27.2: Agujeros Negros Supermasivos- Qué son realmente los Cuásares

Objetivos de aprendizaje

Al final de esta sección, podrás:

• Describir las características comunes a todos los cuásares
• Justificar la afirmación de que los agujeros negros supermasivos son la fuente de la energía emitida por los cuásares (y AGN)
• Explicar cómo se produce la energía de un cuásar

Para encontrar un modelo común para los cuásares (y sus primos, los AGN), primero enumeremos las características comunes que hemos estado describiendo y agreguemos algunas nuevas:

• Los cuásares son enormemente poderosos, emitiendo más potencia en la luz irradiada que todas las estrellas de nuestra Galaxia combinadas.
• Los cuásares son pequeños, aproximadamente del tamaño de nuestro sistema solar (¡para los astrónomos, eso es realmente pequeño!).
• Se observa que algunos cuásares están disparando pares de chorros rectos a una velocidad cercana a la de la luz, en un haz apretado, a distancias mucho más allá de las galaxias en las que viven. Estos chorros son en sí mismos potentes fuentes de radiación de radio y rayos gamma.
• Debido a que los cuásares apagan tanto poder de una región tan pequeña, no pueden ser alimentados por la fusión nuclear como son las estrellas; deben usar algún proceso que sea mucho más eficiente.
• Como veremos más adelante en este capítulo, los cuásares eran mucho más comunes cuando el universo era joven de lo que son hoy en día. Eso significa que debieron haber podido formarse en los primeros mil millones de años más o menos después de que el universo comenzara a expandirse.

Los lectores de este texto están en una posición mucho mejor que los astrónomos que descubrieron cuásares en la década de 1960 para adivinar qué poderes los cuásares. Eso es porque la idea clave para resolver el rompecabezas provino de las observaciones de los agujeros negros que discutimos en Agujeros Negros y Espacio-tiempo curvo. El descubrimiento del primer agujero negro de masa estelar en el sistema binario Cygnus X-1 fue anunciado en 1971, varios años después del descubrimiento de los cuásares. La prueba de que hay un agujero negro en el centro de nuestra propia Galaxia llegó incluso más tarde. Cuando los astrónomos comenzaron a tratar de averiguar qué accionaban los cuásares, los agujeros negros eran simplemente una de las predicciones más exóticas de la teoría general de la relatividad que aún esperaban estar conectados con el mundo real.

Fue sólo como prueba de la existencia de agujeros negros acumulados a lo largo de varias décadas que se hizo más claro que solo los agujeros negros supermasivos podían dar cuenta de todas las propiedades observadas de los cuásares y AGN. Como vimos en La Galaxia de la Vía Láctea, nuestra propia Galaxia tiene un agujero negro en su centro, y la energía se emite desde una pequeña región central. Si bien nuestro agujero negro no tiene la masa ni la energía de los agujeros negros del cuásar, el mecanismo que los alimenta es similar. La evidencia ahora muestra que la mayoría, y probablemente todas, las galaxias elípticas y todas las espirales con bultos nucleares tienen agujeros negros en sus centros. La cantidad de energía emitida por el material cerca del agujero negro depende de dos cosas: la masa del agujero negro y la cantidad de materia que está cayendo en él.

Si un agujero negro con una masa de mil millones de soles dentro (\(10^9\)\(M_{\text{Sun}}\)) acumula (reúne) incluso una cantidad relativamente modesta de material adicional —digamos, aproximadamente\(10\)\(M_{\text{Sun}}\) por año— entonces (como veremos) puede, en el proceso, producir tanta energía como mil galaxias normales. Esto es suficiente para dar cuenta de la energía total de un cuásar. Si la masa del agujero negro es menor que mil millones de masas solares o la tasa de acreción es baja, entonces la cantidad de energía emitida puede ser mucho menor, como es en el caso de la Vía Láctea.

Vea un video de la impresión de un artista sobre la materia que se acumula alrededor de un agujero negro supermasivo.

Evidencia observacional de agujeros negros

Para demostrar que un agujero negro está presente en el centro de una galaxia, debemos demostrar que tanta masa está abarrotada en un volumen tan pequeño que ningún objeto normal —estrellas masivas o cúmulos de estrellas— podría posiblemente dar cuenta de ello (tal como hicimos con el agujero negro de la Vía Láctea). Ya sabemos por las observaciones (discutidas en Agujeros Negros y Espacio-tiempo Curvo) que un agujero negro acreedor está rodeado por un disco de acreción caliente con gas y polvo que se arremolinan alrededor del agujero negro antes de que caiga dentro.

