Wikipedia

Quásar

obxecto astronómico
Véxase tamén: Satellite Data System.

Os quásares[1] (do inglés quasi stellar radio source, "emisor de ondas de radio case estrelar") son obxectos do universo que se comportan como estrelas de pequeno tamaño. É unha fonte astronómica de enerxía electromagnética, incluíndo radiofrecuencias e luz visíbel. No 2007 o consenso científico é que son os obxectos máis afastados da Terra que se coñecen, o que explica o seu corremento ao vermello, e polo tanto, debido á continua expansión do universo, son os máis antigos. Crése que son núcleos activos de galaxias novas.

Quasar HE0450 2958.

Xeneralidades editar

Os quásares visíbeis mostran un corremento ao vermello moi alto, e o consenso científico é que isto é un efecto da expansión métrica do universo entre os quasares e a terra. Combinando isto coa lei de Hubble sábese que os quasares están moi distantes. Para seren observábeis a tanta distancia, a enerxía de emisión destes fai insignificantes a case tódolos fenómenos astrofísicos coñecidos na galaxia, exceptuando comparativamente a eventos de curta duración coma supernovas e GRB. Os quásares poden facilmente liberar enerxía a niveis iguais que a combinación de centos de galaxias medianas. A luz producida sería equivalente á dun billón de soles.

Nos telescopios ópticos, a maioría dos quásares aparecen coma simples puntos de luz, aínda que algúns poden ser os centros de galaxias activas. A maioría dos quásares están demasiado lonxe para ser vistos por telescopios pequenos, pero o 3C 273, cunha magnitude aparente de 12,9 é unha excepción. A unha distancia de 2.440 millóns de anos luz, é un dos obxectos máis afastados que se poden observar directamente cun equipo de afeccionado.

Propiedades dos quasares editar

Coñecense máis de 100.000 quasares. Tódolos espectros observados teñen un corremento ao vermello considerábel, que vai dende 0,06 ata o máximo de 6,4. Polo tanto, tódolos quasares se sitúan a grandes distancias da Terra, o máis próximo a 240 Mpc (780 millóns de anos luz) e o máis afastado a 6 Xpc (13.000 millóns de anos luz). A maioría dos quasares se sitúan a máis de 1 Xpc de distancia; como a luz debe tardar un tempo moi longo en percorrer toda a distancia, os quasares son observados cando existiron fai moito tempo, e o universo como era no seu pasado distante.

Aínda que aparecen débiles cando se observan por telescopios ópticos, o seu corremento ao vermello alto implica que estes obxectos se sitúan a grandes distancias, polo que fai dos quasares os obxectos máis luminosos no universo coñecido. O quásar que aparece máis brillante no ceo é o 3C 273 da constelación de Virgo. Ten unha magnitude aparente de 12,8, o suficientemente brillante para ser observado dende un telescopio pequeno, pero a súa magnitude absoluta é de -26,7. A unha distancia de 10 pársec (uns 33 anos luz), este obxecto brillaría no ceo con maior forza que o Sol. A luminosidade deste quásar é uns 2.000 millóns (2 × 1012) de veces maior que a do Sol, ou cen veces máis que a luz total dunha galaxia media como a Vía Láctea.

O quásar hiperluminoso APM 08279+5255 tiña, cando se descubriu en 1998, unha magnitude absoluta de -32,2, aínda que as imaxes de alta resolución do telescopio espacial Hubble e o telescopio Keck revelaron que este sistema era unha lente gravitacional. Un estudo do fenómeno de lente gravitacional neste sistema suxire que aumentou nun factor de 10. Se trata, de todas formas, dun obxecto máis luminoso que os quasares máis próximos como o 3C 273. Pénsase que o HS 1946+7658 ten unha magnitude absoluta de -30,3, pero que tamén foi aumentada polo efecto de lente gravitacional.

Descubriuse que os quasares varían de luminosidade en escalas de tempo diversas. Algunhas varían o seu brillo cada poucos meses, semanas, días ou horas. Esta evidencia permitiu aos científicos teorizar que os quasares xeran e emiten a súa enerxía dende unha rexión moi pequena, posto que cada parte do quásar debería estar en contacto coas outras en tal escala de tempo para coordinar as variacións de luminosidade. Como tal, un quásar que varía nunha escala de tempo dalgunhas semanas non pode ser maior que algunhas semanas luz de ancho.

