Efecto lente gravitacionalatenea.pntic.mec.es/Antares/pdfs/m7_u3.pdfEfecto lente gravitacional ... Galaxias con lineas de emisión € ... a lo largo de las líneas de fuerza de un

Unidad didáctica 3:Cuasares y otras galaxias activas

Efecto lente gravitacional

ANTARES - Módulo 7 - Unidad 3 - Programa de Nuevas Tecnologías - MEC

file:///F|/antares/modulo7/m7_u300.html [12/3/2000 19.24.57]

3.1. Galaxias con lineas de emisión

Figuras 7-3-1a y 1b. Galaxias con líneas de emisión.

(a) muestra dos galaxias típicas con líneas de emisión. La situada a la derecha estáexperimentando un proceso de colisión con otra galaxia cercana.

ANTARES - Módulo 7 - Unidad 3- 01- Programa de Nuevas tecnologías - MEC -

file:///F|/antares/modulo7/m7_u301.html (1 de 5) [12/3/2000 19.24.59]

(b) muestra un espectro de líneas de emisión, producido por estas galaxias, muydiferente del que aparece en la figura 2, que está producido por una galaxia ordinaria.

En el tema anterior hemos estudiado las llamadas galaxias normales que

pueden ser clasificadas de acuerdo con sus formas sin excesivascomplicaciones y cuyas luminosidades tienen por causa la radiación estelar.Al avanzar en la secuencia de Hubble la cantidad de gas aumenta y llega arepresentar una fracción importante en la espirales de tipo Sd e irregulares.En estos casos aparecen ya manifestaciones de fenómenos característicos deun gas caliente. Esto es además de las líneas de absorción típicamenteestelares presentan otras de emisión, producidas por el hidrógeno y átomosmás pesados que pueden estar en niveles de ionización importantes.

Hay sin embargo unas galaxias donde existen concentraciones de gas de gran

tamaño que están calentadas por mecanismos extraordinariamenteenergéticos que producen una elevada luminosidad. Es tan grande que ocultao atenúa en gran medida las características de la población estelar e inclusola propia forma de la galaxia. Exhiben excesos muy importantes en la regiónazul del espectro y líneas de emisión de hidrógeno, y otras de elementos máspesados que están prohibidas por las reglas de selección de Pauli ( Figuras7-3-1 y 7-3-2). Por ello es muy difícil y en algunos casos imposible,observarlas en las condiciones usuales que reinan en los laboratoriosterrestres.

Las galaxias con líneas de emisión cubren un rango muy amplio deluminosidades que revela diferencias importantes en los mecanismosresponsables de la radiación. Para obtener una información primaria sobre sunaturaleza no podemos recurrir a sus formas, poco definidas en unos casos eimposibles de establecer en la mayoría. No es posible por tanto aplicar los



criterios de clasificación de Hubble. Incluso si ello fuera posible, no permitiríasu discriminación en función de los procesos responsables de suspropiedades observadas. Por ello es necesario recurrir a métodos máscomplejos de naturaleza fotométrica y espectroscópica, como los utilizados para clasificar las estrellas en el diagrama H-R.

El primer paso consistió en la observación fotométrica de una muestra ampliade galaxias con líneas de emisión utilizando los filtros fotométricos U, B y V.Los índices de color U-B son muy negativos en todos los objetos indicandouna fuerte intensidad de la luz en la región ultravioleta. Por consiguiente esteíndice no es un buen discriminador. La situación cambió al repetir lasobservaciones con los filtros infrarrojos J, H y K, que están centrados en 1.2,1.6 y 2.2 µm. El índice J-K separa las galaxias con líneas de emisión en dosgrandes grupos. En el primero los valores de J-K son inferiores a 1.1,similares a los que presentan las galaxias normales, donde constituyen unbuen indicador de la radiación emitida por las estrellas frías. En el segundoson superiores, revelando la existencia de mecanismos mas energéticos quelos puramente estelares. En muchas imágenes de las galaxias de este gruposon perceptibles estructuras irregulares, filamentosas y chorros de gas,causados por verdaderas explosiones que dan lugar al lanzamiento degrandes cantidades de materia a velocidades muy elevadas. Por razones quejustificaremos más adelante, los objetos clasificados en el primer gruporeciben el nombre de galaxias HII y los del segundo galaxias activas, aúncuando la denominación más correcta, por razones que daremos másadelante, es la de núcleos activos.



Figura 7-3-3. Radiación sincrotrónica. En el esquema B representa la dirección delcampo magnético, alrededor del cual se desplaza un electrón con velocidad próxima a laluz.

