Dorrit Hoffleit en la reunión de la AAVSO de junio de 1961, Nantucket, Massachusetts. (Crédito: De la Colección M.W. Mayall, Archivos de la AAVSO. Copyright 2005, AAVSO)
La era espacial estaba muy avanzada en 1963, y la ciencia de la astronomía crecía a pasos agigantados. La radioastronomía avanzaba rápidamente y el nuevo campo de la astronomía de rayos X abría una ventana completamente nueva al universo. Uno de los grandes descubrimientos de 1963 fue la posibilidad de que las radiofuentes cuasiestelares, apodadas cuásares, fueran objetos extragalácticos situados a grandes distancias, que emitían cantidades increíbles de energía desde la mitad del universo. Una avalancha de artículos publicados en la revista Nature a principios de 1963 utilizó una ocultación lunar fortuita de una fuente de radio cuasiestelar situada en Virgo, 3C 273, para determinar con precisión la contrapartida óptica de la brillante fuente de radio. Midieron el corrimiento al rojo -el desplazamiento de la longitud de onda del espectro observado causado por la expansión del universo- y descubrieron que 3C 273 tenía un asombroso corrimiento al rojo de 0,158, lo que la situaba a casi dos mil millones de años luz de distancia. Pero aún quedaban por llegar más noticias emocionantes.
Harlan J. Smith, quien, junto con Dorrit Hoffleit, utilizó las pilas de placas de Harvard para investigar el comportamiento histórico de 3C 273. (Crédito: Biblioteca Pública del Condado de Ohio, Wheeling, WV).
Poco después de la serie de Nature aparecieron dos artículos que indicaban que este objeto distante y brillante era realmente variable en escalas de tiempo detectables. Sharov & Efremov (1963; IBVS #23) revisó un pequeño número de placas fotográficas en poder del Instituto Sternberg en la Unión Soviética, y observó que el objeto era variable, posiblemente en escalas de tiempo de meses. Que un objeto tan brillante como una galaxia entera varíe en escalas de tiempo tan cortas era impensable en ese momento, y el misterio que rodea a estos objetos se profundizó. Más o menos al mismo tiempo, Harlan J. Smith y Dorrit Hoffleit, de la AAVSO, utilizaron la colección mucho mayor de placas fotográficas que tenía el Harvard College Observatory para medir la curva de luz de este objeto durante los 80 años anteriores. Su curva de luz, publicada en Nature, fue igualmente sorprendente. No sólo había variaciones con escalas de tiempo de años, sino que Smith y Hoffleit también detectaron llamaradas de varias décimas de magnitud, que duraban meses o menos. Está claro que, sea cual sea la fuente de energía, era pequeña: ¡menos de unos pocos meses luz!
Observaciones posteriores de estos objetos y muchos más han revelado mucho sobre los cuásares y otros tipos de núcleos galácticos activos (AGN) que ahora conocemos agracian nuestro universo. El «enorme» desplazamiento al rojo de 3C 273 se considera ahora mundano entre las galaxias de alto desplazamiento al rojo (que ahora se extienden a desplazamientos al rojo de 6 y más), pero 3C 273 sigue teniendo el récord de ser el cuásar más brillante en los cielos de la Tierra. También ocupa un lugar especial entre los observadores de «estrellas» variables. Los observadores de la Asociación Americana de Observadores de Estrellas Variables han estado monitorizando 3C 273 desde mediados de los años 60, y su trabajo ha proporcionado un claro registro del fascinante comportamiento de este objeto durante los últimos 40 años.
Cuásares
Se cree que los cuásares, como todos los núcleos galácticos activos, son ahora manifestaciones de agujeros negros supermasivos en los centros de galaxias lejanas. Estos agujeros negros, algunos con más de mil millones (109) de masas solares, acechan en los centros de los pozos de potencial gravitatorio de sus galaxias anfitrionas. Sus discos de acreción, compuestos por gas interestelar, polvo e incluso estrellas enteras, se calientan hasta alcanzar energías muy altas e irradian desde el radio hasta los rayos X.
