Quasari – Deplasarea spre roșu

Figura 27.1 Câmp ultra-profund Hubble. Cea mai profundă imagine a cerului în lumină vizibilă (stânga) arată un număr mare de galaxii într-un petic mic de cer, doar 1/100 din zona Lunii pline. În schimb, cea mai profundă imagine a cerului făcută cu raze X (dreapta) arată un număr mare de quasari punctiformi, despre care astronomii au arătat că sunt găuri negre supermasive chiar în centrele galaxiilor.

În prima jumătate a secolului al XX-lea, astronomii au văzut universul galaxiilor ca pe un loc mai ales pașnic. Ei au presupus că galaxiile s-au format cu miliarde de ani în urmă și apoi au evoluat lent pe măsură ce populațiile de stele din interiorul lor s-au format, au îmbătrânit și au murit. Acest tablou calm s-a schimbat complet în ultimele decenii ale secolului al XX-lea.

Astăzi, astronomii pot vedea că universul este adesea modelat de evenimente violente, inclusiv explozii cataclismice de supernove, ciocniri de galaxii întregi și revărsarea extraordinară de energie pe măsură ce materia interacționează în mediul din jurul găurilor negre foarte masive. Evenimentul cheie care a început să schimbe viziunea noastră asupra universului a fost descoperirea unei noi clase de obiecte: quasarii.

Numele „quasars” a început ca prescurtare pentru „surse radio cvasi-stelare” (“quasi-stellar radio sources” – aici „quasi-stelar” înseamnă „un fel de stele”). Descoperirea surselor radio care păreau punctuale, la fel ca stelele, a venit odată cu utilizarea surplusului de echipamente radar din al Doilea Război Mondial în anii 1950. Deși puțini astronomi ar fi prezis-o, cerul s-a dovedit a fi plin de surse puternice de unde radio. Pe măsură ce au îmbunătățit imaginile pe care noile lor radiotelescoape le-ar putea realiza, oamenii de știință au descoperit că unele surse radio se aflau în aceeași locație cu „stelele” albastre slabe. Niciun tip cunoscut de stea din galaxia noastră nu emite radiații radio atât de puternice. Care erau atunci aceste „surse radio cvasi-stelare”?

Deplasările spre roșu: cheia quasarilor

Răspunsul a venit atunci când astronomii au obținut spectre de lumină vizibilă a două dintre acele „stele albastre” slabe care erau surse puternice de unde radio (Figura 27.2). Spectrele acestor „stele” radio nu au făcut decât să adâncească misterul: aveau linii de emisie, dar la început astronomii nu le-au putut identifica cu nicio substanță cunoscută. În anii 1960, astronomii aveau un secol de experiență în identificarea elementelor și compușilor din spectrele stelelor. Au fost publicate tabele elaborate care arătau liniile pe care fiecare element le-ar produce într-o gamă largă de condiții. O „stea” cu linii neidentificabile în spectrul luminii vizibile obișnuite trebuia să fie ceva complet nou.

Figura 27.2 Quasar tipic. Săgeata din această imagine marchează quasarul cunoscut după numărul său de catalog, PKS 1117-248. Rețineți că nimic din această imagine nu distinge quasarul de o stea obișnuită. Cu toate acestea, spectrul său arată că se îndepărtează de noi cu o viteză de 36% din viteza luminii, sau 67.000 de mile pe secundă. În schimb, viteza maximă observată pentru orice stea este de doar câteva sute de mile pe secundă.

În 1963, echipa de la Observatorul Palomar din Caltech, Maarten Schmidt (Figura 27.3) era nedumerită cu privire la spectrul uneia dintre stele radio, care a fost numită 3C 273 deoarece era a 273-a intrare din al treilea catalog Cambridge de surse radio (partea (b) din figura 27.3). Au existat linii de emisie puternice în spectru, iar Schmidt a recunoscut că aveau aceeași distanță între ele ca și liniile Balmer de hidrogen (vezi Radiații și spectre). Dar liniile din 3C 273 erau deplasate mult spre roșul lungimilor de undă la care sunt situate în mod normal liniile Balmer. Într-adevăr, aceste linii erau la lungimi de undă atât de mari încât, dacă deplasările spre roșu erau atribuite efectului Doppler, 3C 273 se îndepărta de noi cu o viteză de 45.000 de kilometri pe secundă, sau aproximativ 15% din viteza luminii! Deoarece stelele nu arată deplasări Doppler atât de mari, nimeni nu s-a gândit să considere deplasările mari spre roșu ca fiind cauza spectrelor ciudate.