Os quasares manifestan moitas propiedades idénticas ás das galaxias activas: a radiación non é térmica e observouse que algunhas teñen jets e lóbulos como as radiogalaxias. Os quasares poden ser observados en moitas zonas do espectro electromagnético como radiofrecuencia, infravermellos, luz visíbel, ultravioletas, raios X e incluso raios gamma. A maioría dos quasares son máis brillantes no marco de referencia de ultravioleta próximo, cerca da liña Lyman-alfa de emisión do hidróxeno de 1.216 Å ou (121,6 nm), pero debido ao seu corremento ao vermello, ese punto de luminosidade obsérvase tan lonxe como 9.000 Å (900 nm) no infravermello próximo.

Xeración de emisión editar

Xa que os quasares mostran propiedades en común con tódalas galaxias activas, moitos científicos compararon as emisións dos quasares coas de galaxias activas pequenas debido á súa semellanza. A mellor explicación para os quasares é que están alimentados por buratos negros supermasivos. Para crear unha luminosidade de 1040 W (o brillo típico dun quasar), un burato negro supermasivo debería consumir a materia equivalente a dez estrelas por ano. Os quasares máis brillantes coñecidos deberían devorar 1.000 masas solares de materia cada ano. Crese que os quasares se "acenden" e "apagan" dependendo da súa contorna. Unha implicación é que un quásar non continuaría alimentándose a esa velocidade durante 10.000 millóns de anos, o que explicaría satisfactoriamente por que non hai quasares próximos. Neste marco, despois de que un quásar rematase de consumir o gas e o po, converteríase nunha galaxia normal.

Os quasares tamén proporcionan algunhas pistas sobre o fin da reionización do Big Bang. Os quasares máis vellos (z > 4) mostran un efecto Gunn-Peterson e teñen zonas de absorción diante deles indicando que o medio intergaláctico nese momento era gas neutro. Os quasares máis recentes non mostran zonas de absorción, pero no seu lugar, os seus espectros mostran unha parte puntiaguda coñecida como bosque Lyman-Alfa. Isto indica que o medio intergaláctico está sometido a unha reionización cara plasma e que o gas neutro só existe en cúmulos pequenos.

Outra característica interesante dos quasares é que mostran evidencias de elementos máis pesados que o helio. Isto significa que esas galaxias estiveron sometidas a unha fase masiva de formación estelar creando estrelas de poboación III entre o momento do Big Bang e os primeiros quasares observados. A luz desas estrelas puido ter sido observada polo Telescopio Espacial Spitzer da NASA, inda que a finais de 2005 esta interpretación agardaba ser confirmada.

Historia da observación de quásares editar

 
Quásar 3C 273.

Os primeiros quásares foron descubertos con radiotelescopios a finais dos anos 1950. Moitos foron rexistrados como fontes de radio que non tiñan un obxecto visíbel correspondente. Empregando telescopios pequenos e o telescopio Lovell como un interferómetro, os obxectos mostraban que tiña un tamaño angular moi pequeno.[2] Centos destes obxectos foron rexistrados cara a 1960 e se publicou o Terceiro Catálogo de Cambridge de Radio-fontes (3C) mentres os astrónomos exploraban o ceo con telescopios ópticos. En 1960, a fonte de radio 3C 48 foi finalmente vinculada cun obxecto óptico. Os astrónomos detectaron o que parecía unha estrela azul tenue na posición da fonte de radio e obtiveron o seu espectro: contendo moitas liñas de emisión descoñecidas, o espectro anómalo resistíase a unha interpretación.

En 1962 se conseguiu un avance destacado. Outra fonte de radio, a 3C 273, foi prognosticada para sufrir cinco ocultacións pola Lúa. As medidas obtidas por Cyril Hazard e John Bolton durante unha das ocultacións empregando o Observatorio de Parkes permitiu a Maarten Schmidt unha identificación óptica do obxecto e obter o seu espectro visíbel co telescopio Hale de Monte Palomar. Este espectro revelou as mesmas liñas de emisión estrañas. Schmidt deuse conta de que se trataba das liñas do espectro do hidróxeno cun corremento ao vermello do 15,8%. Este descubrimento mostraba que a 3C 273 estábase afastando a unha velocidade de 47.000 km/s.[3] Este descubrimento revolucionou a observación de quasares e permitía a outros astrónomos buscar corrementos ao vermello nas liñas de emisión doutras fontes de radio. A 3C 48 mostrou ter un corremento ao vermello do 37% da velocidade da luz.

