VII. FAROS QUE ALUMBRAN EL PASADO

LA CONTROVERSIA DEL CORRIMIENTO AL ROJO

SER�A una falta imperdonable de nuestra parte dejar al lector con la impresi�n de que las ideas aqu� expuestas se han desarrollado sin dar lugar a pasiones y controversias, o que las teor�as cient�ficas se toman como dogmas de fe.

La idea fundamental que hemos manejado a lo largo del presente libro es que los cuasares se encuentran a distancias cosmol�gicas. Es decir, que el corrimiento al rojo se debe al efecto Doppler producido por una velocidad de recesi�n atribuible a la expansi�n del Universo, y que esta velocidad implica grandes distancias. Sin embargo, desde que se formul� esta interpretaci�n hubo astr�nomos que la objetaron, argumentando que pod�a haber explicaciones alternativas al corrimiento al rojo y que quiz� los cuasares fuesen objetos relativamente cercanos. El atractivo de esta alternativa resid�a en que, si los cuasares eran objetos relativamente cercanos, su luminosidad intr�nseca no ser�a descomunal. Se podr�a tratar de alg�n tipo de galaxias particularmente compactas.

Una de las primeras posibilidades que se exploraron fue que el corrimiento al rojo fuese un efecto gravitacional. De la misma manera como un alpinista debe gastar energ�a para llegar a la cima de una monta�a, los fotones deben gastar energ�a para abandonar el campo gravitacional de un objeto masivo. Mientras m�s alta sea la monta�a, m�s cansado llegar� el alpinista a la cima; mientras m�s masivo y compacto sea un cuerpo, mas "cansados" saldr�n los fotones. Recordemos que, para un fot�n, perder energ�a significa disminuir su frecuencia, es decir, enrojecerse.

Estudios detallados mostraron que si los corrimientos observados fuesen producidos por este efecto, esto tendr�a otra consecuencia: las l�neas de emisi�n se ensanchar�an a tal punto que se embarrar�an en el continuo, y ser�a imposible observarlas. Desde luego, este efecto existe (es particularmente importante muy cerca de un agujero negro), pero definitivamente no es el responsable del corrimiento al rojo observado en los cuasares.

Figura 54. La galaxia NGC 4319 y el cuasar Markarian 205 parecen estar conectados f�sicamente. Sin embargo, la interpretaci�n cosmol�gica del corrimiento al rojo implica que el cuasar es diez veces m�s distante.

No existe ning�n otro proceso f�sico conocido capaz de explicar el corrimiento al rojo. Sin embargo, siempre es posible que exista alg�n proceso desconocido para la ciencia de nuestros d�as. El m�s ferviente defensor de esta posibilidad alternativa es el astr�nomo norteamericano Halton Arp, quien ha obtenido una cantidad considerable de fotograf�as en las que aparecen cuasares aparentemente conectados a alguna galaxia o grupos de galaxias con corrimientos considerablemente menores al del cuasar. Uno de los ejemplos m�s patentes es el caso de la galaxia NGC 4319 y el cuasar Markarian 205 (Figura 54). El corrimiento al rojo de la galaxia es de Z = 0.006, mientras que el del cuasar es de Z = 0.07. Reproducimos (Figura 55) una imagen de CCD, que muestra en detalle lo que parece ser una conexi�n f�sica entre la galaxia y el cuasar. Si ambos objetos se hallan ligados, deben estar a la misma distancia, dice Arp; ambos se encuentran a la distancia derivada del corrimiento al rojo de la galaxia, esto es, setenta y ocho millones de a�os luz. El corrimiento al rojo del cuasar (que por efecto Doppler implicar�a una distancia de novecientos doce millones de a�os luz), se debe a alg�n efecto conocido. A Arp no le faltan ejemplos de situaciones similares, uno m�s se muestra en la figura 56.

Figura 55. Imagen digitalizada de CCD que muestra el detalle del puente que une a NGC 4319 y Markarian 205. La l�nea delgada que los une es espuria (efecto del CCD), pero el halo circundante es real.

Figura 56. Imagen digitalizada de la cadena de galaxias conocida como VVI72. La galaxia se�alada con la flecha tiene un corrimiento al rojo discordante con el de las otras cuatro. Sin embargo, el grupo parece envuelto por un lado com�n.