Figura 27.3 Quasar Pioneers și Quasar 3C 273. (a) Maarten Schmidt (stânga), care a rezolvat puzzle-ul spectrelor quasarilor în 1963, glumește în această fotografie din 1987 cu Allan Sandage, care a obținut primul spectru al unui quasar. Sandage a fost, de asemenea, esențial în măsurarea valorii constantei lui Hubble. (b) Acesta este primul quasar pentru care a fost măsurată o deplasare spre roșu. Deplasarea spre roșu a arătat că lumina din ea a durat aproximativ 2,5 miliarde de ani pentru a ajunge la noi. În ciuda acestei distanțe mari, este încă unul dintre quasarii cei mai aproape de galaxia Calea Lactee. Observați și dunga slabă care merge spre stânga sus dinspre quasar. Unii quasari, cum ar fi 3C 273, ejectează jeturi de material super-rapide. Jetul de la 3C 273 are o lungime de aproximativ 200.000 de ani lumină.

Liniile de emisie surprinzătoare din alte surse radio asemănătoare stelelor au fost apoi reexaminate pentru a vedea dacă și ele ar putea fi linii bine cunoscute cu deplasări mari spre roșu. Acesta s-a dovedit a fi cazul, dar s-a descoperit că celelalte obiecte se îndepărtează de noi cu viteze și mai mari. Vitezele lor uluitoare au arătat că „stelele” radio nu ar putea fi stele în propria noastră galaxie. Orice stea adevărată care se mișcă cu mai mult de câteva sute de kilometri pe secundă ar fi capabilă să depășească atracția gravitațională a Galaxiei și să scape complet din ea. (Așa cum vom vedea mai târziu în acest capitol, astronomii au descoperit în cele din urmă că există mai multe în aceste „stele” decât doar un punct de lumină.)

Se dovedește că aceste obiecte de mare viteză arată ca stele doar pentru că sunt compacte și foarte îndepărtate. Mai târziu, astronomii au descoperit obiecte cu deplasări mari spre roșu care par ca o stea, dar nu au emisii radio. Observațiile au arătat, de asemenea, că quasarii erau strălucitori și în benzile de infraroșu și de raze X, și nu toți acești quasari de raze X sau infraroșii-luminoase au putut fi văzuți fie în radio, fie în benzile de lumină vizibilă ale spectrului. Astăzi, toate aceste obiecte sunt denumite obiecte quasi-stelare (QSO) sau, așa cum sunt cunoscute mai popular, quasari.

Peste un milion de quasari sunt acum descoperiți, iar spectrele sunt disponibile pentru peste o sută de mii. Toate aceste spectre arată deplasări spre roșu, niciunul nu prezintă deplasări spre albastru, iar deplasările lor spre roșu pot fi foarte mari. Cu toate acestea, într-o fotografie ele arată exact ca stelele (Figura 27.4).

Figura 27.4 Quasar tipic fotografiat de telescopul spațial Hubble. Una dintre aceste două „stele” strălucitoare din mijloc se află în Galaxia noastră, în timp ce cealaltă este un quasar la 9 miliarde de ani lumină distanță. Numai din această imagine, nu există nicio modalitate de a spune care este care. (Quasarul este cel din centrul imaginii.)

În quasarii record, prima linie de hidrogen din seria Lyman, cu o lungime de undă de laborator de 121,5 nanometri în porțiunea ultravioletă a spectrului este deplasată pe tot drumul prin regiunea vizibilă către infraroșu. La astfel de deplasări spre roșu ridicate, formula simplă de conversie a unei deplasări Doppler în viteză (Radiații și Spectre) trebuie modificată pentru a ține cont de efectele teoriei relativității. Dacă aplicăm forma relativistă a formulei deplasării Doppler, constatăm că aceste deplasări către roșu corespund unor viteze de aproximativ 96% din viteza luminii.

