En el catálogo de objetos extraordinarios del universo temprano acaba de sumarse un nombre con una historia insólita: J2037–4537. Se trata de dos cuásares —los faros más brillantes que conocemos en el cosmos— que comparten un mismo redshift, z = 5,7, y están separados por apenas 1,24 segundos de arco en el cielo. Traducida a distancia física proyectada en aquella época, esa separación equivale a unos 7,4 kiloparsecs, es decir, una distancia inferior al radio del disco estelar de la Vía Láctea.
El hallazgo, liderado por Minghao Yue del Steward Observatory de la Universidad de Arizona, se detalla en un artículo depositado en arXiv el 7 de abril de 2026. Utilizando observaciones de alta resolución con el Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), el equipo logró algo que llevaba cinco años pendiente: confirmar que este sistema no es un efecto de lente gravitacional, sino un par físico real de cuásares en plena colisión galáctica.
Qué son los cuásares y por qué importa encontrarlos en pareja
Un cuásar, o quasi-stellar object (QSO), es un núcleo galáctico activo alimentado por un agujero negro supermasivo que acreta materia a un ritmo extraordinario. La energía liberada por ese disco de acreción convierte a los cuásares en los objetos persistentes más luminosos del universo: pueden superar en brillo a toda la galaxia que los contiene y su radiación se emite a lo largo de todo el espectro electromagnético, desde radio hasta rayos X.
Las fusiones de galaxias son uno de los mecanismos que encienden la actividad de estos monstruos gravitacionales. Cuando dos galaxias chocan, el gas es empujado hacia los centros, cae sobre los agujeros negros supermasivos y los activa. En ciertas ocasiones, ambos agujeros negros se encienden al mismo tiempo, produciendo un par de cuásares. Estos sistemas son raros en sí mismos, y aún más raros a corrimientos al rojo elevados: casi todos los pares conocidos se encuentran a z < 4,0, donde las simulaciones cosmológicas indican que su abundancia es máxima durante el llamado cosmic noon.
Encontrar un par a z = 5,7 significa asomarse a una época en la que el universo apenas tenía alrededor de mil millones de años de edad.
La confirmación que llevaba cinco años esperando
El sistema J2037–4537 fue reportado por primera vez en 2021 por el mismo grupo de Yue, entonces como candidato a par de cuásares a z = 5,66. Las observaciones terrestres y del Telescopio Espacial Hubble mostraban dos fuentes puntuales con espectros compatibles con cuásares al mismo redshift, pero no podían descartar una explicación alternativa inquietante: que se tratara de un único cuásar con una imagen doble producida por una lente gravitacional fuerte, es decir, un efecto de la Relatividad General donde una galaxia en primer plano desvía la luz y produce múltiples imágenes del mismo objeto distante.
La forma decisiva de zanjar la cuestión consiste en observar las galaxias anfitrionas de ambos cuásares. Si fueran imágenes lensadas del mismo objeto, las galaxias anfitrionas aparecerían deformadas como arcos gravitacionales característicos. En cambio, si son dos cuásares físicamente distintos en plena interacción, deberían verse signos de marea gravitacional propios de una fusión galáctica.
Las observaciones de ALMA resuelven la emisión de polvo en el continuo submilimétrico y la línea de [C II] a 158 micras, el indicador más utilizado para trazar el gas interestelar en galaxias del universo temprano. Los mapas revelan:
- Estructura perturbada por mareas tanto en el continuo de infrarrojo lejano como en la línea de carbono ionizado.
- Un puente de marea (tidal bridge) que conecta ambas galaxias anfitrionas, firma inequívoca de una fusión en curso.
- Ausencia total de arcos lensados, lo que descarta definitivamente el escenario de lente gravitacional.
Con ello queda establecido que J2037–4537 es, efectivamente, el par físico de cuásares a más alto redshift conocido hasta la fecha.
Dos galaxias masivas y frenéticamente formando estrellas
Los datos dinámicos derivados de la cinemática del [C II] permiten al equipo estimar propiedades físicas de ambas anfitrionas, denominadas Cuásar A (el objeto sur) y Cuásar B (el objeto norte):
- Masa dinámica de cada galaxia anfitriona: al menos 20 mil millones de masas solares (M_dyn ≳ 10¹⁰ M☉).
