Las estrellas emiten muy débilmente en radio, de modo que el descubrimiento, en 1963, de algunas fuentes de radio que, aparentemente, coincidían con estrellas azules y débiles, supuso una verdadera sorpresa.
Además, algunos de estos primeros cuásares descubiertos, que aparecían en el óptico como estrellas azules, mostraban en radio una extensa estructura bilobulada. Se comprobó que la emisión en radio de los cuásares era extremadamente energética: la energía de muchos de los primeros cuásares hallados estaba miles de millones de veces por encima de la luminosidad del Sol y, en ocasiones, era comparable a la luminosidad de una galaxia espiral gigante como Andrómeda (Messier 31).
Y una de las mayores ironías reside en que los primeros cuásares se hallaron por esa intensa emisión en radio, cuando ya en 1967 supimos que la gran mayoría de los cuásares (en torno a un 90%) son silenciosos en esas frecuencias. 
Estas misteriosas radio estrellas fueron, eventualmente, observadas espectroscópicamente en los observatorios de Palomar y de Lick y los resultados aumentaron el asombro: en lugar del típico espectro de líneas de absorción, como el espectro solar, estas “fuentes de radio cuasi estelares” mostraban líneas anchas de emisión en su espectro. Claramente, no se trataba en absoluto de estrellas normales.
Al principio las líneas espectrales no se pudieron identificar, pero después de un tiempo se comprobó que se trataba de las líneas de hidrógeno con un gran corrimiento al rojo. Existen tres mecanismos físicos que pueden producir este fenómeno, en el que las líneas espectrales se desplazan hacia el extremo rojo del espectro electromagnético: el movimiento Doppler debido a que la fuente se aleja de nosotros, el corrimiento gravitatorio del gas debido a la cercanía de un objeto muy masivo y la dispersión de la luz producida por el polvo.
El corrimiento de las líneas era interpretado como la señal de un distanciamiento progresivo debido a la expansión del universo, pero los corrimientos observados eran muy grandes: tanto, que indicaban que esas fuentes se hallaban muy lejos de la Vía Láctea... a miles de millones de años luz de distancia de la Tierra.
Y en aquellos primeros años la interpretación cosmológica del corrimiento al rojo no se daba por sentada (esta historia se recoge muy bien en la película Universe: The Cosmology Quest). La enorme distancia a la que parecían hallarse los cuásares implicaba que se trataba de fuentes extremadamente luminosas (cientos de miles de veces más luminosas que la Vía Láctea) pero con un tamaño muy reducido, de unas pocas veces el diámetro del Sistema Solar.

