La observación de los cuásars por aficionados (1ª parte)

Hoy en día el aficionado avanzado puede adentrarse en muchos campos previamente casi exclusivamente de los profesionales. En el estudio de las estrellas variables la situación también ha cambiado. Hay muchos aficionados que se dedican a buscar tanto las novas como las supernovas y otros que se dedican a la tarea necesaria de seguir los objetos descubiertos por otros observadores. A este grupo se está sumando los aficionados que están realizando la tarea de seguir la variabilidad de los cuásars. Veremos como tanto el observador visual como el que dispone de una cámara CCD puede contribuir a este nuevo campo de investigación.


Introducción

Desde su descubrimiento a principios de los años ’60 hasta tal vez mediados de los años ’80, la observación de los cuásars fue un tema de investigación puramente profesional. Aunque un aficionado con un telescopio mediano pudo localizar a algún que otro cuásar (siendo el ejemplo más destacado el objeto 3C 273, en Virgo, con una magnitud de 13 en el visible), pocos aficionados pensaban seriamente en observar los cuásars.

Mientras que algunos observatorios se dedicaban a buscar nuevos cuásars, o bien por sus colores, o bien con la técnica de prisma objetiva [1], otros se dedicaban a estudiar el espectro de los objetos recién descubiertos, y otros se dedicaban a la tarea de estudiar las otras características del objeto – sobre todo, su curva de luz.

Durante los años dorados de la investigación de la variabilidad de los cuásars muchos observatorios disponían de sus programas de observación. El proyecto pionero fue el del Observatorio Lick, en los años ’60. Detrás de su éxito venían observatorios como el Royal Greenwich Observatory (Herstmonceux, Inglaterra), Rosemary Hill (Florida), Pulkova (entonces Leningrado, ahora San Petersburgo), Yale, Turku (Finlandia), Crimea, Asiago (Italia), Monte Porzio (Roma), etc. Casi si excepción eran programas realizadas con placas fotográficas en pequeños telescopios, típicamente de 40-cm hasta 1-m en diámetro. En muchos casos los datos se reducían a ojo ya que el uso de un fotómetro o microdensitómetro para calcular las magnitudes apenas ayudo en la precisión de las medidas. Los mismos profesionales siguieron la famosa técnica de los aficionados de comparar el brillo del cuásar con el brillo de otras estrellas en el campo de magnitud conocida.

Por desgracia, en los ’80 la mayoría de esos programas de seguimiento de los cuásars con telescopios pequeños se cerraron. La creciente presión de ahorrar dinero para poder unas instalaciones cada vez mayores dio lugar al cierre progresivo de los telescopios pequeños. Los telescopios de 60 y de 91-cm del RGO que tan buenos resultados habían dado en el pasado se cerraron a principios de los ’80. La observación sistemática de los cuásars se quedó reducido a unos muy pocos programas limitados.

Sin embargo, ahora en los años ’90, el interés en la observación de las curvas de luz de los cuásars nunca ha sido tan grande y los investigadores buscan telescopios pequeños cada vez más desesperadamente para observar los cuásars. Ahora miramos las razones por este cambio.


El bestiario de los cuásars

Hay varios tipos de cuásars con unas propiedades muy distintas. Sin embargo, se cree que todos los tipos de objeto son manifestaciones de un solo tipo, visto de distintas formas y en distintas circunstancias. El modelo estándar de los cuásars supone que un cuásar no es nada más que el núcleo de una galaxia. De hecho, el sobrenombre de los muchos tipos de cuásars y objetos relacionados es “Núcleos Activos de Galaxias”, mejor conocido por sus siglas en inglés “AGN”.

En el corazón de cada AGN existe una cosa llamada generalmente “la máquina central”, o “el dragón” – un agujero negro enorme cuya masa puede oscilar entre tal vez 10 mil y 10 mil millones de masas solares. En torno a este agujero negro supergigante se encuentra un disco de material en proceso de engullirse; este es el llamado disco de accreción. Un tercer elemento de las regiones más centrales es un chorro de plasma que sale de los dos polos del disco de accreción con una velocidad muy cercana a la de la luz. Más lejos del centro encontramos unas nubes de gas y polvo rodeando el núcleo central con una velocidad que puede aproximarse a 10% de la velocidad de la luz. Y, finalmente, a mayor distancia, una segunda capa de nubes menos espesas.

