El cuásar gemelo (también conocido como Twin QSO , Double Quasar , 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 efecto de lente gravitacional identificado, [2] que no debe confundirse con la primera detección de desviación de la luz en 1919. Es un cuásar que aparece como dos imágenes, resultado del efecto de lente gravitacional causado por la galaxia YGKOW G1 que se encuentra directamente entre la Tierra y el cuásar.
El cuásar gemelo es un cuásar único cuya apariencia está distorsionada por la gravedad de otra galaxia mucho más cercana a la Tierra a lo largo de la misma línea de visión. Este efecto de lente gravitacional es el resultado de la deformación del espacio-tiempo por la galaxia cercana, como lo describe la relatividad general . El cuásar único aparece como dos imágenes separadas por 6 segundos de arco. Ambas imágenes tienen una magnitud aparente de 17, con el componente A con 16,7 y el componente B con 16,5. Hay un desfase temporal de 417 ± 3 días entre las dos imágenes. [3]
El cuásar gemelo se encuentra en un corrimiento al rojo z = 1,41 (8.700 millones de años luz ), mientras que la galaxia con efecto de lente se encuentra en un corrimiento al rojo z = 0,355 (3.700 millones de años luz ). La galaxia con efecto de lente, con una dimensión aparente de 0,42 × 0,22 minutos de arco, se encuentra casi en línea con la imagen B, con un desfase 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 NASA/IPAC (NED) enumeran otros nombres para este sistema.
La galaxia con efecto lente, YGKOW G1 [4] (a veces llamada G1 o Q0957+561 G1 ), es una galaxia elíptica gigante ( tipo cD ) que se encuentra dentro de un cúmulo de galaxias que también contribuyeron al efecto lente.
Los cuásares QSO 0957+561A/B fueron descubiertos a principios de 1979 por un equipo angloamericano formado por Dennis Walsh , Robert Carswell y Ray Weyman, con la ayuda del telescopio de 2,1 m del Observatorio Nacional Kitt Peak en Arizona, Estados Unidos. El equipo se dio cuenta de que los dos cuásares estaban inusualmente cerca uno del otro, y que su corrimiento al rojo y su espectro de luz visible eran muy similares entre sí. 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 descrito 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 de apariencia entre los dos cuásares en las imágenes de radiofrecuencia . A mediados de 1979, un equipo dirigido 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 sus 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 dirigido por Marc V. Gorenstein observó chorros relativistas esencialmente idénticos en escalas muy pequeñas tanto de A como de B en 1983 utilizando 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 el efecto de lente gravitacional, que se satisface en el cuásar pero no en toda la emisión del chorro extendido visto por el VLA cerca de la imagen A.
Las ligeras diferencias espectrales entre el cuásar A y el cuásar B se pueden explicar por diferentes densidades del medio intergaláctico en las trayectorias de la luz, lo que resulta en diferentes extinciones . [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 da como resultado una diferencia en la longitud de la trayectoria de 1,1 años luz .
En 1996, un equipo del Centro Harvard-Smithsonian de Astrofísica dirigido por Rudy E. Schild descubrió una fluctuación anómala en la curva de luz de una imagen, que especularon que era causada por un planeta de aproximadamente tres masas terrestres en tamaño dentro de la galaxia con efecto lente. Esta conjetura no se puede probar porque la alineación casual que llevó a su descubrimiento nunca volverá a suceder. Sin embargo, si pudiera confirmarse, lo convertiría en el planeta más distante conocido , a 4 mil millones de años luz de distancia. [12]
En 2006, RE Schild sugirió que el objeto en proceso de acreción en el corazón 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 giratorio" ( RE Schild ). [13]