Crédito de imagen: Hubble
La galaxia espiral PGC 69457 se encuentra cerca del límite de las constelaciones de otoño Pegaso y Acuario, unos 3 grados al sur de la tercera magnitud Theta Pegasi, pero no desenterres ese refractor de 60 mm para buscarlo. La galaxia está a unos 400 millones de años luz de distancia y tiene un brillo aparente de magnitud 14.5. Así que el próximo otoño puede ser un buen momento para conectar con ese amigo tuyo que siempre se dirige hacia la puesta de sol para alejarse de las luces de la ciudad con un instrumento aficionado más grande, mucho más grande ...
Pero hay muchas galaxias de magnitud 14 en el cielo: ¿qué hace que PGC 69457 sea tan especial?
Para comenzar, la mayoría de las galaxias no "bloquean" la vista de un cuásar aún más distante (QSO2237 + 0305). Y si existen otros, pocos tienen la distribución correcta de cuerpos de alta densidad necesarios para hacer que la luz se "doble" de una manera que un objeto invisible sería visible. Con PGC 69457 no obtiene una, sino cuatro, vistas separadas de magnitud 17 del mismo cuásar por la molestia de configurar un dobsoniano de tubo de armadura de 20 pulgadas. ¿Vale la pena? (¿Puedes decir "cuadruplicar tu placer de observación"?)
Pero el fenómeno detrás de tal visión es aún más interesante para los astrónomos profesionales. ¿Qué podemos aprender de un efecto tan único?
La teoría ya está bien establecida: Albert Einstein lo predijo en su "Teoría general de la relatividad" de 1915. La idea central de Einstein era que un observador que experimentaba aceleración y uno estacionario en un campo gravitacional no podía distinguir la diferencia entre los dos en su "peso" ". Al explorar esta idea al máximo, quedó claro que no solo la materia sino la luz (a pesar de no tener masa) sufre el mismo tipo de confusión. Debido a esto, la luz que se aproxima a un campo gravitacional en un ángulo se "acelera" hacia la fuente de la gravedad, pero debido a que la velocidad de la luz es constante, dicha aceleración solo afecta el camino y la longitud de onda de la luz, no su velocidad real.
La lente gravitacional en sí misma se detectó por primera vez durante el eclipse solar total de 1919. Esto se vio como un ligero cambio en las posiciones de las estrellas cerca de la corona del Sol como se captura en las placas fotográficas. Debido a esta observación, ahora sabemos que no necesita una lente para doblar la luz, o incluso agua para refractar la imagen de los Koi que nadan en el estanque. La luz como la materia toma el camino de menor resistencia y eso significa seguir la curva gravitacional del espacio, así como la curva óptica de una lente. La luz de QSO2237 + 0305 solo está haciendo lo que viene naturalmente al navegar los contornos del "espacio-tiempo" que se forma alrededor de estrellas densas que se encuentran a lo largo de la línea de visión desde una fuente distante a través de una galaxia más vecina. Lo realmente interesante de la Cruz de Einstein se reduce a lo que nos dice sobre todas las masas involucradas: las de la galaxia que refracta la luz y la Grande en el corazón del quásar que la origina.
En su artículo "Reconstrucción de las curvas de luz microlente de la Cruz Einstein", el astrofísico coreano Dong-Wook Lee (et al) de la Universidad de Sejong en asociación con el astrofísico belga J. Surdez (et al) de la Universidad de Lieja, encontró evidencia de un disco de acreción que rodea el agujero negro en Quasar QSO2237 + 0305. ¿Cómo es posible tal cosa a las distancias involucradas?
Las lentes en general “recogen y enfocan la luz” y esas “lentes gravitacionales” (Lee al menos un mínimo de cinco cuerpos de baja masa pero altamente condensados) dentro de PGC 69457, hacen lo mismo. De esta manera, la luz de un cuásar que normalmente se alejaría de nuestros instrumentos "envuelve" la galaxia para venir hacia nosotros. Debido a esto, "vemos" 100.000 veces más detalles de lo que de otra manera sería posible. Pero hay un problema: a pesar de obtener 100.000 veces más resolución, todavía solo vemos luz, no detalles. Y debido a que hay varias masas que refractan la luz en la galaxia, vemos más de una vista del cuásar.
