IV. EL DESCUBRIMIENTO DE LOS CUASARES
EN LA d�cada de los cincuenta los radioastr�nomos descubrieron una multitud de objetos en el firmamento que emit�an grandes cantidades de radiaci�n en radiofrecuencias. Sin embargo, debido al problema de resoluci�n de los radiotelescopios en aquella �poca, en la mayor�a de los casos no era posible saber qu� clase de objeto visible correspond�a a esas radiofuentes. Las ondas de radio de muchas de estas radiofuentes proven�an de un objeto compacto, puntual, como una estrella —a diferencia de los grandes l�bulos de las radiogalaxias.
En 1960, Thomas Matthews logr� determinar con cierta precisi�n la posici�n
de la radiofuente 3C48.1
Matthews le proporcion� esta informaci�n a Allan Sandage, quien inmediatamente,
con el gran telescopio de Monte Palomar, busc� lo que hab�a en dicha posici�n.
En su libro The Red Limit, T. Ferris cita las palabras de Sandage:
�En que consist�a lo ex�tico de 3C48? Por un lado, las cantidades relativas de luz roja, azul y violeta no se parec�an a las de ninguna otra estrella conocida; en particular, hab�a un exceso de luz violeta. M�s incre�bles a�n resultaban las l�neas espectrales. Como hemos visto en el cap�tulo anterior, cada elemento qu�mico produce un patr�n caracter�stico de l�neas oscuras o luminosas —correspondientes a absorci�n o emisi�n de luz en ciertas frecuencias— en el espectro. Este patr�n se halla determinado por la estructura at�mica de cada elemento. Pues bien, para su sorpresa, Sandage y sus colegas del Tecnol�gico de California no pudieron identificar �ni una sola l�nea del espectro de 3C48! �Estaba constituida esta estrella por elementos qu�micos desconocidos? Los astr�nomos estaban azorados y realmente intrigados. La soluci�n a este enigma, encontrada algunos a�os despu�s, signific� para la comunidad astron�mica una verdadera conmoci�n. Pero no nos adelantemos a nuestra historia.
En aquella �poca se les ocurri� a los astr�nomos un m�todo para determinar con precisi�n las posiciones de las radiofuentes: mediante ocultaciones lunares. Cuando la Luna pasa delante de una radiofuente, se dejan de recibir las ondas. Puede medirse con exactitud el momento en que se corta la se�al y, conociendo la �rbita lunar, obtener as� la posici�n precisa. Este m�todo es m�s exacto cuanto m�s lejos de la V�a L�ctea se encuentra la fuente, pues habr� menos estrellas a su alrededor. En 1962, la Luna pas� delante de la radiofuente 3C 273, y Cyril Hazard y sus colegas australianos aprovecharon la ocultaci�n para medir su posici�n. La estrella visible que emit�a las ondas de radio result� ser la m�s brillante de la regi�n; el astr�nomo Maarten Schmidt obtuvo su espectro y se encontr� con el mismo tipo de objeto extra�o que 3C48... �Indescifrable!
Conforme fueron identific�ndose m�s radioestrellas el misterio se fue profundizando. El t�rmino radioestrella se cambi� por el de radiofuente cuasi-estelar,2 que expresaba la idea de que se trataba de objetos distintos a las dem�s estrellas. Este nombre se abrevi� para dar al t�rmino en ingl�s quasar (en espa�ol cuasar).
Jesse Greenstein y Maarten Schmidt se dedicaron a pensar en el problema de la explicaci�n de los espectros de los cuasares durante mucho tiempo. Una de las ideas que se les ocurri�, ya al borde de la desesperaci�n, fue que todas las l�neas de emisi�n estuviesen desplazadas en longitud de onda por el efecto Doppler, debido al movimiento de los cuasares (recordemos la Figura 10). Descartaron la idea por disparatada, pero no encontraron ninguna otra explicaci�n. M�s adelante, Greenstein comentar�a: "Fue un caso t�pico de autoinhibici�n de la creatividad por exceso de conocimientos formales."
