Välimus on mõnikord tõesti petlik. Noh, kes oleks võinud arvata, et nõrgad tähed, millele pääsevad ligi ainult piisavalt suured teleskoobid, osutuvad universumi eredaimateks lampideks?
Neid peetaks tavalisteks tähtedeks, kui nad ei kiirgaks suhteliselt intensiivseid raadiolaineid. 1963. aastaks sai tuntuks viis kosmilise raadiokiirguse punktallikat, mida esmakordselt nimetati "raadiotähtedeks". Peagi tunnistati see termin aga ebaõnnestunuks ja salapäraseid raadiosaatjaid hakati nimetama kvaasitähelisteks raadioallikateks ehk lühidalt kvasariteks.
Kvasarite spektrit uurides on astronoomid veendunud, et nad on Maast väga kaugel ja kuuluvad galaktikate maailma. Veelgi enam, järk-järgult sai selgeks, et kvasarid on üldiselt kõige kaugemad kosmoseobjektid, mis tänapäeval inimesele kättesaadavad. Niisiis, juba alguses selgus, et kaugus 3C 273 kvasarist võrdub kahe miljardi valgusaastaga ja kvasar eemaldub Maast kiirusega 50 000 km / s! Praegu on teada umbes 1500 kvasarit ja kõige kaugem neist on meist umbes 15 miljardi valgusaasta kaugusel! Pange tähele, et see kvasar on ka kõige kiirem – ta "jookseb" meie eest valguse kiirusele lähedase kiirusega!
Kui ilmnes kvasarite peaaegu kujuteldamatu kaugus, tekkis küsimus, missugused kehad (või kehade süsteemid) need on ja miks nad nii eredalt säravad? Isegi tavaline kvasar kiirgab valgust, mis on kümneid ja sadu kordi tugevam kui suurimad, sadadest miljarditest tähtedest koosnevad galaktikad. Ja on kvasareid, isegi kümme korda heledamaid. Iseloomulik on see, et kvasarid kiirgavad kogu elektromagnetilises vahemikus röntgenlainetest raadiolaineteni ning paljudes neist on infrapuna (“soojus”) kiirgus eriti võimas. Isegi keskmine kvasar on heledam kui 300 miljardit päikest!
Kõigi nende omaduste juures selgus üsna ootamatult, et kvasarite heledus kogeb märgatavaid kõikumisi, nagu ka muutuvate tähtede puhul. Kõige üllatavam oli see, et selliste kõikumiste perioodid on mõnikord äärmiselt väikesed - nädalad, päevad ja veelgi vähem. Hiljuti avastatud kvasar, mille heleduse muutus on vaid umbes 200 sekundit!
See asjaolu kinnitas vaieldamatult, et kvasarite suurused on suhteliselt väikesed. Looduses pole miski kiirem kui valgus. Seetõttu ei saa vastastikmõju üheski materjalisüsteemis toimuda kiiremini kui 300 000 km/sek. See tähendab, et kui kvasar muudab oma heledust, siis selle mõõtmed ei ületa vastavat valgusaastate, päevade või tundide arvu. Selgemalt öeldes on iga objekti, mis muudab heledust perioodiga "t" aastat, läbimõõt mitte rohkem kui "t" valgusaastat.
Sellest järeldub, et kvasarite suurused on väga väikesed ja nende läbimõõt ei ületa reeglina mitusada astronoomilist ühikut. Tuletame lugejale meelde, et meie planeedisüsteemi läbimõõt on 100 AU, mis tähendab, et kvasarid on suuruselt võrreldavad planeedisüsteemiga. 200-sekundilise perioodiga kvasari läbimõõt on 6 . 10 10 m, mis on pool Maa orbiidi raadiusest. Kust siis nii väikeses kosmoseruumis tulevad koletult suured energiavarud?
On leitud, et kvasarid võivad eksisteerida mitte kauem kui paar miljonit aastat ja oma eluea jooksul kiirgavad nad fantastilist energiat 1055 J. Kvasarite spekter keemilise koostise poolest ei erine aga palju tavatähtede spektrist. . Mõnel juhul on võimalik eristada kvasarite duaalsust, nende struktuuri ebahomogeensust. Nii avastati 3C 273 kvasari lähedalt mõne võimsa plahvatuse tagajärjel kvasarist välja paiskunud hõõgniit. Kõik see annab tunnistust kõige võimsamatest plahvatuslikest protsessidest ning kvasarid paistavad tänapäeva astrofüüsikutele kui energiast “ülevoolavad” objektid, millest nad igal võimalikul viisil vabaneda püüavad.
Mõnede astronoomide sõnul on kvasarid superstaarid, mille mass on miljard korda suurem kui päikese mass. Sellises superstaaris võib vesiniku heeliumiks muundamise termotuumareaktsioonide käigus vabaneda miljonite aastate jooksul energiat 1055 J. Häda on selles, et tänapäevaste teoreetiliste kontseptsioonide kohaselt, nagu juba mainitud, tähed, millel on a. mass üle 100 korra suurem kui Päikesel, ebastabiilne.
Teised usuvad, et kvasarid on ülimassiivsed mustad augud, mille mass on miljardeid päikesi. Tohutute gaasimasside imemine auku võib nende arvates viia täheldatud võimsa energia vabanemiseni. Paljud peavad kvasareid väga kaugete galaktikate aktiivseteks tuumadeks.
Tuleb meeles pidada, et kvasareid vaadeldes näeme minevikku, miljardeid aastaid meie ajastust eemal. On uudishimulik, et maailmaruumi sügavustesse liikudes avastatud kvasarite arv esmalt suureneb ja seejärel väheneb. See fakt tõestab, et kvasarid on mateeria olemasolu lühiajaline vorm. Võimalik, et kvasarid on killud, killud sellest ülitihedast energiaga täidetud kehast, millest 15-20 miljardit aastat tagasi toimunud plahvatuse käigus tekkis vaadeldav osa Universumist. Kas see tõsi on, selgub tulevikus.