Sin embargo, todos sabemos que dos objetos que se ven juntos en el cielo no necesariamente est�n cerca; uno de ellos puede ser un objeto m�s distante que se ve proyectado, en el plano del cielo, al lado del otro. Pero, �qu� podemos decir del aparente puente que une a NGC 4319 y Markarian 205? En realidad, hay algunas explicaciones posibles: puede tratarse de la proyecci�n de un brazo de la galaxia espiral (Figura 57). Puede ser un peque�o brazo o una protuberancia de la galaxia que por casualidad apunta en direcci�n al cuasar. Puede ser un tercer objeto, una galaxia de fondo que se interpone entre ambos. Arp ha insistido mucho en que la probabilidad de que el azar determine dichas proyecciones para todos los ejemplos que ha acumulado, es muy baja. Aunque los ejemplos de Arp son estimulantes, a trav�s de los a�os se ha ido quedando solo. La raz�n es que la evidencia a favor de que los cuasares se encuentran a distancias cosmol�gicas es cada vez m�s abrumadora.

Figura 57. �Es la Markarian 205 realmente compa�era de NGC 4319? En (a) la galaxia y el cuasar se encuentran a la misma distancia, pero no podemos excluir la posibilidad (b), en que el cuasar est� mucho m�s distante y se ve proyectado junto a la galaxia. La proyecci�n de uno de los brazos espirales de la galaxia podr�a producir el efecto del puente.

Probablemente el argumento de mayor peso sea la relaci�n, cada vez m�s clara, entre los cuasares y los n�cleos de las galaxias. En el caso de las galaxias, est� fuera de duda que el corrimiento al rojo se debe al efecto Doppler producido por la expansi�n del Universo. Tambi�n est� fuera de duda que las galaxias obedecen la ley de Hubble —a mayor velocidad de recesi�n, mayor distancia— pues para muchas galaxias se puede determinar la distancia por m�todos independientes del corrimiento al rojo y verificar esta distancia con la que se obtiene del corrimiento. Si los cuasares representan el caso extremo —m�s energ�tico— de actividad en el n�cleo de una galaxia, entonces, en otros aspectos, como su velocidad de recesi�n, representan tambi�n una continuidad.

Por otra parte, existen contraejemplos concretos a los casos de Arp: cuasares asociados a c�mulos distantes de galaxias, y gracias a los detectores CCD, se han logrado obtener im�genes de galaxias con corrimientos al rojo mayores de tres (Z ³ 3), asociados a cuasares con el mismo corrimiento (Figura 58).

Existe un �ltimo argumento a favor de las distancias cosmol�gicas de los cuasares. Es el hecho de que las galaxias puedan producir im�genes de cuasares distantes actuando como lentes gravitacionales.

Figura 58. El cuasar PKS 1614+051 y la galaxia marcada con la letra "A" tienen el mismo corrimiento al rojo: Z=3.215.

2. LENTES GRAVITACIONALES

Einstein predijo que la gravedad del Sol deb�a deflectar los rayos luminosos de una estrella que pasase rozando el borde del Sol, por un �ngulo de 1.75 segundos de arco.

Durante un eclipse total de Sol, podemos observar la posici�n de una estrella muy cercana al disco solar. Si la comparamos con la posici�n de esta misma estrella de noche, cuando su luz no es deflectada al pasar cerca del Sol, podemos medir el efecto de la deflexi�n gravitacional de los rayos luminosos. El efecto predicho por Einstein ha sido comprobado en m�ltiples ocasiones con gran exactitud. En este ejemplo, el Sol funciona como una lente gravitacional, pues an�logamente a lo que hace una lente com�n —�ptica—, deflecta los rayos de luz (Figura 59).

Aunque la teor�a es bastante m�s complicada, muchos de los efectos que predice la �ptica gravitacional son similares a los de la �ptica ordinaria. La diferencia estriba en la manera como las diferentes lentes doblan los rayos de luz. Seg�n la teor�a general de la relatividad, la distorsi�n —curvatura— del espacio-tiempo alrededor de un cuerpo masivo producir� una deflexi�n de los rayos de luz con un �ngulo directamente proporcional a la masa del objeto lente, e inversamente proporcional a la distancia a la que pasan los rayos del objeto lente.

