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Imagen tomada de http://www.nasa.gov/centers/goddard/images/content/182565main_1agn_HI.jpg
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Las galaxias son los bloques fundamentales del Universo. Algunas de ellas presentan una estructura muy simple, estando formadas sólo por estrellas normales y gas neutro. Por otro lado, existen otras muy complejas formadas no sólo por estrellas, sino además por gas neutro y ionizado, polvo, nubes moleculares, campos magnéticos y rayos cósmicos. Las galaxias pueden formar pequeños grupos o grandes cúmulos en el espacio.
La clasificación de las galaxias se basa en la forma de las mismas. La clasificación es útil en muchos aspectos a pesar de algunos criterios subjetivos; sin embargo, se pueden estudiar las propiedades de las galaxias de una manera sistemática. Esta clasificación morfológica se limita a aquellas galaxias que estén lo suficientemente cercanas para ser fácilmente reconocibles en el cielo. Es claro que si una galaxia es muy pequeña, o está muy lejos, se verá como un objeto puntual y no podrá ser sometida a una clasificación basada en su apariencia.
La primera clasificación morfológica fue propuesta por Edwin Hubble en 1926 y es conocida actualmente como secuencia de Hubble, en la cual se nombra a galaxias como elípticas, espirales, lenticulares e irregulares.
Una galaxia se define entonces como un conjunto de estrellas que se distingue como una unidad identificable en el espacio y a la que la gravedad da cohesión. En las galaxias normales la energía total emitida es la suma de la energía producida por las estrellas.
Sin embargo, existe un tipo de galaxias cuyo núcleo produce una gran liberación de energía por procedimientos distintos a la que genera la luz de las estrellas, es decir, que al integrar la luz total que nos llega, es mucho mayor que la que debe llegarnos sólo por la emisión de las estrellas.
Estas galaxias presentan exceso de emisión de energía en el infrarojo (IR), en radio, en el ultravioleta (UV) y en rayos-X, y en muchos casos el núcleo llega a brillar tanto o más que la galaxia completa.
Se dice que tales galaxias tienen un «núcleo activo» y las propias galaxias se conocen como «galaxias activas». Sabemos con certeza que 5% de las galaxias que conocemos son activas, aunque probablemente entre 10% y 50% lo sean. Incluso se ha manejado la hipótesis de que todas las galaxias, en algún momento de su evolución, se convierten en activas.
Los Núcleos Activos de Galaxias (NAGs o AGNs por sus siglas en inglés) son los objetos más brillantes del Universo. Este brillo permite observarlos a grandes distancias, y por lo tanto son una herramienta poderosa para estudiar la formación y evolución del universo mismo. Existen varios tipos de AGNs: galaxias Seyfert, cuásares, radiogalaxias, objetos BL Lac, LINERs, etc. La diferencia entre estas clases de objetos es la cantidad de radiación emitida por la fuente central y el ángulo desde el cual los vemos. La característica fundamental de la energía generada por un AGN es la de no ser térmica, es decir, no es de origen estelar. Esta radiación no térmica domina todo el espectro electromagnético, desde los rayos X hasta las ondas de radio.
La mayoría de los AGNs puede ser explicado por el llamado modelo unificado (Ver Figura) que establece que en el centro de la galaxia hay un agujero negro supermasivo (106-10Mʘ) , cuya energía potencial gravitacional es la fuente primordial de luminosidad en AGNs. Alrededor del agujero negro se forma un disco de acreción luminoso, fundamentalmente compuesto de gas. Éste a su vez está rodeado por un toroide de gas y polvo. La materia de dicho disco se calienta por compresión y emite radiación en el proceso. Existen algunas nubes orbitando encima del disco y tal vez por el mismo disco, a altas velocidades, y también otro conjunto de nubes más lejanas a la fuente central. También se muestran los chorros o “jets” que emanan de la región cercana al agujero negro, inicialmente a velocidades relativistas. De esta manera, el tipo de AGN que detectamos depende de la orientación, tal como se marca en la figura.
Entre los AGNs, los cuásares son los objetos más luminosos y más lejanos que se conocen en el Universo. La energía emitida por estos objetos está concentrada en una región muy pequeña, así que en general se observan más como fuentes puntuales que como fuentes extendidas.
