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Cuasares y núcleos activos de galaxias
 
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Deborah Dultzin
   
               
               
Los cuasares son objetos celestes que por más de treinta años han cautivado e intrigado a los astrónomos. El pri­me­ro de estos objetos se descubrió en 1960 como una “radio­fuen­te puntual”. Fue hasta 1963 en que los astrónomos em­pezaron a comprender lo que estaban viendo. Ese año, Cyril Hazard y Maarten Schmidt lograron hacer una iden­ti­fi­cación óptica precisa de la radiofuente gracias a una ocul­tación lunar y usando el telescopio de 5 metros de Mon­te Palomar (el más potente en esa época). El objeto te­nía la apariencia de una débil estrellita azul, pero desde el principio se sospechó que no se trataba de ninguna es­tre­lla ordinaria, pues el objeto fue detectado por su po­ten­te emi­sión de radiofrecuencia y ninguna estrella tiene ese tipo de emisión en radiofrecuencias. Las estrellas son lo más pa­re­ci­do a lo que los físicos llaman un “cuerpo negro” o “emi­sor perfecto”: un cuerpo en equilibrio que emite con una energía máxima que depende sólo de su temperatura, tal es el caso de nuestro Sol, cuya temperatura superficial es de cerca de 6 000 oK y emite la mayor cantidad de ener­gía en frecuencias que corresponden al color amarillo —mien­tras que, por ejemplo, el cuerpo humano emite radiación in­fra­rroja, aunque no es un emisor perfecto, y para que una estrella emitiese el máximo de su energía en radiofre­cuen­cia, tendría que estar todavía más fría que el cuerpo humano.

 

Unos años después quedó claro que aquella emisión era la radiación de electrones ultrarrelativistas —es decir, ace­lerados a velocidades cercanas a la de la luz—, en fuer­tes campos magnéticos. Este tipo de radiación, conocida como ciclotrónica o sincrotónica dependiendo de la velo­ci­dad de los electrones, se había observado en laboratorios que experimentan con aceleradores de electrones, y fue iden­ti­fi­ca­da por primera vez en radiación proveniente del cosmos en 1953 por el astrónomo ruso Yosiv Shklovsky, al analizar la luz emitida por el gas remanente de la explosión de una estrella, una supernova, la Nebulosa del Cangrejo.

Una de las técnicas más usadas en astronomía para ana­lizar la luz de los objetos es la espectroscopia; me­dian­te ella podemos descomponer la luz (luz visible o cualquier radiación electromagnética). Desde que se analizó el es­pec­tro del primer cuasar descubierto, quedó claro que no sólo no se parecía a ninguna estrella por su emisión en ra­dio­frecuencias, sino tampoco en su espectro óptico (luz vi­si­ble). De hecho, no se parecía a ningún cuerpo celeste co­no­ci­do hasta entonces. En 1963 Maarten Schmidt resolvió el enigma, cuando logró identificar en el espectro el patrón de emisión producido por el hidrógeno, el elemento más abun­dan­te en el Universo. Pero las longitudes de onda en las que aparecía este patrón se habían desplazado sistemática­men­te hacia el lado rojo del espectro, aparecían con longi­tudes de onda mayores que las medidas en el laboratorio.

Fueron varias las hipótesis que se examinaron para en­con­trar la explicación a este efecto. Después de descartar otras posibles causas del corrimiento al rojo, vino la inter­pre­tación aceptada hasta hoy día por la enorme mayoría de los astrónomos. El corrimiento al rojo se debe a la ex­pan­sión del Universo, debido a la cual todos los cúmulos de ga­la­xias se alejan unos de otros. Esta es una de las predic­cio­nes más impactantes de la teoría de la relatividad ge­ne­ral formulada por Albert Einstein alrededor de 1915, y com­pro­bada observacionalmente por Edwin Hubble unos años más tarde. Además, Hubble logró establecer una relación en­tre la distancia a la que se encuentra una galaxia de no­so­tros y su velocidad de recesión, su alejamiento. Esta co­rrelación se conoce como la ley de Hubble y nos dice que la velocidad de recesión es mayor cuanto más lejos se en­cuen­tra una galaxia, en proporción directa a la distancia de ésta última. El corrimiento al rojo de los patrones es­pec­trales ya se había detectado en muchas galaxias, aunque nunca en la forma tan drástica como apareció en los cua­sa­res, y por ser una medida de la velocidad de recesión derivada de la ley de Hubble, se usaba para determinar la dis­tancia a galaxias lejanas. Así, al medir el corrimiento es­pec­tral del primer cuasar se obtuvo un valor inesperado de casi 16%, lo cual implica una velocidad de recesión de 47 000 kilómetros por segundo y una distancia de dos mil cuatrocientos millones de años luz. No cabía la menor duda: la “estrellita” azul era un objeto fuera de nuestra galaxia y el más lejano de los conocidos hasta entonces. Los valores de corrimientos espectrales medidos para cuasares más y más lejanos implican velocidades de recesión cercanas a las de la luz, por lo que en los cálculos de la distancia se de­ben emplear fórmulas relativistas. El cuasar más lejano detectado hasta 2007 está a una distancia de 28 billones (28 más 12 ceros) de años luz.