Si asumimos que la energía emitida por los cuásares también es producida por un disco de acreción caliente, entonces, como vimos en la sección anterior, el tamaño del disco debe estar dado por el tiempo que tarda la energía del cuásar en variar. Para los cuásares, la emisión en luz visible varía en escalas de tiempo típicas de 5 a 2000 días, limitando el tamaño del disco a tantos días de luz.

En la banda de rayos X, los cuásares varían aún más rápidamente, por lo que el argumento del tiempo de viaje de la luz nos dice que esta radiación más energética se genera en una región aún más pequeña. Por lo tanto, la masa alrededor de la cual se arremolina el disco de acreción debe estar confinada a un espacio que es aún más pequeño. Si el mecanismo del cuásar involucra mucha masa, entonces el único objeto astronómico que puede confinar mucha masa en un espacio muy pequeño es un agujero negro. En algunos casos, resulta que los rayos X se emiten desde una región solo unas cuantas veces el tamaño del horizonte de eventos del agujero negro.

El siguiente reto, entonces, es “pesar” esta masa central en un cuásar. En el caso de nuestra propia Galaxia, utilizamos observaciones de las órbitas de estrellas muy cercanas al centro galáctico, junto con la tercera ley de Kepler, para estimar la masa del agujero negro central (La Galaxia de la Vía Láctea). En el caso de las galaxias distantes, no podemos medir las órbitas de estrellas individuales, pero sí podemos medir la velocidad orbital del gas en el disco de acreción giratorio. El Telescopio Espacial Hubble es especialmente adecuado para esta tarea porque está por encima del desenfoque de la atmósfera terrestre y puede obtener espectros muy cercanos a las regiones centrales brillantes de las galaxias activas. El efecto Doppler se utiliza entonces para medir las velocidades radiales del material en órbita y así derivar la velocidad con la que se mueve.

Una de las primeras galaxias en ser estudiadas con el Telescopio Espacial Hubble es nuestra antigua favorita, la elíptica gigante M87. Las imágenes del Telescopio Espacial Hubble mostraron que hay un disco de gas caliente (10,000 K) girando alrededor del centro de M87 (Figura\(\PageIndex{7}\)). Fue sorprendente encontrar gas caliente en una galaxia elíptica porque este tipo de galaxias suele estar desprovista de gas y polvo. Pero el descubrimiento fue sumamente útil para precisar la existencia del agujero negro. Los astrónomos midieron el desplazamiento Doppler de las líneas espectrales emitidas por este gas, encontraron su velocidad de rotación y luego usaron la velocidad para derivar la cantidad de masa dentro del disco, aplicando la tercera ley de Kepler.

Figura\(\PageIndex{7}\) Evidencia de un Agujero Negro en el Centro de M87. El disco de gas que gira a la derecha fue descubierto en el centro de la galaxia elíptica gigante M87 con el Telescopio Espacial Hubble. Las observaciones realizadas en lados opuestos del disco muestran que un lado se nos acerca (las líneas espectrales son de desplazamiento azul por el efecto Doppler) mientras que el otro está retrocediendo (líneas corridas al rojo), una clara indicación de que el disco está girando. La velocidad de rotación es de unos 550 kilómetros por segundo o 1.2 millones de millas por hora. Una velocidad de rotación tan alta es evidencia de que hay un agujero negro muy masivo en el centro de M87.

Estimaciones modernas muestran que hay una masa de al menos 3.5 mil millones\(M_{\text{Sun}}\) concentrada en una región diminuta en el centro mismo del M87. Tanta masa en un volumen tan pequeño de espacio debe ser un agujero negro. Detengámonos un momento y veamos esta figura: un solo agujero negro que se ha tragado suficiente material para hacer 3.5 mil millones de estrellas como el Sol. Pocas mediciones astronómicas han llevado a un resultado tan alucinante. Qué ambiente tan extraño debe ser el barrio de un agujero negro tan supermasivo.