Mõnikord on eesliitega tähistus QSR.
Kõik kvasarid on nähtavad ainult väga suurtes teleskoopides ja suurest amatöörteleskoobist võib leida ainult kõige heledama kvasari - soodsate vaatlustingimuste korral 3C 273.
Ühine nimekiri
Tabel täidetakse vastavalt vastavate kvasaaride vikiartiklitele, kus on märgitud lingid autoriteetsetele allikatele. Kui tabelis on parameetri väärtus määratud kui " ? ”, seega pole selle väärtust selle kvasari wiki lehel. Märk "-" tähendab, et parameetri väärtus on teadusele teadmata.
| tuntud Nimi |
Nimi (J2000) |
Tähtkuju | Koordinaadid (J2000.0) |
mv | Märge | |
|---|---|---|---|---|---|---|
| 3C 273 | QSO J1229+0203 | Neitsi | 12,86 | 0,1584 | ||
| 3C48 | QSO J0137+3309 | Kolmnurk | 16,06 | 0,367000 | ||
| Einsteini rist | QSO J2237+0305 | Pegasus | 16,78 | ? | ||
| J0159+0033 | J0159+0033 | |||||
| Kodutu | QSO J0452-2953 | Lõikur | 16,0 | 0,2860 | ||
| ULAS J1120+0641 | ULAS J1120+0641 | lõvi | ? | 7,085 |
Pärisnimedega kvasarite nimekiri
Allpool on nimekiri kvasaritest, millel on oma nimed ja mis ei ole seotud ühegi ülevaate, kataloogi ega loendiga.
| Nimi | nime päritolu | Märge |
|---|---|---|
| Einsteini rist | Vastavalt neljakordsele, gravitatsioonilisele läätsele, selle kvasari välimus, mis moodustab peaaegu täiusliku risti, ja ka Einsteini auks, kelle teooria võimaldas ennustada ja seletada gravitatsiooniläätsede nähtust. |
Vaata ka
Kirjutage ülevaade artiklist "Kvaasaride loend"
Märkmed
Lingid
Quasar ja teised AGN-i uurimisrühmad
|
|||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Kvasarite nimekirja iseloomustav väljavõte
"Ta tuli mulle külla," ütles printsess Mary. Krahv ja krahvinna on mõne päeva pärast kohal. Krahvinna on kohutavas olukorras. Kuid Nataša ise pidi arsti juurde minema. Ta saadeti sunniviisiliselt koos minuga minema.
- Jah, kas on perekonda ilma selle leinata? ütles Pierre Nataša poole pöördudes. „Te teate, et see oli just sel päeval, kui meid vabastati. Ma nägin teda. Kui armas poiss ta oli.
Nataša vaatas talle otsa ja vastuseks tema sõnadele avanesid ta silmad ainult rohkem ja läksid särama.
- Mida saate lohutuseks öelda või mõelda? ütles Pierre. - Mitte midagi. Miks suri nii hiilgav, elu täis poiss?
"Jah, meie ajal oleks raske elada ilma usuta..." ütles printsess Mary.
- Jah Jah. See on tõeline tõde,” katkestas Pierre kähku.
- Millest? küsis Nataša ja vaatas tähelepanelikult Pierre'ile silma.
- Kuidas miks? - ütles printsess Mary. Üks mõte, mis seal ees ootab...
Nataša vaatas printsess Maryat kuulamata uuesti küsivalt Pierre'i poole.
"Ja sellepärast," jätkas Pierre, "et ainult see inimene, kes usub, et on olemas jumal, kes meid kontrollib, suudab taluda sellist kaotust nagu tema ja ... teie," ütles Pierre.
Nataša avas suu, tahtes midagi öelda, kuid jäi järsku seisma. Pierre kiirustas temast eemale pöörduma ja pöördus uuesti printsess Mary poole küsimusega oma sõbra viimaste elupäevade kohta. Pierre'i piinlikkus on nüüd peaaegu kadunud; kuid samas tundis ta, et kogu tema endine vabadus on kadunud. Ta tundis, et nüüd on iga tema sõna, teo üle kohtunik, kohus, mis on talle kallim kui kõigi maailma inimeste kohus. Ta rääkis praegu ja koos oma sõnadega mõistis ta muljet, mille tema sõnad Natašale jätsid. Ta ei öelnud meelega midagi, mis võiks talle meeldida; kuid mida iganes ta ütles, hindas ta ennast tema vaatenurgast.
Printsess Mary hakkas vastumeelselt, nagu alati juhtub, rääkima olukorrast, millest ta prints Andrei leidis. Kuid Pierre'i küsimused, tema elavalt rahutu pilk, erutusest värisev nägu sundisid teda tasapisi laskuma detailidesse, mida ta kartis ise oma kujutluses uuendada.
"Jah, jah, nii, nii..." ütles Pierre, kummardus kogu kehaga printsess Mary kohale ja kuulas innukalt tema lugu. - Jah Jah; kas ta siis rahunes maha? leebus? Ta otsis alati üht asja kogu hinge jõuga; olla päris hea, et ta ei osanud surma karta. Need vead, mis temas olid, kui neid oli, ei tulnud temast. Nii et ta pehmenes? ütles Pierre. "Milline õnn, et ta sind nägi," ütles ta Natašale, pöördus järsku naise poole ja vaatas talle pisaraid täis silmadega otsa.
Nataša nägu tõmbles. Ta kortsutas kulmu ja langetas hetkeks silmad. Ta kõhkles minuti: kas rääkida või mitte rääkida?
