Quasar - Quasar
Kvasar ( / k w eɪ z ɑːr / ; také známý jako objekt kvazi-hvězdné , zkráceně QSO ) je extrémně světelný aktivní galaktické jádro (AGN), poháněn černé díry , s hmotností v rozmezí od milionů až desítek miliardy hmotností Slunce , obklopené plynným akrečním kotoučem . Plyn v disku klesající směrem k černé díře se kvůli tření zahřívá a uvolňuje energii ve formě elektromagnetického záření . Zářivá energie z kvasarů je obrovský; nejmocnější kvasary mají svítivosti tisíckrát větší než galaxie , jako je Mléčná dráha . Kvazary jsou obvykle kategorizovány jako podtřída obecnější kategorie AGN. K redshifts z kvasarů jsou kosmického původu .
Termín kvasar vznikal jako kontrakce o „kvazi-hvězdné [star-like] radio source“ - protože kvasary byly poprvé identifikovány v roce 1950 jako zdroje vyzařování radiových vln neznámého fyzikálního původu - a pokud jsou uvedeny v fotografické obrazy u viditelných vlnových délek , připomínaly slabé, hvězdné světelné body. Obrázky kvasarů ve vysokém rozlišení, zejména z Hubbleova kosmického dalekohledu , ukázaly, že kvasary se vyskytují v centrech galaxií a že některé hostitelské galaxie silně interagují nebo slučují galaxie. Stejně jako u jiných kategorií AGN závisí pozorované vlastnosti kvasaru na mnoha faktorech, včetně hmotnosti černé díry, rychlosti narůstání plynu, orientace akrečního disku vzhledem k pozorovateli, přítomnosti nebo nepřítomnosti paprsku a stupeň zatemnění plynem a prachem v hostitelské galaxii.
Bylo nalezeno více než milion kvazarů, přičemž nejbližší známý byl od Země vzdálen asi 600 milionů světelných let . Záznam nejvzdálenějšího známého kvasaru se neustále mění. V roce 2017 byl kvazar ULAS J1342+0928 detekován při červeném posuvu z = 7,54. Světlo pozorované z tohoto 800 milionů slunečních hmotných kvasarů bylo emitováno, když byl vesmír starý pouze 690 milionů let. V roce 2020 byl kvasar Pōniuāʻena detekován z doby pouhých 700 milionů let po Velkém třesku a s odhadovanou hmotností 1,5 miliardykrát větší než hmotnost našeho Slunce. Počátkem roku 2021 byl kvazar J0313-1806 s 1,6 miliardami černé díry o hmotnosti Slunce hlášen při z = 7,64, 670 milionů let po Velkém třesku. V březnu 2021 byl detekován PSO J172.3556+18.7734 a od té doby byl nazýván nejvzdálenějším známým objeveným radio-hlasitým kvazarem.
Průzkumy objevů kvasarů prokázaly, že aktivita kvasarů byla běžnější v dávné minulosti; vrcholná epocha byla přibližně před 10 miliardami let. Koncentrace více gravitačně přitahovaných kvasarů jsou známé jako velké skupiny kvasarů a tvoří jedny z největších známých struktur ve vesmíru.
Pojmenování
Termín „kvazar“ byl poprvé použit v článku astrofyzika Hong-Yee Chiu v květnu 1964 v časopisu Physics Today k popisu určitých astronomicky záhadných objektů:
K popisu těchto objektů se zatím používá neobratně dlouhý název „kvazi-hvězdné rádiové zdroje“. Protože povaha těchto předmětů je zcela neznámá, je těžké pro ně připravit krátkou a vhodnou nomenklaturu, aby jejich základní vlastnosti byly zřejmé z jejich názvu. Pro pohodlí bude v celém tomto příspěvku použita zkrácená forma „kvazar“.
Historie pozorování a interpretace
Pozadí
Mezi lety 1917 a 1922 z práce Hebera Curtise , Ernsta Öpika a dalších vyšlo najevo , že některé objekty („ mlhoviny “), které astronomové viděli, byly ve skutečnosti vzdálené galaxie jako naše vlastní. Když ale v 50. letech začala radioastronomie , astronomové mezi galaxiemi detekovali malý počet anomálních objektů s vlastnostmi, které se vymykaly vysvětlení.
Objekty vyzařovaly velké množství záření mnoha frekvencí, ale žádný zdroj nemohl být umístěn opticky, nebo v některých případech jen slabý a bodový předmět poněkud podobný vzdálené hvězdě . Tyto spektrální čáry těchto objektů, v nichž byly zjištěny chemické prvky , z nichž je předmět skládá, byly také velmi zvláštní a vzdoroval vysvětlení. Někteří z nich velmi rychle měnili svítivost v optickém rozsahu a ještě rychleji v oblasti rentgenových paprsků, což naznačuje horní hranici jejich velikosti, možná ne větší než naše vlastní sluneční soustava . To znamená extrémně vysokou hustotu výkonu . Proběhla značná diskuse o tom, jaké by tyto objekty mohly být. Byly popsány jako „kvazi-hvězdné [myšleno: hvězdné] rádiové zdroje“ nebo „kvazi-hvězdné objekty“ (QSO), což je název, který odrážel jejich neznámou povahu, a toto se zkrátilo na „kvazar“.