El nombre de cuasar es una castellanización del vocablo ingles quasar, formado por las siglas del inglés quasi-stel­lar radio source y acuñado por Hong-Yee Chiu en 1964. Hoy se sabe que la mayoría de estos objetos son emisores más potentes en el registro óptico y de longitudes de onda menores (ultravioleta, rayos X y rayos gama) en el de radio, pero el nombre genérico se conserva. Hasta los ochen­tas no había siquiera consenso entre la comunidad astro­nó­mi­ca sobre la naturaleza de estos objetos, hace unos quince años se conocían alrededor de 8 000 y hoy son más de 100 000, la mayoría encontrados al efectuar un escrutamiento óp­ti­co del cielo norte, en realidad sólo una “rebanada” del ­cie­lo norte conocido como Sloan Digital Sky Survey, un proyecto en curso que continuará arrojando datos. A lo largo de to­dos estos años ha quedado claro que los cuasares no re­pre­sen­tan un fenómeno tan insólito en el Universo como se pensó en un principio; hoy se sabe que podemos encon­trar objetos similares en los centros de muchas galaxias y que son diversos los fenómenos observables en que se ma­ni­fiestan. Los cuasares se incluyen en la denominación ge­né­rica de núcleos activos de galaxias o nags.

Para regresar a la historia, el siguiente hallazgo sor­pren­den­te fue la variabilidad en el brillo de los cuasares. Se en­con­tró que existían algunos que duplicaban su emisión de luz ¡en un día!, lo cual indica que la región que produce esta luz no puede ser mayor “un día luz” o 25 millones de ki­ló­me­tros (dos veces el tamaño del sistema solar), es de­cir, que algunos cuasares producen mucha más energía que una galaxia como la nuestra, con sus cien mil millones de estrellas, ¡desde una región tan pequeña como el Sistema Solar!

Agujeros negros supermasivos
 
En 1964, Yakov Zeldovich y Edwin Salpeter propusieron, de manera independiente, que la fuente de energía de los cua­sares podría ser la radiación producida por gas y es­tre­llas a punto de caer a un agujero negro, cuyo centro es de entre uno y varios millones de veces la masa del Sol.
 
Lo que pareció en un principio una idea descabellada ha resultado ser, a lo largo de estos últimos treinta años, la más aceptada por la comunidad astronómica, y en la úl­ti­ma década la única confirmada por las observaciones. Sor­pren­den­te­men­te, a partir de 2002 la evidencia observacio­nal más directa y contundente de la existencia de estos ho­yos negros supermasivos en los centros de práctica­men­te todas las galaxias viene, ni más ni menos, de la obser­va­ción del centro de nuestra propia galaxia. El centro de una galaxia se define como su centro rotacional y el de la nues­tra se ubica cerca de 25 000 años luz del Sol, observado pri­me­ro por su emisión en radio e identificado con la fuente llamada Sagitario A. Es imposible observar esta región en luz visible porque entre nuestro Sol, que está cerca de la ori­lla de la galaxia, y el centro se acumula casi todo el pol­vo del plano de la Vía Láctea, que absorbe la luz visible, la ultravioleta e incluso los rayos X “suaves” (de 0.1 a unos 5 KeV). En cambio, se han observado fenómenos “extraños” en el centro de la galaxia en rayos X “duros” (de 15 a 60 KeV) con el telescopio Chandra, en órbita desde 1999.
 