El análisis espectroscópico confirma las diferencias entre los dos grupos. Las

espectros de las galaxias HII presentan líneas más estrechas y simétricas asícomo niveles de ionización más bajos que las galaxias activas. Estas últimasemiten energía en un rango muy amplio, desde las radiofrecuencias a losrayos X, que tiene las propiedades típicas de la radiación sincrotrónica (Figura7-3-3). La producen electrones moviéndose con velocidades próximas a la luz, a lo largo de las líneas de fuerza de un campo magnético.

Esta propiedades son consistentes con la luminosidades observadas que enel caso de las galaxias HII tienen un valor medio de diez millones de vecesmayor que la luminosidad solar ( 1040 L¤ ), en las activas están comprendidasentre 1043 y 1048 L¤





3.2. Galaxias HII

Figura 7-3-4. Región HII. En esta sección de una nebulosa de emisión se distinguenunos puntos rojos que corresponde a galaxias recién formadas que calientan el gas,predominantemente de hidrógeno, ionizando este elemento.



La interpretación de sus propiedades observadas permite establecer lanaturaleza del motor que gobierna la estructura emisora. La radiación queobservamos no es el resultado directo de la superposición de la luz de lasestrellas, como ocurre en las galaxias ordinarias, sino que está producida porun gas caliente. Recordemos que las estrellas se originan en concentracionesde gas del medio interestelar, cuya temperatura ronda inicialmente los 50 K.Una vez formadas, emiten una fracción importante de su radiación en elultravioleta lejano la cual, debido a su alta energía, calienta el gas circundanteelevando su temperatura hasta valores comprendidos entre 5000 y 20000grados (Figura 7-3-4 y 7-3-5). Este proceso provoca modificaciones químicasimportantes. La radiación energética produce la ionización del hidrógeno ( HII) y los átomos más pesados, liberando electrones que colisionan entre ellospromediando de esta forma su energía. A continuación estas partículasparticipan en dos procesos importantes. Una parte de ellas es capturada porlos protones para formar átomos de hidrógeno produciendo las líneas de esteelemento. Otra colisiona con los iones, que son excitados y vuelven al estadode equilibrio devolviendo la energía suministrada bajo la forma de líneasespectrales.

Figura 7-3-5: Motor delas galaxias HII. Elesquema muestra elmecanismo estelar quegobierna laluminosidad de estasgalaxias.



Las estrellas jóvenes y masivas, las mas eficaces para producir radiaciónenergética, constituyen por tanto el motor de las galaxias HII que mantienensu equilibrio térmico gracias a las líneas espectrales que actúan como unverdadero refrigerante.

Para explicar las luminosidades observadas es necesario que el motor tengamás potencia que el de nebulosas como Orión. Deben nacer más estrellas porunidad de tiempo. Este hecho repercute en la composición química del gas yaque, como señalamos anteriormente, las estrellas masivas evolucionanrápidamente y devuelven al medio material procesado. Por tanto, si existe unaformación estelar importante durante fracciones substanciales de la vida de lagalaxia, la abundancia química del gas será mucho mayor que la observada.Para eliminar esta contradicción es necesario que la formación estelar intensaocurra durante periodos relativamente cortos, seguidos por otros de calma.Los estudios realizados fijan en unos 50 millones de años la duración deestos brotes de formación estelar (BFE).

Una galaxia puede contener uno o varios BFE y pueden surgir en objetos muyjóvenes, formando las primeras generaciones de estrellas. La observación yanálisis de estos casos tiene un gran interés, ya que el gas haya no ha sidocontaminado de manera apreciable por el material producido en lasreacciones nucleares del interior de las estrellas y su composición es cercanaa la que tenía el universo en los primeros instantes. Como veremos másadelante, en el tema de cosmología, en los primeros quince minutos de la vidadel universo tuvo lugar la formación de los núcleos de hidrógeno, helio en unaproporción que ha permanecido prácticamente sin variación y también trazasde litio y boro . Todos los demás elementos fueron formados posteriormentedurante la nucleosíntesis estelar.

También aparecen BFE en galaxias evolucionadas con una importantepoblación de estrellas viejas, cuyo espectro de líneas de absorción estáocultado parcial o totalmente por la emisión del gas.



Figura 7-3-6. Efectos de la colisión de galaxias. La imagen tomada con el TelescopioEspacial Hubble corresponde a la galaxia Cartwheel (rueda de carro) situada a 160 Mpc.Su estructura es debida probablemente a la colisión ocurrida con alguna de las dosgalaxias de la izquierda. En el anillo resultante de este proceso se mueve a 300000kilómetros por hora, y en él tiene lugar una importante proceso de formación estelar.