M�s de un a�o m�s tarde, en 1963, Schmidt regres� a esta idea, la aplic� al espectro de 3C273 y se dio cuenta de que sus l�neas de emisi�n correspond�an al patr�n de las l�neas espectrales del hidr�geno, bajo la suposici�n de que el cuasar se alejase de nosotros a una velocidad de 47 000 kil�metros por segundo, es decir, m�s de un d�cimo de la velocidad de la luz. Ninguna estrella de nuestra galaxia podr�a moverse a esa velocidad, pues habr�a escapado de la galaxia hace mucho tiempo (adem�s de que ninguna estrella tiene un espectro de emisi�n similar al de los cuasares, ni emite una cantidad importante de energ�a en radiofrecuencias). La misma idea pod�a explicar el espectro de 3C48, en el que se observaban las l�neas del espectro del hidr�geno, desplazadas en longitud de onda debido a una velocidad de recesi�n de 37% la velocidad de la luz.
Diez a�os despu�s se conoc�an 200 cuasares, y en la actualidad se conocen cerca de 3 000. Todos ellos tienen l�neas espectrales altamente desplazadas hacia el lado rojo del espectro. En todos los casos, el corrimento al rojo implica velocidades de recesi�n mayores a un 10% de la velocidad de la luz.
El corrimiento al rojo se denota con la letra Z, y vale la pena dar aqu� su definici�n rigurosa. El corrimiento en longitudes de onda de las l�neas se puede conocer directamente del espectro, midiendo la longitud de onda de una cierta l�nea espectral observada (por ejemplo, la l�nea de Balmer, Ha, del hidr�geno), y compar�ndola con la longitud de onda de esta l�nea para un gas en emisi�n en el laboratorio (en reposo). Llamemos a la longitud de onda de la l�nea emitida en reposo l e, y a la longitud de onda de la l�nea observada del cuasar, lO. El corrimiento al rojo ser� la diferencia le — lo y se define Z como
Seg�n esta definici�n, 3C273 tiene un corrimiento al rojo de Z = 0.160 y es el cuasar de menor corrimiento al rojo. El de mayor corrimiento conocido hasta el momento de escribir estas l�neas, el cuasar Q0051-279, tiene un corrimiento de Z = 4.43, lo cual implica que se aleja de nosotros a una velocidad cercana a la de la luz (la velocidad es v = 0.917 c).3 �C�mo interpretar todo esto? La manera natural es suponer que los cuasares, al igual que las galaxias, se alejan de nosotros debido a la expansi�n del Universo y, por tanto, obedecen la ley de Hubble. Como vimos en el primer capitulo, seg�n la ley de Hubble, cuanto mayor es la velocidad de recesi�n de un objeto, a mayor distancia se encuentra de nosotros. Si aplicamos esta ley a los cuasares, resulta ser que son los objetos m�s distantes de nosotros conocidos en el Universo; 3C 273, el cuasar m�s cercano, se encuentra a 3 mil millones de a�os luz; la luz que vemos en este momento, sali� del cuasar cuando a�n no exist�a la vida en la Tierra. Un cuasar que se aleja de nosotros con una velocidad cercana a la de la luz, como PKS 2000-330, se encuentra en los confines del Universo observable.
Pero esta explicaci�n, lejos de resolver todas las dudas, plante� nuevas y fascinantes interrogantes: conociendo la distancia, podemos calcular la luminosidad intr�nseca de un cuasar; por ejemplo, resulta que 3C 273 tiene una luminosidad equivalente a cinco billones de soles. Si coloc�ramos una galaxia gigante, con sus miles de millones de estrellas, a la distancia de los cuasares m�s lejanos, no la ver�amos. Para ser visible, un cuasar debe tener la luminosidad de cien galaxias juntas, y a�n as� se ve como una estrella diminuta! �Qu� los hace brillar tanto que los podamos ver desde los confines del Universo? Esta es la pregunta que los astr�nomos han intentado contestar en los �ltimos veinte a�os.