Más impactante aún ha sido el desarrollo de la capacidad de los grandes telescopios llamados de nueva generación, que permiten hacer observaciones de gran precisión (interferométricas) en el infrarrojo. En particular, esto ha per­mitido observar el movimiento propio de las estrellas alrededor del centro de nuestra galaxia. La primera de­ter­mi­nación de una órbita completa llevó diez años y fue pu­bli­cada en 2002 en la revista Nature por un grupo de astró­nomos alemanes liderado por A. Eckhart, la cual posee un periodo orbital de 12.5 años y una distancia en el pericen­tro de sólo 17 horas luz del centro. El resultado del análisis implica la rotación alrededor de un “punto” central con una masa de cerca de tres millones de masas solares, y las observaciones descartan cualquier posibilidad de una masa central compuesta de objetos estelares oscuros o de un ob­jeto colapsado masivo hecho de fermiones degenerados.

La teoría y la historia

Veamos con algo más de detalle el modelo del agujero ne­gro central. La teoría de la relatividad general describe la fuerza fundamental que a gran escala, en términos de la geo­metría del espacio-tiempo, opera en el Universo, esto es, la gravitación. La presencia de objetos masivos le da cur­vatura a este espacio-tiempo y esa curvatura se manifiesta como una “fuerza” de atracción hacia esos objetos ma­sivos. Esta teoría amplía la concepción newtoniana de la gravedad y muchas de las predicciones adicionales que hace han sido ya corroboradas. En 1916, el astrónomo ale­mán Karl Schwarzschild, basándose en la teoría general de la relatividad formulada en 1915 por Einstein, calculó la deformación del espacio alrededor de un cuerpo esférico, lo que constituye la primera solución particular a las ecua­ciones de Einstein, estipulando que si una esfera con una masa cualquiera tiene un radio menor a un cierto valor, lla­ma­do Radio de Schwarzschild en honor a su descubridor, nos encontramos ante el hecho extraño de que su gra­ve­dad atrapa todo, incluso la luz. Es lo que hoy llamamos un hoyo negro.

Aun en el marco de la física clásica podemos entender esta idea: la masa y el radio de un cuerpo esférico están re­la­cionados por la expresión R = 2GM/v2, en donde R y M designan el radio y la masa, respectivamente, G es la cons­tante de gravitación universal y v es la velocidad de es­ca­pe, es decir, la velocidad que debe imprimirse a un ob­je­to para que se libere (escape) de la atracción gravitacional del cuerpo. Como ejemplo, pensemos en los cohetes que impulsan las naves espaciales, los cuales deben imprimir una velocidad mínima de 11 kilómetros por segundo a di­chas naves para que puedan escapar de la atracción gra­vi­tacional terrestre y salir al espacio, que es la cantidad ob­tenida si ponemos la masa y el radio de la Tierra en la ex­presión de arriba. Pero supongamos que su masa fuese la misma y su radio de aproximadamente medio centíme­tro en lugar de poco mas de 6 000 kilómetros, entonces la velocidad de escape que nos daría la expresión de arriba se­ría mayor a 300 000 kilómetros por segundo, es decir, ma­yor que la velo­cidad de la luz, y entonces nada podría esca­par a la ac­ción de su gravedad, ni siquiera la luz; esto es, precisamen­te, lo que caracteriza a un agujero negro. Como se ve, el término agujero, probablemente debido al físico norteamericano J. A. Wheeler, resulta un tanto impreciso pues no se trata de un agujero en el espacio, sino más bien de una enorme condensación de materia, pero es un nombre que se relaciona más bien con la geometría del espacio-tiempo generada por estos objetos en el marco de la relatividad general.
 
Es notable que, en 1793, más de un siglo antes de que Eins­tein formulara su teoría, y con base, no en la relatividad, sino precisamente en la mecánica clásica, Pierre-Simon Laplace calculó un radio gravitacional que correspondía exac­tamente al valor del radio de Schwarzschild. Laplace fue la primera persona en la historia que formuló un con­cep­to parecido al de un hoyo negro —aunque claro que no utilizó este nombre—, el cual aparece en su Tratado de me­cá­nica celeste, y lo notable es que usa la idea de velocidad de escape y que la gravedad actúa sobre la luz, además de preguntarse, igual que lo haría más de un siglo después Schwarszchild, si existirían en la naturaleza cuerpos con es­tas características. La respuesta de la astrofísica a esta in­terrogante llegó hasta la década de los sesentas.