Uno de los agentes que determina la aparición de los BFE es la colisión o

interacción entre dos galaxias ( figura 7-3-6 ) o nubes de gas intergaláctico,que dan lugar a una acumulación de gas y a inestabilidades quedesencadenan los procesos de formación estelar.



3.3. Galaxias activas

Figura 7-3-7: Cuasar3C273. Es el objeto demayor tamaño de laimagen. En la parteinferior derechaaparece un chorro degas gigantescoexpulsado por el propiocuasar.

La familia de las galaxias activas comprende básicamente dos clases, Seyfert

y cuasares a las que están asociadas distintas variedades. En la primera losniveles de ionización y la luminosidad son más bajos que en la segunda. Perohay también otras diferencias significativas.

En el año 1943 Karl Seyfert descubrió unas galaxias, que recibieron sunombre, con núcleos relativamente pequeños y muy luminosos quepresentaban muchas de las características de las nebulosas de emisiónbrillantes de nuestra Galaxia. Esto es, intensidad luminosa muy destacada enla región azul del espectro (exceso en el azul), y líneas de emisión permitidasy prohibidas. Estas propiedades, muy diferentes de las observadas en lasgalaxias normales, no encajaban en los esquemas de clasificación de Hubbley ello, unido al escaso número de Seyfert identificadas, las convirtió enobjetos exóticos de escaso interés. Posteriormente se descubrieron otrasgalaxias con características similares, recibiendo todas ellas el nombre degalaxias activas, y fueron agrupadas siguiendo criterios determinados por la



técnica observacional utilizada.

La mayor parte de Seyfert conocidas están en regiones cercanas, de maneraque sus desplazamientos al rojo son pequeños. Sus luminosidades sonmayores que las correspondientes a las galaxias con líneas de emisión, peroraramente superan los 1044 L¤ . Comprenden básicamente dos clases,denominadas Seyfert 1 y Seyfert 2. Las primeras son más energéticas y tienenniveles de ionización más altos que las segundas.

El descubrimiento de los cuasares el año 1963 marca uno de los hitos de laastrofísica y es fruto de la aplicación conjunta de técnicas observacionales enlas frecuencias de radio y óptico. Los radioastrónomos del Observatorio deJodrell Bank (Inglaterra) estaban interesados en la medida de los tamañosaparentes de una muestra de radiofuentes del Tercer Catalogo de Cambridge,designadas como 3C. Gracias a este trabajo pudo determinarse de maneramuy precisa la posición de muchas de ellas facilitando su observación contelescopios ópticos. El astrónomo Maarten Schmidt seleccionó por su interés3C273 y obtuvo su primer espectro. Observó que presentaba líneas deemisión muy anchas que, una vez identificadas, resultaron ser de hidrógeno ytener un importante desplazamiento al rojo, z = 0.158, que correspondía a unagran distancia. De manera que en lugar de una estrella, 3C273 debería ser unagalaxia cien billones de veces más luminosa que el Sol. En la proximidades de3C273 se distingue una estructura que ha sido identificada como un enormechorro de gas, que constituye la manifestación de procesos explosivos, muydiferentes de los que pueden ocurrir en las estrellas ( figura 7-3-7 ).

A diferencia de las Seyfert, todos los cuasares muestran de lejos grandesdesplazamientos la rojo, siendo esta una propiedad característica a añadir alas anteriores. Sus imágenes fotográficas exhiben un aspecto muy compacto,similar al de las estrellas, por ello recibieron el nombre de cuasares (objetoscuasi-estelares).

Las propiedades de los cuasares, la interpretación de los mecanismos quedan origen a sus luminosidades, las más altas observadas en un objetoceleste, su formación y evolución, la naturaleza de sus grandesdesplazamientos hacia el rojo, su distribución a gran escala en el universo ysus modos de agrupación son algunos de los problemas que han atraído laatención de un gran número de astrofísicos. Hoy sabemos que los cuasaresemiten en un rango muy amplio del espectro, desde las radiofrecuencias a losrayos gamma, pero sólo un 10% son emisores de radio importantes. Tambiénque existen diferentes variedades como los Blazares que son radiofuentesintensas y comprenden los llamados Objetos BL Lacertae cuyas líneas deemisión son muy débiles o indetectables.