"Jah, see oli õnn," ütles ta vaiksel häälel, "minu jaoks pidi see olema õnn. Ta tegi pausi. - Ja ta... ta... ütles, et tahab seda, sel hetkel, kui ma tema juurde tulin... - Nataša hääl katkes. Ta punastas, lõi käed süles ja järsku, ilmselt pingutades enda kallal, tõstis pea ja hakkas kiiresti ütlema:
– Moskvast sõites ei teadnud me midagi. Ma ei julgenud tema kohta küsida. Ja äkki ütles Sonya mulle, et ta on meiega. Ma ei arvanud midagi, ma ei kujutanud ette, mis positsioonil ta oli; Mul oli vaja teda ainult näha, temaga koos olla,” ütles naine värisedes ja hingeldades. Ja, laskmata end segada, rääkis ta sellest, mida ta polnud kunagi varem kellelegi rääkinud: kõike, mida ta koges nende kolme nädala jooksul nende reisi ja elu Jaroslavlis.
Kvaasar on eriti võimas ja kaugel asuv aktiivne galaktikatuum. Ingliskeelne termin kvasaar on tuletatud sõnadest quasi-stellar ("quasi-stellar" või "similar to a star") ja radiosource ("raadioallikas") ning tähendab sõna-sõnalt "kvaasitähtede raadioallikas".
Kvasarid kuuluvad universumi eredaimate objektide hulka – nende kiirgusvõimsus on mõnikord kümneid või sadu kordi suurem kui meiesuguste galaktikate tähtede koguvõimsus. Vanemgalaktikate jäljed kvasarite ümber (ja kaugeltki mitte kõigist) avastati alles hiljem. Esiteks tuvastati kvasarid kui suure punanihkega objektid, millel on elektromagnetkiirgus (sh raadiolained ja nähtav valgus) ja nii väikesed nurkmõõtmed, et mitu aastat pärast avastamist ei olnud neid võimalik eristada "punktallikatest" - tähtedest ( vastupidi, laiendatud allikad on galaktikatega paremini kooskõlas). Oma omaduste poolest on need pseudostellaarsed raadioallikad sarnased aktiivsete galaktika tuumadega. Paljud astrofüüsikud usuvad, et nende objektide heledust ei säilitata termotuumavahenditega. Kvasarite energia on gravitatsioonienergia, mis vabaneb galaktika tuumas toimuva katastroofilise kokkusurumise tõttu.
Lisaks tänapäevasele määratlusele oli olemas ka algne: "Kvaasar on taevaobjektide klass, mis on optilises vahemikus sarnased tähega, kuid millel on tugev raadiokiirgus ja äärmiselt väikesed nurkmõõtmed (alla 10") .” Algne määratlus kujunes välja 1950. aastate lõpus ja 1960. aastate alguses, kui avastati esimesed kvasarid ja nende uurimine oli just alanud. Ja selles määratluses pole midagi halba, välja arvatud järgmine fakt. Nagu selgus, on 2004. aasta seisuga võimsa raadioemissiooniga maksimaalselt 10% kvasaritest. Ja ülejäänud 90% ei kiirga tugevaid raadiolaineid. Astronoomid nimetavad selliseid objekte raadiovaikseks kvasariteks.
Tänapäeval on kõige populaarsem hüpotees, et kvasar on tohutu must auk, mis tõmbab ümbritsevasse ruumi. Mustale augule lähenedes osakesed kiirendavad, põrkuvad üksteisega – ja see toob kaasa kõige võimsama raadioemissiooni. Kui mustal augul on ka magnetväli, siis kogub see ka osakesed kiirteks – nn jugadeks –, mis poolustelt hajuvad. Teisisõnu, mustas augus hukkunud galaktikast on alles jäänud ainult astronoomide vaadeldav kuma. Teiste versioonide kohaselt on kvasarid noored galaktikad, tekkimisprotsess, mida me jälgime. Mõned teadlased väidavad, et kvasar on noor galaktika, mille neelab must auk.