1967-80: más descubrimientos e ideas

A lo largo de estos primeros años, las ideas sobre los cuásares fluían en abundancia pero carecíamos de los telescopios e instrumentos apropiados para observarlos. Era mucho más fácil obtener datos en radio, gracias al gran desarrollo que la radioastronomía estaba teniendo, que espectros ópticos. A eso se añadía que, desafortunadamente, menos del 10% de los cuásares emitían en radiofrecuencias.
Los cuásares se descubrieron veinte años antes del desarrollo de las cámaras CCD (ahora comunes en casi todos los instrumentos que se usan en astronomía óptica e infrarroja) y cuando la astronomía espacial se hallaba aún dando sus primeros pasos (UHURU, el primer telescopio de rayos X, fue lanzado en 1970). Además, los ordenadores e instrumentos electrónicos más sofisticados por entonces eran muy primitivos comparados con los estándares actuales.
Los espectros de los cuásares se registraban en placas de cristal (un detector no lineal con una eficiencia cuántica muy baja, del orden del 1-2%), y resulta hasta difícil imaginar, desde nuestra perspectiva actual, cómo pudo progresarse en el estudio de estos objetos. Pero, a pesar de las limitaciones, en torno a 1970 ya se había llegado a un consenso sobre su naturaleza.
El esquema se gestó en torno al único mecanismo físico que podía implicar tanta energía en un tamaño tan reducido: la caída de gas hacia un agujero negro supermasivo. Como no se puede ver el agujero negro directamente, el modelo se construyó a partir de observaciones indirectas y aceptando que la fuente de alimentación de estos objetos era un disco de acreción rodeando el agujero negro. En 1985 se añadió un nuevo elemento al modelo: un disco toroidal, o una especie de dónut de gas y polvo que oscurece las regiones próximas al agujero negro e impide ver las líneas anchas de emisión en ciertos ángulos de visión. El modelo unificado de agujero negro, disco de acreción y disco toroidal se mostró como la solución a la compleja diversidad de cuásares observada, en el que las distintas manifestaciones eran producto de la dirección desde la que observamos el agujero negro.  
En la imagen lateral se muestra un boceto simplificado del modelo de cuásar empleado a día de hoy. Toda la diversidad de propiedades que se observan se halla, desde la década de los ochenta del siglo pasado, recogida bajo el término “núcleos activos de galaxias” (o AGNs de su acrónimo en inglés), lo que refleja el consenso alcanzado: todos los cuásares se hallan alojados en galaxias, se trata simplemente de núcleos hiperactivos de galaxias. De hecho, nuestra Vía Láctea muestra ciertos signos de actividad nuclear pero aún no está claro que haya albergado un cuásar a lo largo de su historia (muy posiblemente, su agujero negro no sea lo suficientemente masivo). 
Según prosperaba la teoría, fueron hallándose cuásares con corrimientos al rojo cada vez mayores (en el veinticinco aniversario de su descubrimiento habíamos pasado de un corrimiento de z=3 a z=7). Y cada salto en el corrimiento al rojo implica que estamos viendo objetos no solo más lejanos y luminosos, sino también que estamos observando un pasado del universo cada vez más remoto: a corrimientos de entre dos y tres ya estamos observando el brillo que emitieron los cuásares hace unos siete mil millones de años, cuando el universo tenía la mitad de su edad actual. El actual récord, de z=7, nos remite a cuando el universo solo tenía ochocientos millones de años.
Los cuásares nos permiten vislumbrar el pasado del universo y su estudio hizo evidente que era muy distinto entonces: al aumentar la distancia aparecían más y más cuásares.

1970-2000: definiendo un cuásar

Con lo dicho hasta ahora, ¿podría decirse que lo sabemos todo de los cuásares?
Más bien al contrario.
La imagen contigua con la estructura esquemática de un cuásar debe considerarse una hipótesis que aún se sostiene sobre evidencias muy débiles y que llamamos “hipótesis de trabajo”.
Ha habido varios intentos infructuosos de desarrollar un modelo físico de las regiones centrales de los cuásares, pero aún carecemos de una definición clara para estos objetos.
Cuando nos referimos a una estrella, tenemos una idea física muy clara de lo que estamos hablando. Pero con los cuásares es distinto porque los núcleos activos de galaxias presentan muy diversas manifestaciones.
En física se habla a menudo sobre la necesidad de establecer una definición operativa de un fenómeno para facilitar el desarrollo de modelos que recurran a las leyes conocidas de la física. En astronomía, donde las fuentes son remotas y las observaciones presentan grandes incertidumbres, las especulaciones teóricas surgen a menudo antes que las evidencias observacionales. Nuestro trabajo se ha centrado en obtener espectros de cuásares con la mejor señal a ruido posible para aportar un escenario más claro a partir del que desarrollar los modelos teóricos. Un trabajo que ha sido posible gracias a las observaciones realizadas a lo largo de varios años en el Observatorio de Calar Alto y, en los últimos años, al uso del Gran Telescopio Canarias (GTC). Toda esta historia, y una discusión muy completa sobre la nomenclatura, puede encontrarse en el volumen recientemente editado Fifty Years of Quasars (Springer).
Desde el lanzamiento del satélite UHURU en 1970, siete años después del descubrimiento de los cuásares, la astronomía en rayos X comenzó un renacimiento que afectó también al estudio de estos enimágticos objetos. 
La mejor definición “operativa” para los cuásares implica la presencia de una componente de ley de potencias en el espectro en rayos X de los cuásares. Es importante destacar que la compleja estructura de la región central compuesta por el agujero negro, el disco de acreción y el toroide no se puede resolver espacialmente en ningún cuásar. Incluso aunque en  algunos de los cuásares más cercanos se pueda resolver parcialmente, no está claro que esa información nos permita un gran avance en nuestro conocimiento de la fuente central.
Pero no todo está perdido: podemos usar la espectroscopía  para determinar la estructura de muchos cuásares, estudiando el movimiento del gas -muchos son sorprendentemente accesibles hasta el horizonte de sucesos del agujero negro (las líneas de emisión se observan a distancias tan pequeñas como pocas semanas luz en muchas de las fuentes)-. La clave es siempre un buen espectro.