3.4. Agujeros negros supermasivos

Figura 7-3-8: Agujeros negros supermasivos. Estas tres galaxias observadas por elTelescopio Espacial Hubble son sospechosas de albergar agujeros negros supermasivos.Los indicios son siempre indirectos, y proviene de estudios de carácter dinámico de lasestructuras centrales



La interpretación actual de la enorme luminosidad observada en Seyfert ycuasares esta basada en la generación de energía provocada por la caída demateria (acreción) sobre un agujero negro central supermasivo. Si M y R sonla masa y el radio del agujero negro, la velocidad de caída de cualquierpartícula será,

Como ejemplo de su eficacia consideremos una estrella de neutrones de masaM = 4x1033 g y radio, R = 10 km. Si la partícula atraída es un protón, la energíaproducida es 2.7x1020 erg, un 30% de la energía de aniquilación ( mpc2 ).

El proceso de acreción produce una radiación que ejerce una fuerza sobre loselectrones dirigida hacia fuera, en sentido contrario a la fuerza de gravedad,que actúa sobre los protones. Igualando ambas resulta un valor máximo de laluminosidad para que ocurra la acreción que recibe el nombre de luminosidadde Eddington,

Ledd = 1.3x1038 M erg s-1

donde M está expresada en masas solares. De modo que un objeto colapsadode 109 M¤ explicaría la luminosidad observada en muchos cuasares. Esteagujero negro tendría un radio de Schwarschild,

Rs = 3x105M = 3x109 km

más allá del cual ninguna partícula puede escapar del agujero negro.

Si la luminosidad del cuasar fuera Ledd el agujero negro central tardaría unos50 millones de años en consumir todo el combustible disponible. Este valorpuede parecer muy grande, sin embargo es prácticamente despreciable frentea la vida media de una galaxia que es del orden del billón de años. Por ello laactividad no puede ser un estado permanente sino una situación temporal,transcurrida la cual la galaxia mostrará una apariencia normal. Estudiosbasados en observaciones realizadas con el Telescopio Espacial Hubble ydesde tierra han mostrado evidencias importantes en favor de la existencia deagujeros negros supermasivos en galaxias normales espirales, que estaríaninactivos al no disponer de combustible suficiente.

El agujero negro supermasivo tiene posiblemente un movimiento de rotacióny un campo magnético asociado importante. Está rodeado por un disco,llamado de acreción, sobre el que cae la materia la cual puede producir unfuerte calentamiento en regiones muy localizadas y originar explosiones detipo nuclear, causantes de la eyección de los chorros de gas observado enalgunos cuasares. Finalmente la materia del disco, después de perder parte desu energía, pasaría al agujero negro.

Las pruebas más concluyentes de la existencia de agujeros negrossupermasivos provienen de estudio de la cinemática del gas y las estrellasrealizados a partir de observaciones en alta resolución del centro de nuestraGalaxia y de NGC 4258, una galaxia débilmente activa. Desgraciadamente estemétodo no puede ser aplicado a los cuasares y las galaxias Seyfert brillantesa causa de la variedad y complejidad de los procesos provocados por el



núcleo activo. Sin embargo estudios recientes de la dinámica estelarrealizados en una amplia muestra de galaxias cercanas, confirman la que losagujeros negros supermasivos no son fenómenos raros sino muy frecuentes(Figura 7-3-8).



3.5. Origen y mantenimiento de la actividad

La hipótesis de que el motor central de una galaxia activa es un agujero negrogoza de un alto grado de consenso. Sin embargo no ocurre los mismo con lasteorías elaboradas para explicar el origen y mantenimiento de la actividad.Uno de los modelos que tienen más seguidores considera que la actividad esalimentada por la evolución de las estrellas de un cúmulo, cuya formaciónsería consecuencia de la interacción de dos galaxias espirales normales ricasen gas.

Para explicar las galaxias activas más luminosas, debería existir inicialmenteun agujero negro de masa intermedia y pequeña, sumergido en un cúmuloestelar de 4x109 M¤ y un radio algunos parsecs. De esta manera el intensocampo gravitacional asegura que la materia perdida por las estrellas y losobjetos colapsados producidos en el curso de su evolución, caigan hacia elcentro. El agujero negro aumentaría la masa inicial que alcanzaría después decien millones de años un valor superior a las 109 M¤ .

Para formar el cúmulo de estrellas, que constituye la base del modelo, esnecesaria la interacción de dos galaxias ricas en gas que produce unaconcentración de gas y las perturbaciones necesarias para desencadenar unaformación estelar intensa. Las colisiones de galaxias son fenómenoscomunes en el universo y así lo prueban numerosas evidenciasobservacionales.