2. OBJETOS �PTICOS CUASIESTELARES
Aunque los cuasares fueron descubiertos por su radioemisi�n, �sta es siempre de menor intensidad que la radiaci�n �ptica. Cuando los astr�nomos se dieron cuenta de que los cuasares se identificaban �pticamente con aparentes estrellas con excesos de color azul y violeta, se dedicaron a buscar en los cat�logos de estrellas azules. Varios de estos objetos resultaron ser cuasares, ya que mostraban en sus espectros de emisi�n l�neas con alto corrimiento al rojo, aunque algunos no ten�an radioemisi�n. Hoy se sabe que, de hecho, la mayor�a de los cuasares no tienen fuerte radioemisi�n: son fuentes �pticas cuasiestelares que, para evitar confusi�n, se designan tambi�n con el nombre de cuasares.
De los cuasares identificados �pticamente, 15 resultaron ser objetos de un
cat�logo de objetos azules elaborado en los a�os cincuenta por los astr�nomos
mexicanos Enrique Chavira y Braulio Iriarte, usando una t�cnica desarrollada
por Guillermo Haro. Estos cuasares llevan el nombre del Observatorio de Tonantzintla
y se designan por las siglas TON seguidas del n�mero de cat�logo. Otros 80 cuasares
est�n listados en el cat�logo elaborado por Haro y Luyten con el telescopio
de Monte Palomar y llevan la denominaci�n PHL (Palomar-Haro-Luyten). Existen
varios cat�logos y listas de cuasares, tanto de radio como �pticos; algunas
veces un mismo objeto aparece en dos o m�s cat�logos; por ejemplo, TON 469 (Figura
36) es tambi�n la radiofuente 3C 232.
Figura 36. Representaci�n gr�fica del espectro del cuasar TON 469 (3C232).
Espectro del Observatorio de San Pedro M�rtir, B.C. N.
La radiaci�n de los cuasares no se limita a las frecuencias de radio y �pticas; de hecho la mayor parte de la energ�a es radiada en el infrarrojo y algunos cuasares son potentes fuentes de rayos X.
Otra propiedad importante de los cuasares es la variabilidad de su brillo con el tiempo. Todos los cuasares tienen una luminosidad variable, algunos aumentan —o disminuyen— su brillo notablemente en lapsos del orden de un a�o. En algunos casos, el brillo puede aumentar al doble en s�lo un d�a. Aunque estas variaciones se han estudiado sobre todo en el �ptico, se observan en todas las frecuencias. Existe la tendencia a que los tiempos m�s cortos de variabilidad se observen a m�s altas frecuencias (por ejemplo, tan s�lo unos segundos en rayos X).
Para que un objeto pueda variar su brillo, debe transmitirse alguna se�al a lo largo de ese objeto, y que, como un todo, aumente o disminuya su luminosidad coherentemente. La velocidad de dicha se�al no puede exceder en ning�n caso a la velocidad de la luz. Para una se�al luminosa, la velocidad ser� c = d/t, donde d es el tama�o del objeto y t el tiempo en el cual se produce el cambio de luminosidad. De manera que, si un cuasar es variable con tiempos caracter�sticos de unos meses, sus dimensiones f�sicas son de unos meses luz. Y entonces regresamos al problema de lo que hace brillar un cuasar: �qu� puede emitir la energ�a de un bill�n de soles con las dimensiones del sistema solar? Por ahora dejaremos esta pregunta en suspenso.
Analizaremos ahora, por separado, la emisi�n del continuo (radiaci�n emitida en forma continua en todas las frecuencias) y, posteriormente, las l�neas espectrales (emisi�n y absorci�n en frecuencias determinadas). Cada tipo de radiaci�n obedece a procesos f�sicos diferentes y, por consiguiente, su an�lisis nos dar� distinta informaci�n en cada caso.