Representación artística de un mecanismo de formación sugerido para los jets astrofísicos. Las líneas de campo magnético de un agujero negro en rotación arrastran la materia del disco de acreción y la expulsan perpendicularmente al disco a una velocidad cercana a la de la luz. Estas partículas relativistas emiten entonces luz en casi todas las longitudes de onda. (Crédito: NASA, & Ann Field, STScI)
Cerca del agujero negro, las cosas se ponen aún más movidas. Los motores centrales de los AGN pueden formar chorros colimados de material, en los que las partículas son aceleradas hasta casi la velocidad de la luz, probablemente por el campo magnético del propio agujero negro. Estas partículas -electrones, protones y núcleos atómicos más pesados- se encuentran con los campos magnéticos galácticos y extragalácticos y con el medio interestelar e intergaláctico, y pueden producir radiación en casi todas las longitudes de onda de la luz. Parte de la radiación es una emisión de sincrotrón, generada por los electrones ultrarrelativistas cuando giran alrededor de las líneas de campo magnético que encuentran. La emisión sincrotrón es la responsable de la emisión de radio en estos objetos, pero puede generar emisión óptica -e incluso de rayos X- en los chorros más potentes. Los rayos X de alta energía e incluso los rayos gamma también se generan en los chorros, a través de un proceso de dos pasos llamado emisión sincrotrón-autocompton. En este proceso, la luz de sincrotrón de menor energía emitida por los chorros es dispersada por Compton inverso por el mismo haz de electrones relativistas que los creó. Cuando esto ocurre, los fotones reciben un enorme impulso energético a expensas de los electrones, creando rayos X y rayos gamma. A menudo podemos ver chorros de radio en los AGN incluso si no están alineados con nuestra línea de visión, pero normalmente, para detectar los rayos X y los rayos gamma de mayor energía, tenemos que estar mirando «directamente al cañón» del chorro.
Imagen del Telescopio Espacial Hubble del núcleo y del chorro óptico interior de M 87. En luz óptica, el chorro tiene un tamaño de varios kiloparsecs, pero en luz de radio, el chorro tiene un tamaño de cientos de kiloparsecs, mucho mayor en extensión que la propia galaxia óptica. (Crédito: NASA & el Instituto de Ciencia del Telescopio Espacial)
Muchas de las propiedades espectrales y de comportamiento de los AGN y los cuásares dependen de la orientación desde la que veamos el motor central y el chorro (si lo hay). Se cree que los AGN serán más brillantes cuanto más apuntado esté el chorro en nuestra dirección, y que los cuásares se ven casi de frente. En los casos en los que el chorro está casi exactamente alineado con nuestra línea de visión, vemos el ejemplo más extremo de AGN: un blazar. Los blazares (el nombre es una combinación de objeto BL Lac y cuásar) son conocidos por su emisión de rayos gamma, por sus espectros ópticos casi sin rasgos y por su rápida variabilidad óptica. 3C 273 fue el primer cuásar observado en rayos gamma (en 1976, por el satélite europeo COS-B), aunque los chorros no están perfectamente alineados con nosotros. 3C 273 se considera un miembro de la familia de los blazares por su emisión de rayos gamma y su variabilidad. Pero también tiene algunas características de líneas espectrales que incluyen líneas de emisión de hidrógeno en el óptico, y líneas de hierro en los rayos X. La luz de 3C 273 es probablemente una combinación de radiación del disco de acreción y del chorro brillante.
Imagen del HST de 3C 273 que muestra la estructura a escala fina del chorro. Los nudos brillantes dentro del chorro son choques, puntos en los que el material del chorro se encuentra con un «atasco» y se ralentiza, liberando energía en el proceso. (Crédito: NASA & J. Bahcall, Institute for Advanced Study)
En muchos casos, vemos chorros de cuásares y otros AGN que se manifiestan como radiogalaxias brillantes y extendidas, con lóbulos esponjosos de emisión de radio que salen a ambos lados del motor central. Estos chorros y lóbulos de radio pueden extenderse a veces hasta cientos de kiloparsecs de distancia de la galaxia central. En la mayoría de los AGN, sólo vemos estos chorros en luz de radio, pero en principio, los chorros pueden generar emisión sincrotrón en cualquier longitud de onda, siempre y cuando las partículas aceleradas por el chorro tengan energías lo suficientemente altas – cuanto mayor sea la energía de los electrones, mayor será la energía de los fotones que se puedan obtener. En algunos sistemas especialmente energéticos, podemos ver los chorros emitidos por el agujero negro en casi todas las longitudes de onda en las que miramos. Un ejemplo famoso es el chorro de la galaxia elíptica gigante Virgo A, o M 87. El pequeño chorro óptico cerca del núcleo de esta galaxia se detectó a principios del siglo XX, y ahora las observaciones de radio y rayos X de esta galaxia activa muestran que el chorro está presente también en esas longitudes de onda.