La frecuencia de la colisión depende de la densidad y tamaño de las galaxias.Como veremos en el tema de cosmología, el universo está en expansión y sutamaño fue en el pasado más pequeño. Por tanto la densidad de galaxias fuemayor y las colisiones entre ellas más frecuentes. Las condiciones quereinaban en el universo cuando era más joven, debieron facilitar la formaciónde los cuasares que por esta razón observamos a grandes distancias. No hayque olvidar que profundizar en el espacio implica también hacerlo en eltiempo, ya que hace miles de millones de años que los cuasares emitieron laluz que recibimos ahora.

El núcleo galáctico que ha sido alguna vez activo puede volver a serlo si seproducen las condiciones que conduzcan de nuevo el gas hacia el agujeronegro central. En el caso de nuestra propia Galaxia es probable que el núcleocontenga un objeto muy compacto con 3x106 M¤. Si radia en el límite deEddington, su luminosidad sería de unos 1044 erg s-1, esto es, más próxima auna galaxia Seyfert que a un cuasar. Como la masa del agujero negro hatenido que ser menor en el pasado, la Galaxia nunca ha podido ser un cuasar.





3.9. Galaxias subyacentes

Figura 7-3-16 . Galaxias subyacentes. La imágenes del Telescopio Espacial Hubblemuestra las galaxias subyacentes de un grupo de cuasares, que en algunos casos estaexperimentando procesos de colisión

Llamamos galaxia subyacente a la galaxia normal que alberga una Seyfert o

un cuasar presumiblemente en el centro. Contra su detección conspiran lagran luminosidad del núcleo activo, que oculta la más débil galaxia normal, ylas grandes distancias. Por ello esta tarea ha sido llevada a cabo con máséxito en las galaxias Seyfert, que aparecen en la mayoría de los casos enespirales y espirales barradas. Es significativo el hecho de que muchasSeyfert aparezcan en galaxias que experimentan procesos colisionales.

En el caso de los cuasares, las evidencias provienen de los más cercanos.Están basadas en la identificación de líneas espectrales de origen estelar y enla detección de estructuras extensas que puedan ser asociadas a una galaxianormal. Un caso particularmente interesante es el cuasar 3C48. Un complejoproceso de tratamiento de la imagen ha mostrado una galaxia subyacenteanormalmente luminosa y extensa que tiene el mismo desplazamiento al rojoque el cuasar y un espectro característico de una galaxia espiral.



Observaciones realizadas con el Telescopio Espacial Hubble (figura 7-3-16)han permitido observar las galaxias subyacentes de 20 cuasares muyluminosos, con desplazamientos al rojo inferiores a 0.3, que puedenconsiderarse una muestra suficientemente representativa de los cuasarescercanos. Los tipos morfológicos corresponden a elípticas y espirales. Enalgunas imágenes aparecen galaxias subyacentes experimentando colisionescon otras normales. Las luminosidades son mas altas que lascorrespondientes a galaxias ordinarias del mismo tipo morfológico.



Cuestiones y problemas para autoevaluación

Cuestiones●

Problemas●

Cuestiones

1. Comparar la energía producida por un cuasar con la de una central nuclearde 1000 Mw ( megavatios).

2. A qué distancia debería estar un cuasar para que pudiera ser observado

como un segundo Sol desde la Tierra. ¿Produciría efectos sobre la vida en laTierra?

3. Citar tres diferencias básicas entre las galaxias normales y las galaxias

activas.

4. Por qué los cuasares reflejan las propiedades que tenía el universo cuando

era mucho más joven que el actual.

5. A qué velocidad se aleja de nosotros un cuasar con un desplazamiento al

rojo z = 3.5.

6. Cuáles serían los tamaños de la Tierra y la Luna si se transformaran en

agujeros negros. Comparadlos con el del Sol y los existentes en el centro delos cuasares.

7. Por qué cuando los desplazamientos al rojo son cercanos o mayores que la

unidad no debe aplicarse la formula Doppler clásica.

8. Cómo podemos utilizar los cuasares para detectar la materia invisible del

universo.

9. Citar las principales estructuras virtuales observadas en el universo.

Problemas

ANTARES - Módulo 7 - Unidad 3 - 10 - Programa de Nuevas tecnologías - MEC -

file:///F|/antares/modulo7/m7_u3autoeva.html (1 de 2) [12/3/2000 19.25.01]

1. El brillo de una galaxia activa muestra cambios en una escala de tiempo deuna semana. ¿Cuál es el tamaño de la región responsable de la radiación?. Sila galaxia tiene una la magnitud aparente de 18 y su distancia es de 2000 Mpc.¿Cuál es su magnitud absoluta y luminosidad?. Se considera despreciable laextinción interestelar.