- Tasa de formación estelar: entre 500 y 700 masas solares por año, cifras de starburst extremo, más de cien veces la tasa actual de la Vía Láctea.
- Fracción de pares de cuásares a este redshift: al menos 1,2%, un orden de magnitud superior al 0,1% típico de cosmic noon.
Ese exceso observacional es particularmente interesante desde el punto de vista cosmológico. Sugiere que en el universo temprano las fusiones mayores que co-activan ambos núcleos fueron proporcionalmente más frecuentes de lo que indican las simulaciones hidrodinámicas estándar, o bien que los modelos subestiman la duplicidad de encendido de agujeros negros supermasivos a z > 5.
El destino del sistema: un futuro binario de agujeros negros
Con las masas estelares y dinámicas medidas, y con la separación proyectada de 7,4 kpc ya observada, los autores modelan la evolución orbital del sistema. La conclusión es directa: las dos galaxias están condenadas a fusionarse, y sus agujeros negros supermasivos terminarán formando un binario ligado gravitacionalmente en aproximadamente 2 mil millones de años.
Este desenlace conecta directamente con una de las fronteras de la astrofísica actual: la señal de ondas gravitacionales detectada por los arreglos de temporización de púlsares (PTA), como NANOGrav y el European Pulsar Timing Array. Las observaciones recientes muestran que el fondo estocástico de ondas gravitacionales a baja frecuencia es más alto de lo que predecían los modelos de evolución galáctica. Sistemas como J2037–4537 son exactamente el tipo de progenitores que alimentan ese fondo, y su existencia confirmada a z = 5,7 aporta una pieza empírica para afinar esos modelos.
Por qué este resultado es un punto de inflexión
J2037–4537 combina varias propiedades que lo convierten en un laboratorio excepcional:
Es el par físico de cuásares confirmado más lejano conocido hasta ahora, superando a los sistemas previamente confirmados a z ~ 5.
Demuestra que la co-activación de dos agujeros negros supermasivos en fusiones galácticas ocurría ya mil millones de años después del Big Bang, lo que impone restricciones estrictas sobre los modelos de crecimiento de los agujeros negros primordiales y sobre la eficiencia de la acreción temprana.
Abre una ventana a la estructura del medio intergaláctico a escalas kiloparsec en z > 5, dado que la luz de los dos cuásares atraviesa regiones cercanas del medio intergaláctico y puede emplearse para análisis tomográficos.
Traza potencialmente un protocúmulo, ya que las regiones de formación de pares de cuásares a alto redshift suelen encontrarse en los picos de densidad del universo primitivo, semillas de los cúmulos galácticos actuales.
Una confirmación que valida el método ALMA para el universo temprano
Desde el punto de vista técnico, el trabajo consolida la estrategia de usar ALMA como árbitro definitivo para discriminar entre escenarios de pares físicos y lentes gravitacionales en objetos lejanos. La sensibilidad del interferómetro chileno a la emisión de polvo y a líneas finas como [C II] en z > 5 permite resolver morfologías a escalas subarcosegundo, con las que la imagen óptica del Hubble no puede competir para este tipo de discriminación.
Es también un recordatorio de que, aunque el Telescopio Espacial James Webb acapare titulares sobre el universo temprano, ALMA sigue siendo insustituible para trazar la dinámica del gas frío y el contenido estelar oscurecido por polvo en las galaxias de la época de reionización.
Referencia del estudio
Yue, M. et al. (2026). A Close Quasar Pair in a Massive Galaxy Merger at z = 5.7. arXiv:2604.06504. DOI: 10.48550/arxiv.2604.06504
En SKYCR.ORG seguimos muy de cerca los hallazgos sobre cuásares y agujeros negros supermasivos del universo temprano porque representan, junto con las mediciones independientes de la constante de Hubble y los mapas de fondo cósmico de microondas, una de las rutas empíricas más sólidas para entender cómo se formaron las primeras grandes estructuras del cosmos.
© 2026 SKYCR.ORG | Homer Dávila Gutiérrez, FRAS. Todos los derechos reservados. Prohibida la reproducción total o parcial sin autorización expresa. Fuente original: Phys.org / Tomasz Nowakowski (16 de abril de 2026); paper original: Yue et al., arXiv:2604.06504.
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