Entonces, el objeto que vemos depende del ángulo de visión del objeto. Si miramos desde un ángulo, vemos un cuásar emisor de radio rodeado por dos lóbulos enormes fuentes de las emisiones de radio. Si miramos desde otro ángulo vemos un cuásar no emisora de radio, o solo débilmente emisora. Y si miramos a lo largo de uno de los dos chorros vemos un llamado “blázar”. Son estos últimos los más interesantes.

Un blázar es un cuásar con unas propiedades muy extremos. A menudo son muy luminosos. Además, su luminosidad es muy variable. Producen una emisión fuerte en las bandas de más altas energías: rayos x, rayos gamma, hasta las más altas energías de todo – las de TeV. Todas las bandas son variables desde la radio a las energías TeV y, a menudo, son muy variables en poco tiempo. Todas estas propiedades se ajustan a la “dirección relativista” de la emisión de la radiación. El causante de esta dirección es el hecho que tenemos un chorro de plasma acercándose a nuestro punto de visión con casi la velocidad de la luz. Los efectos relativistas de esta aproximación son de incrementar la energía de la radiación, de acelerar su movimiento desde nuestro punto de vista [2], y de ampliar las variaciones observadas en la curva de luz. A la vez, se suele producir una luz bastante polarizada que resulta ser una de las características más típicas de los blazars. En algunos casos la luz puede llegar a tener un grado de polarización superior al 40%.

Cuanto más directamente miramos hacia la “garganta” del chorro más extremas son las propiedades del objeto. En cambio, al incrementarse el ángulo, las propiedades se hacen cada vez más normales. Cuando el ángulo se ha incrementado lo suficientemente vemos un cuásar normal. Los cuásars normales pueden variar bastante (una magnitud o más), pero casi siempre lo hacen lentamente. Casi nunca están muy polarizadas.

Normalmente no se puede ver la galaxia circundante. Es muy débil comparado con la luz de su núcleo activo. Sin embargo, hay dos tipos de objeto dónde la galaxia se aprecia muy bien. Uno son los objetos BL Lac. Esos son similares a los blazars en muchos respectos, aunque de menor luminosidad. Una característica de los objetos BL Lac es que su aspecto es de una galaxia elíptica normal cuando su brillo es mínimo y de un cuásar normal (sin galaxia) cuando su brillo es máximo. También existen las galaxias Seyfert, generalmente galaxias espirales con un núcleo luminoso. Esos son de dos tipos: los Seyfert 1 y los Seyfert 2. El núcleo de los Seyfert 1 se parece mucho a los cuásars normales. Los Seyfert 2 tienen un núcleo de más baja luminosidad, con un espectro que falta las líneas anchas en emisión típicas de los cuásars y los Seyfert 1. Se cree que los Seyfert 2 son iguales que los cuásars o las galaxias Seyfert 1 con la salvedad que se observan desde un ángulo que oculta el agujero negro central tras la parte más gruesa del disco de accreción.


La Variabilidad de los Cuásars

Se cree que todos los cuásars son variables, aunque algunos tienen una curva de luz con una amplitud relativamente baja. También resulta que algunos objetos tienen unas variaciones lentas en escalas de meses y años que resultan más difíciles de estudiar a causa de su propia lentitud. Un caso típico es el cuásar 3C 273, el más brillante y más famoso de los cuásars. Su imagen ha sido hallada en placas fotográficas que datan del año 1887 y, por tanto, uno puede construir una curva de luz con más de 100 años de observaciones. Esta nuestra que la amplitud de variación es grande – hasta 1.5 magnitudes, pero una variación de 0.5 magnitudes puede tardar hasta varios años en realizarse.

En cambio, los blazars muestran unas variaciones que pueden tener mayor amplitud, pero que tienen lugar en un plazo de días o horas.

3C 279 es un objeto que normalmente tiene una magnitud en torno a 17.5. Sin embargo, en 1936, durante un período de 100 días, su magnitud subió hasta 11.5, siendo durante este tiempo el objeto más luminoso conocido en el universo.
BL Lac puede variar entre magnitud 17.5 y magnitud 12.
En 1982 se observó una variación de 0.8 magnitudes en el objeto OJ287 en solo 50 segundos.

Aunque unas variaciones tan espectaculares como esas no sucedan todos los días, hay varios patrones típicos de la variación de los cuásars.