La emisi�n de radio de los cuasares est� polarizada, de donde se concluye que, como en el caso de las radiogalaxias, se trata de radiaci�n sincrotr�nica. Adem�s, existe una correlaci�n entre los tiempos de variabilidad y la longitud de onda a la que se observan; esto es precisamente lo que se predice para la radiaci�n sincrotr�nica.
Tomemos como ejemplo nuevamente el caso de 3C 273. De 1963 a 1966 aument� su luminosidad en radio constantemente, luego declin� por un tiempo, perdiendo aproximadamente la mitad de lo que hab�a ganado, hasta que increment� de nuevo su luminosidad en 1967.
Desde entonces ha variado err�ticamente, aumentando y disminuyendo cada a�o. Pero lo importante es que estas variaciones est�n correlacionadas con la longitud de onda: en general, cuando el cuasar aumenta su brillo, el cambio se observa primero en longitudes de onda corta y, m�s tarde, en longitudes de onda larga. Esto es consistente con la siguiente interpretaci�n: si las nubes de electrones relativistas con campos magn�ticos, responsables de la emisi�n sincrotr�nica, son aceleradas por alg�n mecanismo —hasta ahora desconocido— del n�cleo del cuasar hacia afuera, el aumento s�bito de luminosidad ocurrir� cada vez que sea eyectada una de estas nubes. Al principio, la nube contiene electrones de muy alta energ�a, que radian en altas frecuencias —o bajas longitudes de onda—. Gradualmente los electrones van perdiendo energ�a y, por ello, empiezan a radiar a mayores longitudes de onda. Adem�s, las nubes se van expandiendo, volvi�ndose m�s tenues y transparentes a la radiaci�n de ondas largas.
La idea de tener nubes eyectadas desde el n�cleo proviene del hecho de que, como en el caso de las radiogalaxias, algunos cuasares tienen radiol�bulos asociados y chorros de material que emanan del n�cleo. En el cap�tulo V regresaremos a este tema m�s en detalle. En el caso de 3C 273, se observa �pticamente un chorro de gas parecido al que emana del n�cleo de Virgo A (Figura 47).
La mayor parte de la energ�a de los cuasares en el espectro continuo es emitida en el infrarrojo. Nuestro ya conocido cuasar 3C 273 emite el 90% de su energ�a en forma de radiaci�n infrarroja (lo cual equivale a m�s de cien mil veces la energ�a que emite nuestra galaxia en el �ptico).
Realizar observaciones en el infrarrojo es extremadamente dif�cil pues no existe en la actualidad ning�n tipo de detector suficientemente sensible al infrarrojo como para obtener im�genes semejantes a las fotograf�as. Por lo que respecta a las t�cnicas de interferometr�a usadas en el radio, ya hemos descrito cu�les son las dificultades de aplicarlas a longitudes de onda m�s cortas, aunque ciertas t�cnicas de interferometr�a infrarroja est�n empezando a desarrollarse y a aplicarse en astronom�a.
Existen otros dos factores que limitan de manera determinante la realizaci�n de observaciones infrarrojas. El primero de ellos es la absorci�n de esta radiaci�n por las diversas mol�culas de la atm�sfera terrestre (principalmente, el vapor de agua). El segundo factor limitante es la emisi�n de la propia atm�sfera y del telescopio. Pr�cticamente todos los cuerpos emiten radiaci�n t�rmica y �sta es m�xima en el infrarrojo para temperaturas entre 0 y 30 grados cent�grados. Como el aire cercano a la superficie de la Tierra, el edificio, el telescopio y hasta el astr�nomo se encuentran a estas temperaturas, tambi�n contribuir�n a la radiaci�n que ve el detector, de manera que discernir la d�bil radiaci�n proveniente de los cuerpos celestes en esas condiciones es como tratar de hallar una aguja en un pajar.