Raná pozorování (šedesátá léta a dříve)
První kvazary ( 3C 48 a 3C 273 ) byly objeveny na konci padesátých let minulého století jako rádiové zdroje v celooblohových rádiových průzkumech. Nejprve byly označeny jako rádiové zdroje bez odpovídajícího viditelného objektu. Pomocí malých dalekohledů a Lovellova teleskopu jako interferometru bylo prokázáno, že mají velmi malou úhlovou velikost. V roce 1960 byly stovky těchto objektů zaznamenány a publikovány ve třetím Cambridgeském katalogu, zatímco astronomové skenovali oblohu pro optické protějšky. V roce 1963 Allan Sandage a Thomas A. Matthews publikovali definitivní identifikaci rádiového zdroje 3C 48 optickým objektem . Astronomové detekovali v místě zdroje rádia něco, co vypadalo jako slabou modrou hvězdu, a získali jeho spektrum, které obsahovalo mnoho neznámých širokých emisních čar. Anomální spektrum se vymykalo interpretaci.
Britsko-australský astronom John Bolton udělal mnoho raných pozorování kvasarů, včetně průlom v roce 1962. Další rádio zdroj, 3C 273 , bylo předpovězeno podstoupit pět zákrytů od Měsíce . Měření provedená Cyrilem Hazardem a Johnem Boltonem během jedné z zákrytů pomocí rádiového teleskopu Parkes umožnila Maartenovi Schmidtovi najít viditelný protějšek zdroje rádia a získat optické spektrum pomocí 200palcového (5,1 m) dalekohledu Hale na hoře Palomar . Toto spektrum odhalilo stejné podivné emisní čáry. Schmidt byl schopen prokázat, že se pravděpodobně jedná o běžné spektrální čáry vodíku s červeným posunem o 15,8%, v té době s vysokým červeným posunem (pouze s hrstkou mnohem slabších galaxií známých s vyšším červeným posuvem). Pokud to bylo způsobeno fyzickým pohybem „hvězdy“, pak 3C 273 ustupovalo obrovskou rychlostí kolem47 000 km/s , daleko za rychlostí jakékoli známé hvězdy, a vzdoruje zjevnému vysvětlení. Ani extrémní rychlost by nepomohla vysvětlit obrovské rádiové emise 3C 273. Pokud byl rudý posuv kosmologický (nyní je známo, že je správný), velká vzdálenost naznačovala, že 3C 273 byla mnohem zářivější než jakákoli galaxie, ale mnohem kompaktnější. Také 3C 273 byl dostatečně jasný na to, aby jej bylo možné detekovat na archivních fotografiích z roku 1900; bylo zjištěno, že je variabilní v ročních časových intervalech, což znamená, že podstatná část světla byla emitována z oblasti menší než 1 světelný rok, malé ve srovnání s galaxií.
Ačkoli to vyvolalo mnoho otázek, Schmidtův objev rychle způsobil revoluci v pozorování kvasaru. Podivné spektrum 3C 48 Schmidt, Greenstein a Oke rychle identifikovali jako vodík a hořčík s červeným posunem o 37%. Krátce poté byla potvrzena také dvě další kvazarová spektra v roce 1964 a pět dalších v roce 1965 jako obyčejné světlo, které bylo extrémně rudě posunuto. Zatímco o samotných pozorováních a rudých posunech nebylo pochyb, o jejich správné interpretaci se silně diskutovalo a Boltonův návrh, že záření detekované z kvazarů byly obyčejné spektrální čáry ze vzdálených vysoce rudě posunutých zdrojů s extrémní rychlostí, nebyl v té době široce přijímán.
Rozvoj fyzického porozumění (60. léta 20. století)
Extrémní rudý posuv může znamenat velkou vzdálenost a rychlost, ale může to být také způsobeno extrémní hmotou nebo jinými neznámými zákony přírody. Extrémní rychlost a vzdálenost by také znamenaly obrovský výkon, který postrádal vysvětlení. Malé velikosti byly potvrzeny interferometrií a pozorováním rychlosti, s jakou se kvazar jako celek měnil ve výkonu, a jejich neschopností být viděn i v nejsilnějších teleskopech viditelného světla jako něco jiného než slabé hvězdné světelné body. Ale kdyby byli malí a daleko ve vesmíru, jejich výkon by musel být obrovský a těžko vysvětlitelný. Stejně tak, kdyby byli velmi malí a mnohem blíže naší galaxii, bylo by snadné vysvětlit jejich zdánlivý výkon, ale méně snadno vysvětlit jejich rudé posuny a nedostatek detekovatelného pohybu na pozadí vesmíru.
