El 16 de marzo de 2013 se cumplió medio siglo del descubrimiento de que los cuásares eran objetos extragalácticos muy brillantes y a enormes distancias de nosotros. Este descubrimiento fue consecuencia del desarrollo pionero de la Radioastronomía y del estudio cuidadoso de los espectros ópticos de unas misteriosas “fuentes casi-estelares”. En la actualidad sabemos que el proceso que genera un cuásar es un agujero negro súper-masivo en el centro de una galaxia. En este artículo describo cómo los astrofísicos llegaron a resolver los misterios que encerraban estos peculiares objetos y cómo esto llevó a una mejor comprensión del Universo. Este artículo es una extensión del artículo publicado originariamente el pasado 14 de abril de 2013 en la sección de Astronomía del Suplemento dominical “El Zoco” de Diario Córdoba que el autor realiza desde 2009.
Aunque parezca difícil de creer, hacia la mitad del siglo XX aún quedaba mucho cielo por descubrir. Es cierto que por entonces se conocían las posiciones de cientos de miles de estrellas y galaxias sobre la bóveda celeste, pero aún no se sabía bien a qué distancia se encontraban.
Además, todos los catálogos estaban basados en observaciones realizadas con los telescopios “ópticos”, estos son, los que recogen la luz que nosotros vemos. Las técnicas de observación en otros “colores que no vemos”, como en rayos X, ultravioleta, infrarrojo o radio, estaban empezando a desarrollarse. Muchas tardarían aún décadas en llegar al ser imprescindible el uso de satélites artificiales. Por ejemplo, no hasta hace unos pocos años hemos empezado a “ver” de verdad los colores infrarrojos del Universo, gracias a satélites como Spitzer (NASA) y Herschel (ESA). Pero en la década de los cincuenta del siglo pasado la Radioastronomía ya había despegado. Ciertamente muchas sorpresas llegaron entonces gracias a la observación del cielo usando ondas de radio.
Los inicios de la Radioastronomía
La primera detección de señales radio que no tenían origen terrestre la realizó de forma fortuita el ingeniero de “Bell Telephone Laboratories” Karl G. Jansky en 1932 intentando entender el ruido que aparecía en las transmisiones transatlánticas de onda corta. No obstante la primera antena parabólica no se construyó hasta 1937. Lo hizo de forma completamente artesanal el astrónomo aficionado e ingeniero Grote Reber, que usó su tiempo libre para terminar el primer radiotelescopio “clásico” de la Historia, con un tamaño de 9 metros, en el jardín de la casa de su madre en Wheaton (Illinois, EE.UU.). Al año siguiente ya había confirmado que la emisión en radio detectada por Jansky provenía de la Vía Láctea. En pocos años completó los primeros mapas en radio del centro de nuestra Galaxia. Los impresionantes resultados de Reber motivaron que la Radioastronomía avanzara enormemente en los años siguientes, especialmente tras la II Guerra Mundial.
Si una partícula cargada se mueve a velocidades relativistas (cercanas a las de la luz) en presencia de un campo magnético emite un radiación de tipo no-térmico denominada “sincrotrón”. Objetos energéticos como restos de supernova o cuásares emiten gran cantidad de radiación de sincrotrón. .Crédito: Proyecto PARTNER / CAB / INTA.
Ejemplo de cuásar con alta emisión en radio. Se trata de 3C 175 observado a una longitud de onda de 6 cm (5 GHz) con el interferómetro VLA (Very Large Array, Nuevo México, EE.UU.) en 1986. Es un ejemplo típico de cuásar con alta emisión en radio mostrando tanto el chorro bipolar como la fuente compacta del que emana.
Crédito de la imagen: NRAO / AUI.