Olgu kuidas on, astrofüüsikud seovad kvasarite olemasolu ja galaktikate saatust väga tihedalt. Esimese kvasari, 3C 48, avastasid 1950. aastate lõpus Alan Sandage ja Thomas Matthews raadio taevauuringu käigus. 1963. aastal oli teada juba 5 kvasarit. Samal aastal tõestas Hollandi astronoom Martin Schmidt, et kvasarite spektrite jooned on tugevalt punanihkes. Eeldades, et see punanihe on tingitud kvasarite eemaldamisest tuleneva kosmoloogilise punanihke mõjust, määrati kaugus nendeni Hubble'i seadusega. Viimasel ajal on levinud arvamus, et kiirgusallikaks on galaktika keskmes asuva supermassiivse musta augu akretsiooniketas ja seetõttu on kvasarite punanihe ennustatud gravitatsiooninihke väärtuse võrra suurem kui kosmoloogiline. A. Einsteini poolt üldises relatiivsusteoorias. Praeguseks avastatud kvasarite täpset arvu on väga raske kindlaks teha. Seda seletatakse ühelt poolt uute kvasarite pideva avastamisega, teisalt aga selge piiri puudumisega kvasarite ja muud tüüpi aktiivsete galaktikate vahel. 1987. aastal avaldatud Hewitt-Burbridge'i nimekirjas on kvasarite arv 3594. 2005. aastal kasutas rühm astronoome oma uuringus andmeid 195 000 kvasari kohta. Ühel lähimal ja heledamal kvasaril 3C 273 on punanihe z = 0,158 (mis vastab umbes 3 miljardi valgusaasta kaugusele). Kõige kaugemad kvasarid, tänu nende hiiglaslikule heledusele, mis on sadu kordi suurem kui tavaliste galaktikate heledus, salvestatakse raadioteleskoopide abil enam kui 12 miljardi valgusaasta kaugusel. aastat. 2011. aasta juuli seisuga asub kõige kaugemal asuv kvasar (ULAS J112001.48+064124.3) umbes 13 miljardi valgusaasta kaugusel. aastat maa pealt. Kvasarite ebaregulaarne heleduse varieeruvus alla ühepäevaste ajavahemike korral näitab, et nende kiirguse tekkepiirkond on Päikesesüsteemi suurusega võrreldav väike. 1982. aastal avastasid Austraalia astronoomid uue kvasari nimega PKS 200-330, millel oli tolle aja rekordiline punanihe Z = 3,78. See tähendab, et Doppleri efekti tulemusena meist taanduva astronoomilise objekti spektrijoonte lainepikkus on 3,78 korda suurem kui statsionaarse valgusallika väärtus. Kaugus selle kvasarist, mis on optilises teleskoobis nähtav üheksateistkümnenda tähesuuruse tähena, on 12,8 miljardit valgusaastat. 1980. aastate teisel poolel registreeriti mitu kaugemat kvasarit, mille punanihe ületab juba 4,0. Seega saab nende kvasarite saadetud raadiosignaale ajal, mil meie Galaktika, sealhulgas Päikesesüsteem, ei olnud veel moodustunud, registreerida ainult tänapäeval. Ja need kiired ületavad tohutu vahemaa - rohkem kui 13 miljardit valgusaastat. Need järjestikused astronoomilised avastused tehti teaduslikul võistlusel Siding Springi observatooriumi Austraalia astronoomide ja nende Ameerika kolleegide vahel Californias Mount Palomari observatooriumis. Täna on meist kõige kaugemal objektil kvasar PC 1158+4635 punanihkega 4,733. Kaugus selleni on 13,2 miljardit valgusaastat.
Kuid samas Mount Palomari observatooriumis kinnitasid Ameerika täheuurijad eesotsas vapra kvasarikütti M. Schmidtiga 1991. aasta septembris 5-meetrise teleskoobi abil lõpuks kuulujutud meist kaugemal asuva astronoomilise objekti olemasolust. Rekordilise kauge kvasari numbriga PC 1247+3406 punanihke väärtus on 4,897. Tundub, et enam pole kuhugi minna. Selle kvasari kiirgus jõuab meie planeedile aja jooksul, mis on peaaegu võrdne universumi vanusega. Hiljutised vaatlused on näidanud, et enamik kvasareid paikneb tohutute elliptiliste galaktikate keskpunktide läheduses.
Kvasarite bolomeetriline (integreeritud üle kogu spektri) heledus võib ulatuda 10 46 - 10 47 erg/s. Keskmiselt toodab kvasar umbes 10 triljonit korda rohkem energiat sekundis kui meie Päike (ja miljon korda rohkem energiat kui võimsaim teadaolev täht) ning kiirguse varieeruvus kõigil lainepikkustel.
1960. aastal avastasid Ameerika astronoomid Alan Sandage ja Thomas Matthews taeva raadiouuringu käigus ebatavalise objekti. Teadlaste tähelepanu köitis asjaolu, et leitud raadioallika punanihe osutus üllatavalt suureks. 1963. aastal avati juba viis sellist rajatist. Need olid raadiokiirguse allikad, mille nurkmõõtmed olid optilises vahemikus 1 "või vähem, mõnikord ümbritsetud hajutatud halo või aineemissiooniga. Hiljem uurisid teadlased rohkem kui 200 sellist objekti, mis on nüüdseks nimetatakse kvasariteks või kvaasitähtede raadioallikad. Lisaks leiti 1965. aastal sarnaseid optilisi objekte, kuid ilma tugeva raadiokiirguseta. Teadlased nimetasid neid kvaasitähegalaktikateks (kvaasakideks) ja koos kvasaridega omistasid nad kvaasitäheliste objektide klassi.
Kvasarite omadused
Kvasarid, nagu ka aktiivsed galaktika tuumad, on võimsa kiirguse allikad spektri infrapuna- ja röntgenipiirkonnas. See kiirgus on nii tugev, et mõnikord ületab see kõigi meie galaktika tähtede koguvõimsuse. Kvasarite spektrid sisaldavad hajutatud udukogudele iseloomulikke emissioonijooni ja mõnikord ka resonantsneeldumisjooni. Esialgsel etapil oli nende joonte tuvastamine ebatavaliselt suure punanihke tõttu äärmiselt keeruline: jooned, mis asuvad tavaliselt spektri ultraviolettpiirkonnas, osutusid mõnel juhul nähtavale alale. 1963. aastal tõestas Hollandi astronoom Martin Schmidt, et kvasarite spektrite joonte nihkumine punasele küljele on seotud kvasarite endi äärmise kaugusega. Nendest punanihketest leitud kauguste järgi on kvasarid teadusele kõige kaugemal teadaolevad objektid. Selle omaduse tõttu nimetavad teadlased kvasareid universumi majakateks. Neid on näha suurtest kaugustest (üle 12 miljardi valgusaasta), nende abil saab uurida aine ehitust, evolutsiooni ja jaotumist universumis.
foto: 3C 273 - kvasar Neitsi tähtkujus
Üks meile lähimaid kvasareid, 3C 273, mida vaadeldakse 13. suuruse objektina, asub meist 500 miljoni parseki kaugusel. Sellisest kauguselt vaadates paistaksid isegi hiiglaslikud galaktikad nõrgemad kui 18. tähesuurus, mis tähendab, et kvasarite optilise kiirguse võimsus on sadu kordi suurem kui heledaimate galaktikate võimsus. Lisaks kiirgavad kvasarid raadioulatuses tohutul hulgal energiat, peaaegu sama palju kui mõned, näiteks Cygnus-A. Keskmiselt kiirgab kvasar umbes 10 triljonit korda rohkem energiat kui meie Päike.
