27.1: Quasares

Objetivos de

Ao final desta seção, você poderá:

• Descreva como os quasares foram descobertos
• Explique como os astrônomos determinaram que os quasares estão às distâncias implícitas por seus desvios para o vermelho
• Justifique a afirmação de que a enorme quantidade de energia produzida pelos quasares é gerada em um volume muito pequeno de espaço

O nome “quasares” começou como uma abreviação de “fontes de rádio quase estelares” (aqui “quase estelar” significa “mais ou menos como estrelas”). A descoberta de fontes de rádio que pareciam pontuais, assim como estrelas, veio com o uso de equipamentos de radar excedentes da Segunda Guerra Mundial na década de 1950. Embora poucos astrônomos tivessem previsto isso, o céu estava cheio de fontes fortes de ondas de rádio. À medida que melhoravam as imagens que seus novos radiotelescópios poderiam produzir, os cientistas descobriram que algumas fontes de rádio estavam no mesmo local que as “estrelas” azuis tênues. Nenhum tipo conhecido de estrela em nossa galáxia emite radiação de rádio tão poderosa. Quais eram então essas “fontes de rádio quase estelares”?

Redshifts: A chave para os quasares

A resposta veio quando os astrônomos obtiveram espectros de luz visível de duas dessas tênues “estrelas azuis” que eram fortes fontes de ondas de rádio (Figura\(\PageIndex{1}\)). Os espectros dessas “estrelas” de rádio só aprofundaram o mistério: elas tinham linhas de emissão, mas os astrônomos a princípio não conseguiram identificá-las com nenhuma substância conhecida. Na década de 1960, os astrônomos tinham um século de experiência na identificação de elementos e compostos nos espectros das estrelas. Tabelas elaboradas foram publicadas mostrando as linhas que cada elemento produziria sob uma ampla gama de condições. Uma “estrela” com linhas não identificáveis no espectro de luz visível comum tinha que ser algo completamente novo.

Figura\(\PageIndex{1}\) Típica do Quasar. A seta nesta imagem marca o quasar conhecido por seu número de catálogo, PKS 1117-248. Note que nada nesta imagem distingue o quasar de uma estrela comum. Seu espectro, no entanto, mostra que ele está se afastando de nós a uma velocidade de 36% da velocidade da luz, ou 67.000 milhas por segundo. Em contraste, a velocidade máxima observada para qualquer estrela é de apenas algumas centenas de milhas por segundo.

Em 1963, no Observatório Palomar da Caltech, Maarten Schmidt (Figura\(\PageIndex{3}\)) ficou intrigado com o espectro de uma das estrelas do rádio, chamada 3C 273 porque era a 273ª entrada no terceiro catálogo de fontes de rádio de Cambridge (parte (b) da Figura\(\PageIndex{3}\)). Havia fortes linhas de emissão no espectro, e Schmidt reconheceu que elas tinham o mesmo espaçamento entre elas que as linhas de hidrogênio de Balmer (veja Radiação e Espectros). Mas as linhas no 3C 273 foram deslocadas para o vermelho dos comprimentos de onda nos quais as linhas de Balmer normalmente estão localizadas. De fato, essas linhas estavam em comprimentos de onda tão longos que, se os desvios para o vermelho fossem atribuídos ao efeito Doppler, o 3C 273 estava se afastando de nós a uma velocidade de 45.000 quilômetros por segundo, ou cerca de 15% da velocidade da luz! Como as estrelas não mostram desvios Doppler tão grandes, ninguém tinha pensado em considerar os altos desvios para o vermelho como a causa dos espectros estranhos.

Figura\(\PageIndex{2}\) Quasar Pioneers e Quasar 3C 273. (a) Maarten Schmidt (à esquerda), que resolveu o quebra-cabeça dos espectros de quasar em 1963, compartilha uma piada nesta foto de 1987 com Allan Sandage, que tirou o primeiro espectro de um quasar. Sandage também foi fundamental para medir o valor da constante de Hubble. (b) Este é o primeiro quasar para o qual um desvio para o vermelho foi medido. O desvio para o vermelho mostrou que a luz dele levou cerca de 2,5 bilhões de anos para chegar até nós. Apesar dessa grande distância, ainda é um dos quasares mais próximos da Via Láctea. Observe também a leve faixa que vai para o canto superior esquerdo do quasar. Alguns quasares, como o 3C 273, ejetam jatos de material super rápidos. O jato da 3C 273 tem cerca de 200.000 anos-luz de comprimento.