Una pregunta sumamente interesante que surge en este contexto es: �puede una lente gravitacional producir im�genes como una lente �ptica? En 1936, el mismo Einstein demostr� que, en principio, una estrella podr�a enfocar la luz de otra mucho m�s distante. Sin embargo, al desarrollar el detalle de la teor�a, se convenci� de que las posibilidades de ver una imagen as� formada eran despreciables. Esto se debe a que el efecto es importante s�lo cuando el observador, la lente y la fuente luminosa est�n perfectamente alineados -coincidencia extremadamente improbable.

Figura 59. El Sol deflecta los rayos luminosos de una estrella que pasan cerca de �l produciendo un efecto de lente gravitacional. Este efecto se ha podido comprobar midiendo la posici�n de una estrella cercana al limbo solar durante un eclipse, y compar�ndola con su posici�n nocturna.

Un a�o m�s tarde, el astr�nomo suizo Fritz Zwicky plante� el problema desde otra perspectiva: puesto que las galaxias distantes de gran masa son bastante abundantes, la probabilidad de observar el efecto de lente con galaxias, deb�a ser mucho mayor. Desafortunadamente —y esto sucede con cierta frecuencia— la publicaci�n en que hizo esta sugerencia pas� desapercibida, y durante a�os los astr�nomos, como Einstein, no volvieron a ocuparse de las lentes gravitacionales.

En los a�os sesenta, los f�sicos regresaron a explorar el problema m�s detalladamente, y encontraron una cantidad de posibilidades te�ricas bastante intrigantes. Dependiendo de una serie de propiedades de los elementos del arreglo —observador, lente y fuente luminosa—, como tama�os y posiciones relativas, un observador podr�a ver distintos tipos de im�genes: un anillo, arcos o un conjunto de varias im�genes (Figura 60).

Figura 60. Im�genes formadas por diversas configuraciones de lentes gravitacionales. En (a) se forman dos peque�as im�genes como consecuencia de una lente peque�a desalineada; en (b) una lente grande (masiva) forma una imagen triple; en (c) se forma una imagen cuando la lente est� muy desalineada; en (d) una desalineaci�n muy peque�a forma im�genes en forma de arcos y en (e) la imagen es un c�rculo como resultado de una alineaci�n perfecta entre el observador, la lente y el objeto lejano.

En 1979 se descubri� un curioso par de cuasares cerca de la constelaci�n de la Osa Mayor, que tienen una separaci�n de tan s�lo seis segundos de arco y se encuentran alineados en direcci�n Norte-Sur. Al cuasar del Norte se le bautiz� A y al del Sur B y el par recibi� el nombre de 0957+561 A, B (los n�meros se refieren a las coordenadas celestes).

Las l�neas espectrales de ambos cuasares tienen exactamente el mismo corrimiento al rojo —que implica una distancia de tres mil millones de a�os luz. Adem�s, las caracter�sticas espectrales de ambos cuasares son id�nticas. La �nica diferencia es que A es m�s brillante que B.

La probabilidad de encontrar dos cuasares tan cercanos entre s� con esas caracter�sticas es por casualidad tan peque�a que resulta pr�cticamente imposible. Entonces los astr�nomos se dieron cuenta de que, muy probablemente, estaban viendo por primera vez dos im�genes de un mismo cuasar, producidas por una lente gravitacional.

Esta idea se confirm� al estudiar estos cuasares a distintas frecuencias y descubrir que, desde el radio hasta el ultravioleta, la raz�n del brillo entre los cuasares gemelos permanec�a constante. Cuando, un a�o m�s tarde, se descubri� un c�mulo de galaxias en direcci�n del par —a un segundo de arco de distancia proyectada en el cielo— todo pareci� encajar de maravilla, pues este c�mulo deb�a ser el que produc�a el efecto de lente.

Existe, sin embargo, una dificultad con la interpretaci�n: seg�n la teor�a, una galaxia tipo cD —que son las m�s masivas del c�mulo— debe producir un n�mero non de im�genes (una, tres, cinco, etc.). Sin embargo, s�lo vemos dos. Debe haber una tercera imagen que, quiz� por ser mucho m�s d�bil, no se ha podido detectar. Hasta ahora, se han descubierto aproximadamente diez casos similares —algunos dudosos— que se interpretan como lentes gravitacionales. En todos los casos se ven s�lo dos im�genes, de modo que la tercera —u otras m�s— es muy d�bil o bien la interpretaci�n no es la adecuada.

