Quasar CIENCIA

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Ciencia

Nombre derivado de la contracción de la palabra latina quasi (casi) y de la inglesa star (estrella), que se utiliza en la moderna Astronomía para designar un corto número de objetos existentes en el Cosmos, que plantean muy interesantes problemas.

Su descubrimiento data de poco después de 1960, y uno de los primeramente identificados fue el coincidente con la radiofuente 3C 273. Esta denominación se refiere al número con que figura en el catálogo número tres confeccionado por los radioastrónomos de Cambridge, dirigidos por Ryle: 3C indica tercero de Cambridge. En la actualidad se conocen unos 90 q.

Propiedades. La primera propiedad que se puso de relieve en los q. fue la extraordinaria intensidad de su radiación, captada por los radiotelescopios. Ya unos años antes de 1960 se conocía un foco radioemisivo de enorme potencia, el 3C 273, pero su localización precisa no era fácil, por el poco poder separador de los radiotelescopios (v. RADIOASTRONOMÍA). Sin embargo, bien utilizando la ocultación de un radiofoco por la Luna o bien por métodos interferométricos, es posible ahora calcular con precisión las coordenadas del objeto e incluso su diámetro aparente. Era lógico, además, pensar que una radiofuente tan violenta como la citada debía de corresponder a un astro visible. Así, una vez calculadas la ascensión recta y la declinación (V. COORDENADAS ASTRONÓMICAS) de 3C 273, por Hazard, Mackey y Shimmins, observando su ocultación por la Luna con ayuda del radiotelescopio de Perkes, en Australia, de 64 m. de abertura, se buscó en un atlas fotográfico celeste un objeto que coincidiera con la posición señalada. En lugar de una galaxia (v.), como se esperaba encontrar, las fotografías de Monte Palomar descubrieron una estrella de magnitud 13, relativamente brillante, por tanto; la posición de esta estrella en una región vacía no daba lugar a dudas sobre su identidad con el radiofoco 3C 273, pero ante la potencia de la radiación parecía muy inverosímil que ésta fuera producida por un solo astro. Sin embargo, al descubrirse más q., esta propiedad se vio que era común a todos ellos.

Ante este desconcertante hecho, pues la radiación era característica de una galaxia y no de una estrella, se emprendió el estudio de estos objetos con los medios ópticos y de radio más potentes. Cuando se obtuvo el diámetro aparente de unos cuantos q., se logró otro dato que añadió nuevos misterios a la cuestión, pues al ser aquél extraordinariamente pequeño, se creyó que los q. eran estrellas sumamente potentes, pertenecientes a nuestra galaxia o sistema de la Vía Láctea (v.), en las que tenía lugar algún fenómeno que podía guardar cierta semejanza con el que ofrecen las supernovas (v. ESTRELLAs, 3).

Sin embargo, aunque la cuestión no está por completo aclarada, esta hipótesis parece que no es verosímil, a causa del gran corrimiento hacia el rojo de las rayas espectrales de todos los q. Esta propiedad fue descubierta por Schmidt, Sandage y Greestein en el espectro del ya citado 3C 273, al observar tres rayas en la región roja del espectro que, por sus características, tenían gran semejanza con la segunda, tercera y cuarta de la serie de Balmer del hidrógeno, que en las estrellas se presentan en la región azul. Schmidt apuntó la idea de que estas rayas estaban producidas efectivamente por el hidrógeno, y que, por tanto, la primera raya de la serie debía quedar en el infrarrojo, en la parte invisible del espectro. Calculada la posición de esta línea se comprobó la hipótesis de Schmidt, al encontrar Beverly Oke la citada raya en la posición prevista. Entonces, como dice Schmidt, el concepto que se tenía de los q. cambió completamente; se creía que eran objetos pertenecientes a nuestra galaxia, pero dado este gran desplazamiento había que considerarlos como extragalácticos.