Contextualizando: ¿hacia un diagrama H-R de cuásares?

Dada la diversidad, en las distintas longitudes de onda, de las propiedades de los AGNs, resulta lógico que los grupos de investigación enfoquen su trabajo hacia uno u otro subtipo (blázares, galaxias Seyfert 1 con líneas estrechas, radiogalaxias, LINERs...), o incluso en observaciones en una longitud de onda particular. Una carencia importante en los estudios sobre cuásares hasta los años noventa del siglo pasado fue la falta de un formalismo empírico que permitiera contextualizar, sobre todo espectralmente, la diversidad observada en los cuásares.
De hecho, era ampliamente aceptado que todos los cuásares eran lo mismo, es decir, que sus propiedades espectroscópicas eras similares. Y esa fue una de las razones por las que se abandonaron, a finales de los años 90, los intentos de desarrollar un modelo físico de los cuásares.
¿Sugeriría alguien que una estrella azul y caliente como Rigel y una estrella fría y roja como Betelgeuse, ambas en Orión, muestran un espectro similar al del Sol? ¡Claro que no! Y todavía actualmente algunos astrónomos describen todos los cuásares como espectroscópicamente semejantes. Nada más lejos de la realidad, y es muy posible que este error haya lastrado seriamente nuestro conocimiento de los cuásares.
Un buen ejemplo, además de sencillo, para contextualizar las distintas fuentes reside en el diagrama H-R para las estrellas. Si los espectros estelares fueran semejantes este tipo de clasificación no sería útil, en caso de que fuera posible. Pero distinguimos al menos siete tipos espectrales en las estrellas (O-B-A-F-G-K-M), organizados a lo largo de la secuencia principal, así como regiones específicas ocupadas por estrellas en distintos estadios evolutivos. El factor principal para la distribución de las estrellas en el diagrama H-R de temperatura y luminosidad es su masa y el Sol, Rigel y Betelgeuse se hallan en distintas regiones de este diagrama.
¿Puede el fenómeno de los cuásares, mucho más complejo y energético, contener una diversidad física tan escasa que una contextualización espectroscópica supone una pérdida de tiempo? ¿de dónde surge esta impresión? En parte refleja la falta de espectros de calidad antes de 1990. En 1989, la literatura especializada solo contenía unos sesenta cuásares con espectros adecuados para iniciar una clasificación, pero incluso estos mostraban ya una interesante diversidad. La carencia de buenos espectros alimentó la idea del parecido espectroscópico de estas fuentes, aunque puede que en contraste con el llamativo corrimiento al rojo de las líneas de emisión esto pareciera un asunto menor.
Nuestros propios estudios en 1989 y un muestreo más amplio que realizamos en 1996 (con muchos espectros obtenidos en el Observatorio de Calar Alto) nos convencieron de la necesidad de establecer un diagrama H-R de cuásares. Y en el año 2000 propusimos un formalismo de Autovectores en cuatro dimensiones (4DE1) para describir su diversidad.
En contraste con las estrellas, objetos prácticamente esféricos y que muestran el mismo espectro independientemente del ángulo desde el que las observemos, los cuásares muestran propiedades que difieren enormemente dependiendo del ángulo de visión (ver imagen página anterior). Así, necesitamos más de dos dimensiones en nuestro diagrama de cuásares para separar los efectos de la dirección de observación de los efectos debidos a la física del objeto.
Nuestro diagrama en cuatro dimensiones incluye dos medidas en el rango óptico del espectro así como otras dos medidas que se obtienen con observaciones en el ultravioleta y en rayos X. Centrémonos primero en la parte óptica del diagrama, que mide el movimiento del gas con baja excitación en las proximidades del agujero negro y la intensidad de la emisión del hierro II (FeII), que constituye un indicador de la densidad del gas. La imagen superior muestra la distribución de los cuásares en este plano, donde se pone de manifiesto que los cuásares no se sitúan aleatoriamente en él sino que presentan una secuencia principal bien definida, que no es muy diferente a la de las estrellas en el diagrama H-R.

