Revista Digital Universitaria
ISSN: 1607 - 6079 Publicación mensual
 
1 de junio de 2011 Vol.12, No.6
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Los agujeros negros supermasivos y las galaxias
Yair Krongold
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Agujeros negros en el centro de...
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Introducción


Los núcleos galácticos activos

Una galaxia típica brilla gracias a la energía de las miles de millones de estrellas que la conforman. El brillo se extiende por el cuerpo de la galaxia, en una región del tamaño de decenas de miles de años luz. Sin embargo, existe un grupo de galaxias (alrededor del 10%) con una emisión muy intensa, pero muy compacta, confinada a su centro. A este grupo se les conoce como “galaxias activas” y a sus centros brillantes se les denomina los “núcleos galácticos activos”. La luminosidad (energía radiada por unidad de tiempo) que emiten estos núcleos en forma de luz es similar, o inclusive puede llegar a ser miles de veces mayor, de la que emite toda la galaxia en la cual se encuentran.

Video 1. Comparación esquemática entre el brillo total de una galaxia y el brillo del núcleo en una galaxia activa o un cuasar. Esta emisión nuclear viene de una región en el centro de las galaxias de un tamaño similar al del Sistema Solar.

Los núcleos galácticos activos son las fuentes de luz más poderosas que existen en el Universo. Estas fuentes compactas, emiten su radiación a lo largo del espectro electromagnético, es decir, desde una luz muy energética (como son los rayos-X, iguales a los que se usan cuando nos toman una radiografía) hasta una muy poco energética (como lo son las ondas de radio, las que se utilizan para el radio y la televisión). En general, la mayor cantidad de luz que se emite en el núcleo de estas galaxias, se produce en forma de ondas de luz ultravioleta.

Una de las principales características de los núcleos galácticos activos es la variabilidad de su brillo en el tiempo, es decir, a veces los núcleos de estas galaxias son muy brillantes y a veces son observados mucho más tenues. La escala de tiempo en la cual varían depende de la banda de emisión en la que se les está observando. Por ejemplo, en la región de emisión de luz de rayos-X, se pueden observar variaciones de brillo muy rápidas, con cambios en la luminosidad que pueden llegar a ser un factor de diez (o más) en unas cuantas horas. En otras bandas de emisión de luz (como las de luz UV y la luz visible, que es en donde se emite la mayor parte de la energía), las variaciones tienden a ser más lentas con escalas típicas de días.

Estos cambios violentos de brillo no sólo sirven para estudiar los procesos físicos que producen la emisión, sino que además nos proporcionan una pista fundamental sobre el tamaño de la región en la que se emite esta energía en forma de luz: debido a que la velocidad de la luz es finita, el  tiempo que se necesita para que se produzca un cambio de brillo también nos brinda información sobre el tamaño máximo del objeto que está emitiendo. Esto se puede entender de manera sencilla observando el diagrama presentado en la
figura 1.

Supongamos que nosotros nos encontramos viendo el objeto por el costado “A”, como se muestra en el diagrama. Entonces, aun si la luminosidad de todo el objeto cambiara simultáneamente, primero nos llegaría el cambio de brillo de la cara “A”, dado que se encuentra más cerca de  nosotros, y posteriormente el de la cara “B”, más lejana. Esto produciría un cambio en el brillo del objeto como el que se observa en las figuras del diagrama. Entonces, es claro en este diagrama que el tiempo que tarda en producirse esta variación es el mismo que transcurre entre el que la luz viaja del punto “A” al “B”. Por lo tanto, este tiempo nos proporciona el tamaño de la región que está emitiendo,  y viene dado simplemente por el producto entre el tiempo de retraso (el tiempo que tarda la variación) y la velocidad de la luz.

Esto nos indica, que debido a los cambios de brillo en los núcleos galácticos activos ocurren en tiempos tan cortos como  días,  toda la emisión de estos objetos debe de producirse en una parte muy pequeña del núcleo de la galaxia, en una región de tan sólo días luz alrededor del centro galáctico (este tamaño es similar al del Sistema Solar).

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Figura1. La luz de la cara A nos llega primero que la luz de la cara B, de tal manera que aun si el brillo del objeto varía en todos lados simultáneamente, existe un “retraso” en su abrillantamiento. Este retraso está determinado por el tamaño del objeto.


 
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