Desde los treintas se sabía que una estrella como nues­tro sol puede brillar alrededor de diez mil millones de años (el Sol está a la mitad de su vida), ya que después de pasar por diversas fases inestables y relativamente cortas, se apa­ga y se “encoge” bajo su propio peso, pues ya no hay pre­sión de radiación que se contraponga a su gravedad. La misma física de la evolución estelar predecía que las es­tre­llas más masivas desarrollan inestabilidades que hacen es­ta­llar su parte externa dejando remanentes fríos que co­lap­san bajo su propio peso y se convierten en estrellas de neutrones o en hoyos negros. Fue Zeldovich quien señaló dónde buscarlos y cómo encontrarlos, y el primero se de­tec­tó en 1970 gracias al primer telescopio de rayos x. Como vimos antes, Zeldovich y Salpeter propusieron la existencia de otro tipo de hoyos negros, que son los que hacen bri­llar a los cuasares y los núcleos activos de galaxias, y que se les llama “supermasivos”, pero cuyo origen es aún desconocido.

Los distintos tipos de nags

En los últimos veinticinco años se ha realizado un intenso trabajo para, por un lado, observar los nags en todas las fre­cuencias posibles, desde las radiofrecuencias hasta los ra­yos gama, lo cual ha sido posible gracias al increíble avan­ce en la tecnología astronómica en detectores, la cons­truc­ción de telescopios y espejos enormes y de observa­to­rios es­pa­cia­les; pero también para comprender los procesos fí­sicos y afinar modelos teóricos que puedan explicar los fe­nó­me­nos que se observan en los diversos tipos de nags. Al ir jun­tan­do pacientemente las piezas del gran rompeca­be­zas ha emergido el hecho de que, como ya lo menciona­mos, ocu­rren fenómenos muy similares en los núcleos de muchos ti­pos de galaxias, sólo que no se comprendían ni se ha­bían podido asociar bajo una misma causa: 1) las lla­ma­das ga­la­xias Seyfert, descubiertas por Carl Seyfert en los cua­ren­tas, poseen un núcleo prominente que se veía como una es­tre­lli­ta azul; este tipo de núcleos se encuentra en ga­la­xias con morfología espiral; 2) las radiogala­xias, des­cu­bier­tas en los cincuentas, sólo hasta los setentas fue­ron re­la­cio­na­das con fenómenos del núcleo de su con­tra­par­te —una galaxia ob­ser­va­ble en luz visible. Son de mor­fo­lo­gía elíptica y suelen ser gigantes en los centros de grandes cú­mu­los de gala­xias; 3) el extremo más energético de este fe­nó­me­no lo cons­ti­tu­yen unos objetos conocidos como ob­je­tos tipo bl Lac, des­cubiertos en los setentas pero “des­­ci­fra­dos” varios años más tarde. Además de su potencia, una distinción impor­tan­te de estos objetos es que es muy di­fí­cil detectar las lí­neas en sus espectros. Cuando final­men­te se lograron detec­tar lí­neas débiles en el objeto proto­tipo, conocido hasta enton­ces como la estrella variable bl Lacer­tae o estrella bl en la constelación del Lagarto, se descubrió que no era una es­tre­lla, sino también un objeto fuera de nues­tra galaxia y muy lejano. El conjunto de los objetos tipo bl Lac o lagartos y los cuasares cuya luminosidad va­ría más violentamente en el óptico —ovvs, por las siglas de Opticaly Violently Variable—, constituyen la clase de obje­tos conocidos como blazares.

Es muy vasto este “zoológico”. Baste resumir que los nags suelen dividirse entre objetos radiofuertes y ra­dio­ca­lla­dos —aunque la definición es algo arbitraria y lo de fuer­te o callado es relativo. Para tener una idea, las ra­dio­ga­la­xias y sus parientes los blazares y cuasares radiofuer­tes emi­ten con potencias típicas de 1038 w en frecuencias en­tre 10 mhz y 100 ghz). Entre los radiocallados se incluyen los llamados liners —núcleos activos de baja lumino­si­dad—, que se en­cuentran en probablemente en todas las galaxias. Ya en 1956 Geoffrey Burbidge señaló que la den­si­dad de energía ob­ser­va­da en las radiogalaxias estaba en con­tradicción con los pro­cesos de emisión energética conoci­dos hasta entonces.
 