Para obtener información útil del cuásar, debe recopilar luz durante largos períodos de tiempo (meses a años) y utilizar algoritmos analíticos especiales para reunir los datos resultantes. El método utilizado por Lee y sus asociados se llama LOHCAM (LOcal Hae CAustic Modeling). (HAE en sí mismo es un acrónimo de eventos de alta amplificación). Utilizando LOHCAM y los datos disponibles de OGLE (Experimento de Lente Gravitacional Óptica) y GLIPT (Proyecto de Tiempo Internacional de Lente Gravitacional), el equipo determinó no solo que LOHCAM funciona como se esperaba sino que QSO2237 + 0305 puede incluir un disco de acreción detectable (del cual extrae materia) para alimentar su motor ligero). El equipo también determinó la masa aproximada del agujero negro de los cuásares, el tamaño de la región ultravioleta que irradia de él y estimó el movimiento transversal del agujero negro a medida que se mueve en relación con la galaxia espiral.
Se cree que el agujero negro central en Quasar QSO2237 + 0305 tiene una masa combinada de 1.500 millones de soles, un valor que rivaliza con los de los agujeros negros centrales más grandes jamás descubiertos. Tal número de masa representa el 1 por ciento del número total de estrellas en nuestra propia galaxia, la Vía Láctea. Mientras tanto y en comparación, el agujero negro de QSO2237 + 0305 es aproximadamente 50 veces más masivo que el del centro de nuestra propia galaxia.
Basado en "dobles picos" en la luminosidad del cuásar, Lee et al utilizaron LOHCAM para determinar también el tamaño del disco de acreción de QSO2237 + 0305, su orientación y detectaron una región central de oscurecimiento alrededor del agujero negro. El disco en sí es aproximadamente 1/3 de un año luz de diámetro y está orientado hacia nosotros.
¿Impresionado? Bueno, también agreguemos que el equipo ha determinado la cantidad mínima de microlentes y masas relacionadas que se encuentran en la galaxia de lentes. Dependiendo de la velocidad transversal supuesta (en el modelado LOHCAM), el rango más pequeño desde el de un gigante gaseoso, como el planeta Júpiter, hasta el de nuestro propio Sol.
Entonces, ¿cómo funciona este "agujero"?
Los proyectos OGLE y GLIPT monitorearon los cambios en la intensidad de la transmisión de luz visual desde cada una de las cuatro vistas de magnitud 17 del cuásar. Dado que la mayoría de los cuásares son irresolubles, debido a sus grandes distancias en el espacio, por telescopio. Las fluctuaciones en la luminosidad se ven solo como un único punto de datos basado en el brillo de todo el cuásar. Sin embargo, QSO2237 + 0305 presenta cuatro imágenes del cuásar y cada imagen resalta la luminosidad que se origina desde una perspectiva diferente del cuásar. Al monitorear telescópicamente las cuatro imágenes simultáneamente, se pueden detectar y registrar ligeras variaciones en la intensidad de la imagen en términos de magnitud, fecha y hora. Durante varios meses o años, puede ocurrir un número considerable de tales "eventos de alta amplificación". Los patrones que emergen de su aparición (de una vista de magnitud 17 a la siguiente) se pueden analizar para mostrar movimiento e intensidad. Fuera de esto, es posible una vista de súper alta resolución de la estructura normalmente invisible dentro del cuásar.
¿Podrían usted y su amigo con ese dob-newtoniano de 20 pulgadas hacer esto?
Claro, pero no sin un equipo muy costoso y un buen manejo de algunos complejos algoritmos matemáticos de imágenes. Sin embargo, un buen lugar para comenzar podría ser simplemente mirar a la galaxia y pasar un rato con la cruz ...
Escrito por Jeff Barbour