As intrigantes linhas de emissão em outras fontes de rádio semelhantes a estrelas foram então reexaminadas para ver se elas também poderiam ser linhas bem conhecidas com grandes desvios para o vermelho. Isso provou ser o caso, mas descobriu-se que os outros objetos estavam se afastando de nós em velocidades ainda maiores. Suas velocidades surpreendentes mostraram que as “estrelas” do rádio não poderiam ser estrelas em nossa própria galáxia. Qualquer estrela verdadeira se movendo a mais de algumas centenas de quilômetros por segundo seria capaz de superar a atração gravitacional da galáxia e escapar completamente dela. (Como veremos mais adiante neste capítulo, os astrônomos finalmente descobriram que também havia mais nessas “estrelas” do que apenas um ponto de luz.)

Acontece que esses objetos de alta velocidade só se parecem com estrelas porque são compactos e muito distantes. Mais tarde, astrônomos descobriram objetos com grandes desvios para o vermelho que parecem estrelas, mas não têm emissão de rádio. As observações também mostraram que os quasares também eram brilhantes nas bandas de infravermelho e raios-X, e nem todos esses quasares de raios-X ou infravermelho brilhantes podiam ser vistos no rádio ou nas faixas de luz visível do espectro. Hoje, todos esses objetos são chamados de objetos quase estelares (QSOs) ou, como são mais popularmente conhecidos, quasares. (O nome também foi logo apropriado por um fabricante de eletrônicos domésticos.)

Leia uma entrevista com Maarten Schmidt no quinquagésimo aniversário de sua visão sobre o espectro dos quasares e seus redshifts.

Mais de um milhão de quasares já foram descobertos e os espectros estão disponíveis para mais de cem mil. Todos esses espectros mostram desvios para o vermelho, nenhum mostra desvios para o azul e seus desvios para o vermelho podem ser muito grandes. No entanto, em uma foto, eles se parecem com estrelas (Figura\(\PageIndex{3}\)).

Figura\(\PageIndex{3}\) típica do quasar fotografada pelo telescópio espacial Hubble. Uma dessas duas “estrelas” brilhantes no meio está em nossa galáxia, enquanto a outra está a quase 9 bilhões de anos-luz de distância. Somente a partir dessa foto, não há como dizer qual é qual. (O quasar é o que está no centro da imagem.)

Nos quasares recordes, a primeira linha de hidrogênio da série Lyman, com um comprimento de onda de laboratório de 121,5 nanômetros na porção ultravioleta do espectro, é deslocada por toda a região visível até o infravermelho. Em desvios para o vermelho tão altos, a fórmula simples para converter um desvio de Doppler em velocidade (Radiação e Espectros) deve ser modificada para levar em conta os efeitos da teoria da relatividade. Se aplicarmos a forma relativista da fórmula do desvio do Doppler, descobrimos que esses desvios para o vermelho correspondem a velocidades de cerca de 96% da velocidade da luz.

Exemplo\(\PageIndex{1}\): Velocidade de recessão de um quasar

A fórmula para o desvio Doppler, que os astrônomos denotam pela letra\(z\), é

\[z= \frac{ \Delta \lambda}{\lambda} = \frac{v}{c} \nonumber\]

onde\(\lambda\) está o comprimento de onda emitido por uma fonte de radiação que não está se movendo,\(\Delta \lambda\) é a diferença entre esse comprimento de onda e o comprimento de onda que medimos,\(v\) é a velocidade com que a fonte se afasta e\(c\) (como sempre) é a velocidade da luz.

