Cuásar
Un cuásar (acrónimu de «fonte de radiu cuasiestelar», traducción del inglés quasi-stellar radio source) ye una fonte astronómica d'enerxía electromagnética, qu'inclúi radiofrecuencies y lluz visible.
Xeneralidaes
editarLos cuásares son fenómenos que surden cuando un enorme furacu negru, asitiáu nel nucleu d'una galaxa, empieza a absorber tola materia qu'atopa na so cercanía. Cuando esto asocede, por efeutu de la enorme velocidá de rotación del discu de acreción formáu, produzse una xigantesca cantidá d'enerxía, lliberada en forma d'ondes de radiu, lluz, infrarroxu, ultravioleta, y rayos X, lo que convierte a los cuásares nos oxetos más brillosos del universu conocíu.
Nun principiu supúnxose que los cuásares yeren furacos blancos anque la meyora del estudiu de la so formación y carauterístiques refugó tal supuestu.[1]
En telescopios ópticos, la mayoría de los cuásares apaecen como simples puntos de lluz, anque dalgunos paecen ser los centros de galaxes actives. La mayoría de los cuásares tán demasiáu lloñe pa ser vistos por telescopios pequeños, pero'l 3C 273, con una magnitú aparente de 12,9 ye una esceición. A una distancia de 2440 millones d'años lluz, ye unu de los oxetos más alloñaos que pueden reparase direutamente con un equipu amateur.
Dellos cuásares amuesen cambeos rápidos de lluminosidá, lo qu'implica que son pequeños, una y bones un oxetu nun puede camudar más rápidu que'l tiempu que tarda la lluz en viaxar dende un estremu al otru. El fana en candia más altu conocíu d'un cuásar ye de z=7.085.[2]
Créese que los cuásares tán alimentaos pola acreción de materia de furacos negros supermasivos nel nucleu de galaxes alloñaes, convirtiéndolos en versiones bien lluminoses d'una clase xeneral d'oxetos conocida como galaxes actives. Nun se conoz el mecanismu que paez esplicar la emisión de la gran cantidá d'enerxía y la so variabilidá rápida. La conocencia de los cuásares avanzó bien rápido, anque nun hai un consensu claru sobre los sos oríxenes.
Propiedaes de los cuásares
editarConócense más de 200 000 cuásares y tolos espectros reparaos tienen una fana en candia considerable, que va dende 0,06 hasta'l máximu de 6,4. Por tanto, tolos cuásares asitiar a grandes distancies de la Tierra, el más cercanu a 240 Mpc (780 millones d'años lluz) y el más alloñáu a 6 Gpc (13 000 millones d'años lluz). La mayoría de los cuásares asitiar a más de 1 Gpc de distancia; como la lluz tien de tardar un tiempu bien llargu en percorrer tola distancia, los cuásares son reparaos cuando esistieron hai enforma tiempu, y l'universu como yera nel so pasáu distante.
Anque apaecen débiles cuando se reparen por telescopios ópticos, la so fana en candia alto implica qu'estos oxetos asitiar a grandes distancies, polo que fai de los cuásares los oxetos más lluminosos nel universu conocíu. El cuásar qu'amuesa mayor rellumu nel cielu ye 3C 273 de la constelación de Virgo. Ta a una distancia de 670 ~millones de parsecs,esto ye, en redol a 2200 millones d'años lluz. Tien una magnitú aparente de 12,8, lo suficientemente brillosa pa ser reparáu dende un telescopiu pequeñu, pero'l so magnitú absoluta ye de -26,7. A una distancia de 10 pársecs (unos 33 años lluz), esti oxetu rellumaría nel cielu con mayor fuercia que'l Sol. La lluminosidá d'esti cuásar ye unos dos billones (2 × 1012) de vegaes mayor que la del Sol, o cien veces más que la lluz total d'una galaxa media como la Vía Láctea.
El cuásar hiperluminoso APM 08279+5255 tenía, cuando s'afayó en 1998, una magnitú absoluta de -32,2, anque les imáxenes d'alta resolución del telescopiu espacial Hubble y el telescopiu Keck revelaron qu'esti sistema yera una lente gravitacional. Un estudiu del fenómenu de lente gravitacional nesti sistema suxer que s'aumentó nun factor de 10. Trátase, de toes formes, d'un oxetu más lluminosu que los cuásares más cercanos como 3C 273. Piénsase que HS 1946+7658 tien una magnitú absoluta de -30,3, pero que tamién foi aumentada pol efeutu de lente gravitacional.
Afayóse que los cuásares varien de lluminosidá n'escales de tiempu diverses. Dalgunes varien el so rellumu cada dalgunos meses, selmanes, díes o hores. Esta evidencia dexó a los científicos teorizar que los cuásares xeneren y emiten la so enerxía dende una rexón bien pequeña, yá que cada parte del cuásar tendría de tar en contautu coles otres en tal escala de tiempu pa coordinar les variaciones de lluminosidá. Como tal, un cuásar que varia nuna escala de tiempu de delles selmanes nun puede ser mayor que delles selmanes lluz d'anchu.