Desde sus inicios se comprobó que la emisión captada por los radiotelescopio no era térmica, esto es, al contrario que lo que ocurre con las estrellas, no sigue un patrón de “radiación de cuerpo negro”. Esto tuvo intrigados a los astrofísicos durante unos años. La solución llegó por parte del físico ruso V.L.Ginzburg quien en la década de 1950 desarrolló la teoría de la radiación sincrotrón para explicar la emisión en radio de los cuerpos celestes. La emisión sincrotrón es consecuencia de partículas cargadas (electrones) moviéndose muy rápidamente (cerca de la velocidad de la luz) en presencia de campos magnéticos. Estas condiciones se reúnen en objetos violentos y calientes, como explosiones de supernova. Así se explicaba la intensa emisión en radio observada en el disco de la Vía Láctea.
Hay que recordar que los radiotelescopios convencionales no consiguen imágenes del cielo sino que recogen la emisión radio de una zona concreta del firmamento. La región observada suele ser muy grande en comparación con la resolución espacial que tenemos con los telescopios ópticos. Por ejemplo, un radiotelescopio de unos 50 metros de tamaño observando a una frecuencia de 1.4 GHz (21 cm, frecuencia típica en Radioastronomía dado que es donde se encuentra la emisión de gas neutro) necesitaría 4 apuntados (2 en una dirección y 2 en otra) para “barrer” una superficie equivalente al tamaño de la luna llena en el cielo (30 minutos de arco). Así, para hacer imágenes en radio y conseguir resolución espacial hay que usar radio-interferómetros, esto es, conjuntos de radiotelescopios que observan de forma coherente la misma zona del cielo.
Las fuentes de radio casi-estelares
Hacia 1950 los astrofísicos ingleses Martin Ryle y Antony Hewish (quienes ganarían el Nobel de Física en 1975 por sus contribuciones a la Radioastronomía y el descubrimiento de los púlsares) construyeron cerca de Cambridge (Reino Unido) un radio-interferómetro de cuatro elementos con el que cartografiar el cielo del hemisferio norte en frecuencias de radio (82 y 158 MHz, a longitudes de onda de 3.7 y 1.9 metros, respectivamente, ver nota al pie). Por entonces otros radiotelescopios estaban encontrando multitud de objetos muy pequeños pero que emitían gran cantidad de luz en esas frecuencias. En 1959 Ryle, Hewish y el grupo de radioastronomía de la Universidad de Cambridge confirmó la detección de cientos de estos misteriosas fuentes de radio puntuales dentro del famoso catálogo “3C” (a 158 MHz), que compilaba las posiciones en el cielo de 471 de estos objetos más precisas hasta la fecha. ¿Cuál era la naturaleza de estas “radio fuentes casi estelares”? ¿A qué distancia estaban? ¿Eran un nuevo tipo de estrella, un tipo de supernova, o estaban a distancias cosmológicas?
Por unos años astrónomos de todo el mundo dirigieron los telescopios “normales” a las zonas del cielo dadas en este catálogo en busca de la identificación con luz óptica de alguna de las fuentes de radio casi-estelar. El mayor problema era saber exactamente dónde se encontraban, dada la escasa resolución angular que aún contaban los radiotelescopios. En efecto, como hemos mencionado anteriormente un radiotelescopio de 50 metros tendría una resolución espacial de 2.2º en el cielo (¡casi cuatro y media lunas llenas!) observando a 158 MHz. Incluso un radio-interferómetro como OVRO (Owens Valley Radio Observatory, California, EE.UU), el mejor en su época, sólo podía resolver objetos mayores de 3 minutos de arco (1/10 parte de la luna llena). ¡Hacían falta radiotelescopios separados por más de 100 km observando a relativamente altas frecuencias (4.1 GHz, longitud de onda de 7 cm) para alcanzar la resolución esperada de 1 segundo de arco (1/1800 parte de la luna llena) equiparable a la obtenida entonces con las placas fotográficas de los telescopios ópticos!
Aún así, en 1960 los astrofísicos americanos Allan Sandage y Thomas Matthews encontraron que en la región del cielo donde se hallaba la radio-fuente 3C 48 existía una peculiar aunque débil estrella azul. Al observar este objeto con los telescopios ópticos encontraron que esta “estrella azul” mostraba unas características nunca observadas antes en estrellas. ¿Era en realidad una estrella? ¿Provenía la emisión en radio de ella? ¿O se trataba de un cuerpo nuevo y exótico, siendo casual su alineación con la radio fuente 3C 48?