O termo quasar foi acuñado polo astrofísico estadounidense de orixe chinesa, Hong-Yee Chiu, en 1964, en Physics Today, para describir estes obxectos estraños:

Ata o momento, o torpemente longo nome de 'quasi-stellar radio sources' [fontes de radio case estelares] empregouse para describir estes obxectos. Debido a que a natureza destes obxectos é completamente descoñecida, é difícil preparar unha nomenclatura curta e apropiada para eles xa que as súas propiedades esenciais son obvias no seu nome. Por conveniencia, a forma abreviada 'quásar' empregarase durante este artigo
Hong-Yee Chiu en Physics Today, maio de 1964

Máis tarde descubriuse que non todos os quasares, ao redor de só un 10%, tiñan emisións de radio altas (os radio-intenso). Polo tanto, o nome de QSO (Obxecto case estelar) emprégase para se referir a estes obxectos, incluíndo as clases radio-intensa (RLQ) e radio-silenciosa (RQQ).

Un tema de debate durante os anos 1960 foi se os quasares eran obxectos próximos ou afastados como implicaba o seu corremento ao vermello. Suxeriuse que o corremento ao vermello dos quasares non era debido ao efecto Doppler senón a que a luz escapaba dun muro gravitacional. Porén, pensábase que unha estrela de suficiente masa para formar tal muro sería inestábel.[4] Os quasares tamén mostraban unhas liñas de emisión infrecuentes que só se tiñan observado anteriormente en nebulosas de baixa densidade de gas quente, o que sería demasiado difuso para xerar a enerxía observada e manterse dentro do muro gravitacional.[5] Houbo tamén preocupacións serias respecto á idea cosmolóxica dos quasares afastados. Un argumento firme contra isto é que as enerxías implicadas nos quasares excedían tódolos procesos de conversión de enerxía coñecidos, incluíndo a fusión nuclear. Nese momento, houbo algunhas suxestións sobre que os quasares eran, ata ese momento, algunha forma descoñecida de antimateria estábel e que iso podía influír no seu brillo. Esta obxección eliminouse coa proposta do mecanismo do disco de acrecemento nos anos 1970, e na actualidade a distancia cosmolóxica dos quasares é aceptada polo consenso científico.

En 1979, o efecto de lente gravitacional prognosticado pola Teoría Xeral da Relatividade de Einstein foi confirmado pola observación por primeira vez con imaxes do dobre quásar 0957+561.[6]

Na década de 1980, desenvolvéronse modelos unificados no que os quasares foron vistos como unha clase de galaxias activas, e nun consenso xeral emerxeu a idea de que a maioría dos casos era o ángulo de visión o que distinguía unhas clases doutras, como os blazars e as radiogalaxias. Existía a crenza de que a luminosidade elevada dos quasares era o resultado da fricción causada polo gas e o po caendo nos discos de acrecemento de buratos negros supermasivos, que podían converter un 10% de masa dun obxecto en enerxía, a diferenza do 0,7% obtido en procesos de fusión nuclear que dominan a produción de enerxía en estrelas solares.

Existe tamén a crenza de que este mecanismo explica por que os quasares eran máis comúns ao comezo do universo, xa que esta produción de enerxía finaliza cando o burato negro supermasivo consome todo o gas e o po que ten cerca. Isto significa que é posible que a maioría das galaxias, incluíndo a Vía Láctea, pasaron a través dunha etapa activa, aparecendo coma un quásar ou outra clase de galaxia activa dependente da masa do burato negro e a rotación de acrecemento, e que agora son inactivos debido á falta de materia para alimentar os seus buratos negros centrais que xeran a radiación.

Notas editar

  1. ↑ Definicións no Dicionario da Real Academia Galega e no Portal das Palabras para quásar.
  2. ↑ "The MKI and the discovery of Quasars" (en en inglés). Jodrell Bank Observatory. 
  3. ↑ Schmidt Maarten (1963). "3C 273: a star-like object with large red-shift". Nature 197: 1040–1040. 
  4. ↑ S. Chandrasekhar (1964). "The Dynamic Instability of Gaseous Masses Approaching the Schwarzschild Limit in General Relativity". Astrophysical Journal 140: 417–433. 
  5. ↑ J. Greenstein and M. Schmidt (1964). "The Quasi-Stellar Radio Sources 3C 48 and 3C ". Astrophysical Journal 140: 1–34. 
  6. ↑ Active Galaxies and Quasars - Double Quasar 0957+561 (en inglés)

Véxase tamén editar

Ligazóns externas editar

Traído desde «https://gl.wikipedia.org/w/index.php?title=Quásar&oldid=6570807»