Con respecto al primer problema, debido a la falta de transparencia de la atm�sfera, s�lo podemos observar desde la Tierra el "cercano infrarrojo", hasta una longitud de onda de unas 10 mm.4 Sin embargo, el grueso de la radiaci�n de los cuasares es emitida alrededor de 100 mm. La soluci�n es alejarse de la atm�sfera terrestre y realizar observaciones desde el espacio. De los telescopios espaciales hablaremos en el siguiente cap�tulo. Con respecto al segundo problema, la soluci�n es valerse de sistemas de aislamiento y enfriamiento adecuados alrededor del detector. Usualmente, esto se logra aislando el detector en recipientes enfriados con nitr�geno o helio l�quidos, con lo que se logran temperaturas de unos 180 a 270 grados cent�grados bajo cero, respectivamente.
Pero lo m�s dif�cil de todo es responder a la pregunta de �cu�l es el origen de la radiaci�n infrarroja de los cuasares? La primera posibilidad es, desde luego, que se trate de radiaci�n no t�rmica —sincrotr�nica— igual que la de radio, bajo la hip�tesis de que todo el espectro continuo es de radiaci�n sincrotr�nica. Sin embargo, esta hip�tesis encuentra algunas dificultades, pues para explicar el exceso de radiaci�n infrarroja observado se necesitar�a una cantidad enorme de electrones con energ�as de aproximadamente un ergio por electr�n. Si la energ�a fuese un poco menor o mayor, los electrones radiar�an en radiofrecuencias o en luz visible. Resulta dif�cil de entender por qu� la mayor�a de los electrones habr�an de tener preferencialmente esa energ�a de un ergio.
Otra posibilidad es que la radiaci�n infrarroja provenga de la emisi�n de granos de polvo en los cuasares o alrededor de ellos. En el Universo se ha encontrado polvo caliente en la vecindad de las estrellas. En algunos casos este polvo est� compuesto por residuos de la nube original de donde se form� la estrella, mientras que en otros, el polvo se form� del gas que, debido a los procesos de la evoluci�n estelar, la propia estrella ha arrojado. Claro que los cuasares no son estrellas y las analog�as son peligrosas; sin embargo, se sabe que las part�culas de polvo absorben la luz que incide sobre ellas, se calientan y reemiten parte de la luz incidente en el infrarrojo. Adem�s del polvo caliente, existen grandes cantidades de polvo fr�o en nuestra galaxia y en otras galaxias, y ambos tipos de polvo son emisores eficientes de radiaci�n infrarroja.
Por �ltimo, otro proceso que puede producir emisi�n infrarroja es la radiaci�n de los electrones libres que se frenan o aceleran al interactuar entre s� en un gas ionizado.
Es muy dif�cil distinguir, a partir de las observaciones, cu�l de estos procesos es el responsable de la emisi�n infrarroja de los cuasares; quiz�s los tres intervengan.
Figura 37. Distribuci�n del flujo de fotones del conjunto de los cuasares 3C249.1 (a) TON 469 (b) desde el infrarrojo hasta el ultravioleta. Se grafica logaritmo de frecuencia (en Hertz) contra logaritmo del flujo (en unidades llamadas milijanskys). La distribuci�n se describe mediante una ley exponencial, Fnana. En (a) tenemos un solo �ndice a, en (b) varias.
4. ESPECTRO DE L�NEAS DE EMISI�N
Un espectro de l�neas de emisi�n delata siempre la presencia de un gas de muy baja densidad expuesto a una fuente de radiaci�n ionizante. Los cuasares poseen esta fuente; no sabemos qu� es, pero es la misma que produce electrones relativistas. Acabamos de ver que la fuente produce radiaci�n en todas las frecuencias, desde el radio hasta los rayos X. Para ionizar �tomos de hidr�geno —el elemento predominante en un 70% en el Universo— se requiere radiaci�n ultravioleta. Del hecho de que podemos detectar parte de esta radiaci�n ultravioleta directamente, deducimos que no toda es absorbida por los �tomos del gas circundante. Esto quiere decir que dicho gas no puede cubrir toda la fuente de radiaci�n ultravioleta, sino que debe estar distribuido a su alrededor en forma de nubes —o filamentos— que la ocultan s�lo parcialmente. En las nubes los �tomos del gas absorben la radiaci�n ultravioleta, se ionizan y emiten en las frecuencias de las l�neas espectrales observadas.