Otro ejemplo notable de esto es nuestra «estrella» variable de la temporada, 3C 273. Bev Oke y Maarten Schmidt (1963; AJ 68, 288) observaron la existencia de «un fino hilo o chorro adyacente». Se puede ver débilmente en las imágenes del Digital Sky Survey de este cuásar, apuntando directamente lejos de la fuente central hacia el suroeste. El chorro está perfectamente alineado con el chorro de radio de 3C 273, y se cree que es una emisión sincrotrón de la misma fuente. La radiación de alta energía procede en su mayor parte de los nudos del chorro, donde éste sufre choques al chocar con el gas que rodea al motor central.
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Observando 3C 273
El cuásar 3C 273 es una fuente puntual de magnitud 12,7 en la constelación de Virgo (J2000 RA:12 29 06,7, Dec:+02 03 08,6), y las cartas de la AAVSO están disponibles aquí. El observador de la AAVSO Thomas Cragg (CR) hizo la primera observación visual de 3C 273 el 9 de febrero de 1964 (mvis=12,9), y muchos otros en la comunidad de la AAVSO han seguido con entusiasmo esta fuente durante los últimos 40 años. La curva de luz a largo plazo de 3C 273 ha ayudado a los teóricos de los cuásares a entender el comportamiento de estos objetos, y queremos urgentemente que la comunidad visual continúe con el buen trabajo. Como ocurre con muchos objetos astronómicos, las curvas de luz de los cuásares se vuelven más y más valiosas cuanto más largas son, y sus observaciones visuales han hecho una importante contribución a la ciencia de estos apasionantes objetos.
Hemos incluido la curva de luz visual, promediada en intervalos de 1 año para mayor claridad, que muestra el comportamiento de 3C 273 en los últimos 40 años. El cuásar varía en unas pocas décimas de magnitud a lo largo de su rango, y estas variaciones se producen en escalas de tiempo mínimas de un año. Trabajos anteriores, incluidos los de Smith y Hoffleit, mostraron que las variaciones pueden producirse incluso en escalas de tiempo de meses; la curva de luz visual de la AAVSO insinúa estas variaciones debido a los cambios ocasionalmente grandes de año a año que pueden tener una estructura de escala de tiempo más corta. El tamaño máximo de la región de variación se define como la cantidad de tiempo que tarda la luz en viajar durante el curso de la variación — en este caso, unos pocos meses luz como máximo. Esto muestra que el motor central de 3C 273 (y de hecho de todos los cuásares) es pequeño, mucho menos de un parsec de diámetro.
Promedios de un año de observaciones visuales de 3C 273 de la base de datos internacional de la AAVSO. Las variaciones de 3C 273 se producen en escalas de tiempo inferiores a un año. Copyright 2005, AAVSO.
Nuestra estrella variable de la temporada también es un objetivo interesante para la creciente comunidad de espectroscopistas de la AAVSO. Como todos los cuásares, 3C 273 tiene un continuo relativamente plano, lo que indica la alta temperatura de la fuente del continuo. También como la mayoría de los cuásares (¡pero a diferencia de muchos blazares!) 3C 273 tiene líneas de emisión en su espectro, las más brillantes de las cuales son las líneas Balmer del hidrógeno; las longitudes de onda del marco de descanso de H-α y H-β son 6563Å y 4862Å. Con un espectrógrafo de resolución media, se pueden detectar fácilmente estas dos características. Parte de la amplitud de la línea H-α proviene de la mezcla de líneas prohibidas de nitrógeno, pero en general, las líneas anchas son causadas por la rápida rotación del disco de acreción alrededor del agujero negro central.