Los cuásares manifiesten munches propiedaes idéntiques a les de les galaxes actives: la radiación nun ye térmica y reparóse que dalgunes tienen jets y lóbulos como les radiogalaxies. Los cuásares pueden ser reparaos en munches zones del espectru electromagnéticu como radiofrecuencia, infrarroxos, lluz visible, ultravioletes, rayos X ya inclusive rayu gamma. La mayoría de los cuásares son más brillosos nel marcu de referencia d'ultravioleta cercanu, cerca de la llinia Lyman-alfa d'emisión del hidróxenu de 1216 Å o (121,6 nm), pero por cuenta de la so fana en candia, esi puntu de lluminosidá reparar tan lloñe como 9000 Å (900 nm) nel infrarroxu cercanu.
Xeneración d'emisión
editarUna y bones los cuásares amuesen propiedaes de mancomún con toles galaxes actives, munchos científicos compararon les emisiones de los cuásares con aquelles de galaxes actives pequeñes por cuenta de la so semeyanza. La meyor esplicación pa los cuásares ye que tán alimentaos por furacos negros supermasivos. Pa crear una lluminosidá de 1040 W (el rellumu típicu d'un cuásar), un furacu negru supermasivu tendría de consumir la materia equivalente a diez estrelles per añu. Los cuásares más brillosos conocíos tendríen de taramiar 1000 mases solares de materia cada añu. Créese que los cuásares enciéndense» y «apaguen» dependiendo de la so redolada. Una implicación ye qu'un cuásar nun siguiría alimentándose a esa velocidá mientres 10 000 millones d'años, lo qu'esplicaría satisfactoriamente por qué nun hai cuásares cercanos. Nesti marcu, dempués de qu'un cuásar acabara de consumir el gas y el polvu, convertir nuna galaxa normal.
Los cuásares tamién apurren delles pistes sobre'l fin de la reionización del Big Bang. Los cuásares más vieyos (z > 4) amuesen un efeutu Gunn-Peterson y tienen zones d'absorción nel frente d'ellos indicando que'l mediu intergaláctico nesi momentu yera gas neutro. Los cuásares más recién nun amuesen zones d'absorción, pero nel so llugar, los sos espectros amuesen una parte apuntiada conocida como monte Lyman-alfa. Esto indica que'l mediu intergaláctico ta sometíu a una reionización escontra plasma y que'l gas neutro solo esiste en cúmulos pequeños.
Otra carauterística interesante de los cuásares ye qu'amuesen evidencies d'elementos más pesaos que l'heliu. Esto significa qu'eses galaxes tuvieron sometíes a una fase masiva de formación estelar creando estrelles de población III ente'l momentu del Big Bang y los primeres cuásares reparaos. La lluz d'eses estrelles pudo ser reparada pol telescopiu espacial Spitzer de la NASA, anque a finales de 2005 esta interpretación aguardaba ser confirmada.
Historia de la observación de cuásares
editar
Los primeres cuásares fueron afayaos con radiotelescopios a finales de los años 1950. Munchos fueron rexistraos como fontes de radio que nun tenía un oxetu visible correspondiente. Utilizando telescopios pequeños y el telescopiu Lovell como un interferómetro, los oxetos amosaben que tenía un tamañu angular bien pequeñu.[3] Cientos d'estos oxetos fueron rexistraos hacia 1960 y publicóse el Tercer Catálogu de Cambridge de Radio-fuentes (3C) mientres los astrónomos esploraben el cielu con telescopios ópticos. En 1960, la fonte de radio 3C 48 foi finalmente venceyada con un oxetu ópticu. Los astrónomos detectaron lo que paecía una estrella azul tenue na posición de la fonte de radiu y llograron el so espectru: conteniendo munches llinies d'emisión desconocíes, l'espectru anómalu aguantaba una interpretación.
En 1962 consiguióse una meyora destacada. Otra fonte de radiu, la 3C 273, foi agorada pa sufrir cinco ocultación pola Lluna. La midíes llograes por Cyril Hazard y John Bolton mientres una de los tapecimientos utilizando l'Observatoriu de Parkes dexó a Maarten Schmidt una identificación óptica del oxetu y llograr el so espectru visible col telescopiu Hale de Monte Palombar. Esti espectru reveló les mesmes llinies d'emisión estrañes. Schmidt diose cuenta que se trataba de les llinies del espectru del hidróxenu con una fana en candia del 15,8 %. Esti descubrimientu amosaba que la 3C 273 taba alloñándose a una velocidá de 47 000 km/s.[4] Esti descubrimientu revolucionó la observación de cuásares y dexaba a otros astrónomos buscar fanes en candia nes llinies d'emisión d'otres fontes de radio. La 3C 48 amosó tener una fana en candia del 37 % de la velocidá de la lluz.