Uma linha no espectro de uma galáxia tem um comprimento de onda de 393 nanômetros (nm, ou 10 ^—9 m) quando a fonte está em repouso. Digamos que a linha seja medida para ser maior do que esse valor (desvio para o vermelho) em 7,86 nm. Então é desvio para o vermelho\(z= \frac{7.86 \text{ nm}}{393 \text{ nm}} = 0.02\), então sua velocidade para longe de nós é 2% da velocidade da luz\( \left( \frac{v}{c}=0.02 \right)\).

Essa fórmula é adequada para galáxias que estão relativamente próximas e estão se afastando de nós lentamente na expansão do universo. Mas os quasares e galáxias distantes que discutimos neste capítulo estão se afastando em velocidades próximas à velocidade da luz. Nesse caso, a conversão de um desvio Doppler (desvio para o vermelho) em uma distância deve incluir os efeitos da teoria especial da relatividade, que explica como as medições de espaço e tempo mudam quando vemos coisas se movendo em altas velocidades. Os detalhes de como isso é feito estão muito além do nível deste texto, mas podemos compartilhar com você a fórmula relativista para a mudança de Doppler:

\[ \frac{v}{c} =\frac{(z+1)^2−1}{(z+1)^2+1} \nonumber\]

Vamos fazer um exemplo. Suponha que um quasar distante tenha um desvio para o vermelho de 5. Em que fração da velocidade da luz o quasar está se afastando?

Solução

Calculamos o seguinte:

\[ \frac{v}{c} =\frac{(5+1)^2−1}{(5+1)^2+1} = \frac{36−1}{36+1} = \frac{35}{37} =0.946 \nonumber\]

O quasar está, portanto, se afastando de nós a cerca de 95% da velocidade da luz.

Exercício\(\PageIndex{1}\)

Várias linhas de absorção de hidrogênio no espectro visível têm comprimentos de onda restantes de 410 nm, 434 nm, 486 nm e 656 nm. Em um espectro de uma galáxia distante, observa-se que essas mesmas linhas têm comprimentos de onda de 492 nm, 521 nm, 583 nm e 787 nm, respectivamente. Qual é o desvio para o vermelho desta galáxia? Qual é a velocidade de recessão desta galáxia?

Responda

Como essa é a mesma galáxia, poderíamos escolher qualquer um dos quatro comprimentos de onda e calcular o quanto ela se deslocou. Se usarmos um comprimento de onda de descanso de 410 nm e o compararmos com o comprimento de onda deslocado de 492 nm, veremos que

\[ z = \frac{ \Delta \lambda}{\lambda} =\frac{(492 \text{ nm} − 410 \text{ nm})}{410 \text{ nm}} = \frac{82 \text{ nm}}{410 \text{ nm}} =0.20 \nonumber\]

Na visão clássica, essa galáxia está recuando a 20% da velocidade da luz; no entanto, a 20% da velocidade da luz, os efeitos relativísticos estão começando a se tornar importantes. Então, usando a equação relativística de Doppler, calculamos a verdadeira taxa de recessão como

\[ \frac{v}{c} = \frac{ (z+1)^2−1}{(z+1)^2+1} = \frac{(0.2+1)^2−1}{(0.2+1)^2+1} = \frac{1.44−1}{1.44+1} = \frac{0.44}{2.44} = 0.18 \nonumber\]

Portanto, a velocidade real de recessão é de apenas 18% da velocidade da luz. Embora isso possa inicialmente não parecer uma grande diferença em relação à medição clássica, já existe um desvio de 11% entre as soluções clássica e relativista; e em maiores velocidades de recessão, a divergência entre as velocidades clássica e relativista aumenta rapidamente!

Os quasares obedecem à Lei Hubble

A primeira pergunta que os astrônomos fizeram foi se os quasares obedeciam à lei do Hubble e estavam realmente nas grandes distâncias implícitas em seus desvios para o vermelho. Se eles não obedecessem à regra de que grande desvio para o vermelho significa grande distância, eles poderiam estar muito mais próximos e sua luminosidade poderia ser muito menor. Uma forma simples de mostrar que os quasares tinham que obedecer à lei do Hubble era demonstrar que eles faziam na verdade parte de galáxias e que seu desvio para o vermelho era o mesmo da galáxia que os hospedava. Como as galáxias comuns obedecem à lei do Hubble, qualquer coisa dentro delas estaria sujeita às mesmas regras.