Teine kvasarite tähelepanuväärne omadus oli nende kiirguse muutlikkus nii optilises kui ka raadioulatuses. Seega ilmnevad optilises vahemikus heleduse kõikumised ebaõigesti ajavahemikus ühest tunnist aastani. Sel juhul võib läike maksimaalne muutus olla kuni 25 korda. Sellest võime järeldada, et kvasarite lineaarmõõtmed ei saa ületada valguse läbimise teed olulisel heleduse muutumisel (muidu varieeruvus ei oleks täheldatav), s.t. umbes 4x10 12 m (vähem kui Uraani orbiidi läbimõõt).
Kvasarid sarnanevad paljuski aktiivsete galaktikate tuumadega. Sellest annab tunnistust nende väiksus, energia jaotus spektris ja nende kiirguse muutlikkus. Mõned omadused toovad kvasarid Seyferti galaktikate tuumadele lähemale. Esiteks hõlmavad need spektrites emissioonijoonte olulist laienemist, mis on tüüpiline liikumisele kiirusel, mis ulatub umbes 3000 km/sek. Mõnel kvasaril on väljapaiskunud aine pilved, mis on neis toimuvate nähtuste tagajärg, mille tagajärjel eraldub tohutul hulgal energiat, mis on suurusjärgus võrreldav raadiogalaktikate kiirgusega. Ühe kaasaegse teooria kohaselt on kvasarid moodustumise algfaasis galaktikad, milles toimuvad ümbritseva aine neeldumisprotsessid supermassiivi poolt.
|
KVASAARID- kvaasitähelised (lühendatult QSO, tähekujulised) raadiokiirguse allikad. 1960. aasta paiku tuvastati väike hulk raadioallikaid väga usaldusväärselt tähtedega, mis oli täielik üllatus. Tõepoolest, siiani on kosmilisi raadioallikaid tuvastatud kas galaktikate või udukogudega (näiteks nendega, mis tekkisid supernoova plahvatuste käigus). Raadiokiirguse eeldatavad vood isegi lähimatest tähtedest peaksid olema äärmiselt väikesed. Vahepeal olid tähtedega samastatud raadioallikad üsna intensiivsed. On üsna loomulik, et optilised astronoomid hakkasid nende tähtede vastu kohe huvi tundma. M. Schmidt võttis vastu ja uuris sellise küllaltki ereda 13. tähesuuruse spektrit, mis tuvastati intensiivse raadioallikaga 3C 273. Nii avastas astrofüüsik esimese kvasari Maarten SCHMIDT 5. august 1962 Mount Palomari observatooriumis - tähekujuline objekt 3C 273 (Virgo cons., 12,5 m , kaugusel 590 Mpc (1,92 miljardit valgusaastat), eemaldamiskiirus 47400 km / s, punanihe z \u003d 0,16, a mass 10 8 päikeseenergiat), mis on võimsa raadiokiirguse allikas, mis on samastatud Balmeri seeria joontega H-spektris ja ioniseeritud magneesiumi joonega, mis on tugevalt nihkunud spektri punasesse otsa. 3C 273 kvasari tähekoordinaadid määrati, jälgides selle Kuu varjamist Parksky observatooriumis Austraalias. 3C 273 heledus on umbes sada korda suurem kui meie galaktika heledus, mida peetakse hiiglaslikuks tähesüsteemiks. Astronoomid polnud veel nii suure heledusega objekte kohanud. Tuleb märkida, et objekti 3C 273 hämmastavad omadused avastati ainult tänu sellele, et see osutus raadioallikaks. Taevas on tuhandeid 13-nda tähesuuruse tähti ja nende hulgas on objekt 3C 273, mis langes korduvalt optiliste teleskoopide vaatevälja ja ei pälvinud aastaid absoluutselt tähelepanu. |
|
.jpg) |
|
| Seda teleskoopi kasutati esimest korda raadioallika 3C 273 ja üllatavalt suure punanihkega nõrga tähe tuvastamiseks. "Parkskom" teleskoobi peapeegli suurus on 64 m, kogukaal 300 tonni. | 5-meetrise Palomar teleskoobi kuppel, mis asub 1706 m kõrgusel merepinnast. Põhipeegel kaalub 13 tonni ja selle fookuskaugus on 16,5 m Spektraalse koostise uurimine. Ehitatud 1947. aastal. |
 |
 |
| Foto kvasarist PG 1012+008 (hele koht keskel), mis suhtleb naabruses mööda lennanud galaktikaga. Ja kui nende vahel on ainult 35 tuhat valgusaastat, eemaldatakse need Maast 1,5 miljardi valgusaasta võrra. Gravitatsioonijõud on viinud tähed endistelt orbiitidelt välja ja nüüd kukuvad paljud neist kvasari keskmes asuvasse musta auku. | Quasar 3C273 |
 |
 |
| Kvasari 3C 273 seeriaraadiopiltide seeria - joa ereda piirkonna näiv kiirus ületab oluliselt valguse kiirust. Kuid see asjaolu ei lükka ümber Einsteini SRT-d, kuna ereda piirkonna tegelik kiirus on väiksem kui valguse kiirus ja näiv superluminaalne liikumine on tingitud joa suunast Maa poole. | Osa laetud osakesi suunatakse magnetvälja toimel musta augu poolustele ja lendavad sealt suure kiirusega välja. Nii tekivad teadlaste vaadeldud joad, mille pikkus ulatub 1 miljoni valgusaastani. Joa osakesed põrkuvad tähtedevahelise gaasiga, kiirgades raadiolaineid. |
 |
 |
| Kvasari 3C 273 optilisel kujutisel on selgelt näha musta augu poolt kiiratav joa. | Ülimassiivne must auk tõmbab endasse mööduva tähe ümbritsevat ainet (aine akretsiooni). Supermassiivne "must auk" galaktikas RX J1242-11 puudutas ettevaatlikku tähte ja neelas selle alla. Seda ainulaadset protsessi jälgisid Ameerika kosmoseteleskoop "Chandra" ja Euroopa teleskoop "Newton" röntgenikiirguse vahemikus. Salvestatud katastroof toimus Maast 25 tuhande valgusaasta kaugusel. |