2. Un cuasar tiene un desplazamiento la rojo de z = 5. Considerando una

constante de Hubble Ho = 75 km/s/Mpc, determinad su distancia.


file:///F|/antares/modulo7/m7_u3autoeva.html (2 de 2) [12/3/2000 19.25.01]

Proyectos o actividades de observación

1. Observación de un cuasar, obtención de su espectro y medida de ladistancia asociada al desplazamiento al rojo realizadas con un gran telescopiodel Observatorio Astronómico Virtual.. La descripción completa de estapráctica así como los procesos necesarios para su realización estánexplicados con detalle en el Apéndice. Por favor, antes de acceder alObservatorio, consulte el manual de instrucciones.


file:///F|/antares/modulo7/m7_u3activid.html [12/3/2000 19.25.01]

3.8. Efecto lente gravitacional

Figura 7-3-12. Deflexión de la luz. El campo gravitacional de un objeto masivo desvía latrayectoria de un rayo de luz que pasa por su cercanía. El eclipse de Sol facilita lamedida de la posición de una estrella que aparentemente esta próxima al borde deldisco solar, respecto a otras estrellas del cielo. Observando el mismo campo celeste seismeses después, durante la noche, la estrella seleccionada aparece desplazada un valorque es la medida de la deflexión de la luz.

El fenómeno de la deflexión gravitacional de los rayos luminosos, predicho

por la Relatividad General, fue observado por vez primera en 1919 porEddington con ocasión de un eclipse de Sol. Conforme a la teoría, la luz deuna estrella situada en el borde del disco solar experimenta una deflexión de1.7" ( figura 7-3-12). Diversos astrónomos propusieron, en 1937, detectar esteefecto en las galaxias, pero el descubrimiento no ocurrió hasta el año 1979.Consistió en la observación de dos cuasares A y B, 0957+561 que estánseparados 6 segundos de arco. Ambos tienen el mismo desplazamiento alrojo, z= 1.41 y muestran espectros muy similares. Estos resultados fueroninterpretados como una consecuencia de la descomposición de la imagen deun cuasar único, producida por un objeto masivo, que interceptaba o estabapróximo a la dirección de observación, y que actuaría como una lentegravitacional. La observación de la galaxia lente que tiene un desplazamientoal rojo de z = 0.36, confirmó está predicción.



Figura 7-3-13. Efecto lente gravitacional. Observaciones realizadas con el TelescopioEspacial Hubble muestran en la figura de la izquierda cuatro imágenes de un únicocuasar PG 1115+080 ( tres virtuales y una real) distante 8000 millones de años luz. Ladescomposición de las imágenes está causada por el efecto lente gravitacional, al pasarla luz del cuasar por las proximidades de una galaxia elíptica masiva situada a 3000millones de años luz de la Tierra. A la derecha, podemos observar un anillo quecorresponde a la galaxia normal que alberga el cuasar. Es el resultado de substraer lasimágenes del cuasar y de la galaxia elíptica de la figura de la izquierda

Después ha continuado la búsqueda de casos análogos, pero sólo se han

encontrado poco más de una decena (Figura 7-3-13). Listamos a continuaciónlos más interesantes:

Sistema Número de imágenes z separación aparente0957+561 2 1.41 6.10142+100 2 2.72 2.22016+112 3 3.27 3.80414+053 4 2.63 31115+0.80 4 1.722 2.31413+117 4 2.55 1.1

2237+0305 4 1.695 1.8

La descomposición de la imagen de un cuasar en varias imágenes virtualesque aparezcan bien separadas es rara. Sin embargo puede ser muy frecuentela magnificación o atenuación del flujo emitido por un cuasar, causado por unobjeto masivo interpuesto en la dirección de observación, sin que ello delugar a una multiplicación de imágenes. Este fenómeno es imposibledetectarlo por el momento. Sin embargo su estudio es muy importante. Todaperturbación del flujo aparente, ya sea su amplificación o debilitamiento,modifica las muestras accesibles a la observación y puede introducir efectosde selección importantes. Por ejemplo, los recuentos de cuasares podránresultar falseados, ya que la probabilidad de amplificación de la luz es mayoren los cuasares más distantes que en los cercanos. Es importante estimarhasta que punto nuestra visión del universo lejano es alterada por elfenómeno de la deflexión gravitacional.



También pueden ser frecuentes los efectos producidos por objetos depequeña masa, estrellas u objetos compactos, que provocan ladescomposición de la imagen de un cuasar en varias microimágenes y danlugar también a variaciones de la luz. Las separaciones de las imágenesserían del orden del microsegundo de arco cuando las lentes tienen masascercanas a la solar. Las microimágenes no serían resolubles con las técnicasactuales, sin embargo sus variaciones de brillo, que alcanzan variasmagnitudes, podrían llegar a ser detectadas.