Toda la física en los nags

Para comprender los procesos que se dan en los nags ne­ce­sitamos de toda la física conocida y más. El modelo de ge­ne­ración de energía puede resumirse de la siguiente ma­nera: la enorme fuerza gravitacional del agujero negro atrae ma­te­rial de las regiones centrales de la galaxia circundan­te, gas y estrellas, que por su momento angular (o cantidad de ro­ta­ción) forman una especie de remolino alrededor del agu­je­ro negro. Las estrellas se destruyen previamente por la ac­ción de intensísimas fuerzas de marea al orbitar en las cer­ca­nías del agujero negro. La mitad de la energía se ge­ne­ra en este remolino (el término técnico es disco de acre­ción). A distintas distancias, el gas del disco gira con di­fe­ren­te velocidad (esto se llama rotación diferencial), el momento angular disminuye drásticamente y el disco se calienta de­bi­do a la fricción entre capas contiguas. Así, se ra­dia ener­gía, desde el disco, y esta energía térmica, de ca­lenta­mien­to, corresponde, aproximadamente, a un cuerpo negro de 20 000 oK, y se emite básicamente en la región ul­traviole­ta del espectro. La otra mitad de la energía, cuyo origen es fi­nal­men­te gravitacional, se emite desde el bor­de interno del disco de acreción. De acuerdo con las ecua­ciones de Eins­tein, la materia, antes de caer al hoyo negro, convier­te par­te de su masa en energía radiante —la co­no­cida for­mu­la E=mc2. La eficiencia de este proceso de con­versión de masa en energía puede llegar a 40%, es de­cir, que 40% de la masa del gas se convierte en energía ra­diante antes de caer a un hoyo negro. La verdad es que no se sabe cuál es la distribución en frecuencias de esta energía.
 
El único proceso capaz de producir energía con mayor eficiencia es la aniquilación de materia y antimateria —pues el 100% de la masa de las partículas que se aniqui­lan se con­vier­te en energía—, pero este proceso se da sólo en el labo­ratorio y no —al menos que se sepa— en la na­tu­raleza. El Uni­ver­so —¿o este universo?— está hecho sólo de materia.

Es muy ilustrativo comparar la eficiencia de la genera­ción de energía cerca de un hoyo negro con la del proceso más eficiente conocido en la naturaleza: la fusión termo­nu­clear, fuente de energía en el interior de las estrellas. En esa reacción, que fusiona cuatro núcleos de hidrógeno para producir un núcleo de helio, se convierte parte de la masa de los cuatro protones originales en energía radiante, por lo que la eficiencia de conversión de 0.7%, contra 40% en el caso antes mencionado. En suma, cerca de un hoyo ne­gro supermasivo se puede emitir tanta energía como un billón de soles, y este fenómeno ocurre en una región, en el borde interno del disco de acreción, cuyas dimensiones son apenas mayores a las del sistema solar.

Esta es sólo la fuente de energía “primaria”. Hay muchos otros procesos que intervienen en el estudio de los nags, como los jets o chorros de plasma extremadamente coli­ma­dos, producidos en los nags radio fuertes por un proceso has­ta ahora no muy bien comprendido, los cuales están cons­ti­tui­dos por partículas ultrarrelativistas lanzadas al es­pa­cio desde el borde interno del disco de acreción. La fí­si­ca de estas eyecciones está en pañales, aunque se sabe que la energía emitida es de origen sincrotrónico y producida por estas partículas que se mueven en campos magnéticos a velocidades cercanas a la de la luz.

Un proceso ligado a la radiación sincrotrónica es la ra­dia­­ción debida al proceso de Compton inverso, mediante el cual un electrón relativista interactúa con un fotón del me­dio y le transfiere energía para convertirlo en un fotón de más alta frecuencia; es un proceso importante para ex­­pli­­car la emi­sión de rayos X, duros. La misma radiación sin­cro­tró­ni­ca pue­de ser fuente de emisión primaria desde el in­fra­rro­jo has­ta los rayos x e incluso de rayos gama. Algunas otras propie­dades de la radiación, como la polarización, son útiles para distinguir entre ambos procesos, pero no siem­pre es posi­ble, ya que a lo largo de los chorros también se pro­pagan ondas de choque. Todo esto es sólo para explicar la emisión de con­ti­nuo, mejor no hablar de líneas de emi­sión y absorción.
 