As observações com o Telescópio Espacial Hubble forneceram a evidência mais forte de que os quasares estão localizados no centro das galáxias. Indícios de que isso é verdade foram obtidos com telescópios terrestres, mas observações espaciais foram necessárias para criar um caso convincente. A razão é que os quasares podem ofuscar suas galáxias inteiras por fatores de 10 a 100 ou até mais. Quando essa luz passa pela atmosfera da Terra, ela é embaçada pela turbulência e abafa a luz fraca da galáxia circundante, assim como os faróis brilhantes de um carro que se aproxima à noite dificultam a visualização de qualquer coisa por perto.

O Telescópio Espacial Hubble, no entanto, não é afetado pela turbulência atmosférica e pode detectar o brilho fraco de algumas das galáxias que hospedam quasares (Figura\(\PageIndex{4}\)). Quasares foram encontrados nos núcleos de galáxias espirais e elípticas, e cada quasar tem o mesmo desvio para o vermelho de sua galáxia hospedeira. Uma ampla gama de estudos com o Telescópio Espacial Hubble agora demonstram claramente que os quasares estão realmente distantes. Nesse caso, eles devem estar produzindo uma quantidade realmente impressionante de energia para serem detectados como pontos de luz muito mais brilhantes do que sua galáxia. Curiosamente, descobriu-se que muitas galáxias hospedeiras quasares estão envolvidas em uma colisão com uma segunda galáxia, fornecendo, como veremos, uma pista importante sobre a origem de sua prodigiosa produção de energia.

Figura\(\PageIndex{4}\) Quasar Host Galaxies. O Telescópio Espacial Hubble revela as galáxias “hospedeiras” muito mais fracas ao redor dos quasares. A imagem no canto superior esquerdo mostra um quasar que fica no coração de uma galáxia espiral a 1,4 bilhão de anos-luz da Terra. A imagem inferior esquerda mostra um quasar que fica no centro de uma galáxia elíptica a cerca de 1,5 bilhão de anos-luz de nós. As imagens do meio mostram pares remotos de galáxias interagindo, uma das quais abriga um quasar. Cada uma das imagens certas mostra longas caudas de gás e poeira saindo de uma galáxia que contém um quasar. Essas caudas são produzidas quando uma galáxia colide com outra.

O tamanho da fonte de energia

Dadas suas grandes distâncias, os quasares precisam ser extremamente luminosos para serem visíveis para nós — muito mais brilhantes do que qualquer galáxia normal. Somente na luz visível, a maioria é muito mais energética do que as galáxias elípticas mais brilhantes. Mas, como vimos, os quasares também emitem energia nos comprimentos de onda de raios X e ultravioleta, e alguns também são fontes de rádio. Quando toda a radiação é somada, alguns QSOs têm luminosidades totais de até cem trilhões de sóis (\(10^{14}\)\(L_{\text{Sun}}\)), o que é de 10 a 100 vezes o brilho das galáxias elípticas luminosas.

Encontrar um mecanismo para produzir a grande quantidade de energia emitida por um quasar seria difícil em qualquer circunstância. Mas há um problema adicional. Quando os astrônomos começaram a monitorar cuidadosamente os quasares, descobriram que alguns variam em luminosidade em escalas de tempo de meses, semanas ou mesmo, em alguns casos, dias. Essa variação é irregular e pode alterar o brilho de um quasar em algumas dezenas de por cento, tanto na luz visível quanto na saída de rádio.

Pense no que essa mudança na luminosidade significa. Um quasar no seu ponto mais escuro ainda é mais brilhante do que qualquer galáxia normal. Agora imagine que o brilho aumente em 30% em algumas semanas. Qualquer mecanismo responsável deve ser capaz de liberar nova energia a taxas que impressionem nossa imaginação. As mudanças mais dramáticas no brilho do quasar são equivalentes à energia liberada por 100.000 bilhões de sóis. Para produzir tanta energia, teríamos que converter a massa total de cerca de dez Terras em energia a cada minuto.