Schmidt poznamenal, že červený posun je také spojen s rozpínáním vesmíru, jak je kodifikováno v HST . Pokud by změřený rudý posuv byl způsoben expanzí, pak by to podpořilo interpretaci velmi vzdálených objektů s mimořádně vysokou svítivostí a výkonem, daleko za hranicí jakéhokoli doposud viděného objektu. Tato extrémní svítivost by také vysvětlovala velký rádiový signál. Schmidt dospěl k závěru, že 3C 273 může být buď jednotlivá hvězda široká asi 10 km v naší galaxii (nebo blízko ní), nebo vzdálené aktivní galaktické jádro. Uvedl, že vzdálený a extrémně silný předmět se zdá být pravděpodobnější správný.
Schmidtovo vysvětlení vysokého červeného posunu tehdy nebylo široce přijímáno. Velkou obavou bylo obrovské množství energie, kterou by tyto objekty musely vyzařovat, pokud by byly vzdálené. V šedesátých letech to nemohl vysvětlit žádný běžně přijímaný mechanismus. Aktuálně přijímané vysvětlení, že je to kvůli hmotě v akrečním disku spadajícím do supermasivní černé díry , bylo navrženo pouze v roce 1964 Edwinem Salpeterem a Jakovem Zel'dovichem a dokonce i poté bylo mnohými astronomy odmítnuto, protože v 60. letech 20. století „Existence černých děr byla stále široce vnímána jako teoretická a příliš exotická, a protože ještě nebylo potvrzeno, že mnoho galaxií (včetně naší vlastní) má ve svém středu supermasivní černé díry. Podivné spektrální čáry v jejich záření a rychlost změny pozorované u některých kvasarů také mnoha astronomům a kosmologům naznačovaly, že objekty byly poměrně malé, a proto možná jasné, masivní a ne daleko; v souladu s tím, že jejich červené posuny nebyly způsobeny vzdáleností nebo rychlostí a musí být způsobeny nějakým jiným důvodem nebo neznámým procesem, což znamená, že kvasary nebyly opravdu mocné objekty ani v extrémních vzdálenostech, jak naznačovalo jejich rudě posunuté světlo . Běžným alternativním vysvětlením bylo, že rudé posuny byly způsobeny extrémní hmotou ( gravitační rudé posunování vysvětleno obecnou relativitou ) a nikoli extrémní rychlostí (vysvětleno speciální relativitou ).
V 60. a 70. letech byla navržena různá vysvětlení, z nichž každé mělo své vlastní problémy. Bylo navrženo, že kvasary jsou blízké objekty a že jejich červený posun nebyl způsoben expanzí prostoru (speciální relativita), ale spíše světlem unikajícím z hluboké gravitační studny (obecná relativita). To by vyžadovalo masivní objekt, což by také vysvětlovalo vysoké svítivosti. Hvězda s dostatečnou hmotností k produkci naměřeného červeného posunu by však byla nestabilní a přesahovala Hayashiho limit . Kvazary také ukazují zakázané spektrální emisní čáry, dříve pozorované pouze v horkých plynných mlhovinách nízké hustoty, které by byly příliš difúzní na to, aby generovaly pozorovanou energii a zapadaly do hluboké gravitační studny. Existovaly také vážné obavy ohledně myšlenky na kosmologicky vzdálené kvasary. Jedním silným argumentem proti nim bylo to, že naznačovaly energie, které byly mnohem vyšší než známé procesy přeměny energie, včetně jaderné fúze . Objevily se návrhy, že kvasary byly vyrobeny z nějaké dosud neznámé stabilní formy antihmoty v podobně neznámých typech oblastí vesmíru, a že by to mohlo odpovídat jejich jasnosti. Jiní spekulovali, že kvasary byly koncem bílé díry červí díry nebo řetězovou reakcí četných supernov .
Nakonec, přibližně od 70. let 20. století, řada důkazů (včetně prvních rentgenových vesmírných observatoří , znalostí černých děr a moderních modelů kosmologie ) postupně prokázala, že červené posuny kvasaru jsou skutečné a vzhledem k expanzi vesmíru , že kvasary jsou ve skutečnosti tak silné a vzdálené, jak Schmidt a někteří další astronomové navrhli, a že jejich zdrojem energie je hmota z akrečního disku dopadajícího na supermasivní černou díru. To zahrnovalo zásadní důkazy z optického a rentgenového prohlížení hostitelských galaxií kvasarů, nálezy „zasahujících“ absorpčních čar, které vysvětlovaly různé spektrální anomálie, pozorování z gravitační čočky , Petersonův a Gunnův nález z roku 1971, že galaxie obsahující kvasary vykazovaly stejný rudý posuv jako kvazary a Kristianovo zjištění z roku 1973, že „fuzzy“ okolí mnoha kvasarů je v souladu s méně zářivou hostitelskou galaxií.