Ocultaciones de radio-fuentes puntuales por la Luna
La solución a este enigma llegó un par de años después. Usando el radio-interferómetro de OVRO el radioastrónomo inglés Cyril Hazard había desarrollado una técnica novedosa que permitía conseguir resoluciones casi 1000 veces mejores que las que entonces proporcionaban los radiotelescopios. Para ello se necesitaba que la Luna, en su movimiento sobre la bóveda celeste, ocultase la radio fuente a estudiar. En 1962 Hazard (que entonces trabajaba en la Universidad de Sydney, Australia) convenció a sus colegas Brian Mackey y John Shimmins (CSIRO, Australia) y al director del recién inaugurado radiotelescopio de 64 metros de Parkes (NSW, Australia) para observar la ocultación lunar de una de estas misteriosas radio-fuentes, 3C 273. Gracias al gran tamaño del radiotelescopio de Parkes se podría determinar con alta precisión su posición en el cielo, al poderse alcanzar la resolución de 1 segundo de arco. En 1962 ocurrieron tres ocultaciones de 3C 273 por la Luna visibles desde Parkes: Hazard y su equipo observaron las tres. Así, no sólo precisaron la posición exacta de 3C 273 en el cielo sino que fueron capaces de demostrar que la radiofuente tenía dos componentes alineadas, que además brillaban de forma distinta a distintas frecuencias. Al comparar la posición exacta de 3C 273 con un mapa de estrellas en el óptico, Hazard encontró que era coincidente con una diminuta estrella de magnitud 12.9. ¿Era en efecto esta estrellita el origen de la intensa emisión en radio?
Fotografía del Radiotelescopio de Parkes (NSW, Australia) en 1962. No llevaba ni un año en operación cuando resolvió el misterio de los cuásares. Crédito: CSIRO.
Con estos datos, el astrofísico holandés Maarten Schmidt usó el telescopio Hale de 5 metros del Observatorio de Monte Palomar (Estados Unidos), por entonces (y durante mucho tiempo) el más grande del mundo, para observar la estrella localizada exactamente en la posición de 3C 273. Schmidt encontró un objeto con las mismas peculiaridades vistas anteriormente en la “estrella” cercana a 3C 48. Pero, a diferencia de sus colegas, Schmidt sí fue capaz de percatarse que la “estrella” no era tal, ni tampoco era una supernova, sino que se trataba de una galaxia muy, muy lejana, localizada a más de 2 mil millones de años luz de la Tierra.
En efecto, Schmidt fue capaz de identificar la serie de Balmer del hidrógeno e incluso las líneas emisión de [O III] y de absorción de Mg II en el espectro óptico, todas desplazadas hacia el rojo un factor z = 0.158 (esto es, la velocidad radial a la que parece se aleja este objeto es 47400 km/s). En una edición especial de la prestigiosa revista científica Nature el 16 de marzo de 1963 se publicaron 4 artículos que incluían las observaciones de 3C 273 de Hazard usando el radiotelescopio de Parkes y el hallazgo de la distancia a esta radio-fuente por Schmidt. Se habían descubierto los cuásares y nuestra visión del Universo se agrandaba en órdenes de magnitud. ¡Ni siquiera los cúmulos de galaxias conocidos por entonces estaban tan lejos de nosotros!