Além disso, como as flutuações ocorrem em tempos tão curtos, a parte de um quasar que está variando deve ser menor do que a distância que a luz percorre no tempo necessário para ocorrer a variação — normalmente alguns meses. Para ver por que isso deve ser assim, vamos considerar um aglomerado de estrelas de 10 anos-luz de diâmetro a uma distância muito grande da Terra (veja a Figura\(\PageIndex{5}\), na qual a Terra está à direita). Suponha que cada estrela desse enxame de alguma forma se ilumine simultaneamente e permaneça brilhante. Quando a luz desse evento chegasse à Terra, primeiro veríamos a luz mais brilhante das estrelas do lado mais próximo; 5 anos depois, veríamos o aumento da luz das estrelas no centro. Dez anos se passariam antes que detectássemos mais luz das estrelas do outro lado.

Figura\(\PageIndex{5}\) Como o tamanho de uma fonte afeta a escala de tempo de sua variabilidade. Este diagrama mostra por que as variações de luz de uma grande região no espaço parecem durar por um longo período de tempo, vistas da Terra. Suponha que todas as estrelas desse aglomerado, que tem 10 anos-luz de diâmetro, se iluminem simultaneamente e instantaneamente. Da Terra, a estrela A parecerá brilhar 5 anos antes da estrela B, que por sua vez parecerá brilhar 5 anos antes da estrela C. Serão necessários 10 anos para que um observador da Terra obtenha o efeito total do brilho.

Embora todas as estrelas do enxame tenham se iluminado ao mesmo tempo, o fato de o enxame ter 10 anos-luz de largura significa que devem decorrer 10 anos antes que o aumento da luz de cada parte do aglomerado chegue até nós. Da Terra, veríamos o aglomerado ficar cada vez mais brilhante, à medida que a luz de mais e mais estrelas começasse a chegar até nós. Somente 10 anos após o início do brilho, veríamos o cluster atingir o brilho máximo. Em outras palavras, se um objeto estendido se incendiar repentinamente, ele parecerá clarear ao longo de um período de tempo igual ao tempo que a luz leva para viajar pelo objeto do outro lado.

Podemos aplicar essa ideia às mudanças de brilho nos quasares para estimar seus diâmetros. Como os quasares normalmente variam (ficam mais brilhantes e mais escuros) em períodos de alguns meses, a região onde a energia é gerada não pode ter mais do que alguns meses-luz de diâmetro. Se fosse maior, levaria mais do que alguns meses para que a luz do outro lado chegasse até nós.

Qual é o tamanho de uma região de alguns meses-luz? Plutão, geralmente o planeta mais externo (anão) do nosso sistema solar, está a cerca de 5,5 horas-luz de nós, enquanto a estrela mais próxima está a 4 anos-luz de distância. Claramente, uma região com alguns meses-luz de diâmetro é pequena em relação ao tamanho de toda a galáxia. E alguns quasares variam ainda mais rapidamente, o que significa que sua energia é gerada em uma região ainda menor. Qualquer que seja o mecanismo que alimenta, os quasares devem ser capazes de gerar mais energia do que a produzida por uma galáxia inteira em um volume de espaço que, em alguns casos, não é muito maior que o nosso sistema solar.

Evidências anteriores

Mesmo antes da descoberta dos quasares, havia indícios de que algo muito estranho estava acontecendo nos centros de pelo menos algumas galáxias. Em 1918, o astrônomo americano Heber Curtis usou o grande telescópio do Observatório Lick para fotografar a galáxia Messier 87 na constelação de Virgem. Nessa fotografia, ele viu o que hoje chamamos de jato vindo do centro, ou núcleo, da galáxia (Figura\(\PageIndex{6}\)). Esse jato apontou literal e figurativamente para alguma atividade estranha acontecendo no núcleo da galáxia. Mas ele não tinha ideia do que era. Ninguém mais sabia o que fazer com essa esquisitice espacial.

