El Twin Quasar (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 objeto identificado con lentes gravitacionales , [ cita necesaria ] no debe confundirse con la primera detección de desviación de la luz en 1919. Es un cuásar que aparece como dos imágenes, resultado de la lente gravitacional causada por la galaxia YGKOW G1 que se encuentra directamente entre la Tierra y el cuásar.
El Twin Quasar es un único quásar cuya apariencia está distorsionada por la gravedad de otra galaxia mucho más cercana a la Tierra en la misma línea de visión. Este efecto de lente gravitacional es el resultado de la deformación del espacio-tiempo por parte de la galaxia cercana, como lo describe la relatividad general . Por tanto, el único cuásar aparece como dos imágenes separadas, separadas por 6 segundos de arco. Ambas imágenes tienen una magnitud aparente de 17, teniendo la componente A 16,7 y la componente B 16,5. Hay un desfase de 417 ± 3 días entre las dos imágenes. [2]
El Cuásar Gemelo se encuentra en un corrimiento al rojo z = 1,41 (8,7 mil millones de años ly ), mientras que la galaxia lente se encuentra en un corrimiento al rojo z = 0,355 (3,7 mil millones de años ly ). La galaxia lente con una dimensión aparente de 0,42 × 0,22 minutos de arco se encuentra casi en línea con la imagen B, a 1 segundo de arco de distancia. 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 NASA/IPAC Extragalactic Database (NED) enumeran varios otros nombres para este sistema.
La galaxia lente, YGKOW G1 [3] (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 contribuyó a la 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 notó que los dos quásares 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 ". [4]
El cuásar gemelo fue uno de los primeros efectos directamente observables de las lentes gravitacionales, que fue descrito en 1936 por Albert Einstein como 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." [5]
Los críticos identificaron una diferencia en la apariencia de 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 emergiendo del cuásar A sin equivalente correspondiente en el cuásar B. [6] Además, la distancia entre los dos imágenes, de 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. [7] 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). [8] Observaciones posteriores, más detalladas del VLBI, demostraron la ampliación esperada (paridad invertida) del chorro de la imagen B con respecto al chorro de la imagen A. [9] La diferencia entre las imágenes de radio a gran escala se atribuye a la geometría especial necesaria para la lente gravitacional, que es satisfecha por el cuásar pero no por toda la emisión en chorro extendida 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 los caminos de la luz, lo que da como resultado diferentes extinciones . [10]
30 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 del camino de 1,1 años .
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 fue causada por un planeta de aproximadamente tres masas de la Tierra dentro de la galaxia 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, sería el planeta más distante conocido , a 4 mil millones de años de distancia. [11]
En 2006, RE Schild sugirió que el objeto en acreción en el corazón de Q0957+561 no es un agujero negro supermasivo , como generalmente se cree para todos los cuásares, sino un objeto magnetosférico en eterno colapso . 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 giratorio central" ( RE Schild ). [12]