Una variación de 0.5 magnitudes en 1 hora o de 1 magnitud entre una noche y la siguiente es relativamente común entre los blazars. Este tipo de variabilidad se denomina la “variabilidad rápida” o la “variabilidad violenta”.
Una variación de baja amplitud ((0.05 magnitudes), denominado “microvariabilidad”, suele encontrarse permanentemente presente en la curva de luz de la mayoría de los blazars.
Los blazars suelen mostrar unos estallidos pequeños (“flares”) – típicamente un incremento en brillo de 0.5 a 1 .0 magnitudes en un plazo de una semana – y otros mayores (“outbursts”) – que pueden implicar un incremento en brillo desde unas pocas décimas de una magnitud hasta 5 ó 6 magnitudes en unos meses o, excepcionalmente, años.

La curva de luz del blazar AO 0235+164 entre los años 1993 y 1996. Aunque este objeto ha estado tan brillante como magnitud 14.5 en el pasado, durante esos años estaba pasando por un mínimo sin precedentes. En algunos momentos la magnitud de este objeto llegó a debilitarse hasta 19.5. Fijase en el incremento repentino de brillo desde 19.1 hasta 17.1 en pocos días hacia finales de 1995.

La variabilidad rápida es muy interesante para los estudios de los cuásars ya que proceda de una región muy pequeña de la fuente emisora; es decir, nos acerca mucho a la máquina central del cuásar. En los últimos años se ha realizado una cantidad creciente de campañas simultáneas entre los telescopios en tierra y los satélites, sobre todo los de rayos x y de rayos gamma. En estas campañas se pretende realizar un seguimiento muy intenso de un cuásar durante un intervalo que puede ser de unos días o unas semanas. Durante este tiempo se intenta observar con el máximo detalle posible, tanto las variaciones más rápidas como las no tan rápidas. La idea es de estudiar la relación entre las variaciones observadas en todo el rango del espectro electromagnético.

El ejemplo presentado arriba de OJ287 es especialmente interesante. Este blazar no es uno de los más variables, aunque ha variado en el pasado entre magnitud 12.9 y 18.3. Sin embargo, cada 11.9 años presenta un estallido en la curva de luz que puede tener entre 2 y 4 magnitudes de amplitud. Aquí se muestra su último estallido en 1994 y 1995. Vemos como en el radio y el submilimétrico la forma de la curva de luz es totalmente distinta que en el visible y el infrarrojo cercano. A 6cm la curva de luz es plana, sin estallido alguno. A las longitudes de onda más cortas se aprecia un máximo, pero uno que no corresponde con el máximo observado en el visible, ni en fecha, ni en amplitud.

Observaciones visuales del blazar OJ287 realizadas por aficionados de la British Astronomical Association Variable Star Section (BAA-VSS) y el “The Astronomer Group”, entre 1997 y 1999. Aunque muchos de los puntos son limites superiores (triángulos verdes), vemos como los observadores visuales con telescopios de 40 y 50-cm son capaces de seguir este objeto aunque está más débil que magnitud 16. Vemos como las observaciones muestran un estallido rápido de una magnitud a finales de 1998.

Durante los últimos años, distintos grupos de observadores visuales como el AAVSO y el BAA-VSS han hecho un gran trabajo de observación de varios cuásars interesantes. El creciente número de aficionados con acceso a unos telescopios de 30, 40 ó 50-cm ha permitido que cada vez más observaciones visuales de cuásars se están realizando.

El observador cuidadoso puede aprovechar la existencia de unas secuencias calibradas en los campos de la mayoría de los cuásars más interesantes para realizar unas observaciones con una precisión entre 0.1 y 0.2 magnitudes. Esos errores son adecuados cuando un dispone de una cantidad suficiente de datos. Desde luego, permite definir la forma de la línea base de la curva de luz, aunque no son capaces de revelar las estructuras más finas.

Al principio existía un cierto escepticismo entre algunos de los profesionales acerca de la calidad de las observaciones visuales de los cuásars. Sin embargo, uno puede usar el archivo de observaciones de OJ287 para demostrar que las observaciones realizadas por los observadores visuales son de una calidad aceptable para los estudios detallados de la curva de luz.

Una comparación de las observaciones visuales del blazar OJ287 realizadas por aficionados de la British Astronomical Association Variable Star Section (BAA-VSS) y el “The Astronomer Group”, entre 1993 y 1997, y el seguimiento profesional (CCD) de la curva de luz. Las observaciones visuales muestran las estructuras principales de la curva de luz, pese al hecho que este objeto frecuentemente era más débil que magnitud 15.5.

