Cuásares gemelos

El Cuásar Gemelo (también conocido como Cuásar Gemelo , Cuásar Doble , SBS 0957+561 , TXS 0957+561 , Q0957+561 o QSO 0957+561 A/B ), fue descubierto en 1979 y fue el primer cuásar doble con lente gravitacional identificado , ^{[ 2 ]} que no debe confundirse con la primera detección de desviación de luz en 1919. Es un cuásar que aparece como dos imágenes, resultado de la lente gravitacional.

El Cuásar Gemelo es un único cuásar cuya apariencia se ve distorsionada por la gravedad de otra galaxia mucho más cercana a la Tierra, situada en la misma línea de visión. Este efecto de lente gravitacional es resultado de la curvatura del espacio-tiempo causada por la galaxia cercana, tal como lo describe la relatividad general . El único cuásar aparece, por lo tanto, como dos imágenes separadas por 6 segundos de arco. Ambas imágenes tienen una magnitud aparente de 17, con el componente A de 16,7 y el componente B de 16,5. Existe un desfase temporal de 417 ± 3 días entre las dos imágenes. ^{[ 3 ]}

El cuásar gemelo se encuentra a un corrimiento al rojo z = 1,41 (8.700 millones de años luz ), mientras que la galaxia lente se encuentra a un corrimiento al rojo z = 0,355 (3.700 millones de años luz ). La galaxia lente, con una dimensión aparente de 0,42 × 0,22 minutos de arco, se encuentra casi alineada con la imagen B, con una desviación de 1 segundo de arco . El cuásar se encuentra a 10 minutos de arco al norte de NGC 3079 , en la constelación de la Osa Mayor . Los servicios de datos astronómicos SIMBAD y la Base de Datos Extragaláctica (NED) de la NASA/IPAC enumeran otros nombres para este sistema.

La galaxia lente, YGKOW G1 ^{[ 4 ]} (a veces llamada G1 o Q0957+561 G1 ), es una elíptica gigante ( tipo cD ) que se encuentra dentro de un cúmulo de galaxias que también contribuyeron a la lente. ^{[ 1 ]}

Los cuásares QSO 0957+561A/B fueron descubiertos a principios de 1979 por un equipo angloamericano liderado por Dennis Walsh , Robert Carswell y Ray Weymann , con la ayuda del  telescopio de 2,1 m del Observatorio Nacional Kitt Peak en Arizona, Estados Unidos. El equipo observó que los dos cuásares estaban inusualmente cerca el uno del otro y que su corrimiento al rojo y su espectro de luz visible eran muy similares. Publicaron su sugerencia de "la posibilidad de que sean dos imágenes del mismo objeto formadas por una lente gravitacional ". ^{[ 5 ]}

El Cuásar Gemelo fue uno de los primeros efectos directamente observables de la lente gravitacional, que fue descrita en 1936 por Albert Einstein como una consecuencia de su teoría general de la relatividad de 1916 , aunque en ese artículo de 1936 también predijo: "Por supuesto, no hay esperanza de observar este fenómeno directamente". ^{[ 6 ]}

Los críticos identificaron una diferencia en la apariencia entre los dos cuásares en las imágenes de radiofrecuencia . A mediados de 1979, un equipo liderado por David Roberts en el Very Large Array (VLA) cerca de Socorro, Nuevo México, descubrió un chorro relativista que emergía del cuásar A sin un equivalente correspondiente en el cuásar B. ^{[ 7 ]} Además, la distancia entre las dos imágenes, 6 segundos de arco , era demasiado grande para haber sido producida por el efecto gravitacional de la galaxia G1, una galaxia identificada cerca del cuásar B.

En 1980, Peter J. Young y colaboradores descubrieron que la galaxia G1 es parte de un cúmulo de galaxias que aumenta la desviación gravitacional y puede explicar la distancia observada entre las imágenes. ^{[ 8 ]} Finalmente, un equipo liderado por Marc V. Gorenstein observó chorros relativistas esencialmente idénticos en escalas muy pequeñas tanto de A como de B en 1983 usando interferometría de línea de base muy larga (VLBI). ^{[ 9 ]} Observaciones VLBI posteriores y más detalladas demostraron la magnificación esperada (paridad invertida) del chorro de la imagen B con respecto al chorro de la imagen A. ^{[ 10 ]} La diferencia entre las imágenes de radio a gran escala se atribuye a la geometría especial necesaria para la lente gravitacional, que se cumple para el cuásar pero no para toda la emisión del chorro extendido vista por el VLA cerca de la imagen A.

Las ligeras diferencias espectrales entre el cuásar A y el cuásar B pueden explicarse por las diferentes densidades del medio intergaláctico en las trayectorias de la luz, lo que resulta en una extinción diferente . ^{[ 11 ]}

Treinta años de observación dejaron claro que la imagen A del cuásar llega a la Tierra unos 14 meses antes que la imagen B correspondiente, lo que resulta en una diferencia de longitud de trayectoria de 1,1 años luz .

En 1996, un equipo del Centro Harvard-Smithsonian de Astrofísica, liderado por Rudy E. Schild, descubrió una fluctuación anómala en la curva de luz de una imagen, que, según especularon, se debía a un planeta de aproximadamente tres masas terrestres dentro de la galaxia que actuaba como lente gravitacional. Esta conjetura no puede probarse porque la alineación fortuita que condujo a su descubrimiento no volverá a ocurrir. Sin embargo, si se confirmara, se convertiría en el planeta conocido más distante , a 4 mil millones de años luz de distancia. ^{[ 12 ]}

En 2006, RE Schild sugirió que el objeto en acreción en el centro de Q0957+561 no es un agujero negro supermasivo , como se cree generalmente para todos los cuásares, sino un objeto magnetosférico en colapso eterno . El equipo de Schild en el Centro Harvard-Smithsonian de Astrofísica afirmó que "este cuásar parece estar dominado dinámicamente por un campo magnético anclado internamente a su objeto compacto supermasivo central en rotación" ( RE Schild ). ^{[ 13 ]}

• cuásar de hoja de trébol
• cuerda cósmica
• Lente gravitacional
• objeto astronómico hipotético

• Q0957+561: Die historisch erste Linse mit Quasar – Universidad de Colonia . 
• Q0957+561 – Imagen CCD basada en una exposición total de 45 minutos – Marzo de 2007.  
• Q0957+561 A,B .
• Simbad