EXEMPLUL 27.1 Viteza de recesiune a unui quasar Formula pentru deplasarea Doppler, pe care astronomii o notează cu literele z, este z = Δλ/λ = v/c unde λ este lungimea de undă emisă de o sursă de radiație care nu se mișcă, Δλ este diferența dintre acea lungime de undă și lungimea de undă pe care o măsurăm, v este viteza cu care sursa se îndepărtează și c (ca de obicei) este viteza de ușoară. O linie din spectrul unei galaxii se află la o lungime de undă de 393 nanometri (nm sau 10–9 m) când sursa este în repaus. Să presupunem că linia este măsurată ca fiind mai lungă decât această valoare (deplasată spre roșu) cu 7,86 nm. Atunci deplasarea sa spre roșu z = 7,86 nm/393 nm = 0,02, deci viteza sa departe de noi este de 2% din viteza luminii (v/c = 0,02). Această formulă este bună pentru galaxiile care sunt relativ în apropiere și se îndepărtează încet de noi în expansiunea universului. Dar quasarii și galaxiile îndepărtate pe care le discutăm în acest capitol se îndepărtează cu viteze apropiate de viteza luminii. În acest caz, conversia unei deplasări Doppler (deplasarea spre roșu) la o distanță trebuie să includă efectele teoriei relativității speciale, care explică modul în care măsurătorile spațiului și timpului se schimbă atunci când vedem lucrurile mișcându-se la viteze mari. Detaliile despre cum se face acest lucru depășesc cu mult nivelul acestui text, dar vă putem împărtăși formula relativistă pentru deplasarea spre roșu Doppler: v/c = ((z + 1)2 − 1)/((z + 1)2 + 1) Să luăm un exemplu. Să presupunem că un quasar îndepărtat are o deplasare spre roșu de 3. La ce fracțiune din viteza luminii se îndepărtează quasarul? Soluţie Calculăm următoarele: v/c = ((3 + 1)2 − 1)/((3 + 1)2 + 1) = (16−1)/(16+1) = 15/17 = 0,882 Quasarul se îndepărteazî astfel de noi cu aproximativ 88% din viteza luminii. Exercițiu Mai multe linii de absorbție a hidrogenului în spectrul vizibil au lungimi de undă de repaus de 410 nm, 434 nm, 486 nm și 656 nm. Într-un spectru al unei galaxii îndepărtate, se observă că aceleași linii au lungimi de undă de 492 nm, 521 nm, 583 nm și, respectiv, 787 nm. Care este deplasarea spre roșu a acestei galaxii? Care este viteza de recesiune a acestei galaxii? Răspuns: Deoarece aceasta este aceeași galaxie, am putea alege oricare dintre cele patru lungimi de undă și am putea calcula cât de mult s-a deplasat. Dacă folosim o lungime de undă de repaus de 410 nm și o comparăm cu lungimea de undă deplasată de 492 nm, vedem că z = Δλ/λ = (492 nm − 410 nm)/410 nm = 82 nm/410 nm = 0,20 În viziunea clasică, această galaxie se retrage cu 20% din viteza luminii; cu toate acestea, la 20% din viteza luminii, efectele relativiste încep să devină importante. Deci, folosind ecuația Doppler relativistă, calculăm rata adevărată a recesiunii ca v/c = ((z + 1)2 − 1)/((z + 1)2 + 1) = ((0,2 + 1)2 − 1)/((0,2 + 1)2 + 1) = (1,44 − 1)/(1,44 + 1) = 0,44/2,44 = 0,18 Prin urmare, viteza reală de recesiune este de numai 18% din viteza luminii. În timp ce aceasta poate să nu pară inițial o mare diferență față de măsurarea clasică, există deja o abatere de 11% între soluția clasică și cea relativistă; iar la viteze de recesiune mai mari, diferența dintre vitezele clasice și cele relativiste crește rapid!

Sursa: Astronomy 2e, by OpenStax, access for free at https://openstax.org. ©2020 Rice University, licența CC BY 4.0. Traducere și adaptare: Nicolae Sfetcu, © 2024 MultiMedia Publishing