La caracter�stica m�s sorprendente de las l�neas espectrales de los cuasares
es que son muy anchas, mucho m�s que las producidas por las nubes de gas ordinarias
en el espacio interestelar de nuestra galaxia o de otras. �Qu� informaci�n nos
da el ancho de las l�neas? Debido a la temperatura, que es del orden de diez
mil grados, los �tomos del gas en las nubes se hallan en continuo movimiento.
Dicho movimiento es azaroso y por ello algunos �tomos se mover�n hacia el observador
y otros se alejar�n de �l, emitiendo fotones con frecuencias ligeramente corridas
al azul y rojo respecto de la frecuencia central de la l�nea (la frecuencia
emitida por el �tomo en reposo). Estos corrimientos producen un ensanchamiento
de la l�nea (Figura 38), llamado ensanchamiento Doppler t�rmico ("t�rmico"
porque se debe a la temperatura). A diez mil grados, este efecto produce un
ensanchamiento de aproximadamente 0.1
Å. Sin embargo, el ancho de las l�neas de los cuasares llega
a ser de varios cientos de angstroms (Figura 36). Esto se puede explicar si
el corrimiento Doppler al azul y al rojo —respecto de la frecuencia central—
se debe no a un movimiento microsc�pico, como el de los �tomos, sino a un movimiento
macrosc�pico. Es decir, las nubes se mueven unas con respecto a otras. Este
movimiento puede ser ordenado, como por ejemplo un movimiento de rotaci�n de
las nubes alrededor de la fuente central, o desordenado y azaroso. De cualquier
modo, para producir el ancho observado en las l�neas se requiere que las nubes
se muevan a velocidades de entre 1 000 y 20 000 km/seg.
Figura 38 . El ancho de la l�nea se debe al movimiento azaroso de los �tomos
que la emiten. La longitud central,lc, es la de los
�tomos en reposo. Puesto que el movimiento de los �tomos obedece a la temperatura
el efecto se conoce como Dopler t�rmico.
Otra caracter�stica del espectro de emisi�n es la enorme variedad de grados de ionizaci�n de los elementos, lo que refleja una amplia gama de temperaturas del gas. Por ejemplo, se detectan l�neas de hierro una vez ionizado —con un electr�n de menos—, que se denota Fe II —F,eI es hierro neutro— y hierro quince veces ionizado —quince electrones desprendidos—, que se denota Fe XVI.
Las nubes de gas mencionadas antes poseen una masa de unas cien mil masas solares. Hay dos clases de nubes: las llamadas de alta densidad (entre l07 y 1011 electrones por cent�metro c�bico) y las de baja densidad (entre l03 y l07 electrones por cent�metro c�bico). Es importante darse cuenta que aun las nubes de alta densidad son menos densas que el vac�o m�s perfecto que pueda conseguirse en un laboratorio terrestre. En las de baja densidad el gas puede emitir las llamadas l�neas espectrales prohibidas. �stas as� se denominan debido a que las transiciones at�micas que las originan no pueden darse en condiciones terrestres. En las galaxias s�lo se producen en el vac�o casi perfecto del medio interestelar. En los cuasares estas l�neas son m�s angostas que las permitidas, lo que indica que las nubes emisoras poseen velocidades entre 300 y 1 000 km/seg. Las l�neas prohibidas se denotan mediante corchetes: por ejemplo: [O III] es la l�nea prohibida del ox�geno dos veces ionizado. A las l�neas permitidas se les llama l�neas anchas y a las prohibidas, l�neas angostas, aunque aun estas �ltimas son mucho m�s anchas que las que provienen del medio interestelar.
Como un gas caliente tiende a expanderse, en un cuasar las nubes se disolver�an sin un medio que las mantuviese confinadas. Por ello se piensa que se hallan inmersas en un gas tenue a varios millones de grados. As�, las nubes son condensaciones de material relativamente denso y fr�o.