Tento model také dobře zapadá do jiných pozorování, která naznačují, že mnoho nebo dokonce většina galaxií má masivní centrální černou díru. Také by to vysvětlovalo, proč jsou kvazary v raném vesmíru běžnější: když kvazar čerpá hmotu z akrečního disku, dojde k bodu, kdy je v blízkosti méně hmoty a produkce energie odpadne nebo se zastaví, protože kvazar se stane obyčejnějším typ galaxie.
Mechanismus produkce energie akrečního disku byl nakonec modelován v 70. letech minulého století a černé díry byly také přímo detekovány (včetně důkazů, které ukazují, že supermasivní černé díry lze nalézt v centrech naší vlastní a mnoha dalších galaxií), což vyřešilo obavy, že kvazary byly příliš světelné na to, aby byly výsledkem velmi vzdálených předmětů nebo že nebylo možné potvrdit, že by v přírodě existoval vhodný mechanismus. V roce 1987 bylo „dobře přijato“, že toto bylo správné vysvětlení pro kvasary a kosmologickou vzdálenost a energetický výdej kvasarů přijali téměř všichni výzkumníci.
Moderní pozorování (od 70. let 20. století)
Později se zjistilo, že ne všechny kvasary mají silné rádiové emise; ve skutečnosti jen asi 10% je „rádiových“. Název „QSO“ (kvazi-hvězdný objekt) se proto používá (kromě „kvasaru“) k označení těchto objektů, dále rozdělených do tříd „radio-loud“ a „radio-quiet“. Objev kvazaru měl v šedesátých letech velké důsledky pro oblast astronomie, včetně přiblížení fyziky a astronomie k sobě.
V roce 1979 Gravitační čočky efekt předpověděl Albert Einstein je obecná teorie relativity byla potvrzena observationally poprvé s obrazy dvojité kvasarem 0957 + 561.
Studie publikovaná v únoru 2021 ukázala, že v jednom směru (směrem k Hydře ) je více kvasarů než v opačném směru, což zdánlivě naznačuje, že se pohybujeme tímto směrem. Ale směr tohoto dipólu je asi 28 ° od směru našeho pohybu vzhledem ke kosmickému mikrovlnnému záření na pozadí .
V březnu 2021, spolupráce vědců, spojené s událostí Horizon dalekohled , prezentovány, poprvé, je polarizované bázi obraz z černé díry , zejména černé díry ve středu Messier 87 , An eliptická galaxie přibližně 55 milión světelných let daleko v souhvězdí Panny , odhalující síly, které vedly ke vzniku kvasarů.
Současné porozumění
Nyní je známo, že kvasary jsou vzdálené, ale extrémně světelné objekty, takže jakékoli světlo, které se dostane na Zemi, je díky metrické expanzi prostoru posunuto červeně .
Kvazary obývají centra aktivních galaxií a patří mezi nejsvítivější, nejsilnější a nejenergetičtější objekty známé ve vesmíru a vyzařují až tisícinásobek energetického výkonu Mléčné dráhy , která obsahuje 200–400 miliard hvězd. Toto záření je emitováno napříč elektromagnetickým spektrem, téměř rovnoměrně, od rentgenových paprsků po vzdálené infračervené záření se špičkou v ultrafialových optických pásmech, přičemž některé kvasary jsou také silnými zdroji radiového záření a gama paprsků. Díky zobrazování s vysokým rozlišením z pozemských teleskopů a Hubbleova vesmírného teleskopu byly v některých případech detekovány „hostitelské galaxie“ obklopující kvasary. Tyto galaxie jsou obvykle příliš slabé na to, aby byly vidět proti oslnění kvazaru, s výjimkou speciálních technik. Většinu kvasarů, s výjimkou 3C 273 , jejichž průměrná zdánlivá velikost je 12,9, nelze pomocí malých dalekohledů spatřit.
Předpokládá se - a v mnoha případech se potvrdilo -, že kvasary jsou poháněny narůstáním materiálu do supermasivních černých děr v jádrech vzdálených galaxií, jak navrhli v roce 1964 Edwin Salpeter a Yakov Zel'dovich . Světlo a jiné záření nemohou uniknout z horizontu událostí černé díry. Energie produkovaná kvasarem je generována mimo černou díru gravitačním napětím a obrovským třením v materiálu nejblíže černé díře, když obíhá a padá dovnitř. Obrovská svítivost kvasarů vyplývá z akrečních disků centrálních supermasivních černých děr, které dokážou přeměnit 6% až 32% hmotnosti předmětu na energii , ve srovnání s pouhými 0,7% u procesu jaderné fúze řetězce p – p, který dominuje produkce energie ve hvězdách podobných Slunci. Centrální hmotnosti 10 5 až 10 9 hmotností Slunce byly změřeny v kvazarech pomocí mapování dozvuku . Několik desítek blízkých velkých galaxií, včetně naší vlastní galaxie Mléčné dráhy , které nemají aktivní centrum a nevykazují žádnou aktivitu podobnou kvasaru, je potvrzeno, že obsahují ve svých jádrech podobnou supermasivní černou díru (galaktické centrum) . Nyní se tedy má za to, že všechny velké galaxie mají černou díru tohoto druhu, ale jen malá část má ve svém středu dostatek hmoty na správném druhu oběžné dráhy, aby se stala aktivní a vyzařovala energii takovým způsobem, aby byla považována za kvasary .
