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quàsar

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Descrizione generale

sf. o m. inv. Sorgente celeste di aspetto puntiforme, o stellare, di collocazione extragalattica, caratterizzata, o meno, da fluttuazioni di splendore nel visibile e/o in radiofrequenza. Nel primo caso, tali oggetti vennero definiti QSO (Quasi Stellar Objects); nel secondo QSS (Quasi Stellar Sources). Infine è prevalsa la comune dizione corrente, acronimo per QUAsi Stellar Astronomical Radiosource, radiosorgente celeste di aspetto stellare. Il primo quasar fu scoperto nel dicembre 1960 dall'americano A. Sandage come controparte ottica della radiosorgente 3C48, già localizzata al radiointerferometro di Owens Valley, California, e riportata nel 3º catalogo di Cambridge. Il successivo fu 3C273, anch'esso annoverato nel medesimo catalogo; poi fu la volta di 3C147, 3C196, 3C212, che si rivelarono sorgenti altrettanto enigmatiche in quanto di aspetto stellare, soggette a eventuali fluttuazioni, anche intense, di splendore, dotate di spettri non decifrabili. Ben presto ci si avvide che i quasar sorgenti di radioemissione costituivano meno del 10% del totale, e che quelli soggetti a variabilità non potevano venir assimilati ad alcuna tipologia corrente di stelle novae, o di novoidi, dato che per alcuni di essi l'esistenza è documentabile su fotografie di vecchia data (3C273 è visibile in una lastra del 1865). Poiché in magnitudine visuale nessun quasar è più luminoso della 13m, apparve almeno strano che si verificassero emissioni di radioflussi – intensi quanto quelli di alcune galassie note – da parte di sorgenti dall'apparenza tanto insignificante.

Le prime scoperte

Nei primi anni Sessanta, Sandage rilevò nello spettro di 3C48 una successione di righe in emissione e in assorbimento le cui posizioni non sembravano corrispondere a quelle di alcun elemento chimico conosciuto. Caratteristiche analoghe apparvero anche negli spettri di altri quasar; il 5 febbraio 1963, l'olandese M. Schmidt riuscì a pervenire a una prima decifrazione, relativa a 3C273: le righe in emissione appartenevano alla normale serie dell'idrogeno, ma si mostravano fortemente spostate verso il rosso per un'entità (red shift) pari a z=Δλ/λ=0,158 cosicché nel visibile finivano per comparire le righe dell'ultravioletto. Gli spettri luminosi mostravano, inoltre, una serie di righe in assorbimento dotate di red shifts lievemente differenti. Una simile morfologia spettrale fu attribuita, in passato, agli effetti introdotti da parte di molteplici involucri di gas e polveri assorbenti, proiettati concentricamente dal bulbo attivo della sorgente. Probabilmente gli assorbimenti riscontrati sono da imputare piuttosto alla presenza di formazioni diffuse, del tutto indipendenti, che s'interpongono sulla visuale: esse tradirebbero strutture celesti altrimenti invisibili (protogalassie, aloni, materia intergalattica), sul conto delle quali l'esame spettroscopico – in virtù della molteplicità dei red shifts misurati – può fornire informazioni utili alla conoscenza delle condizioni chimico-fisiche riguardanti la materia cosmologica alle diverse epoche. Le immagini ottiche dei quasar radioquieti difficilmente mostrano strutture; in quelli attivi, al contrario, le indagini radiointerferometriche in molti casi pongono in evidenza – in analogia a quanto avviene per le radiogalassie – due radiolobi in disposizione simmetrica ai lati dell'oggetto ottico e anche eventuali traiettorie emittenti che, come per 3C273 e M87, appaiono connesse all'espulsione violenta di getti di plasma gassoso. La radiofrequenza manifesta generalmente natura sincrotronica, suggerendo la spiralizzazione di correnti elettroniche lungo le linee di intensi campi magnetici. .