A fines de 1986, Vahe Petrosian y Roger Lynds, del observatorio de Kitt Peak, descubrieron dos inmensos arcos alrededor de los c�mulos de galaxias Abell 370 y 2242-02 en Acuario (Figura 61). Los arcos son perfectos y miden cientos de miles de a�os luz. El astr�nomo polaco Bohdam Paczynski ha sugerido que quiz� se trate de im�genes de lentes gravitacionales (Figura 60d).

Figura 61. Recientemente se descubrieron dos arcos gigantescos (trescientos mil a�os luz de longitud) alrededor de los c�mulos de galaxias 370 Ceti (izquierda) y 2242-02 en Acuario (derecha), cuya distancia es de tres mil millones de a�os luz. El centro de los arcos coincide con el centro de masa de los c�mulos y son las estructuras brillantes de mayor longitud conocidas. Fotos del Observatorio Nacional de Kitt Peak.

3. FAROS QUE ALUMBRAN EL PASADO

Hemos visto que todo parece indicar que los cuasares son, efectivamente, los objetos m�s distantes en el Universo. Cuando la luz de los m�s lejanos de estos objetos inici� su viaje hacia la Tierra, la edad del Universo era una cuarta parte de lo que es hoy en d�a (se calcula que la edad actual es de quince mil millones de a�os), de manera que del estudio de los cuasares podemos obtener informaci�n sobre el pasado del Universo.

Un primer tipo de estudio estad�stico que se llev� a cabo fue el de ver qu� tipos de corrimientos al rojo tienen los cuasares. Lo primero que resulta evidente, ya lo hemos se�alado antes, es que no existen cuasares cercanos (con Z = O). Todas las estad�sticas han mostrado que las tres cuartas partes de los cuasares tienen corrimientos al rojo entre 1.8 y 2.4 (en promedio de Z = 2). Y hasta hace unos cuantos a�os no se hab�a detectado ning�n cuasar con un corrimiento mayor de Z = 3. Surg�a la pregunta fundamental: �hay alg�n l�mite superior real al valor posible de Z, o se trata de un l�mite artificial impuesto por las t�cnicas de detecci�n?

Las implicaciones de la existencia de dicho l�mite real son muy importantes; implica, por ejemplo, que al menos para un tipo de objeto astron�mico estamos llegando a ver hasta el l�mite del Universo observable. Implica asimismo que, en lo que se refiere a este tipo de objetos, estamos presenciando el ciclo completo de su evoluci�n, desde que nacieron hasta que se apagaron (o, cuando menos, hasta que se transformaron en alg�n otro objeto).

Al principio de la d�cada de los ochenta, en los observatorios sure�os de Australia y Cerro Tololo se inici� la b�squeda de cuasares con grandes corrimientos al rojo.

Para esta clase de b�squeda se utiliza un tipo de telescopio llamado c�mara Schmidt, con el cual se pueden obtener placas que cubren extensas regiones del cielo.

El logro fundamental consisti� en desarrollar emulsiones fotogr�ficas para estas placas, sensibles hasta longitudes de onda mayores de 5 500 Å. La raz�n es que para cuasares con corrimientos mayores de Z = 3, la l�nea de emisi�n m�s intensa del espectro, la l�nea Lyman a, cuya longitud de onda en reposo es de 1 215 Å, se corre hasta caer a longitudes de onda mayores de 5 500 Å. Y es precisamente con el uso de esta intensa l�nea de emisi�n como pueden identificarse los cuasares en las placas, distingui�ndolos de las estrellas. La emulsi�n usada es sensible hasta una longitud de onda de 6 900 Å, lo que equivale a la posibilidad de detectar cuasares con corrimientos de hasta Z = 4.7, si existen.