 |
 |
| Pilt kvasarist HE 1013-2136 (keskel) ja selle naabritest. Särav, kaarekujuline loodete saba ulatub vasakusse alumisse enam kui 150 000 valgusaastat. Teine, lühem ja nõrgem saba on nähtav ülemise parema nurga suunas. | Sama ala, mis eelmisel pildil, kuid töödeldud arvutis. Selgelt on näha kaks loodete saba, samuti täppstruktuurid. Eelkõige on näha väga lähedal asuv (20 000 valgusaastat) kaasgalaktika (asendis kell 5), mis võib olla gravitatsioonilises vastasmõjus kvasari alggalaktikaga. |
Tuleb märkida, et varsti pärast kvasarite avastamist avastati samalaadsed optilised objektid ilma raadiokiirguse märkideta. Neid nimetatakse "raadio vaikseteks" kvasariteks. Selgus, et selliseid kvasareid on mitukümmend korda rohkem kui raadiokiirgust kiirgavaid.
Kvasarid on avastatud varieeruvusperioodiga 200 sekundit ning peamiselt muutused optilises ja raadiosaates mitmest päevast aastani. Mõnel on röntgenikiirgus. Esimest korda tuvastati ekstragalaktilise objekti röntgenikiirgus juba 1971. aastal esimesel spetsialiseeritud röntgensatelliidil "Uhuru", mis pani aluse kaasaegsele röntgenastronoomiale. See objekt oli üks lähimaid raadiogalaktikaid NGC 4486. Teine metagalaktiline röntgenkiirguse allikas oli hele Seyferti galaktika NGC 4151. Pole kahtlust, et selle galaktika aktiivne tuum kiirgab. Peagi avastati nõrk röntgenikiirgus ka esimesena avastatud kvasarilt 3C 273, aga ka raadiogalaktikast Cygnus-A. Uus etapp ekstragalaktiliste röntgenikiirgusallikate uurimisel algas 1979. aastal pärast Einsteini kosmoselabori käivitamist. Selles observatooriumis oli vastuvõtva röntgeniseadme tundlikkus 1000 korda kõrgem kui Uhurul, väga hea nurklahutusvõimega. Selle tulemusel oli võimalik läbi viia suure hulga kvasarite, aga ka Seyferti galaktikate röntgenikiirguse massiline määramine. Lisaks on saadud suur hulk vaatlusmaterjali galaktikaparvede röntgenikiirguse kohta, mis pakub erilist huvi.
Kokku uuriti enam kui 100 kvasari ja suure hulga Seyferti galaktikate ja parvede röntgenikiirgust. Peaaegu kõik kvasarid on röntgenikiirguse allikad, mille võimsus varieerub laias vahemikus, alates sajandikutest meie galaktika kogukiirgusest (10 44 erg/s) kuni väärtusteni, mis on tuhat korda suuremad kui kogukiirgus. Galaktika jõud. Kvasarite röntgenikiirgus on reeglina muutuv; see näitab (nagu raadiokiirguse puhul), et see pärineb väikesest piirkonnast. Kvasarite ja aktiivsete galaktikate tuumade võimsa röntgenikiirguse olemasolu annab tunnistust seal toimuvatest suurejoonelistest protsessidest, mis on seotud gaasi kuumutamisega sadade miljonite kraadide suurusjärgus temperatuurini. Ilmselt ei ole osa röntgenikiirgusest seotud kuuma plasmaga, vaid selle tekitavad relativistlikud elektronid, mis interakteeruvad suure tihedusega kiirgusväljaga (Comptoni nähtus).
Kvasarite raadiostruktuur on paljuski sarnane raadiogalaktikatega, mistõttu on tavaliselt võimatu eristada kvasareid ainult sellest struktuurist. Nii nagu raadiogalaktikate puhul, vaadeldakse väga sageli topeltraadioallikaid, mille vahel on kompaktne, kohati muutuv raadioallikas, mis langeb koordinaatidelt kokku tähekujulise optilise objektiga – kvasariga. Väga harvadel juhtudel täheldatakse lähimates kvasarites tähekujulise objekti läheduses väga nõrku laienenud moodustisi. Kvasarist 3C 273 väljub nõrk joa – väljapaiskumine pikkusega umbes 20 ". Nii tohutul kaugusel vastavad need nurkmõõtmed lineaarsele ulatusele umbes 100 tuhande valgusaasta ulatuses. See joa lisaks optilisele kiirgusele kiirgab ka raadiolaineid, nii et kvasar 3C 273 võib pidada kahekordseks raadioallikaks, 1963. a. E. Sandage lõpetas töö gaasi liikumise kohta meile suhteliselt lähedal asuvas galaktikas M82 ja jõudis järeldusele, et selle liikumise olemus näitab, et ligikaudu 1,5 miljardit aastat tagasi toimus M 82 tuumast gaasimasside väljapaiskumine, rohkem kui miljon korda suurem kui päikese mass. Need ja muud nendega sarnased faktid viisid akadeemik Ambartsumyani mõttele, et galaktika tuumade koostisesse kuuluvad mittetähelise aine ülitihedad kehad. Tuleb märkida, et sarnaseid väljutusi täheldatakse ka mõnes raadiogalaktikas. Kvasarite optiline kiirgus on mittesoojusliku iseloomuga ja on seotud väga võimsa energia vabanemisega (kuni 10 41 W) väikeses ruumis. Kvasarite uskumatult suur heledus võimaldab neid enesekindlalt jälgida miljardite valgusaastate kauguselt.
