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 deMonte 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 ttodo era sumamente exótico! |
sEn 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 tni una sola línea del espectro de 3C48! sEstaba
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 nuestrahistoria.
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
tIndescifrable!
Conforme fueron identificándose más radioestrellas el misterio se fue
profundizando. El término radioestrella se cambió por el de radiofuente
cuasi-estelar,2 que expresaba la idea de que se trataba de objetos distintos a
las demás estrellas. Este nombre se abrevió para dar al término en inglés
quasar (en español cuasar).
Jesse Greenstein y Maarten Schmidt se dedicaron a pensar en el problema de la
explicación de los espectros de los cuasares durante mucho tiempo. Una de las
ideas que se les ocurrió, ya al borde de la desesperación, fue que todas las
líneas de emisión estuviesen desplazadas en longitud de onda por el efecto Doppler,
debido al movimiento de loscuasares (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 longitudesde 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, Hα, 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 λ e,
y a la longitud de onda de la línea observada del cuasar, λO. El
corrimiento al rojo será la diferencia λe — λo y se define Z como
[pic]
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 sCómo 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
nosotroscon 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! sQué 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 elnombre 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-Haro-Luyten). 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.
[pic]
Figura 36. Representación gráfica del espectro
del cuasar
TON 469 (3C232). Espectro del Observatorio de San Pedro Mártir, B.C. N.
La radiación de los cuasares no se limita a las frecuencias de radio y ópticas;
de hecho la mayor parte de la energía es radiada en el infrarrojo y algunos
cuasares son potentes fuentes de rayos X.
Otra propiedad importante de los cuasares es la variabilidad de su brillo con
el tiempo. Todos los cuasares tienen una luminosidad variable, algunos aumentan
—o disminuyen— su brillo notablemente en lapsos del orden de un año. En algunos casos, el
brillo puede aumentar al doble en sólo un día. Aunque estas variaciones se han
estudiado sobre todo en el óptico, se observan en todas las frecuencias. Existe
la tendenciaa 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: squé 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 esprecisamente 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 elcapítulo 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 seencuentran 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 μm.4 Sin embargo,
el grueso de la radiación de los cuasares es emitida alrededor de 100 μm.
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 scuál 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 ergiopor
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 deonda más cortas
—óptico, |
|ultravioleta y rayos X— podemos afirmar que hay también, seguramente, diversos
procesos físicos y |
|mecanismos de emisión involucrados, algunos de los cuales analizaremos en el
capítulo VI. Sin embargo, |
|existe una evidencia muy fuerte para suponer que, al menos una buena parte de
esa energía es radiación no |
|térmica (sincrotrónica): el hecho de que la distribución de la energía radiada
en distintas frecuencias |
|obedece a lo que se conoce como
una ley exponencial. Esto significa que podemos expresar la intensidad de |
|la radiación a una cierta frecuencia, en términos de esa frecuencia elevada a
un cierto exponente (o |
|potencia). Para expresar esto en forma
matemática se utiliza la siguiente fórmula: donde Iναν a, Iv, es
la|
|intensidad de la radiación medida en la frecuencia v, α es el signo de
proporcionalidad, la frecuencia a |
|la cual se mide la intensidad y α número que es el exponente o potencia
al cual está elevada la |
|frecuencia. Si se hace una gráfica del
logaritmo de la intensidad de la radiación contra el logaritmo de |
|la frecuencia, se obtiene una recta (Figura 37(a)). Este tipo de distribución
de energía es 'la firma' |
|característica de la radiación sincrotrónica. Al exponente a se le conoce como el índice espectral
y puede|
|no ser el mismo para diversos rangos de frecuencia (Figura 37(b)). También
puede haber ligeras |
|deformaciones locales de la forma de las rectas, lo cual indica que otros
procesosfísicos, además de la |
|radiación sincrotrónica, están contribuyendo a la emisión de manera
importante. |
[pic]
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 exponencial, Fνανα. En (a) tenemos un solo índice
α, en (b) varias.
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.
Lacaracterística 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. sQué
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 y20
000 km/seg.
[pic]
Figura 38 . El ancho de la línea
se debe al movimiento azaroso de los átomos que la emiten. La longitud
central,λc, es la de los átomos en reposo. Puesto que el movimiento de los
átomos obedece a la temperatura el efecto se conoce como Dopler térmico.
Otra característica del espectro de emisión es
la enorme variedad de grados de ionización de los elementos, lo que refleja una
amplia gama de temperaturas del
gas. Por ejemplo, se detectan líneas de hierro una vez ionizado —con un
electrón de menos—, que se denota Fe II —F,eI es hierro neutro— y hierro quince
veces ionizado —quince electrones desprendidos—, que se denota Fe XVI.
Las nubes de gas mencionadas antes poseen una masa de unas cien mil masas
solares. Hay dos clases de nubes: las llamadas de alta densidad (entre l07 y
1011 electrones por centímetro cúbico) y las de baja densidad (entre l03 y l07
electrones por centímetro cúbico). Es importante darse cuenta que aun las nubes
de alta densidad son menos densas que el vacío más perfecto que pueda
conseguirse en un laboratorio terrestre. En las de baja densidad el gas puede
emitir las llamadas líneas espectrales prohibidas. Éstas así se denominan
debido a que las transiciones atómicas que las originan no pueden darse en
condiciones terrestres. En las galaxias sólo se producen en el vacío casi
perfecto del
medio interestelar. En los cuasares estas líneas son más angostas que las
permitidas, lo que indica que las nubes emisoras poseen velocidades entre 300 y
1 000 km/seg. Las líneasprohibidas 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 queproduce 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).
[pic]
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.
[pic]
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 cualse interpreta como la intervención de varias nubes de
material absorbente intergaláctico a distintas distancias entre el cuasar y
nosotros. Mientras más lejos están los cuasares, más sistemas —grupos de las
mismas líneas con distintos corrimientos— de líneas de absorción tienden a
observarse, lo que es lógico si pensamos que, mientras más distante es el
cuasar, más material absorbente se acumulará entre él y nosotros.
NOTAS
1 Objeto núm, 48 del Tercer catálogo de radiofuentes elaborado en Cambridge, Inglaterra.
2 En inglés: quasi stellar radio source.
3 La velocidad de recesión se puede conocer a partir de Z (que es lo que se
mide directamente), mediante la sencilla fórmula [pic](donde c es, como siempre, la
velocidad de la luz). Esta fórmula es válida sólo para valores de Z mucho
menores que uno. Para valores mayores, es necesario usar una fórmula que tome
en cuenta tanto los efectos relativistas como
la variación con el tiempo de la velocidad de recesión. Si esta velocidad fuera
estrictamente constante (que no lo es) entonces:
[pic]
4 La micra se abrevia μm y es igual a una diezmilésima de centímetro.