La orientación de los chorros con respecto de la línea de visión del observador también influye mucho en lo que vemos. Las radiogalaxias representan un extremo, ya que el observador ve el disco de canto. El otro extremo corresponde a ver el chorro dirigido hacia el observador, o casi, como sucede con los blazares.
Otros efectos, como el enfoque relativista, beaming, se vuel­ven muy importantes en este caso. Si observamos un cho­rro relativista con un ángulo de visión de tan sólo cinco grados, la luminosidad observada desde la Tierra puede ser de hasta setenta veces la emitida en el sistema de re­fe­rencia local. También hay un corrimiento considerable al azul, un aumento en la frecuencia, de la radiación obser­va­da. Entre estos dos ángulos de visión extrema —que es­tán estadísticamente de acuerdo con la proporción de este tipo de objetos— están todos los cuasares radio emisores, la mayoría de los cuales son radio débiles. No se sabe a qué se debe esta diferencia, se especula que tiene que ver con el spin, el momento angular, del hoyo negro.

La interacción gravitacional de galaxias

Para producir la luminosidad de los cuasares, el hoyo ne­gro central debe “engullir”, en promedio, el equivalente de una masa solar por año. Parece poco, pero llegará un mo­men­to en que se acabe el material del centro de la gala­xia —no olvidemos que, por muy grande que sea la atracción gravitacional, disminuye con el cuadrado de la distancia—, y cuando esto suceda, ¿se “apagará” para siempre la acti­vi­dad nuclear? Tal es el caso del centro de nuestra gala­xia, donde sabemos que hay un hoyo negro supermasivo, pero “muerto de inanición”, ¿se puede reactivar?
En cualquiera de los casos, la colisión causa que una gran cantidad de gas fluya hacia el núcleo de la nueva gala­xia, “encendiendo” un cuasar. La idea de las colisiones de ga­la­xias no es nueva; ya en los años setentas se podían ex­pli­car varias morfologías peculiares como “colas”, “puentes” y “plumas” en galaxias, por los fenómenos de interacción, ya sea de manera directa —por la fusión de galaxias— o indirecta —por las fuerzas de marea debidas a encuentros cercanos. Un ejemplo típico es el sistema conocido como “la antena” en la constelación del Cuervo.

Las simulaciones numéricas de la inte­racción de galaxias que se podían hacer en las computadoras de aquella época sólo to­ma­ban en cuenta las estrellas, no el gas, lo cual es una gran limitante, porque cuando dos galaxias chocan o sim­ple­men­te se acercan mucho no sucede gran cosa con las es­tre­llas, pues las distancias interestelares son tan enormes, que la mayoría de las estrellas no se tocan entre sí, más bien se “atra­vie­san” como fantasmas. El gas que llena los enor­mes volúmenes del espacio interestelar es el más afectado por las fuerzas de marea. En el caso de una coli­sión total el gas se aglutina en el centro de la galaxia rema­nente de la fu­sión. Si cada galaxia tiene además un hoyo negro en el cen­tro, éstos se pueden fusionar para generar un hoyo negro con una masa que es la suma de las originales o se pueden formar sistemas de hoyos negros dobles, binarios, de los cua­les se conoce con certeza al menos uno: OJ287. También puede suceder que una proximidad muy grande pue­da inducir un gran flujo de gas al centro de una de las ga­la­xias o de ambas por la acción de fuerzas de marea, fe­nómeno puede reencender la actividad en un núcleo apa­gado, proporcionando “alimento” a un hoyo negro inactivo, como el de nuestra galaxia.
 
Faros que alumbran el pasado

Por último, hay que decir que los cuasares son una especie de faros que iluminan el pasado. Nos referimos al pasado del Universo, ya que la luz que observamos de ellos, fue emi­­tida en una época muy re­mo­ta, antes de que existieran as­tró­no­mos para estu­diar­la, antes incluso, de que existiera nues­tro sistema solar. Tal vez algunos de esos objetos ­ahora sean ga­la­xias con soles y planetas en los que haya astrónomos que vean a la Vía Lác­tea como fue hace miles de millones de años, quizá como un cuasar. En todo caso, el estudio de los cuasares es también esencial para la cosmología, el estudio del origen y evo­lución del Universo como un todo.
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Deborah Dultzin Kessler
Instituto de Astronomía, Universidad Nacional Autónoma de México.
 

Es investigadora del Instituto de Astronomía de la unam, ganadora del premio Sor Juana Inés de la Cruz que otorga la unam a destacadas cien­tíficas; es investigadora nacional, árbitro de revistas internacionales y pionera, en México, en el estudio de los agujeros negros. Es autora, entre otros textos, de Cuasares, en los confines del Universo.

como citar este artículo
Dultzin, Deborah. (2009). Cuasares y núcleos activos de galaxias. Ciencias 95, julio-septiembre, 54-61. [En línea]
     

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