Oluline küsimus on, kas kvasarid kuuluvad galaktikate parvedesse. Pikka aega oli võimatu probleemi positiivses mõttes lahendada. See on arusaadav, sest kvasarid (spektri optilises vahemikus on nähtavad sinakate tähtedega sarnaste nõrkade objektidena) kiirgavad sadu kordi intensiivsemalt kui "tavalised" galaktikad, mistõttu viimased, mis asuvad samas parves, jäävad liiga nõrgaks. mida tuleb uurida spektroskoopiliselt. On ju samasse parve kuulumise kriteerium galaktikate ja kvasarite puhul sama punanihe. Ainult mõne, suhteliselt lähedal asuva kvasari puhul oli võimalik tuvastada galaktikate parvesid, milles nad asuvad.
1982. aastal avastasid Austraalia astronoomid uue kvasari nimega PKS 200-330, mille punanihe Z = 3,78 oli tolle aja rekord. See tähendab, et Doppleri efekti tulemusena meist taanduva astronoomilise objekti spektrijoonte lainepikkus on 3,78 korda suurem kui statsionaarse valgusallika väärtus. Kaugus selle kvasarist, mis on optilises teleskoobis nähtav üheksateistkümnenda tähesuuruse tähena, on 12,8 miljardit valgusaastat.
1980. aastate teisel poolel registreeriti mitu kaugemat kvasarit, mille punanihe ületab juba 4,0. Seega saab nende kvasarite saadetud raadiosignaale ajal, mil meie Galaktika, sealhulgas Päikesesüsteem, ei olnud veel moodustunud, registreerida ainult tänapäeval. Ja need kiired ületavad tohutu vahemaa - rohkem kui 13 miljardit valgusaastat. Need järjestikused astronoomilised avastused tehti teaduslikul võistlusel Siding Springi observatooriumi Austraalia astronoomide ja nende Ameerika kolleegide vahel Californias Mount Palomari observatooriumis. Täna on meist kõige kaugemal objektil kvasar PC 1158+4635 punanihkega 4,733. See on 13,2 miljardi valgusaasta kaugusel.
Kuid samas Mount Palomari observatooriumis kinnitasid Ameerika täheuurijad eesotsas vapra kvasarikütti M. Schmidtiga 1991. aasta septembris 5-meetrise teleskoobi abil lõpuks kuulujutud meist kaugemal asuva astronoomilise objekti olemasolust. Rekordilise kauge kvasari numbriga PC 1247+3406 punanihke väärtus on 4,897. Tundub, et enam pole kuhugi minna. Selle kvasari kiirgus jõuab meie planeedile aja jooksul, mis on peaaegu võrdne universumi vanusega. Nii et uus tšempion asub nii-öelda universumi äärel, mis on oma paisumisel tohutu ja lõputu.
Nüüd on teada tuhandeid kvasareid ja peaaegu kõik neist on meist miljardite valgusaastate kaugusel, s.t. neil on tugev punanihe. Kõige kaugem teadaolev 4C 41.17 punanihkega z=0.91, 13 miljardi valgusaasta kaugusel. Maksimaalne punanihe võib olla 5, mis on objekti jaoks ajal, mil universum oli poole noorem kui praegu. Kvasarite läbimõõt on 1 valgusaasta ja nad on 100 korda heledamad kui tavalised galaktikad. Nende varieeruvus optilistes ja raadiosides ulatub mitmest päevast mitme aastani. Statistilised aruandlused näitavad, et kvasarite suhteline arv väheneb, kui nende kiirgusvõimsus suureneb. Selliste statistiliste uuringute olulisim tulemus on järeldus, et Universumi evolutsiooni varasematel etappidel, mil selle mõõtmed olid praegustest 3-5 korda väiksemad, oli kvasareid palju rohkem kui praegu. Tol kaugel ajastul oli kvasareid peaaegu sama palju kui "tavalisi" galaktikaid. On võimatu välistada hüpoteesi, et siis olid kõik galaktikad kvasarid!
Tähelepanu juhitakse asjaolule, et kvasarite arv, alates punase nihke väärtusest, mis ületab teatud piiri (mis vastab lainepikkuse suurenemisele 4,5–5 korda), langeb järsult. Need. galaktikate hulgas, millest enamikku vaadeldakse kuni 4 miljardi valgusaasta kaugusel, on kvasareid vähe, enamik neist eemaldatakse kuni 14 miljardi valgusaasta kaugusel, mis näitab, et galaktikad olid palju aktiivsemad. tuumad varem (10 miljardit valgusaastat tagasi 1000 korda rohkem). Kvasaride õitseaeg 3-7 miljardit valgusaastat pärast Suurt Pauku eelduse kohaselt G. Mark Voight(Hubble'i kosmoseteleskoobi instituut, USA). Peaaegu kõik täheobjektid, mille suurusjärk on alla 23 m, on kvasarid.
Tänapäeval on levinuim seisukoht, et kvasar on ülimassiivne must auk, mis tõmbab endasse ümbritsevat ainet (aine akretsioon). Kui laetud osakesed lähenevad mustale augule, siis nad kiirenevad, põrkuvad ja see toob kaasa tugeva valguse emissiooni. Kui mustal augul on samal ajal võimas magnetväli, siis lisaks väänab see langevad osakesed kokku ja kogub need õhukesteks kiirteks, poolustelt eemale lendavad jugad.