To také vysvětluje, proč byly kvasary v raném vesmíru běžnější, protože tato produkce energie končí, když supermasivní černá díra spotřebuje veškerý plyn a prach v její blízkosti. To znamená, že je možné, že většina galaxií, včetně Mléčné dráhy, prošla aktivním stádiem, vypadala jako kvazar nebo nějaká jiná třída aktivní galaxie, která závisela na hmotnosti černé díry a rychlosti narůstání, a nyní je v klidu protože jim chybí zásoba hmoty, která by se přiváděla do jejich centrálních černých děr a generovala záření.
Hmota narůstající do černé díry pravděpodobně nespadne přímo dovnitř, ale bude mít určitý moment hybnosti kolem černé díry, což způsobí, že se hmota shromáždí do akrečního disku . Kvazary mohou být také zapáleny nebo znovu zapáleny, když se normální galaxie spojí a černá díra je naplněna čerstvým zdrojem hmoty. Ve skutečnosti bylo navrženo, že by kvazar mohl vzniknout, když se galaxie Andromeda srazí s naší vlastní galaxií Mléčné dráhy za přibližně 3–5 miliard let.
V osmdesátých letech byly vyvinuty sjednocené modely, ve kterých byly kvasary klasifikovány jako určitý druh aktivní galaxie , a objevila se shoda, že v mnoha případech je to jednoduše úhel pohledu, který je odlišuje od jiných aktivních galaxií, jako jsou blazary a rádiové galaxie .
Kvazar s nejvyšším červeným posuvem (k prosinci 2017) byl ULAS J1342+0928 , s červeným posunem 7,54, což odpovídá vzdálenosti od Země přibližně 29,36 miliardy světelných let (tyto vzdálenosti jsou mnohem větší, než by vzdálenost dokázala světlo cestovat ve 13,8 miliardy let trvající historii vesmíru, protože se rozšiřuje i samotný vesmír ).
Vlastnosti
Více než Bylo nalezeno 750 000 kvasarů (k srpnu 2020), většina z průzkumu Sloan Digital Sky Survey . Všechna pozorovaná kvazarová spektra mají červené posuny mezi 0,056 a 7,64 (k roku 2021). Použitím Hubblova zákona na tyto rudé posuny lze ukázat, že jsou vzdáleny 600 až 29,36 miliardy světelných let (pokud jde o vzdálenost ). Kvůli velkým vzdálenostem k nejvzdálenějším kvasarům a konečné rychlosti světla se oni a jejich okolní prostor jeví tak, jak existovali ve velmi raném vesmíru.
Síla kvasarů pochází ze supermasivních černých děr, o nichž se věří, že existují v jádru většiny galaxií. Dopplerovské posuny hvězd poblíž jader galaxií naznačují, že se točí kolem obrovských hmot s velmi strmými gravitačními gradienty, což naznačuje černé díry.
Ačkoli se kvasary při pohledu ze Země zdají slabé, jsou viditelné z extrémních vzdáleností a jsou nejsvětelnějšími objekty ve známém vesmíru. Nejjasnější kvasar na obloze je 3C 273 v souhvězdí z Virgo . Má průměrnou zdánlivou velikost 12,8 (dostatečně jasnou na to, aby ji bylo možné vidět amatérským dalekohledem střední velikosti ), ale má absolutní velikost −26,7. Ze vzdálenosti asi 33 světelných let by tento objekt zářil na obloze asi tak jasně jako naše Slunce . Světelnost tohoto kvasaru je tedy asi 4 biliony (4 × 10 12 ) krát vyšší než Slunce, nebo asi 100krát větší než celkové světlo obřích galaxií, jako je Mléčná dráha . To předpokládá, že kvasar vyzařuje energii ve všech směrech, ale věří se, že aktivní galaktické jádro vyzařuje přednostně ve směru svého paprsku. Ve vesmíru, který obsahuje stovky miliard galaxií, z nichž většina měla aktivní jádra před miliardami let, ale byla viděna pouze dnes, je statisticky jisté, že by na Zemi měly mířit tisíce energetických proudů, některé příměji než jiné. V mnoha případech je pravděpodobné, že čím jasnější je kvasar, tím přímější je jeho paprsek namířen na Zemi. Takovým kvasarům se říká blazary .