Il red shift cosmologico

In analogia al medesimo comportamento delle galassie, il caratteristico spostamento verso il rosso evidenziato dalle righe di tutti i quasar, venne fatto risalire allo stato di espansione dell'Universo, e fu perciò classificato come red shift cosmologico. A questo punto, le eccezionali proprietà di questa classe di oggetti vennero a risaltare di colpo. Di fatto, ammessa una costante di Hubble H= 75 km/s/Mpc, le distanze che se ne deducono appaiono comprese fra ca. 1,5 miliardi di anni luce per 3C273 (il quasar più vicino) e ca. 12 miliardi di anni luce per il più lontano noto (andando a individuare sorgenti poste ben al di là delle galassie più distanti individuate all'epoca). Onde giustificare le intensità dei flussi che ce ne pervengono in tutte le gamme elettromagnetiche, bisogna allora ammettere che tali sorgenti rappresentano gli oggetti celesti intrinsecamente più luminosi, capaci di dissipare energie pari a 1039 kW, diecimila volte quella di una galassia attiva tipo Seyfert, un milione di volte il bilancio energetico di una galassia normale come la nostra. L'eccezionalità fisica suggerita da simili constatazioni ha costituito argomento di controversia tra gli astrofisici, i quali hanno avanzato critiche riguardo l'attendibilità dell'attribuzione a puri red shifts cosmologici per gli spostamenti spettrali che i quasar manifestano. L'americano H. Arp ha posto in evidenza numerosi esempi di anomalie nei red shifts misurati in quasar e gruppi di galassie a essi apparentemente connessi, nonché fra galassie membri del medesimo raggruppamento; vale a dire, fra oggetti che dovrebbero supporsi animati da eguali velocità di recessione cosmologica. Alcuni studiosi – fra i quali i francesi J. C. Pecker e J. P. Vigier – hanno ipotizzato alcuni meccanismi alternativi di red shifts: “stanchezza” della luce per effetto di collisioni ripetute da parte dei fotoni con il mezzo intergalattico; arrossamento relativistico per effetto Einstein sulle onde elettromagnetiche in ripetuto transito attraverso campi gravitazionali; ecc. È anche per queste ragioni, che gli astrofisici – nei casi di valori di z molto elevati – preferiscono limitarsi alla loro entità numerica, piuttosto che tradurla in distanza equivalente.

I progressi della ricerca

Con il miglioramento della qualità delle osservazioni si è cominciato a porre in evidenza il fatto che alcuni quasar si trovino nel nucleo di una galassia, difficilmente evidenziabile per la notevole distanza e per la debole luminosità in raffronto alla sovrastante luminosità del quasar stesso. Con l'avvento del telescopio spaziale Hubble (HST), questa ipotesi si è rafforzata, tanto che si è consolidata l'idea che tutti i quasar non siano altro che i nuclei, eccezionalmente turbolenti e luminosi, di galassie molto giovani. Mediante l'HST si è inoltre potuto studiare anche la morfologia delle galassie ospiti, evidenziando una sostanziale indipendenza dal tipo morfologico anche per i quasar radioquieti, che prima si riteneva fossero ospiti esclusivamente delle galassie spirali, anche se i quasar più brillanti si trovano quasi esclusivamente in galassie ellittiche giganti. In alcuni casi, inoltre, le galassie ospiti sembrano essere in collisione con un'altra galassia (evento in sé non raro nella storia dell'universo). Tale dato risulta, però, estremamente importante se correlato con il fatto che i quasar compaiono molto presto, circa 2 miliardi di anni dopo il big-bang (ma se ne trovano continuamente di sempre più antichi), quando la densità delle nascenti galassie era molto alta e dunque gli urti più frequenti, e scompaiono molto rapidamente circa 3 miliardi di anni dopo. Sembra allora che i quasar abbiano rappresentato una fase transitoria (della durata di centinaia di milioni di anni) di molte galassie (tra cui eventualmente anche la Via Lattea) nella fase iniziale della loro vita. La possibilità che un oggetto così energetico possa essere stato attivo all'interno di numerose galassie osservabili oggi, è suggerito dalle numerose immagini dell'HST, che mostrano galassie ospiti di quasar completamente imperturbate; è anzi ipotizzabile che possa esserci una relazione tra la presenza dei quasar e la formazione e l'evoluzione delle galassie ospiti. È dunque necessario trovare un meccanismo che sia in grado di spiegare la violenta emissione radiativa in molte bande dello spettro elettromagnetico e che duri per centinaia di milioni di anni.