Por �ltimo, se�alaremos un punto de suma importancia. Haciendo a un lado el alto corrimiento al rojo y la alta luminosidad intr�nseca, la forma del espectro de un cuasar no es algo �nico. De hecho, resulta ser id�ntica a la forma del espectro de las galaxias de Seyfert (cap�tulo I) y asimismo a la del espectro �ptico de las radiogalaxias. Las l�neas y su estructura de ionizaci�n son las mismas, as� como sus anchos. Adem�s, es muy parecida la forma de la distribuci�n del espectro continuo. Esta similitud proporcion�, por vez primera, una clave sobre la naturaleza de los cuasares. Sobre este punto hemos de volver en el cap�tulo VI.
5. ESPECTRO DE L�NEAS DE ABSORCI�N
Adem�s del espectro de emisi�n, algunos cuasares muestran l�neas de absorci�n. Los corrimientos en frecuencia de estas l�neas de absorci�n son siempre menores que los corrimientos de las l�neas de emisi�n. Esto se puede explicar de dos maneras: 1) que el material que produce la absorci�n es material proveniente del cuasar —nubes de gas relativamente fr�o y exterior a la regi�n de emisi�n— que se expande, y 2) se trata de material externo, ajeno al cuasar, situado en el camino entre �ste y nosotros.
En el primer caso, el observador ver� absorci�n de aquellas nubes que est�n
frente a �l, y �stas tendr�n un movimiento en direcci�n del observador: por
tanto introducir�n una componente de corrimiento al azul, y tendr�n un valor
de Z menor. Las l�neas as� producidas son muy anchas y se encuentran en el extremo
azul de las l�neas de emisi�n correspondientes. Este tipo de l�neas son t�picas
de atm�sferas en expansi�n de las estrellas. La explicaci�n se ilustra en estas
p�ginas (Figura 39).
Figura 39 (a). L�neas tipo "P Cygni", as� llamadas por haberse observado
por primera vez en la estrella P del Cisne. El observador ve el material eyectado
hacia �l en absorci�n pues tiene la atm�sfera delante y esta absorci�n estar�
corrida al azul. Una buena parte del material que se mueve alej�ndose del observador
queda oculto de �ste; por ello la l�nea de emisi�n (corrida al rojo) es m�s
angosta.
Figura 39(b). L�neas P Cygni en el cuasar PHL 5200, la velocidad de eyecci�n
del material es de v = 10 000 km/seg.
En el segundo caso, las l�neas de absorci�n son m�s angostas y est�n despegadas de las de emisi�n. Las diferencias en Z —entre la emisi�n y la absorci�n— son grandes y frecuentemente se repiten las mismas l�neas de absorci�n con diferentes corrimientos, lo cual se interpreta como la intervenci�n de varias nubes de material absorbente intergal�ctico a distintas distancias entre el cuasar y nosotros. Mientras m�s lejos est�n los cuasares, m�s sistemas —grupos de las mismas l�neas con distintos corrimientos— de l�neas de absorci�n tienden a observarse, lo que es l�gico si pensamos que, mientras m�s distante es el cuasar, m�s material absorbente se acumular� entre �l y nosotros.
NOTAS
1 Objeto n�m, 48 del Tercer cat�logo de radiofuentes elaborado en Cambridge, Inglaterra.
2 En ingl�s: quasi stellar radio source.
3 La velocidad de recesi�n se puede conocer
a partir de Z (que es lo que se mide directamente), mediante la sencilla f�rmula
(donde c es, como siempre, la velocidad de la luz). Esta f�rmula es v�lida s�lo
para valores de Z mucho menores que uno. Para valores mayores, es necesario
usar una f�rmula que tome en cuenta tanto los efectos relativistas como la variaci�n
con el tiempo de la velocidad de recesi�n. Si esta velocidad fuera estrictamente
constante (que no lo es) entonces:
4 La micra se abrevia mm y es igual a una diezmil�sima de cent�metro.