El resultado de estas b�squedas fue que, estad�sticamente hablando, la densidad espacial de cuasares, con un corrimiento mayor de 3.5, es, por lo menos, tres veces menor que la de cuasares con un corrimiento de 3. Este l�mite no excluye la posibilidad de que se encuentren unos cuantos cuasares con corrimientos mayores (de hecho se conocen dos con Z = 3.78 y uno con Z = 3.80). Sin embargo, es evidente que estamos ante un límite real.

Una evidencia adicional que apoya esta conclusi�n es el hecho de que los radioastr�nomos no han encontrado tampoco cuasares m�s distantes, con todo y que usan m�todos de detecci�n diferentes de los �pticos. Ni con los sat�lites infrarrojos o de rayos X se han podido detectar cuasares m�s lejanos. De vital importancia para este tipo de investigaciones ser� el lanzamiento del telescopio espacial.

Lo que indican los datos recopilados hasta ahora es que la densidad espacial de cuasares es m�xima alrededor de Z =2; contin�a a ser grande hasta Z =3.2, aproximadamente, y luego decae abruptamente para corrimientos mayores de 3.5. Este l�mite implica un cambio abrupto en las propiedades del Universo correspondiente a esa �poca. La interpretaci�n m�s simple es que todos los cuasares se formaron hace aproximadamente trece mil millones de a�os, lo cual, desde luego, marca un suceso muy importante en la evoluci�n del Universo, sobre todo si tenemos en cuenta la idea de que los cuasares son los precursores evolutivos de las galaxias.

Hasta aqu� hemos hablado de la distribuci�n radial —en distancia— de los cuasares. Tambi�n es importante saber cu�l es su distribuci�n espacial —en tres dimensiones— ya que esta es la �nica forma de saber c�mo estaba distribuida la materia en el Universo hace 13 a 15 mil millones de a�os.

La inspecci�n visual de los mapas es enga�osa e insuficiente. Es necesario realizar varios an�lisis estad�sticos de los datos para saber si hay alg�n patr�n de agrupamiento. Imaginemos que lanzamos granos de arroz al aire; al llegar al suelo, algunos granos caer�n m�s cerca de otros que la distancia promedio entre los granos; sin embargo, este agrupamiento se debe al azar. De la misma manera, se observan algunos grupos o c�mulos de cuasares. Los an�lisis estad�sticos indican sin embargo que el agrupamiento es azaroso y que la distribuci�n de los cuasares en el espacio es homog�nea. La distancia promedio entre los cuasares con corrimientos alrededor de Z = 2 es de aproximadamente 400 millones de a�os luz. Para cuasares con corrimientos mayores, la separaci�n promedio se mide en miles de millones de a�os luz. Estos datos conforman la evidencia observacional m�s s�lida a favor de la suposici�n b�sica que se hace en cosmolog�a: que el Universo, a gran escala, es uniforme.

Por �ltimo, el estudio de los cuasares nos puede dar informaci�n muy valiosa sobre el material intergal�ctico y las galaxias m�s lejanas. Como ya mencionamos (cap�tulo IV, en los cuasares con grandes corrimientos al rojo se observan varios sistemas de l�neas de absorci�n que se cree se producen por material a distintas distancias entre el cuasar y nosotros. Este material puede ser parte de la periferia de una galaxia o nubes de material intergal�ctico.En el cuasar OQ 172, cuyo corrimiento es de Z = 3.78, se han analizado en detalle los sistemas de l�neas de absorci�n (Figura 62). El sistema de mayor corrimiento corresponde a Z = 3.092. Del an�lisis de las l�neas se obtienen dos conclusiones importantes: una es que la composici�n qu�mica del material absorbente a esa distancia es b�sicamente la misma que en nuestra galaxia. La segunda es que a esa distancia —o en esa �poca— existe hidr�geno en forma molecular. Estos descubrimientos son recientes y sus implicaciones para la comprensi�n de etapas tempranas de la evoluci�n del Universo est�n a�n en estudio.

Figura 62. Parte azul del espectro de absorci�n del cuasar OQ 172 (Z_emisi�n = 3.40). Se muestran diversos sistemas de absorci�n con distintos valores de Z_absorci�n. Espectro tomado con el telescopio sovi�tico de 6 m.

La observaci�n y estudio de los cuasares es una de las actividades m�s fascinantes en el campo de la astrof�sica as� como una fuente inagotable de sorpresas.