Il meccanismo di emissione

Un aspetto estremamente significativo è rappresentato dalla relativa brevità di durata con la quale si manifesta, per molti quasar, la variabilità ottica e radioelettrica. Poiché è noto che una sorgente variabile non può mostrare periodi di fluttuazione luminosa inferiori al tempo necessario a che la luce ne attraversi le dimensioni, ne consegue che i centri di attività dei quasar – i loro gangli motori – debbono considerarsi racchiusi entro spazi non più ampi di qualche giorno, o mese luce; al massimo, un anno luce. Nasce allora l'ulteriore difficoltà di giustificare l'enorme quantitativo di energia dissipata con la presenza di centri propulsori di dimensioni così esigue da rendersi addirittura confrontabili con quelle del sistema solare. Il meccanismo indicato dalle moderne osservazioni, ma che fu ipotizzato pochi mesi dopo la scoperta di 3C48 indipendentemente dagli astronomi E. Salpeter e J. B. Zeldovič, chiama in causa l'esistenza di un buco nero supermassiccio. Tale buco nero, con massa dell'ordine di 106-109 M§), attrarrebbe verso di sé a velocità relativistiche ingenti quantità di materia, la cui temperatura raggiungerebbe valori altissimi tali da spiegare l'intensa produzione luminosa. Tra i numerosi problemi di questo schema, c'è la necessità di costruire un buco nero così massiccio in poco tempo (meno di 2 miliardi di anni dal big-bang) e di alimentarlo efficientemente per un centinaio di milioni di anni. Una possibilità potrebbe essere la collisione tra due galassie, che, come detto, non era certo un evento raro nelle fasi iniziali dell'Universo quando le sue dimensioni erano molto inferiori a quelle attuali; parallelamente a questa eventualità, è stata avanzata l'ipotesi che la materia in caduta sul buco nero provenga da ammassi globulari massicci, che avrebbero perso energia orbitale per interazione con la miriade di stelle della galassia fino a orbitare in zone molto vicine al centro della galassia al quale avrebbero quindi ceduto materia sotto forma di stelle distrutte dall'intenso effetto mareale. Il modello dovrebbe spiegare il grande spettro di variabilità delle caratteristiche dei quasar, come la differente luminosità nelle diverse bande (in particolare le differenze tra i radio quieti e i radio attivi) o il tempo scala delle variazioni temporali della luminosità. In realtà si ritiene che un simile modello possa essere valido addirittura per spiegare anche le differenti proprietà di tutti i tipi di galassie con nuclei attivi (galassie di Seyfert, di Markarian, BL Lacertae, ecc.): i parametri fondamentali per le diverse caratteristiche sarebbero l'efficienza di alimentazione del buco nero centrale e la differente linea di vista con la quale osserviamo l'oggetto. La validità del modello di buco nero come motore dei quasar, e più in generale dei nuclei galattici attivi, è stata rafforzata dalla scoperta di numerosi indizi che concorrono a stabilire l'esistenza di un buco nero supermassiccio in molte galassie vicine non attive, tra cui la stessa Via Lattea (i dati del telescopio Keck indicano un buco nero di 2.5 milioni di masse solari). La presenza di un buco nero, che per sua stessa natura non emette radiazione elettromagnetica, è stabilità in maniera indiretta dall'analisi della velocità di rotazione nelle regioni circostanti, velocità che è proporzionale alla massa interna: la misura della dinamica delle regioni centrali delle galassie ospiti dei quasar è tuttavia estremamente difficoltosa e solamente con il prossimo avvento delle tecniche interferometriche su telescopi terrestri (il VLT o il Keck) si potrà sperare di osservare con sufficiente dettaglio i quasar più vicini.

I microquasar

Con il termine microquasar si indicano sorgenti galattiche che emulano, a scale di energia estremamente inferiori, la dinamica e le caratteristiche dei quasar. L'origine dell'emissione dei microquasar, in analogia con i quasar, è un buco nero che attrae verso di sé materia proveniente da una stella compagna. La differenza principale consiste nella massa del buco nero che nel caso dei microquasar è dell'ordine delle poche decine di masse solari: in proporzione alla minore massa del buco nero viene attratta una più piccola quantità di materia ed i tempi scala delle variazioni sono più brevi. Tenuto conto che il meccanismo fisico che produce le emissioni, in ogni caso, è lo stesso, questo rende lo studio dei microquasar, più vicini e sede di fenomeni variabili più rapidi, estremamente utile per comprendere anche i processi che avvengono nelle galassie che ospitano i quasar. Il primo microquasar noto (GRS 1925+105) è stato scoperto nel 1992 come una brillante sorgente X. Due anni dopo, osservazioni nel radio hanno mostrato la presenza di getti di materia a velocità altissime, oltre il 90% della velocità della luce. Questo è stato il primo indizio che ha portato, negli anni successivi, alla scoperta della presenza di un buco nero di massa compresa tra le 10 e le 30 masse solari al centro della sorgente.

Bibliografia

G. e M. Burbidge, Quasi-Stellar Objects, San Francisco, 1967; A. Schild, E. L. Schucking, Quasar and High-Energy Astronomy, Londra, 1970; D. S. Evans (a cura di), External Galaxies and Quasi-Stellar Objects, Dordrecht, 1972; G. L. Verschuur, K. I. Kellermann, (a cura di), Galactic and Extragalactic Radioastronomy, Berlino, 1974; H. Harp, Contesa sulle distanze cosmiche e le quasars, Milano, 1989.