediante la sencilla fórmula 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. NUEVOS OJOS PARA VER EL CIELO

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 obser vador llegan tan sólo unos ¡cinco fotones por minuto! Del cuasar más lejano que se conoce (PKS 1208+1011) llega a la Tierra un fotón por angstrom, 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 de1000x1000 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 astronomia 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 NASA(4) y fmalmente 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 SIRTF(6) 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). 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 Röngten, 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.

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

Los telescopios empleados para rayos X registran longitudes de onda de hasta 1Å. Las longitudes de 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 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: infrared astronomy satellite, satélite astronómico infrarrojo. (6) Del inglés: shuttle infrared telescope facility, transbordador con telescopio infrarrojo. (7) Del inglés: internacional.

international

ultraviolet

explorer,

explorador

ultravioleta

(8) Del inglés: high energy astrophysics observatory, Observatorios Astrofísicos de Altas Energías. (9) Del inglés. imaging proportional counter, Contador Proporcional para la formación de Imágenes. (10) Del inglés: high resolution imager, formador de imágenes de alta resolución. (11) Del inglés: advanced X-ray astrophysics facility, estación astrofísica avanzada de rayos X.

VI. NÚCLEOS ACTIVOS DE GALAXIAS Y AGUJEROS NEGROS

1. NÚCLEOS ACTIVOS DE GALAXIAS Sí LOS cuasares se hubieran descubierto diez años después, la sorpresa hubiese sido mucho menor. Esto se debe a que en los años setenta, gracias al desarroHo 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. 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.(1) Algunos astrónomos agrupan estos dos tipos de objetos —los BL,Lac y los cuasares OVV— bajo el nombre de blasares.(2)

Figura 47. Imagen óptica del cuasar 3C 273. La altísima luminosidad de los cuasares y objetos tipo BL Lac hace muy difícil poder registrar una 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.

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.

Figura 48. Supernova en el cuasar 1059+730. La imagen superior (mayo de 1983) fue tomada con un CCDen el telescopio de la Universidad de Hawai. La imagen inferior (julio de 1984) fue tomada con un CCDen el telescopio franco-canadiense en Mauna Kea, Hawai. Una de las primeras ideas que se manejó para explicar el fenómeno de los cuasares fue suponer que 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 espaciotiempo 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 espacio-tiempo 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 espacio-tiempo 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 Vesc = 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 transformaaón de masa en energía. En plenitud de su vida, una estrella radia luz y calor por este proceso y se mantiene en equilibrio gracias 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 limite 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 niguna otra señal, cabe preguntarse entonces: ¿cómo podemos saber si existe o no? Desde luego, no podemos verlo, pero si detectar su presencia. Ya hemos visto que el campo gravitacional cerca de un agujero negro es enormemente intenso (en otras palabras: el espacio a 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 Schwarzschud del agujero negro, es decir, menos de una hora luz. Los agujeros negros de origen estelar en sistemas binarios se alimentan del gas de la estrella vecina; 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 d núcleo, 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 VLBIdel 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 atras, 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 superluminica en una radiofuente. Aproximadamente la mitad de los fotones emitidos se verán en un cono angosto —ángulo de apertura de cinco a veinte grados— en la dirección de movimiento del chorro. Además, 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 =.75c, en (c) la velocidad es de 0.94c y en (d) de 0.98c. En este caso el emisor se vuelve prácticamente invisible excepto si es visto de frente a la direcciónb de movimiento. La forma de cada haz muestra sólo la forma como la intensidad de la 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 del libro Los hoyos negros y la curvatura del espacio-tiempo, de S. Hacyan, núm. 50 de esta misma serie. (5) Un análisis más detallado se da en 5. Hacyan, op. cit. (6) Además, de la TGR se deriva una demostración rigurosa de la existencia de una masa límite para 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.

VII. FAROS QUE ALUMBRAN EL PASADO

LA CONTROVERSIA DEL CORRIMIENTO AL ROJO SERÍA una falta imperdonable de nuestra parte dejar al lector con la impresión de que las ideas aquí expuestas se han desarrollado sin dar lugar a pasiones y controversias, o que las teorías científicas 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 NGC4319 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. 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 55. Imagen digitalizada de CCD que muestra el detalle del puente que une a NGC4319 y Markarian205. 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. 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.

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. 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.

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. 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). 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 Norte-Sur. 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).

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. 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). 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 a, 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 limite 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 (Zemisión = 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.

"Pues yo las veo todas iguales".

APÉNDICE

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 (pág. 93), 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 óptico4nfrarrojos "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 OJ287 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" .

COLOFÓN

Este libro se terminó de imprimir y encuadernar en el mes de agosto de 1997 en los talleres de Impresora y Encuadernadora progreso, S A. de C. V. (IEPSA), Calz. de San Lorenzo, 244,; 09830 México, D.F. Se tiraron 3000 ejemplares La Ciencia para todos es coordinada editorialmente por MARCO ANTONIO PULIDO Y MARIA DEL CARMEN FARÍAS

CONTRAPORTADA

"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.