Por supuesto, si se mide un espectro de 3C 273, ¡no se encontrarán estas líneas en sus longitudes de onda del marco de reposo! Uno de los descubrimientos más importantes sobre 3C 273 en 1963 fue que se encontraba en un alto desplazamiento al rojo, lo que significa que las líneas están desplazadas hacia longitudes de onda más rojas por la expansión de Hubble del universo. El corrimiento al rojo se determina por
donde λ y λ0 son las longitudes de onda medidas y en reposo de una línea observada en el espectro. Si puedes tomar un espectro de 3C 273, intenta medir tú mismo las posiciones de las líneas. ¿Qué desplazamiento al rojo obtienes? Al igual que en la observación visual, ¡intenta medir lo que ves, no lo que «sabes» que es la respuesta correcta! ¡
Por último, a la AAVSO le gustaría que nuestros observadores CCD participaran también en las observaciones del cuásar más brillante de nuestros cielos! 3C 273 forma parte del programa de seguimiento de blazares de la Red Global de Telescopios (GTN), y la comunidad de observadores de la GTN ha realizado un magnífico trabajo de seguimiento de otros blazares del programa, como BL Lac, Markarian 421 y Markarian 501. Una carta CCD para 3C 273 está disponible aquí, y nos encantaría que los observadores CCD hicieran observaciones, ya sean mensuales, semanales o incluso diarias. Al igual que con los otros blazares del programa GTN, se anima a realizar observaciones de series temporales al menos una noche al mes, junto con el uso de filtros V y/o IC. Aunque muchos años de fotometría aún no han revelado variaciones rápidas en 3C 273 como las que se observan en los verdaderos blazares, este objeto ha mostrado algunos indicios de comportamiento de ensanchamiento a lo largo de los años, ¡y quizás usted podría ser el que capte el inicio de tal evento!
Nuestra «estrella» variable de la temporada -el cuásar 3C 273 en Virgo- ofrece algo para toda nuestra comunidad de observadores, visuales y CCD, del norte y del sur. El cuásar más brillante en los cielos de la Tierra le da la oportunidad de mirar lejos a través del universo y hacia atrás en el tiempo, y ver una de las clases de objetos más energéticos en nuestro universo.
- Cominsky, L.R. y otros, 2004, «The GTN-AAVSO Blazar Program», presentado en la 8ª reunión de la High Energy Astrophysics Division de la American Astronomical Society, septiembre de 2004
- Edge, D.O. y otros, 1959, «A Survey of Radio Sources at a Frequency of 159 Mc/s» , Memoirs of the Royal Astronomical Society 68, 37
- Oke, J.B., 1963, «Absolute Energy Distribution in the Optical Spectrum of 3C 273», Nature 197, 1040
- Oke, J.B. & Schmidt, M., 1963, «Optical Observations of the Radio Source 3C 273,» Astronomical Journal 68, 289
- Peterson, B.M., 1997, An Introduction to Active Galactic Nuclei (Nueva York: Cambridge University Press)
- Schmidt, M., 1963, «3C 273: a star-like object with large red-shift,» Nature 197, 1040
- Sharov, A.S. &Efremov, Yu.N., 1963, «On the Light Variability of the Object Identified with the Radio Source 3C 273,» IBVS 23,1
- Smith, H.J. & Hoffleit, D., 1963, «Light Variations in the Superluminous Radio Galaxy 3C 273,» Nature 198, 650
Para más información:
- Cómo empezar con los blázares
- La página web de la red de alta energía de la AAVSO sobre los blázares
- An Amateur Survey With Professional Results (archivo pdf) por Aaron Price (AAVSO) et al.
- Quasares y Núcleos Galácticos Activos por William Keel, Universidad de Alabama
- Cartas de la AAVSO
- Página de la Red Global de Telescopios de la Universidad Estatal de Sonoma
- ¡Imagina el Universo! página sobre Galaxias Activas y Cuásares
- Estrellas Variables de la Temporada de la AAVSO: BL Lacertae y Markarian 421
La Estrella Variable de la Temporada de esta primavera fue preparada por el Dr. Matthew Templeton, AAVSO.