Otro ejemplo se muestra en la Figura\(\PageIndex{8}\). Aquí vemos un disco de polvo y gas que rodea un agujero\(M_{\text{Sun}}\) negro de 300 millones en el centro de una galaxia elíptica. (El punto brillante en el centro es producido por la luz combinada de estrellas que han sido unidas por la fuerza gravitacional del agujero negro). La masa del agujero negro se derivó nuevamente de las mediciones de la velocidad de rotación del disco. El gas en el disco se mueve a 155 kilómetros por segundo a una distancia de sólo 186 años luz de su centro. Ante el tirón de la masa en el centro, esperamos que todo el disco de polvo sea tragado por el agujero negro en varios miles de millones de años.

Figura\(\PageIndex{8}\) Otra Galaxia con Disco de Agujero Negro. La imagen terrestre muestra una galaxia elíptica llamada NGC 7052 ubicada en la constelación de Vulpecula, a casi 200 millones de años luz de la Tierra. En el centro de la galaxia (derecha) hay un disco de polvo de aproximadamente 3700 años luz de diámetro. El disco gira como un carrusel gigante: el gas en la parte interior (a 186 años luz del centro) gira a una velocidad de 155 kilómetros por segundo (341,000 millas por hora). A partir de estas mediciones y la tercera ley de Kepler, es posible estimar que el disco está orbitando alrededor de un agujero negro central con una masa de 300 millones de soles.

Pero, ¿tenemos que aceptar los agujeros negros como la única explicación de lo que hay en el centro de estas galaxias? ¿Qué más podríamos poner en un espacio tan pequeño que no sea un agujero negro gigante? La alternativa son las estrellas. Pero para explicar las masas en los centros de galaxias sin agujero negro necesitamos poner al menos un millón de estrellas en una región del tamaño del sistema solar. Para encajar, tendrían solo 2 diámetros de estrella separados. Las colisiones entre estrellas sucederían todo el tiempo. Y estas colisiones conducirían a fusiones de estrellas, y muy pronto la única estrella gigante que forman colapsaría en un agujero negro. Entonces realmente no hay escape: solo un agujero negro puede caber tanta masa en un espacio tan pequeño.

Como vimos anteriormente, las observaciones muestran ahora que todas las galaxias con una concentración esférica de estrellas —ya sea galaxias elípticas o galaxias espirales con bultos nucleares (ver el capítulo Galaxias) —albergan uno de estos agujeros negros gigantes en sus centros. Entre ellos se encuentra nuestra vecina galaxia espiral, la galaxia Andrómeda, M31. Las masas de estos agujeros negros centrales van desde un poco menos de un millón hasta al menos 30 mil millones de veces la masa del Sol. Varios agujeros negros pueden ser aún más masivos, pero las estimaciones de masa tienen grandes incertidumbres y necesitan verificación. A estos agujeros negros los llamamos “supermasivos” para distinguirlos de los agujeros negros mucho más pequeños que se forman cuando mueren algunas estrellas. Hasta ahora, los agujeros negros más masivos de las estrellas, los detectados a través de ondas gravitacionales detectadas por Ligo, tienen masas de alrededor de 40 masas solares.

Producción de energía alrededor de un agujero negro

A estas alturas, tal vez estés dispuesto a entretener la idea de que enormes agujeros negros acechan en los centros de las galaxias activas. Pero aún tenemos que responder a la pregunta de cómo tal agujero negro puede dar cuenta de una de las fuentes de energía más poderosas del universo. Como vimos en Agujeros Negros y Espacio-Tiempo Curvado, un agujero negro en sí mismo no puede irradiar energía. Cualquier energía que detectemos de él debe provenir de material muy cercano al agujero negro, pero no dentro de su horizonte de eventos.

En una galaxia, un agujero negro central (con su fuerte gravedad) atrae la materia —estrellas, polvo y gas— orbitando en las densas regiones nucleares. Esta materia se enrolla hacia el agujero negro giratorio y forma un disco de acreción de material a su alrededor. A medida que el material gira cada vez más cerca del agujero negro, se acelera y se comprime, calentándose hasta temperaturas de millones de grados. Dicha materia caliente puede irradiar prodigiosas cantidades de energía a medida que cae hacia el agujero negro.

Para convencerte de que caer en una región con fuerte gravedad puede liberar una gran cantidad de energía, imagina dejar caer una versión impresa de tu libro de texto de astronomía por la ventana de la planta baja de la biblioteca. Aterrizará con un ruido sordo, y tal vez le dé un golpe desagradable a una paloma sorprendida, pero la energía liberada por su caída no será muy grande. Ahora toma el mismo libro hasta el piso quince de un edificio alto y déjalo caer de ahí. Para cualquiera de abajo, la astronomía podría convertirse repentinamente en un tema mortal; cuando el libro golpea, lo hace con mucha energía.