Hyperluminous quasar APM 08279+5255 byl, když byl objeven v roce 1998, dán absolutní velikostí -32,2. Zobrazování s vysokým rozlišením pomocí Hubbleova vesmírného teleskopu a 10 m Keckova teleskopu odhalilo, že tento systém je gravitačně čočkovaný . Studie gravitační čočky tohoto systému naznačuje, že vyzařované světlo bylo zvětšeno faktorem ~ 10. Je stále podstatně zářivější než blízké kvasary, jako je 3C 273.
Kvazary byly v raném vesmíru mnohem běžnější než dnes. Tento objev Maarten Schmidt v roce 1967 byl časným silným důkazem proti kosmologii v ustáleném stavu a ve prospěch kosmologie velkého třesku . Kvazary ukazují místa, kde rychle rostou supermasivní černé díry (podle narůstání ). Podrobné simulace uvedené v roce 2021 ukázaly, že galaxické struktury, jako jsou spirální ramena, využívají gravitační síly k „brzdění“ plynu, který by jinak navždy obíhal centra galaxií; místo toho brzdný mechanismus umožnil plynu spadnout do supermasivních černých děr a uvolnit obrovské zářivé energie. Tyto černé díry se vyvíjejí společně s hmotou hvězd v jejich hostitelské galaxii způsobem, který v současné době není zcela pochopen. Jedna myšlenka je, že trysky, záření a větry vytvořené kvasary zastavily vznik nových hvězd v hostitelské galaxii, což je proces nazývaný „zpětná vazba“. O tryskách, které v některých kvazarech produkují silnou rádiovou emisi ve středech kup galaxií, je známo, že mají dostatek energie, aby zabránily ochlazení horkého plynu v těchto kupách a jeho pádu do centrální galaxie.
Světelnosti kvasarů jsou variabilní, s časovým rozsahem, který se pohybuje od měsíců do hodin. To znamená, že kvasary generují a vyzařují svoji energii z velmi malé oblasti, protože každá část kvasaru by musela být v kontaktu s jinými částmi v takovém časovém měřítku, aby byla možná koordinace změn svítivosti. To by znamenalo, že kvazar měnící se v časovém měřítku několika týdnů nemůže být větší než několik světelných týdnů. Emise velkého množství energie z malé oblasti vyžaduje zdroj energie mnohem účinnější než jaderná fúze, která pohání hvězdy. Přeměna gravitační potenciální energie na záření dopadáním na černou díru převádí 6% až 32% hmotnosti na energii ve srovnání s 0,7% na přeměnu hmoty na energii ve hvězdě, jako je naše Slunce. Je to jediný známý proces, který může produkovat tak vysoký výkon po velmi dlouhou dobu. (Hvězdné výbuchy, jako jsou supernovy a záblesky gama záření , a přímá hmota - anihilace antihmoty , mohou také produkovat velmi vysoký výstupní výkon, ale supernovy trvají jen několik dní a vesmír podle všeho neměl v daném okamžiku velké množství antihmoty. krát.)
Jelikož kvazary vykazují všechny vlastnosti společné jiným aktivním galaxiím, jako jsou Seyfertovy galaxie , lze emise z kvazarů snadno porovnat s emisemi menších aktivních galaxií poháněných menšími supermasivními černými dírami. Aby se vytvořila svítivost 10 40 wattů (typický jas kvazaru), musela by supermasivní černá díra spotřebovat ekvivalent materiálu 10 hmotností Slunce za rok. Nejjasnější známé kvasary každoročně pohltí 1000 hmotností Slunce. Odhaduje se, že největší známý spotřebuje hmotu ekvivalentní 10 Zemím za sekundu. Svítivost kvasaru se může v průběhu času značně lišit v závislosti na jejich okolí. Vzhledem k tomu, že je obtížné zásobovat kvazary po mnoho miliard let, poté, co kvazar dokončí akumulaci okolního plynu a prachu, se stane obyčejnou galaxií.
Záření z kvasarů je částečně „netermální“ (tj. Není způsobeno zářením černého tělesa ) a přibližně 10% má také paprsky a laloky podobné těm z radiových galaxií, které také nesou značné (ale špatně pochopené) množství energie v forma částic pohybujících se relativistickými rychlostmi . Extrémně vysoké energie lze vysvětlit několika mechanismy (viz Fermiho zrychlení a odstředivý mechanismus zrychlení ). Kvazary lze detekovat v celém pozorovatelném elektromagnetickém spektru , včetně rádiového , infračerveného , viditelného světla , ultrafialového , rentgenového a dokonce gama záření . Většina kvasarů je nejjasnější ve své ultrafialové vlnové délce klidového rámce 121,6 nm Lyman-alfa emisní čára vodíku, ale vzhledem k obrovským červeným posunům těchto zdrojů byla tato maximální svítivost pozorována až na červenou hodnotu 900,0 nm. infračervený. Menšina kvasarů vykazuje silné rádiové emise, které je generováno proudy hmoty pohybujícími se blízko rychlosti světla. Při pohledu dolů se jeví jako blazary a často mají oblasti, které se zdánlivě vzdalují od středu rychleji než rychlost světla ( superluminální expanze). Jedná se o optický klam díky vlastnostem speciální relativity .