Los cuásares más distantes corresponden a un tiempo cuando el universo tenía un décimo de la edad actual. El aspecto que muestran en las imágenes astronómicas es estelar. En una región más pequeña que el sistema solar, los cuásares emiten más luz que todas las estrellas de nuestra galaxia juntas.
Los primeros candidatos a cuásares fueron descubiertos como fuentes de radio. En 1962, 3C273 y 3C48 fueron identificadas como fuentes puntuales de radio (radio-estrellas) utilizando el método de ocultación por la Luna. El espectro, la luz dispersada, de 3C273, presentaba un gran enigma: mostraba líneas de emisión en lugar de las líneas de absorción características de los espectros estelares. Además, las longitudes de onda no correspondían a ningún elemento químico conocido.
Fue en 1963, hace 50 años, que Maarten Schmidt resolvió el misterio. Demostró que las principales líneas en el espectro de 3C273 corresponden a líneas del Hidrógeno, pero desplazadas, hacia longitudes de onda más rojas de su posición normal, en un 16% . Este desplazamiento, debido al efecto Doppler (el mismo efecto que hace que el sonido de la sirena de una ambulancia cambie al alejarse o al acercarse) le permitió a Schmidt establecer que 3C273 se aleja de nosotros con una velocidad de 15% de la velocidad de la luz. Por otro lado, 3C48 fue identificado como un objeto del mismo tipo, con una velocidad de 37% de la velocidad de la luz. 3C273 fue entonces el primer quasar identificado. Paradójicamente, estudios posteriores demuestran que sólo 10% de los cuásares son radiofuentes.
Si el desplazamiento de las líneas de 3C273 se interpretan como debido a la expansión del Universo, su velocidad de recesión lo sitúa como un objeto muy remoto (aproximadamente a dos mil millones de años luz de nosotros). Dado que su brillo aparente es relativamente alto, 3C273 se transformó en el objeto intrínsecamente más luminoso del Universo conocido hace 50 años emitiendo más energía que 100 galaxias compuestas cada una de 100 mil millones de estrellas.
Los cuásares dan lugar a la formación de uno de los fenómenos astronómicos más interesantes de la actualidad, las lentes gravitacionales: si una galaxia con mucha masa está en la misma dirección que un cuásar, de tal manera que nos bloquea y no lo podemos ver de manera directa, sucede que la luz que proviene del cuásar se va a “doblar” debido al campo gravitacional alrededor de la galaxia, actuando como una lente y creando imágenes múltiples del cuásar. En 1979 se descubre el primer caso, al comprobar que los espectros de dos quasares muy cercanos (QSO 0957+591) eran idénticos. En los últimos años se ha descubierto más de un centenar de lentes gravitacionales.
En una entrevista que le hicieron a Marteen Schmidt en marzo de este año, con motivo del aniversario de su publicación donde determinaba por primera vez la distancia a un cuásar, declaró que era el descubrimiento más importante de su carrera y que lo más gracioso era que, mientras la mayoría de sus otras investigaciones le tomaron varios años de estudio, ésta le tomó más o menos un mes, técnicamente, dijo, una tarde.
En la misma entrevista opinó que luego de medio siglo no se ha avanzado mucho en el entendimiento de los cuásares, debido a que se trata de un problema difícil, principalmente porque sólo vemos una fuente puntual y no una estructura. Para tratar de resolver esto, es necesario obtener mejor resolución espacial para obtener un mapa del cuásar. Actualmente puede ser posible con los arreglos de antenas, radiotelescopios, separados grandes distancias.
Al preguntarle sobre el misterio más grande de los cuásares que aún debe resolverse, Marteen Schmidt dijo: “Es difícil decirlo. Creo, en detalle, entender que la fuente de energía es probablemente lo que hace falta aún. Pero cuando digo “en detalle”, debo admitir cierta ignorancia y no podría explicar más allá lo que tengo en mente. Pero esa es mi sospecha, que eso es todavía un poco débil”.
Nota
1 Masa solar Mʘ= 1.9891×1030 kg
Más información
http://www.space.com/20244-quasar-mystery-discoverer-interview.html
http://www.astr.ua.edu/keel/agn/quasar40.html
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