Dejar caer cosas de lejos en la gravedad mucho más fuerte de un agujero negro es mucho más efectivo para convertir la energía liberada por infall en otras formas de energía. Así como el libro que cae puede calentar el aire, sacudir el suelo o producir energía sonora que se puede escuchar a cierta distancia, así la energía del material que cae hacia un agujero negro se puede convertir en cantidades significativas de radiación electromagnética.

Con lo que tiene que funcionar un agujero negro no son los libros de texto sino corrientes de gas infalible. Si una densa gota de gas se mueve a través de un gas delgado a alta velocidad, se calienta a medida que se ralentiza por fricción. A medida que se ralentiza, la energía cinética (de movimiento) se convierte en energía térmica. Al igual que una nave espacial que vuelve a entrar a la atmósfera (Figura\(\PageIndex{9}\)), el gas que se acerca a un agujero negro se calienta y brilla donde se encuentra con otros gases. Pero este gas, a medida que se acerca al horizonte de eventos, alcanza velocidades de 10% la velocidad de la luz y más. Por lo tanto, llega lejos, mucho más caliente que una nave espacial, que no alcanza más de aproximadamente 1500 K. De hecho, el gas cerca de un agujero negro supermasivo alcanza una temperatura de aproximadamente 150.000 K, aproximadamente 100 veces más caliente que una nave espacial que regresa a la Tierra. Incluso puede calentarse tanto, millones de grados, que irradia rayos X.

Figura\(\PageIndex{9}\) Fricción en la Atmósfera Tierra. En la impresión de este artista, el rápido movimiento de una nave espacial (la cápsula de reentrada de la misión Apolo) a través de la atmósfera comprime y calienta el aire delante de ella, lo que calienta la nave espacial a su vez hasta que brilla al rojo vivo. Empujar el aire ralentiza la nave espacial, convirtiendo la energía cinética de la nave espacial en calor. El gas de rápido movimiento que cae en un cuásar se calienta de manera similar.

La cantidad de energía que se puede liberar de esta manera es enorme. Einstein demostró que la masa y la energía son intercambiables con su famosa fórmula\[E = mc^2 \nonumber\] (ver The Sun: A Nuclear Powerhouse). Una bomba de hidrógeno libera apenas el 1% de esa energía, al igual que una estrella. Los cuásares son mucho más eficientes que eso. La energía liberada que cae al horizonte de eventos de un agujero negro puede llegar fácilmente al 10% o, en el límite teórico extremo, 32%, de esa energía. (A diferencia de los átomos de hidrógeno en una bomba o una estrella, el gas que cae en el agujero negro en realidad no está perdiendo masa de sus átomos para liberar la energía; la energía se produce solo porque el gas está cayendo cada vez más cerca del agujero negro.) Esta enorme liberación de energía explica cómo un pequeño volumen como la región alrededor de un agujero negro puede liberar tanto poder como toda una galaxia. Pero para irradiar toda esa energía, en lugar de simplemente caer dentro del horizonte de eventos con apenas un pío, el gas caliente debe tomarse el tiempo para girar alrededor de la estrella en el disco de acreción y emitir parte de su energía.

La mayoría de los agujeros negros no muestran ningún signo de emisión de cuásar. Los llamamos “quiescentes”. Pero, como los dragones durmientes, pueden despertarse al ser despertados con un suministro fresco de gas. Nuestro propio agujero negro de la Vía Láctea se encuentra actualmente en reposo, pero puede haber sido un cuásar hace apenas unos millones de años (Figura\(\PageIndex{10}\)). Dos burbujas gigantes que se extienden 25.000 años luz por encima y por debajo del centro galáctico están emitiendo rayos gamma. ¿Estos se produjeron hace unos millones de años cuando una cantidad significativa de materia cayó en el agujero negro en el centro de la galaxia? Los astrónomos siguen trabajando para entender qué acontecimiento notable pudo haber formado estas enormes burbujas.