El términu cuásar (n'inglés, quasar) foi acuñáu pol astrofísicu d'Estaos Xuníos d'orixe chinu, Hong-Yee Chiu, en 1964, en Physics Today, pa describir estos oxetos estraños:
Hasta'l momentu, el nome, cabileñu y llargu, de 'quasi-stellar radio sources' [fontes de radio cuasi estelares] utilizóse pa describir estos oxetos. Por cuenta de que la so naturaleza ye dafechu desconocida, ye difícil preparar una nomeclatura curtia y apropiada pa ellos, yá que les sos propiedaes esenciales van implicitas nel so nome. Por conveniencia, la forma embrivida quasar va utilizar mientres esti artículuHong-Yee Chiu en Physics Today, mayu de 1964
Más tarde afayóse que non tolos cuásares, alredor de namái un 10 %, teníen emisiones de radio altes (los radiu intensu). Poro, el nome de QSO (Oxetu cuasi-estelar) utilizar pa referise a estos oxetos, incluyendo les clase radio-intensa (RLQ) y radio-silenciosa (RQQ).
Una tema d'alderique mientres los años 1960 foi si los cuásares yeren oxetos cercanos o alloñaos como implicaba'l so fana en candia. Suxirióse que la fana en candia de los cuásares nun yera debíu al efeutu Doppler sinón a que la lluz escapaba d'un muriu gravitacional. Sicasí, creíase qu'una estrella d'abonda masa pa formar tal muriu, sería inestable.[5] Los cuásares tamién amosaben unes llinies d'emisión inusuales que namái se vieron enantes en nebuloses de baxa densidá de gas caliente, lo que sería demasiáu difusu pa xenerar la enerxía reparada y caltenese dientro del muriu gravitacional.[6] Hubo tamién esmoliciones series al respective de la idea cosmolóxica de los cuásares alloñaos. Un argumentu firme contra esto ye que les enerxíes implicaes nos cuásares entepasaben tolos procesos de conversión d'enerxía conocíos, incluyendo la fusión nuclear. Nesi momentu, hubo delles suxerencies sobre que los cuásares yeren dalguna forma desconocida d'antimateria estable y que eso podía influyir nel so rellumu. Esta oxeción esaniciar cola propuesta del mecanismu del discu de acrecimiento nos años setenta, y na actualidá la distancia cosmolóxica de los cuásares ye aceptada pol consensu científicu.
En 1979, l'efeutu de lente gravitacional agoráu pola Teoría Xeneral de la Relatividá d'Einstein foi confirmáu pola observación per primer vegada con imáxenes del doble cuásar 0957+561.[7]
Na década de 1980, desenvolviéronse modelos unificaos nel que los cuásares fueron vistos como una clase de galaxes actives, y remaneciera nun consensu xeneral que na mayoría de los casos yera l'ángulu de visión lo qu'estremaba unes clases d'otres, como los blazars y les radiogalaxies. Creíase que la lluminosidá elevada de los cuásares yera la resultancia del resfregón causáu pol gas y el polvu cayendo nos discos de acrecimiento de furacos negros supermasivos, que podíen convertir un 10 % de masa d'un oxetu n'enerxía, a diferencia del 0,7 % llográu en procesos de fusión nuclear qu'apoderen la producción d'enerxía n'estrelles solares.
Esti mecanismu tamién se cree qu'esplica por qué los cuásares yeren más comunes al empiezu del universu, una y bones esta producción d'enerxía remata cuando'l furacu negru supermasivu consume tol gas y polvu que tien cerca. Esto significa que ye posible que la mayoría de les galaxes, incluyendo la Vía Láctea, pasó al traviés d'una etapa activa, apaeciendo como un cuásar o otra clase de galaxa activa dependiente de la masa del furacu negru y la rotación de acrecimiento, y que son inactivos agora por cuenta de la falta de materia p'alimentar los sos furacos negros centrales que xeneren la radiación.
Ver tamién
editarReferencies
editar- ↑ Sitiu oficial de la Nasa onde s'esplica la cuestión: los cuásares fueron supuestos como furacos blancos, pero la hipótesis quedó refugada.
- ↑ «A luminous quasar at a redshift of z=7.085». Nature páx. 616 (2011). doi:10.1038/nature10159.
- ↑ «The MKI and the discovery of Quasars» (inglés). Jodrell Bank Observatory.
- ↑ Schmidt Maarten (1963). «3C 273: a star-like object with large red-shift». Nature 197: páxs. 1040-1040. http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1963Natur.197.1040S&db_key=AST&data_type=HTML&formatu=&high=4521318y0232118.
- ↑ S. Chandrasekhar (1964). «The Dynamic Instability of Gaseous Masses Approaching the Schwarzschild Limit in General Relativity». Astrophysical Journal 140 (2): páxs. 417–433.
- ↑ J. Greenstein and M. Schmidt (1964). «The Quasi-Stellar Radio Sources 3C 48 and 3C ». Astrophysical Journal 140 (1): páxs. 1–34.
- ↑ Active Galaxies and Quasars - Double Quasar 0957+561 (n'inglés).
Enllaces esternos
editar
Wikimedia Commons acueye conteníu multimedia sobre Cuásar.- QSO Redshift Histograms (for Incremental Apparent Magnitude Samples) Archiváu 2011-05-27 en Wayback Machine (n'inglés).
- Noticies científiques sobre cuásares (n'español)