Ejemplo de espectro óptico de un cuásar. Se trata de 3C 273 usando datos del telescopio 10m Keck (Hawaii, EE.UU.). El espectro muestra la intensidad (eje vertical) que nos llega a distintas longitudes de onda (eje horizontal), entre 3800 y 9000 Å (rango óptico). Las líneas brillantes y anchas de emisión provenientes del gas altamente ionizado y caliente en el disco de acreción del agujero negro súper-masivo central aparecen claramente, señalamos las más importantes. Con las líneas de emisión y por desplazamiento Doppler podemos calcular a la velocidad a la que 3C 273 parece alejarse de nosotros. Por ejemplo, la línea brillante de la serie de Balmer del hidrógeno Hb se observa a 5630 Å cuando su longitud de onda en reposo es 4681 Å. Con esto se calcula que el desplazamiento al rojo de 3C 273 es z = 0.158, lo que equivale a que el cuásar se aleja de nosotros a una velocidad de 47400 km/s. En primera aproximación, esta velocidad corresponde a una distancia de más de 2200 millones de años luz. Por otro lado, la anchura de las líneas de emisión y su intensidad nos pueden informar sobre la masa del agujero negro súper-masivo del cuásar. Por ejemplo, realizando un ajuste al perfil de la línea brillante de Ha se encuentra que tiene una anchura 12120 km/s. Junto con la intensidad de esta línea se encuentra que 3C 273 alberga un agujero negro central de unos 2700 millones de soles. Crédito: Ángel R. López-Sánchez, Andrew Sheinis y Marta Wolf.
A la caza de los cuásares
Al poco de hacerse público este descubrimiento comenzó una carrera en búsqueda de cuásares en el Universo profundo. 3C 48 estaba aún más lejos que 3C 273, a casi 4 mil millones de años luz de nosotros, alejándose a el 37% de la velocidad de la luz. Para 1964 Schmidt ya había observado varios cuásares y definido sus propiedades básicas: objetos casi-estelares identificados por observaciones radio, con variación periódica de brillo, gran emisión en el rango ultravioleta, líneas de emisión muy anchas y altos desplazamiento al rojo. El término “cuásar” (“quasar” en inglés) fue acuñado por el astrofísico chino-estadounidense Hong-Yee Chiu también en 1964, cuando usó esta palabra por primera vez en un artículo para “Physics Today”.
En unos pocos años estos objetos se identificaron sin usar radiotelescopios. Tal es así que en realidad sólo alrededor del 10% de los cuásares emiten intensamente en ondas de radio. También se encontró que los cuásares variaban rápidamente su brillo. Algunos lo hacían en horas, otros tardaban meses. El cambio de brillo de los cuásares implicaba que su tamaño real era diminuto, no mucho mayor que nuestro Sistema Solar. Esta observación también cambiaba el paradigma existente entonces: el Universo no era algo fijo y estático, sino dinámico, violento y en evolución. Y confirmaba fuertemente la teoría cosmológica del Big Bang en detrimento de la hipótesis del estado estacionario defendida por astrofísico británico Fred Hoyle.
En la actualidad, los astrofísicos tenemos contabilizados más de 200 mil cuásares en todo el firmamento: su número se incrementa cada año. Muchos de ellos se encuentran a enormes distancias de nosotros, a desplazamientos al rojo con z entre 1 y 3 (4000 – 12000 millones de años luz de distancia): lo que detectamos en el rango óptico es la emisión que liberan estos cuásares en el rango ultravioleta. Y gracias a la radio-interferometría de muy larga base (VLBI por sus siglas en inglés, “Very Large Baseline Interferometry”) somos capaces de resolver algunos cuásares con una resolución de decenas de micro-segundos de arco (1/100 de la millonésima parte del tamaño de la luna llena en el cielo).
¿Qué son los cuásares?
Una vez identificados los cuásares como fuentes extragalácticas a enormes distancias de nosotros tocaba preguntarse qué eran realmente y qué mecanismo era el responsable de la enorme cantidad de luz que emiten. En efecto, 3C 273 emite tanta luz como lo harían más de 4 billones (con b) de soles: tal emisión en un objeto tan compacto es difícil de explicar. Se especuló que podrían ser el resultado de la aniquilación de materia con antimateria. Una hipótesis curiosa sugería que estos objetos eran algo así como “agujeros blancos”, la salida del material absorbido por agujeros negros. Otros incluso se aventuraban a sugerir que eran “agujeros de gusano”.