Figura\(\PageIndex{10}\) Fermi Burbujas en la Galaxia. Burbujas gigantes que brillan en la luz de rayos gamma se encuentran por encima y por debajo del centro de la Vía Láctea, como lo ve el satélite Fermi. (La imagen de rayos gamma y rayos X se superpone sobre una imagen de luz visible de las partes internas de nuestra Galaxia.) Las burbujas pueden ser evidencia de que el agujero negro supermasivo en el centro de nuestra Galaxia era un cuásar hace unos millones de años.

La física requerida para dar cuenta de la manera exacta en que la energía del material infalible se convierte en radiación cerca de un agujero negro es mucho más complicada de lo que sugiere nuestra simple discusión. Para entender lo que sucede en la región “áspera y caída” alrededor de un enorme agujero negro, los astrónomos y físicos deben recurrir a simulaciones por computadora (y requieren de supercomputadoras, máquinas rápidas capaces de un número impresionante de cálculos por segundo). Los detalles de estos modelos están más allá del alcance de nuestro libro, pero apoyan la descripción básica que aquí se presenta.

Chorros de radio

Hasta el momento, nuestro modelo parece explicar la fuente central de energía en cuásares y galaxias activas. Pero, como hemos visto, hay más en los cuásares y otras galaxias activas que la fuente de energía puntual. También pueden tener chorros largos que brillan con ondas de radio, luz, y a veces incluso rayos X, y que se extienden mucho más allá de los límites de la galaxia madre. ¿Podemos encontrar una manera para que nuestro agujero negro y su disco de acreción produzcan también estos chorros de partículas energéticas?

Muchas observaciones diferentes han rastreado estos chorros hasta dentro de 3 a 30 años luz del cuásar progenitor o núcleo galáctico. Si bien el agujero negro y el disco de acreción suelen ser menores de 1 año luz, presumimos sin embargo que si los chorros se acercan así, probablemente se originen en las proximidades del agujero negro. Otra característica de los chorros que debemos explicar es que contienen materia que se mueve cerca de la velocidad de la luz.

¿Por qué los electrones energéticos y otras partículas cercanas a un agujero negro supermasivo son expulsados a chorros, y a menudo en dos chorros de dirección contraria, en lugar de en todas las direcciones? Nuevamente, debemos usar modelos teóricos y simulaciones de supercomputadora de lo que sucede cuando una gran cantidad de material gira hacia adentro en un disco de acreción abarrotado de agujeros negros. Si bien no hay acuerdo sobre exactamente cómo se forman los chorros, ha quedado claro que cualquier material que se escape de la vecindad del agujero negro tiene más facilidad haciéndolo perpendicular al disco.

De alguna manera, las regiones internas de los discos de acreción de agujeros negros se asemejan a un bebé que apenas está aprendiendo a comer sola. La mayor cantidad de comida que entra en la boca del bebé a veces puede terminar siendo escupida en varias direcciones. De la misma manera, parte del material que gira hacia adentro hacia un agujero negro se encuentra bajo una tremenda presión y orbitando con tremenda velocidad. En tales condiciones, las simulaciones muestran que una cantidad significativa de material puede arrojarse hacia afuera, no hacia atrás a lo largo del disco, donde más material se apiñan, sino por encima y por debajo del disco. Si el disco es grueso (como suele ser cuando mucho material cae rápidamente), puede canalizar el material ultrusante en vigas estrechas perpendiculares al disco (Figura\(\PageIndex{11}\)).

\(\PageIndex{11}\)Modelos de Figura de Discos de Acreción. Estos dibujos esquemáticos muestran cómo podrían verse los discos de acreción alrededor de grandes agujeros negros para (a) un disco de acreción delgado y (b) un disco “gordo”, el tipo necesario para tener en cuenta la canalización de la salida de material caliente en chorros estrechos orientados perpendiculares al disco.

La figura\(\PageIndex{12}\) muestra observaciones de una galaxia elíptica que se comporta exactamente de esta manera. En el centro de esta galaxia activa, hay un anillo de polvo y gas de unos 400 años luz de diámetro, rodeando un agujero\(M_{\text{Sun}}\) negro de 1.2 mil millones. Las radioobservaciones muestran que dos chorros emergen en una dirección perpendicular al anillo, tal como predice el modelo.