Para llegar a esta conclusión se hace un análisis de las posibles causas que pueden producir el desplazamiento de las rayas espectrales. Schmidt, estudiando los nueve q. mejor conocidos, descarta la posibilidad de que queden en el interior de nuestra galaxia, ya que sus velocidades, del orden del 40% de la velocidad de la luz, implicarían una estructura heliocéntrica de la galaxia incompatible con las propiedades que conocemos de la misma. Otra posible interpretación de los corrimientos espectrales hacia el rojo es que sean debidos a campos gravitatorios. En efecto, un fotón engendrado en una atmósfera estelar, para llegar a nosotros, tiene que invertir parte de su energía en vencer el campo gravitatorio del propio astro en donde se produce, lo que se traduce en una disminución de su frecuencia y, por tanto, en un aumento de su longitud de onda. Sin embargo, las conclusiones a que se llega son que si la masa del q. es del orden de la masa solar, tendría que ser extraordinariamente denso y sería muy poco luminoso; tan poco que para verlo tal como lo vemos tendría que quedar de nosotros a una distancia absurdamente pequeña. Si, al contrario, la masa del q. fuera mayor que la solar, su fuerte campo gravitatorio influiría sobre las regiones circundantes de la galaxia. Esto no puede admitirse y, de este modo, se llega a la conclusión de que la distancia a que queda tiene que ser superior a 25.000 parsecs, o sea, más de 80.000 años luz, con una masa equivalente a 100.000 millones de veces la masa del Sol.

Prescindiendo de algunos razonamientos se llega así a la conclusión de que los desplazamientos hacia el rojo observados son cosmológicos, es decir, consecuencia del efecto Doppler (v.), pudiendo determinarse la distancia a los q. por la ley de Hubble, que se utiliza para las galaxias (v. COSMOLOGÍA II). Resulta así que los q. son los objetos más lejanos que conocemos; la distancia a que está 3C 273 es de 1.500 millones de años luz, y éste resulta ser de los más próximos, pues ya el 3C 48 queda a 4.000 millones de años luz, y se han descubierto algunos a distancias mayores a los 8.000 millones de años luz.

Diferencias entre quasars y galaxias. Todos estos razonamientos parecen indicar que los q. son muy parecidos a las galaxias, pero de los estudios de Schmidt se deduce que hay diferencias sustanciales entre estas dos clases de objetos: 1) la apariencia de los q. es estelar, o sea, el diámetro óptico es menor que un segundo de arco. 2) Existe una relación entre el desplazamiento de las rayas espectrales hacia el rojo y la magnitud visual en las galaxias y los q., que es sustancialmente distinta, pues los q. son mucho más brillantes que las galaxias de igual desplazamiento. 3) Los q. tienen variaciones de brillo de período relativamente corto, fenómeno que no tiene lugar en las galaxias. 4) En el espectro de los q., las líneas de emisión son mucho más anchas que en los de las radiogalaxias. 5) La distribución de la energía respecto de la frecuencia ofrece en los q. un notable exceso en el ultravioleta, respecto de lo que ocurre con las galaxias.

Estas consecuencias se deducen del estudio de los nueve objetos casi estelares mejor conocidos, y es evidente que la cuestión no puede darse por resuelta; es preciso ampliar la fuente de estos conocimientos y multiplicar las observaciones. Sin embargo, sea de ello lo que fuere, no es inverosímil pensar que si los q. están a esas fantásticas distancias, como los observamos con un retraso en el tiempo de miles de millones de años, su estudio puede arrojarnos alguna luz sobre las primeras etapas que el Cosmos ha seguido en su evolución y discernir así entre las distintas hipótesis cosmológicas. Parece que el corrimiento de los q. hacia el rojo es incompatible con la teoría del estado estable de Hoyle, según la cual el Cosmos existió siempre como está ahora y siempre seguirá así, con densidad aproximadamente constante, compensándose la dilatación producida por su expansión con la incesante formación de nuevas galaxias en los senos vacíos del espacio.

E. GULLÓN DE SENESPLEDA.

BIBL.: F. HOYLE, Galaxias, Núcleos y quasars, Madrid 1967; F. D. KAHN y H. P. PALMER, Quasars: their importance in astronomy and physics, Cambridge (Mass.) 1967; R. C. JENNISON, Introduction to Radio Astronomy, Londres 1966; E. L. SCHA1-zMAN, Estructura del Universo, Madrid 1968; VARIOS, Joint Discussion of comissions 28 and 40 on "Radiogalaxias", "Transactions of the International Astronomical Union" vol. XII,B,569ss.;en la rev. "Astrophysical Journal" han aparecido diversos trabajos y monografías sobre el tema.