O fato aleatório de que tal jato central existiu durou um quarto de século, até que Carl Seyfert, um jovem astrônomo do Observatório Mount Wilson, também na Califórnia, encontrou meia dúzia de galáxias com núcleos extremamente brilhantes que eram quase estelares, em vez de difusos na aparência, como a maioria dos núcleos de galáxias. Usando espectroscopia, ele descobriu que esses núcleos contêm gás se movendo a até dois por cento da velocidade da luz. Isso pode não parecer muito, mas é de 6 milhões de milhas por hora e mais de 10 vezes mais rápido do que os movimentos típicos das estrelas nas galáxias.

Figura\(\PageIndex{6}\) M87 Jet. Saindo como um holofote cósmico do centro da galáxia, o M87 é um dos fenômenos mais incríveis da natureza, um enorme jato de elétrons e outras partículas viajando quase à velocidade da luz. Nesta imagem do Telescópio Espacial Hubble, o azul do jato contrasta com o brilho amarelo da luz combinada de bilhões de estrelas invisíveis e aglomerados globulares amarelos semelhantes a pontos que compõem a galáxia (no canto superior esquerdo). Como veremos mais adiante neste capítulo, o jato, que tem vários milhares de anos-luz de comprimento, se origina em um disco de gás superaquecido girando em torno de um buraco negro gigante no centro da M87. A luz que vemos é produzida por elétrons girando ao longo das linhas do campo magnético no jato, um processo conhecido como radiação síncrotron, que dá ao jato sua tonalidade azulada. O jato no M87 pode ser observado em raios-X, rádio e luz visível, conforme mostrado nas três imagens inferiores. Na extremidade esquerda de cada imagem inferior, vemos o núcleo galáctico brilhante abrigando um buraco negro supermassivo.

Após décadas de estudo, os astrônomos identificaram muitos outros objetos estranhos além da nossa Via Láctea; eles povoam todo um “zoológico” do que agora são chamadas de galáxias ativas ou núcleos galácticos ativos (AGN). Os astrônomos primeiro os chamaram por muitos nomes diferentes, dependendo dos tipos de observações que descobriram cada categoria, mas agora sabemos que estamos sempre observando o mesmo mecanismo básico. O que todas essas galáxias têm em comum é alguma atividade em seus núcleos que produz uma quantidade enorme de energia em um volume muito pequeno de espaço. Na próxima seção, descrevemos um modelo que explica todas essas galáxias com forte atividade central — tanto os AGNs quanto os QSOs.

Para ver um jato por si mesmo, confira um vídeo com lapso de tempo do jato ejetado da NGC 3862.

Resumo

Os primeiros quasares descobertos pareciam estrelas, mas tinham forte emissão de rádio. Seus espectros de luz visível no início pareciam confusos, mas depois os astrônomos perceberam que eles tinham desvios para o vermelho muito maiores do que as estrelas. Os espectros quasares obtidos até agora mostram desvios para o vermelho variando de 15% a mais de 96% da velocidade da luz. Observações com o Telescópio Espacial Hubble mostram que os quasares estão no centro das galáxias e que tanto as espirais quanto as elípticas podem abrigar quasares. Os desvios para o vermelho das galáxias subjacentes coincidem com os desvios para o vermelho dos quasares embutidos em seus centros, provando assim que os quasares obedecem à lei de Hubble e estão às grandes distâncias implícitas em seus desvios para o vermelho. Para serem visíveis a distâncias tão grandes, os quasares devem ter de 10 a 100 vezes a luminosidade das galáxias normais mais brilhantes. Suas variações mostram que essa enorme produção de energia é gerada em um pequeno volume — em alguns casos, em uma região não muito maior do que nosso próprio sistema solar. Várias galáxias mais próximas de nós também mostram forte atividade em seus centros — atividade agora conhecida por ser causada pelo mesmo mecanismo dos quasares.

Glossário

quasar

um objeto de desvio para o vermelho muito alto que parece uma estrela, mas é extragalático e altamente luminoso; também chamado de objeto quase estelar, ou QSO

núcleos galácticos ativos (AGN)

galáxias que são quase tão luminosas quanto os quasares e compartilham muitas de suas propriedades, embora em um grau menos espetacular; quantidades anormais de energia são produzidas em seus centros

galáxias ativas

galáxias que abrigam núcleos galácticos ativos