Figura\(\PageIndex{12}\) Chorros y Disco en una Galaxia Activa. La imagen de la izquierda muestra la galaxia elíptica activa NGC 4261, que se encuentra en el Cúmulo Virgo a una distancia de unos 100 millones de años luz. La galaxia misma, la región circular blanca en el centro, se muestra como se ve con luz visible, mientras que los chorros se ven a longitudes de onda de radio. A la derecha se muestra una imagen del Telescopio Espacial Hubble de la porción central de la galaxia. Contiene un anillo de polvo y gas de unos 800 años luz de diámetro, rodeando un agujero negro supermasivo. Obsérvese que los chorros emergen de la galaxia en una dirección perpendicular al plano del anillo.

CUÁSARES Y LAS ACTITUDES DE LOS ASTRÓNOMOS

El descubrimiento de cuásares a principios de la década de 1960 fue el primero de una serie de sorpresas que los astrónomos tenían reservadas. Dentro de otra década encontrarían estrellas de neutrones (en forma de púlsares), los primeros indicios de agujeros negros (en fuentes binarias de rayos X), e incluso el eco de radio del propio Big Bang. Muchos más descubrimientos nuevos están por delante.

Como recordaba Maarten Schmidt en 1988, “Esto tuvo, creo, un profundo impacto en la conducta de quienes practican la astronomía. Antes de la década de 1960, había mucho autoritarismo en el campo. Las nuevas ideas expresadas en las reuniones serían juzgadas instantáneamente por astrónomos de alto rango y rechazadas si están demasiado lejos”. Vimos un buen ejemplo de ello en el problema que tuvo Chandrasekhar al encontrar aceptación de sus ideas sobre la muerte de estrellas con núcleos superiores a 1.4\(M_{\text{Sun}}\) (ver el recuadro de características sobre Subrahmanyan Chandrasekhar en la Sección 23.1).

“Los descubrimientos de la década de 1960”, continuó Schmidt, “fueron una vergüenza, en el sentido de que eran totalmente inesperados y no podían ser evaluados de inmediato. En reacción a estos desarrollos, ha evolucionado una actitud donde incluso las ideas extravagantes en astronomía se toman en serio. Ante nuestra falta de sólidos conocimientos en astronomía extragaláctica, probablemente se va a preferir esto sobre el autoritarismo”. ¹

Eso no quiere decir que los astrónomos (ser humanos) no sigan teniendo prejuicios y preferencias. Por ejemplo, un pequeño grupo de astrónomos que pensaban que los corrimientos al rojo de los cuásares no estaban conectados con sus distancias (lo que definitivamente era una opinión minoritaria) a menudo se sentía excluido de las reuniones o del acceso a telescopios en las décadas de 1960 y 1970. No está tan claro que en realidad estaban excluidos, tanto como que sintieron la muy difícil presión de saber que la mayoría de sus colegas estaban fuertemente en desacuerdo con ellos. Al final resultó que la evidencia —que en última instancia debe decidir todas las cuestiones científicas— tampoco estaba de su lado.

Pero hoy, a medida que mejores instrumentos aportan soluciones a algunos problemas e iluminan de manera contundente nuestra ignorancia sobre otros, todo el campo de la astronomía parece más abierto a discutir ideas inusuales. Por supuesto, antes de que cualquier hipótesis sea aceptada, deben probarse —una y otra vez— contra las pruebas que la naturaleza misma revela. Aún así, las muchas y extrañas propuestas publicadas sobre lo que podría ser la materia oscura (ver La evolución y distribución de las galaxias) dan fe de la nueva apertura que describió Schmidt.

Con este modelo de agujero negro, hemos recorrido un largo camino hacia la comprensión de los cuásares y galaxias activas que parecían muy misteriosas hace apenas unas décadas. Como suele suceder en la astronomía, una combinación de mejores instrumentos (hacer mejores observaciones) y modelos teóricos mejorados nos permitieron avanzar significativamente en un aspecto desconcertante del cosmos.

Resumen

Tanto los núcleos galácticos activos como los cuásares derivan su energía del material que cae hacia, y formando un disco de acreción caliente alrededor, un enorme agujero negro. Este modelo puede explicar la gran cantidad de energía emitida y el hecho de que la energía se produce en un volumen relativamente pequeño de espacio. También puede explicar por qué los chorros que provienen de estos objetos se ven en dos direcciones: esas direcciones son perpendiculares al disco de acreción.

Notas al pie

¹ M. Schmidt, “El descubrimiento de los cuásares”, en Cosmología moderna en Retrospect, ed. B. Bertotti et al. (Cambridge University Press, 1990).