Červené posuny kvasaru jsou měřeny ze silných spektrálních čar, které dominují jejich viditelným a ultrafialovým emisním spektrům. Tyto čáry jsou jasnější než spojité spektrum. Vykazují dopplerovské rozšíření odpovídající střední rychlosti několika procent rychlosti světla. Rychlé pohyby silně naznačují velkou hmotu. Emisní linie vodíku (hlavně řady Lyman a Balmer ), helia, uhlíku, hořčíku, železa a kyslíku jsou nejjasnější čáry. Atomy vyzařující tyto linie se pohybují od neutrálních po vysoce ionizované, takže zůstávají vysoce nabité. Tento široký rozsah ionizace ukazuje, že plyn je vysoce ozařován kvasarem, nejen horkým, a nikoli hvězdami, které nemohou produkovat tak široký rozsah ionizace.
Jako všechny (nezakryté) aktivní galaxie mohou být kvazary silnými zdroji rentgenového záření. Rádio-hlasité kvazary mohou také vytvářet rentgenové a gama paprsky inverzním Comptonovým rozptylem fotonů s nižší energií pomocí radionuklidových elektronů v paprsku.
Kvazary železa vykazují silné emisní linie vyplývající z nízkoionizačního železa (Fe II ), jako je IRAS 18508-7815.
Spektrální čáry, reionizace a raný vesmír
Kvasary také poskytnout nějaké stopy, pokud jde o konci velkého třesku ‚s reionization . Nejstarší známé kvasary ( z = 6) mají Gunn -Petersonův žlab a před sebou mají absorpční oblasti, což naznačuje, že mezigalaktickým médiem byl v té době neutrální plyn . Novější kvazary nevykazují žádnou absorpční oblast, ale spíše jejich spektra obsahují špičatou oblast známou jako les Lyman-alfa ; to naznačuje, že mezigalaktické médium prošlo reionizací na plazmu a že neutrální plyn existuje pouze v malých mracích.
Významná je také intenzivní produkce ionizujícího ultrafialového záření, protože by poskytla mechanismus pro reionizaci, ke které dochází při vzniku galaxií. Navzdory tomu současné teorie naznačují, že kvasary nebyly primárním zdrojem reionizace; primární příčiny reionizace byly pravděpodobně nejstarší generace hvězd , známé jako hvězdy populace III (možná 70%), a trpasličí galaxie (velmi rané malé vysokoenergetické galaxie) (možná 30%).
Kvazary ukazují důkazy o prvcích těžších než hélium , což naznačuje, že galaxie prošly masivní fází formování hvězd a vytvářely hvězdy populace III mezi dobou Velkého třesku a prvními pozorovanými kvasary. Světlo z těchto hvězd může byly pozorovány v roce 2005 za použití NASA ‚s Spitzer Space Telescope , ačkoli toto pozorování je třeba ještě potvrdit.
Kvazarové podtypy
Taxonomie kvasarů zahrnuje různé podtypy, které představují podskupiny populace kvasaru, který má odlišné vlastnosti.
- Rádio-hlasité kvazary jsou kvazary s výkonnými tryskami, které jsou silnými zdroji radiového záření. Tito tvoří asi 10% celkové populace kvasaru.
- Rádio-tiché kvazary jsou ty kvazary, kterým chybí výkonné trysky, s relativně slabším rádiovým vyzařováním než radiofrekvenční populace. Většina kvasarů (asi 90%) je radio-tichá.
- Kvazary se širokou absorpční linií (BAL) jsou kvazary, jejichž spektra vykazují široké absorpční linie, které jsou vzhledem k klidovému rámci kvasaru modře posunuty, což je důsledkem proudění plynu ven z aktivního jádra směrem k pozorovateli. Široké absorpční čáry se nacházejí asi v 10% kvazarů a BAL kvazary jsou obvykle radio-tiché. V ultrafialových spektrech klidových rámců kvazarů BAL lze detekovat široké absorpční linie z ionizovaného uhlíku, hořčíku, křemíku, dusíku a dalších prvků.
- Kvazary typu 2 (nebo typu II) jsou kvazary, ve kterých je akreční disk a široké emisní čáry vysoce zakryty hustým plynem a prachem . Jsou to protějšky vyšší svítivosti galaxií Seyfert typu 2.
- Červené kvazary jsou kvazary s optickými barvami, které jsou červenější než normální kvazary, které jsou považovány za důsledek mírných úrovní vyhynutí prachu v hostitelské galaxii kvasarů. Infračervené průzkumy prokázaly, že červené kvasary tvoří podstatnou část celkové populace kvasarů.
- Kvazary s opticky násilnými proměnnými (OVV) jsou radio-hlasité kvazary, ve kterých je paprsek směrován k pozorovateli. Relativistické paprskové paprskové emise mají za následek silnou a rychlou variabilitu jasu kvasaru. Kvazary OVV jsou také považovány za druh blazaru .