Figura 7-3-14. Arcos luminosos. En esta imagen del Telescopio Espacial Hubble aparecenunos arcos azules que corresponden a una misma galaxia distante que ha sidodescompuesta por el efecto lente gravitacional producido por un cúmulo de galaxias.Algunos de sus miembros, elípticas y espirales aparecen también en la figura



Además de los cuasares, hay galaxias ordinarias que muestran también losefectos producidos por una lente gravitacional. Cuando la luz es interceptadapor un objeto muy masivos, por ejemplo un cúmulo de galaxias, aparecenarcos luminosos que pueden tener varios segundos de extensión (Figura7-3-14) . El primer arco fue observado en el cúmulo de galaxias Abell 370.Tiene una longitud de 21 segundos de arco y un radio de curvatura de 15segundos de arco y es de color azul. Las primeras interpretacionesconsideraron que el arco era una estructura del propio cúmulo. Sin embargolos análisis espectroscópicos posteriores permitieron la medida deldesplazamiento al rojo, que resulto ser de z = 0.724, mayor que el del cúmulo,y que tiene el mismo valor en todas las partes del arco. La explicación masaceptada es que esta estructura es el resultado del efecto lente gravitacionalproducido, en una galaxia azul distante, por el cúmulo Abell 370.

Un objeto de masa M y radio R, desvía un ángulo θ la trayectoria de un rayoluminoso, de acuerdo con la expresión,

θ =

haciendo cálculos podemos expresar este ángulo en función de la distanciadel cuasar y de la galaxia, que actúa como lente gravitacional, de la forma,

θ =

donde DQ y DG son respectivamente las distancias al cuasar y a la galaxiadeflectora . Los ángulos α y β están indicados en la figura.



Los rayos de luz emitidos por la imagen virtual y el cuasar real no recorren elmismo camino hasta el observador. La diferencia entre los tiempos invertidoses proporcional a la constante de Hubble, Ho, que es un parámetro de graninterés cosmológico, y a la masa. Desgraciadamente es difícil conocer estaúltima con precisión suficiente, lo que dificulta la medida precisa de Ho. En elcaso del par QSO 0951+561 A y B, la diferencia de tiempo en la recepción delas señales, emitidas simultáneamente por las dos imágenes, es de 1.2 años.

Figura 7-3-15.Imágenesvirtuales de uncuasar. Qr y Qvmarcanrespectivamentelas posiciones delcuasar real yvirtual. R es elradio de la galaxiadeflectora y DQ yDG son lasdistancias alobservador



Soluciones

Cuestiones●

Problemas●

Cuestiones

1. Comparar la energía producida por un cuasar con la de una central nuclearde 1000 Mw ( megavatios).

La energía del cuasar equivale a 1031 centrales nucleares de la

máxima potencia ( 1000 Mw).

2. A qué distancia debería estar un cuasar para que pudiera ser observado

como un segundo Sol desde la Tierra. ¿Produciría efectos sobre la vida en laTierra?

A 25 pc. Los chorros de gas y partículas energéticas podrían

alcanzar el sistema solar y afectar por tanto la vida en la Tierra.

4. Por qué los cuasares reflejan las propiedades que tenía el universo cuando

era mucho más joven que el actual.

Porque son muy lejanos. La luz emitida por el cuasar tarda

mucho tiempo en llegar a la Tierra.

5. A qué velocidad se aleja de nosotros un cuasar con un desplazamiento al

rojo z = 3.5.

A un 90% de la velocidad de la luz. 6. Cuáles serían los tamaños de la Tierra y la Luna si se transformaran en

agujeros negros. Comparadlos con el del Sol y los existentes en el centro delos cuasares.

Tierra: radio AN = 9 mm. Luna, radio AN = 0.1 mm. Sol, radio AN =

3 km

7. Por qué cuando los desplazamientos al rojo son cercanos o mayores que la

unidad no debe aplicarse la formula Doppler clásica.


file:///F|/antares/modulo7/m7_u3soluciones.html (1 de 2) [12/3/2000 19.25.03]

Porque su velocidad de recesión es próxima a la luz. 8. Cómo podemos utilizar los cuasares para detectar la materia invisible del

universo.

Cuando la luz de los cuasares atraviesa materia situada entre

ellos y el observador, aparecen características espectrales quemuestran desplazamientos al rojo distintos del cuasar.