Entendiendo el diagrama H-R de cuásares

Gran parte del trabajo posterior al año 2000 estuvo enfocado al estudio los dos parámetros ópticos así como a la secuencia principal que habían revelado. Una secuencia que en la imagen superior vemos extenderse desde el margen superior izquierdo, donde encontramos cuásares con líneas muy anchas y baja emisión de FeII, hasta el margen inferior derecho donde las líneas se estrechan y la emisión del hierro aumenta.
La primera sorpresa se produjo al comprobar que los cuásares con la emisión en radio más intensa, que ahora sabemos son poco frecuentes, se localizan solo en la esquina de la región superior izquierda de la secuencia principal definida por todos los cuásares. En 2001 empezamos a modelar la distribución de cuásares en nuestro diagrama óptico y concluimos que se debía a dos factores: la orientación del cuásar con respecto a nuestra línea de visión y la tasa de acreción del objeto (el ritmo al que el agujero negro supermasivo central absorbe material). La tasa de acreción se expresa generalmente con la razón de Eddington, que mide la relación entre la presión de radiación, que “empuja” el gas hacia afuera, y la fuerza de gravedad, cuyo efecto es el contrario -algo parecido a lo que ocurre en las estrellas-.
La masa del agujero negro, aunque importante, es secundaria en la distribución de fuentes en este diagrama. Curiosamente, los espectaculares cuásares con la emisión en radio más intensa (y muchas veces también muy extendida) presentan una razón de Eddington baja (poco acrecimiento) y se sitúan al final del extremo superior de la secuencia principal. Estos objetos son, en cierto sentido, cuásares viejos y “hambrientos”.
Extendiendo nuestro trabajo para incluir los cuatro parámetros en nuestro esquema de Autovectores comprobamos que el otro extremo de la secuencia principal, donde se sitúan los cuásares con las tasas de acreción más altas, es distinguible en todas las dimensiones. Las fuentes en el extremo inferior de la secuencia principal muestran evidencias de vientos muy excitados, posiblemente procedentes del disco de acreción, y presentan un exceso en la emisión de rayos X en la región entre los 2 y los 10 keV (lo que denominamos rayos X blandos), quizá también conectado a la existencia de un disco de acreción caliente. El extremo opuesto, irónicamente donde los cuásares con alta emisión en radio producen sus fuegos artificiales, no se observan estos mismos vientos, que detectamos por grandes corrimientos al azul en la línea de CIV en el ultravioleta, ni tampoco presentan exceso de emisión de rayos X blandos.
Esta contextualización 4DE1 aclara en gran medida nuestra imagen de la diversidad de los cuásares y la relación entre los distintos tipos. Con ella distinguimos los cuásares a ambos extremos de la secuencia principal denominándolos Población A (con una alta tasa de acreción de materia, más jóvenes y un agujero negro poco masivo) y Población B (baja tasa de acreción, más viejos y con agujero negro muy masivo).
Tenemos ahora una base mucho más robusta sobre la que construir los modelos físicos. Y también podemos establecer diferentes modelos para las dos Poblaciones (A y B) y, con los resultados de estos modelos, establecer un puente entre ambos tipos. Y, si finalmente no podemos erigir ese puente, entonces quizá las dos familias de cuásares constituyan tipos fundamentalmente distintos de fuentes, lo que podría deberse bien a la rotación de sus agujeros negros (¿rotación rápida para los de población A y más lenta en los cuásares de población B?) y/o al tipo de galaxia donde residen (¿espirales para la población A y elípticas en el caso de la  población B?). Queda mucho trabajo por hacer con respecto a la morfología de las galaxias que albergan agujeros negros, y una parte de él se está desarrollando en el Instituto de Astrofísica de Andalucía. Los próximos años del estudio de los cuásares prometen ser muy excitantes.