- Kvazary slabých emisních čar jsou kvazary s neobvykle slabými emisními čarami v ultrafialovém/viditelném spektru.
Role v nebeských referenčních systémech
Vzhledem k tomu, že kvasary jsou extrémně vzdálené, jasné a malé ve zdánlivé velikosti, jsou užitečnými referenčními body při vytváření měřicí mřížky na obloze. International Celestial referenční systém (ICRS) je založeno na stovkách mimořádně galaktických rádiových zdrojů, většinou kvasary, distribuovány po celém celou oblohu. Protože jsou tak vzdálení, jsou zjevně stacionární vůči naší současné technologii, přesto lze jejich polohy měřit s maximální přesností interferometrií s velmi dlouhou základní linií (VLBI). Pozice většiny jsou známy na 0,001 arcsekundy nebo lepší, což je řádově přesnější než nejlepší optická měření.
Několik kvasarů
Seskupení dvou nebo více kvazarů na obloze může vyplývat z náhodného vyrovnání, kde kvazary nejsou fyzicky spojeny, ze skutečné fyzické blízkosti nebo z účinků gravitace ohýbající světlo jednoho kvazaru na dva nebo více obrazů gravitačním čočkování .
Když se dva kvazary zdají být velmi blízko sebe, jak je vidět ze Země (oddělené několika arcsekundami nebo méně), jsou běžně označovány jako „dvojitý kvazar“. Když jsou tito dva také blízko sebe v prostoru (tj. Pozorují, že mají podobné rudé posuny), nazývají se „kvazarový pár“ nebo jako „binární kvazar“, pokud jsou dostatečně blízko, že jejich hostitelské galaxie pravděpodobně fyzicky interagují.
Vzhledem k tomu, že kvasary jsou celkově vzácnými objekty ve vesmíru, je pravděpodobnost nalezení tří nebo více samostatných kvasarů v blízkosti stejného fyzického umístění velmi nízká a určení, zda je systém fyzicky oddělen od sebe, vyžaduje značné pozorovací úsilí. První opravdový trojitý kvasar byl nalezen v roce 2007 pozorováními na WM Keck Observatory Mauna Kea , Hawaii . LBQS 1429-008 (nebo QQQ J1432-0106) byl poprvé pozorován v roce 1989 a v té době byl shledán dvojitým kvasarem. Když astronomové objevili třetího člena, potvrdili, že zdroje jsou oddělené a nejsou výsledkem gravitační čočky. Tento trojitý kvasar má červený posun z = 2,076. Složky jsou od sebe odděleny podle odhadů 30–50 kiloparseky (zhruba 97 000–160 000 světelných let), což je typické pro interagující galaxie. V roce 2013 byla nalezena druhá skutečná trojice kvazarů, QQQ J1519+0627, s červeným posunem z = 1,51, celý systém zapadal do fyzické separace 25 kpc (asi 80 000 světelných let).
První skutečný čtyřnásobný kvazarový systém byl objeven v roce 2015 s červeným posunem z = 2,0412 a má celkové fyzické měřítko asi 200 kpc (zhruba 650 000 světelných let).
Kvazar s více obrazy je kvazar, jehož světlo prochází gravitační čočkou , což má za následek dvojité, trojité nebo čtyřnásobné zobrazení stejného kvasaru. První takovou gravitační čočkou, která byla objevena, byl kvasar s dvojitým obrazem Q0957+561 (nebo Twin Quasar) v roce 1979. Příkladem kvasaru s trojnásobnými čočkami je PG1115+08. Je známo několik kvasarů se čtyřnásobným obrazem, včetně Einsteinova kříže a čtyřlístku Quasaru , přičemž první takové objevy se odehrály v polovině 80. let minulého století.
Galerie
Ilustrace dvojitých kvasarů ve slučujících se galaxiích
Tyto dva snímky Hubbleova vesmírného teleskopu NASA/ESA odhalují dva páry kvazarů, které existovaly před 10 miliardami let a nacházejí se v srdcích spojujících se galaxií.
Viz také
Reference
externí odkazy
- 3C 273: Variabilní hvězda sezóny
- SKY-MAP.ORG SDSS obrázek quasaru 3C 273
- Rozšiřující se galerie obrázků Quasar najímá
- Galerie Quasar Spectra z SDSS
- SDSS Advanced Student Projects: Quasars
- Black Holes: Gravity's Relentless Pull Award-oceněný interaktivní multimediální web o fyzice a astronomii černých děr od Space Telescope Science Institute
- Audio: Fraser Cain/Pamela L. Gay - Astronomy Cast. Kvazary - červenec 2008
- Merrifield, Michael; Copland, Ed. „z ~ 1.3 - Neuvěřitelně velká struktura [ve vesmíru]“ . Šedesát symbolů . Brady Haran pro University of Nottingham .