Musta augu tekitatud võimsate gravitatsioonijõudude mõjul kihutab aine keskmesse, kuid see ei liigu mitte mööda raadiust, vaid mööda kitsenevaid ringe – spiraale. Samal ajal paneb nurkimpulsi jäävuse seadus pöörlevad osakesed musta augu keskpunktile lähenedes üha kiiremini liikuma, kogudes need samaaegselt akretsioonikettaks, nii et kogu kvasari “konstruktsioon” on mõnevõrra erinev. meenutab oma rõngastega Saturni. Akretsioonikettas on osakeste kiirused väga suured ja nende kokkupõrked tekitavad peale energeetiliste footonite (röntgenikiirguse) ka teisi lainepikkusi elektromagnetkiirgust. Kokkupõrgete käigus osakeste energia ja ringliikumise kiirus vähenevad, nad lähenevad aeglaselt mustale augule ja neelduvad sellesse. Teine osa laetud osakestest suunatakse magnetvälja toimel musta augu poolustele ja lendab sealt suure hooga välja. Nii tekivad teadlaste vaadeldud joad, mille pikkus ulatub 1 miljoni valgusaastani. Joa osakesed põrkuvad tähtedevahelise gaasiga, kiirgades raadiolaineid. Akretsiooniketta keskosas on temperatuur suhteliselt madal, see ulatub 100 000 K-ni. See piirkond kiirgab röntgenikiirgust. Keskusest veidi kaugemal on temperatuur siiski veidi madalam - umbes 50 000 K, sinna kiirgub ultraviolettkiirgust. Akretsiooniketta piirile lähenedes temperatuur langeb ja selles piirkonnas eralduvad kasvava pikkusega elektromagnetlained kuni infrapunavahemikuni.
Tavaliste galaktikate tuumad, mille sees on must auk massiga kuni 1 miljard päikesemassi (tavaliste galaktikate keskel tavaliselt 100 miljonit päikesemassi ja raadius kuni 5 AU. Seega peaks 3C273 jaoks must auk olema Päikesesüsteemi suurus - 10 8 km, 10 8 päikese massi hoidmiseks meie Päikese jaoks oleks must auk umbes 6 km suurune). Ühel või teisel viisil, kuid oletus supermassiivsest mustast august galaktika keskmes osutus viljakaks ja suutmaks selgitada paljusid kvasarite omadusi.
Näiteks on tüüpilise galaktika keskel asuva musta augu mass 10 6 -10 10 päikese massi ja seetõttu varieerub selle gravitatsiooniraadius vahemikus 3x10 6 -3x10 10 km, mis on kooskõlas eelmise hinnanguga. kvasarite suurusest.
Viimased andmed kinnitavad ka nende alade kompaktsust, kust sära tuleb. Näiteks 5-aastased vaatlused võimaldasid määrata kuue meie galaktikas asuva sarnase kiirguskeskuse ümber tiirleva tähe orbiidid. Üks neist möödus hiljuti mustast august vaid 8 valgustunni kauguselt, liikudes kiirusega 9000 km/s.
Niipea kui aine mis tahes kujul ilmub musta augu ümber, hakkab must auk kiirgama energiat, neelates ainet. Algstaadiumis, kui tekkisid esimesed galaktikad, oli mustade aukude ümber palju ainet, mis oli nende jaoks omamoodi “toiduks”, ja mustad augud helendasid väga eredalt - siin nad on, kvasarid! Muide, energiast, mida keskmine kvasar kiirgab sekundis, piisaks Maa varustamiseks elektriga miljardeid aastaid. Ja üks rekordiomanik numbriga 550014 + 81 kiirgab valgust 60 tuhat korda intensiivsemalt kui kogu meie Linnutee oma saja miljardi tähega!
Kui tsentri läheduses on ainet vähem, siis kuma nõrgeneb, kuid sellegipoolest on galaktika tuum jätkuvalt selle eredaim piirkond (see nähtus, mida nimetatakse aktiivseks galaktika tuumaks, on astronoomidele tuntud juba pikka aega. aeg). Lõpuks saabub hetk, mil must auk neelab põhiosa ümbritsevast ruumist ainest, misjärel kiirgus peaaegu peatub ja mustast august saab hämar objekt. Aga ta paneb oma aega! Niipea, kui lähedusse ilmub uus aine (näiteks kui kaks galaktikat põrkuvad), hakkab must auk uue jõuga särama, õgides ahnelt tähti ja ümbritseva tähtedevahelise gaasi osakesi. Seega saab kvasar märgatavaks muutuda ainult tänu oma keskkonnale. Kaasaegne tehnoloogia võimaldab juba eristada üksikuid tähestruktuure kaugete kvasarite ümber, mis on küllastumatute mustade aukude kasvulava.
Kuid meie ajal, kui galaktikate kokkupõrked on haruldased, ei saa kvasareid tekkida. Ja ilmselt on see tõsi – peaaegu kõik vaadeldud kvasarid on väga olulisel kaugusel, mis tähendab, et neist saabuv valgus kiirgas välja väga kaua aega tagasi, esimeste galaktikate sündimise aegadel.
See Hubble'i kosmoseteleskoobi kvasarite portreede galerii võimaldab näha nende lähiümbrust: kvasarid ise paistavad heledate tähetaoliste objektidena difraktsiooniristidega. Keskmises ja paremas veerus olevad kujutised näitavad kvasareid, mis on seotud kokkuvarisenud põrkuvate ja ühinevate galaktikatega, millel peaks olema piisavalt materjali näljase musta augu toitmiseks.