Trabajo en marcha en el IAA

Gran parte de nuestra investigación se ha centrado en los cuásares más cercanos, con un corrimiento al rojo típicamente menor de z=0,8, lo que los sitúa a unos tres mil millones de años luz.
En cuásares más distantes observamos una parte del espectro distinta, con el ultravioleta desplazado hasta el óptico, y en los que las líneas de emisión del óptico deben seguirse hasta el infrarrojo, lo que requiere telescopios muy grandes. A lo largo de unos diez años hemos empleado los telescopios de ocho metros del VLT, en Chile, para estudiar el espectro óptico e infrarrojo de cuásares con corrimientos al rojo de entre 1 y 3,7 (cuando el universo tenía entre un 50 y un 12% de la edad actual), y hemos hallado que tanto nuestra secuencia principal como la distinción entre población A y B existe también para estos cuásares a tan grandes distancias. A la vez estamos obteniendo espectros de buena calidad para cuásares con emisión muy intensa en radio, con el telescopio de 3,5 metros del Observatorio de Calar Alto, con el objetivo de comprender la dicotomía entre la alta y la baja emisión en radio que nos ha desconcertado desde el mismo descubrimiento de los cuásares en 1963-4.

A lo largo de los últimos cinco años España ha operado el Gran Telescopio Canarias en el Observatorio de La Palma, y nuestro grupo de investigación lo ha empleado para una comparación muy especial. Los estudios de cuásares realizados en el pasado se concentraban bien en cuásares locales de baja luminosidad o en monstruos lejanos cientos de veces más luminosos que cualquier cuásar local. Por lo que nos planteamos: ¿no hay a grandes distancias cuásares parecidos a los que observamos en el universo local? Y si los hubiera, ¿se parecen espectroscópicamente a los cercanos?
Los cuásares de luminosidades similares a los locales son muy difíciles de detectar a grandes distancias, y más aún si queremos estudiar su espectro. Pero, por primera vez, el GTC ha hecho posible que obtengamos espectros de alta calidad para cuásares parecidos a los locales a una distancia de z=2,5, cuando el universo tenía menos de la mitad de la edad actual. Cada espectro requiere un mínimo de una hora de exposición y sería una medición imposiblemente larga para telescopios menores.
Con el GTC hemos sido capaces de registrar el espectro de veintitrés posibles candidatos a cuásares muy lejanos pero con luminosidad parecida a las fuentes locales, y hemos confirmado que, en efecto, las dos poblaciones (A y B) existen y en proporciones similares. Sin embargo, hallamos una intrigante diferencia, ya que los cuásares lejanos muestran un menor contenido de elementos pesados (silicio, hierro, magnesio...) que sus análogos locales. De modo que no son exactamente iguales, y la diferencia refleja la propia evolución del universo. El gas de los cuásares se ve enriquecido por los elementos pesados generados en las distintas generaciones de estrellas, y muchas estrellas han explotado como supernovas desde z=2,5, enriqueciendo el medio a su alrededor, de modo que resulta lógico que esperemos más elementos pesados en los cuásares del universo local. Y el Gran Telescopio Canarias ha confirmado esta expectativa.
Tenemos muchos más proyectos en el estudio de cuásares con el VLT y con el GTC. Entre los objetivos que nos planteamos, quizás el más ambicioso reside en emplear los cuásares de la población A más extrema, con las mayores tasas de acreción de materia y mayor razón de Eddington como candelas estándar. Si podemos estimar su luminosidad independientemente de su distancia podremos emplearlos para cartografiar la estructura del universo.