OJ287 es un objeto relativamente difícil para los observadores visuales ya que su reducido brillo lo deja en el limite de lo que es posible con sus telescopios. Sin embargo, hay otros blazars más fácilmente accesibles visualmente, pero igualmente interesantes.

Un buen ejemplo es el blazar 3C 66a. Durante muchos años este parecía ser un objeto poco interesante cuya magnitud rondaba por 15.0 a 15.5. Empecé a observar a este objeto en 1988, inicialmente en el infrarrojo. Las primeras medidas decepcionaron solo en el hecho que no decepcionaron – como se esperaba a partir de las pocas referencias disponibles, el objeto no parecía tener ningún tipo de variación anormal. Solo fue después de varios años de observaciones que se puso en manifiesto que se le había juzgado mal. Entre 1988 y 1994 la curva de luz mostraba un incremento lento, pero constante en brillo hasta que alcanzaba una magnitud más brillante que 14.0. A partir de ahí su brillo ha experimentado unas variaciones constantes y la curva de luz ha mostrado una variación rápida superior a cualquier otro blazar en nuestra lista.

La BAA-VSS y el TA Group han realizado un seguimiento visual muy valioso de este objeto. La curva de luz para los últimos dos años se presenta a continuación. Muchas de las observaciones se deben al coordinador de los dos grupos, Gary Poyner.

Las observaciones visuales del blazar 3C 66a realizadas por aficionados de la British Astronomical Association Variable Star Section (BAA-VSS) y el “The Astronomer Group”, entre 1997 y 1999. Vemos como la curva de luz se había vuelto a la quiesencia a finales de 1997 y principios de 1998. Sin embargo, después de la conjunción de 1998 las observaciones muestran un nuevo estallido hasta un máximo de 13.8 que ha durado casi un año en total.

El nuevo estallido de 3C 66a, observada en 1998-99 es una manifestación más del gran estallido de este blazar que ya ha durado más de 10 años. En más de una ocasión ha parecido que la actividad ya se estaba menguando y que este objeto volvería a su estado relativamente inactivo del pasado. Sin embargo, es evidente que la actividad seguirá aún durante un tiempo indefinido.

Una posibilidad curiosa para el observador visual es la detección de la variabilidad rápida. Vale la pena realizar una serie de observaciones de un objeto muy activo cada media hora durante varias horas. Aunque en la mayoría de las ocasiones la curva de luz resultante será una línea recta con una cierta dispersión, es inevitable que el observador persistente detectará alguna manifestación de la variabilidad rápida en forma de una tendencia en la observaciones o, incluso, un máximo o un mínimo.

En los casos de los objetos como AO 0235+164, 3C 66a, OJ287, 3C 279 y otros muchos blazars que muestran una actividad de estallidos, hasta las observaciones negativas resultan de valor. En muchos casos el observador no verá al objeto durante meses o años. Sin embargo, llegará la noche cuando el blazar aparece inesperadamente, lo cual significa que ha empezado un nuevo estallido. Cuando suceda eso es el momento de avisar a los profesionales para que pueden observar con todos sus medios. En algunos casos la observación fidedigna de un estallido importante es suficiente para cambiar la programación de las observaciones de un satélite importante como el Compton Gamma Ray Observatory para que éste satélite se apunte al blazar. No es suficiente suponer que alguien ya sabe que el objeto se encuentra brillante – muchas veces la vigilancia profesional de los blazars no es lo suficientemente intensa para detectar rápidamente un nuevo estallido.

2ª parte de este artículo

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[1] Esta técnica utiliza un prisma de baja dispersión colocada delante del objetivo de la cámara o telescopio (a menudo una cámara Schmidt). De esta forma, se puede conseguir un espectro de miles de estrellas a la vez, dentro de un campo de hasta 5 grados de diámetro. Las estrellas mostraran un espectro “arco iris” normal. En cambio, los cuásars se revelarán por su espectro singular, que consiste en varias líneas en emisión brillantes y casi nada del arco iris del continuo. Al rastrear la placa fotográfica los cuásars se harán obvios como una serie de puntos alineados, totalmente distintos a las estrellas y las galaxias normales. [<<<<<]

[2] Esta es la famosa dilatación del tiempo. A una velocidad muy próxima a la de la luz el tiempo corre más rápidamente para unos observadores y más lentamente para otros de tal manera que vemos muchos objetos que parecen expandirse más rápidamente que la luz – de hecho, hasta 10 ó 12 veces más rápidamente. A la vez, cualquier variación en la curva de luz va más rápidamente también en la misma proporción. [<<<<<]

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