9. Citar las principales estructuras virtuales observadas en el universo. Arcos y cuasares dobles.

Problemas

1. El brillo de una galaxia activa muestra cambios en una escala de tiempo deuna semana. ¿Cuál es el tamaño de la región responsable de la radiación?. Sila galaxia tiene una la magnitud aparente de 18 y su distancia es de 2000 Mpc.¿Cuál es su magnitud absoluta y luminosidad?. Se considera despreciable laextinción interestelar.

Magnitud absoluta, M = -23.5; Luminosidad, L = 2x1011 L¤ 2. Un cuasar tiene un desplazamiento la rojo de z = 5. Considerando una

constante de Hubble Ho = 75 km/s/Mpc, determinad su distancia.

3780 Mpc


file:///F|/antares/modulo7/m7_u3soluciones.html (2 de 2) [12/3/2000 19.25.03]

3.6. Esquemas unificados

Figura 7-3-9: Estructura de un cuasar. En la figura está representado el motor central deun cuasar. La posición del toroide central respecto a la dirección de observación explicalas distintas variedades de cuasares.

Las propiedades de las galaxias activas pueden ser bien interpretadas

considerando un agujero negro inmerso en un disco de acreción,concéntricos con un toroide externo. De las tres estructuras, la única quepuede ser observada indirectamente es la tercera, que además de gas y polvopuede contener estrellas.

La posición del disco toroidal respecto a la dirección de observación esresponsable de la apariencia del objeto y de algunas de sus propiedades mássignificativas, ya que puede apantallar parcialmente las estructuras centrales(figura 7-3-9) . Modificando la posición del toroide respecto a la dirección deobservación pueden explicarse las distintas clases cuasares y concluir que noexisten diferencias intrínsecas entre ellas sino que por el contrario, sonvariantes de un mismo fenómeno. Esta interpretación, que recibe el nombrede esquema unificado, permite explicar también las diferencias entre lasgalaxias Seyfert 1 y 2.





3.7. El bosque de Lyman alfa

Figura 7-3-10: Detección de materia obscura en el universo. Cuando la luz del cuasaratraviesa en su camino concentraciones de materia más fría, queda grabado en suespectro información sobre la naturaleza del gas absorbente.



Tres años después del descubrimiento de los cuasares fueron identificadasuna líneas de absorción que por sus características, no pueden estaroriginadas por la propia estructura activa del cuasar. Cubren un amplio rangode desplazamientos al rojo, z (abs) que en todos los casos son iguales omenores que los correspondientes a las líneas de emisión, z ( em), del propiocuasar.

Consideramos primeramente aquellas en las que z (abs) = z (em) y que puedenser líneas estrechas o anchas. Las primeras son similares a las que aparecentípicamente en una galaxia normal y muestran que el cuasar reside en unagalaxia ordinaria cuya imagen es muy difícil o imposible de observar a causade la enorme luminosidad del cuasar. Las segundas son emitidas por lamateria eyectada por el cuasar, cuyos movimientos internos determinan elensanchamiento de las líneas.

Cuando z (abs) es menor que z (em), las líneas están producidas en objetossituados entre el cuasar y el observador (Figura 7-3-10 ). En su camino hacianosotros, la luz del cuasar puede atravesar materia más fría que deja su huellaen forma de líneas de absorción. Los objetos interceptados pueden ser el haloo el disco de galaxias ordinarias y materia contenida en los cúmulos degalaxias, cuya luminosidad es tan débil que no pueden ser observadasdirectamente. También nubes de gas, en las que no existen estrellas niprocesos de formación estelar y que por tanto no emiten radiación. En estoscasos la materia no ha sido enriquecida en elementos pesados por lanucleosíntesis estelar, por lo que su composición química sería muy cercanaa la primordial.

Figura 7-3-11: Bosque de Lyman. La línea más intensa, Lyman alfa, ha sido emitida porel cuasar. A la izquierda aparecen un grupo de líneas de Lyman alfa de absorción quehan sido producidas por material interceptado por la luz del cuasar. Su separaciónpermite medir las distancias a las que se encuentran estas nubes absorbentes, que sonsiempre más pequeñas que la distancia del cuasar.

Estos objetos producen un sistema de líneas, denominado bosque de Lyman,

que aparece en el lado azul de la línea de emisión Lyman α emitida por propioel cuasar ( Figura 7-3-11). Su estudio es una fuente de datos de gran interés yhan sido objeto de numerosos trabajos de investigación.





Documents

Efecto lente gravitacionalatenea.pntic.mec.es/Antares/pdfs/m7_u3.pdfEfecto lente gravitacional ... Galaxias con lineas de emisión € ... a lo largo de las líneas de fuerza de un