Para la década de los setenta del siglo pasado ya ganaba peso la teoría de que la emisión de los cuásares era consecuencia de la caída del material a un gigantesco agujero negro. Efectivamente ésta es la teoría aceptada en la actualidad: los cuásares son sólo una clase de galaxia con núcleo activo (AGN por sus siglas en inglés, “Active Galactic Nucleus”), la ingente cantidad de luz que emiten y su rápida variabilidad se deben al disco de acreción de gas y polvo formado alrededor de un agujero negro súper-masivo localizado en el centro de la galaxia. La doble componente de la emisión en ondas de radio se crea por chorros de material expulsado a grandes velocidades por los polos del agujero negro. Esta emisión es no-térmica, y dadas las condiciones del sistema, con campos magnéticos intensos, movimientos de electrones relativistas y caída del material al agujero negro central, es del tipo sincrotrón, al igual que emiten las supernovas. Los cuásares también emiten una gran cantidad de energía en rayos X. De hecho, 3C 273 fue uno de los primeros objetos extragalácticos en detectarse en estas altas frecuencias en 1970.
Ilustración que muestra el Modelo Unificado de Núcleo Activo de Galaxia (AGN).
Crédito de la imagen: HST / NASA / ESA / STScI y ESA / NASA / AVO project / Paolo Padovani.
Las galaxias anfitrionas de los cuásares
La confirmación definitiva de que los cuásares están en los centros de galaxias lejanas llegó en la última década del siglo pasado gracias a observaciones conseguidas con el Telescopio Espacial Hubble. La imagen muestra el caso del cuásar 3C 273, el más brillante que conocemos (tanto que es posible “verlo” con nuestros ojos usando un telescopio de aficionado de tipo mediano-grande y una buen mapa de una zona de la constelación de Virgo). Para realzar el contraste, se enmascaró la luz proveniente del centro objeto con un instrumento especial. Aparece así claramente una estructura difusa que se asemeja a una galaxia elíptica: la galaxia que alberga el agujero negro súper-masivo que origina el cuásar. La galaxia anfitriona de 3C 273 tiene una magnitud aparente de 16 y un tamaño de unos 30 segundos de arco en el cielo, sin embargo está completamente deslumbrada por la luz emitida por el agujero negro súper-masivo que habita en su centro. Las observaciones usando el Telescopio Espacial Hubble pudieron incluso revelar detalles en el fino chorro de gas emanado por los polos del agujero negro y que coincide con observaciones en radio de muy alta resolución.
Detalles del cuásar 3C 273 observado con el Telescopio Espacial Hubble. La imagen de la izquierda muestra claramente lo brillante y compacto que es el objeto, lo que hizo que pareciese una estrella. Para conseguir la imagen de la izquierda se utilizó un instrumento (un coronógrafo) que bloqueaba la luz del cuásar, dejando ver su galaxia anfitriona. En ambas tomas se aprecia el chorro de gas a alta velocidad proveniente del agujero negro súper-masivo central. Una de las componentes de la emisión en radio de 3C 273 coincide perfectamente con este chorro de gas. Crédito de la imagen: HST / NASA / ESA / STScI.
Las masas estimadas de estas bestias astronómicas pueden superar los mil millones de veces la masa del Sol, aunque normalmente están alrededor de las pocas centenas de millones de masas solares. La masa del agujero negro súper-masivo se puede estimar midiendo la “anchura” de las líneas de emisión brillantes observadas en los espectros de los cuásares. Como el material es consumido por el agujero negro en relativamente poco tiempo, los cuásares muestran una etapa breve de la evolución de las galaxias, siendo ésta la razón de que los veamos únicamente a grandes distancias. Es posible que incluso nuestra Vía Láctea pasara por una fase activa tipo cuásar hace unos pocos miles de millones de años.
Nota: Usando Física General, la relación entre longitud de onda y frecuencia es simplemente λ * ν = c, donde λ (lambda) es la longitud de onda (en metros), ν (nu) es la frecuencia (en hercios) y c es la velocidad de la luz (en metros por segundo).