Внегалактические объекты

Квазары

Кваза́ры (от англ. quasar, сокращённо от quasistellar radiosource – квазизвёздный источник радиоизлучения), внегалактические компактные радиоисточники, отождествляемые со слабыми голубыми звездообразными объектами. Впервые подобные объекты были обнаружены в 1960 г. Как выяснилось позднее, квазары связаны со , находящимися в центрах массивных . На их внегалактическую природу впервые указал в 1963 г. , получивший спектр звезды 13-й со странным узким голубым выбросом, которая отождествлялась с радиоисточником 3С 273. Шмидт пришёл к выводу, что самые сильные в спектре 3С 273 являются линиями водорода, но сдвинутыми в сторону длинных волн на относительную величину λнабл/λ0=1, ⁣16\lambda_{набл}/\lambda_0=1,\!16 (где λнабл\lambda_{набл} – наблюдаемая длина волны, λ0\lambda_0 – несмещённая длина волны), что соответствует космологическому z=(λнаблλ0)/λ0=0, ⁣16.z=(\lambda_{набл}-\lambda_0)/\lambda_0=0,\!16. Это означало, что источник 3С 273 расположен на расстоянии около 700 (Мпк) от наблюдателя и его в оптическом диапазоне достигает 1040 Вт, что почти в 1000 раз превышает оптическую светимость всей нашей . Догадка Шмидта дала ключ к объяснению спектров и других квазаров. Оказалось, что все квазары находятся за пределами нашей Галактики и их светимость превышает светимость самых крупных известных галактик.

К началу 21 в. в оптических обзорах всего неба с предельной звёздной величиной 19m отождествлены десятки тысяч квазаров с красными смещениями от 0,04 до 7 и абсолютными звёздными величинами от –23 до –32 (средняя абсолютная звёздная величина равна –27). Поиск кандидатов в квазары ведётся в широком диапазоне длин волн (от радиодиапазона до рентгеновского и даже гамма-диапазона) на основе особенности их цвета в оптическом диапазоне, компактности в радиодиапазоне или заметной переменности излучения с характерным периодом от нескольких месяцев до нескольких лет. На последнее свойство квазаров первым обратил внимание ; по его предсказанию переменность в оптическом диапазоне была обнаружена у квазара 3С 273. В радиодиапазоне впервые переменность обнаружил российский радиоастроном Г. Б. Шоломицкий у квазара СТА-102. У некоторых квазаров амплитуда переменности может достигать нескольких звёздных величин за месяцы наблюдений.

В 1965 г. показал, что существует гораздо более многочисленная популяция т. н. радиотихих квазаров (иногда их называют квазагами), не обладающих заметным радиоизлучением. По мере увеличения чувствительности радиообзоров и добавления к ним выборок в оптическом и рентгеновском диапазонах наметилась тенденция к размыванию границы между этими подтипами.

Из наблюдений следует, что первые квазары появились на очень ранних этапах эволюции , соответствующих z6 ⁣ ⁣7z\approx6\!-\!7 (что соответствует возрасту Вселенной около 500 млн лет), а к эпохе z ⁣ ⁣3z\!\approx\!3 (что соответствует возрасту Вселенной около 4 млрд лет) темп их появления достиг максимума. По мере приближения к современной эпохе (z ⁣= ⁣0,z\!=\!0, около 13 млрд лет) темп появления квазаров замедлился. Поскольку время жизни квазаров в своей активной фазе не превышает 107–108 лет, то первые квазары успели «прогореть» задолго до современной эпохи. Квазары, которые наблюдаются при небольших zz, – это вновь возникающие молодые образования. Именно поэтому свойства далёких и близких квазаров не сильно различаются, т. к. и те и другие – молодые образования.

Исходя из вида непрерывного спектра Fν(ν)F_\nu(\nu) (где ν\nu – излучения, FF – ) и интенсивности линий излучения, все квазары подразделяют на несколько типов: тип I – во всём диапазоне длин волн преобладает со степенным видом спектра Fννα,F_\nu\sim\nu^{-\alpha}, α1;\alpha\approx1; тип II – излучение в оптическом диапазоне сильно поглощено и преобладает инфракрасное излучение или/и жёсткое рентгеновское излучение; (объекты типа BL Ящерицы) – по виду спектра похожи на квазары типа I, но с очень слабыми линиями излучения, сильной переменностью и . Лацертиды вместе с радиоквазарами, имеющими в оптическом диапазоне >3%, составляют группу, получившую название . Энергетический спектр блазаров имеет характерный двугорбый вид. Низкочастотный горб возникает за счёт излучения в (), высокочастотный – за счёт рассеяния мягких квантов релятивистскими электронами (обратный ).

Через 10 лет после открытия М. Шмидта было установлено, что квазары являются , называемых «хозяйскими». Для некоторых из них, связанных с близкими и не слишком яркими квазарами, удалось получить спектры, которые показали сходство красных смещений у «хозяйских» галактик и квазаров. Этот факт подтверждал внегалактическую природу квазаров. Кроме того, выяснилось, что «хозяйские» галактики вокруг близких и далёких квазаров имеют некоторые отличия: у далёких наблюдается меньшее содержание тяжёлых химических элементов при высоком темпе . В среднем более яркие в оптическом и радиодиапазоне квазары находятся в центрах более массивных сфероидальных звёздных систем, являясь кратковременной и очень активной фазой эволюции их ядер.

Модель квазара как аккрецирующей сверхмассивной чёрной дыры была впервые предложена и с сотрудниками. Ими было показано, что светимость квазара может обеспечить вещества на массой не менее 108 масс Солнца. Чёрные дыры в становятся активными, когда вокруг них формируются , в которых гравитационная энергия за счёт вещества преобразуется в тепловую. Если аккрецирующее вещество является замагниченным, то картина усложняется; кроме того, необходимо учитывать вклад в энерговыделение вращения самой чёрной дыры. Светимость квазара со временем ослабевает, хотя возможны и повторные её всплески. Наблюдаемая картина может зависеть и от угла между осью вращения аккреционного диска и лучом зрения: активные ядра массивных сфероидальных галактик наблюдаются или как квазары (когда этот угол мал), или как (когда угол велик).

Квазары, так же как и галактики, распределены в пространстве неоднородно. Степень их скучивания возрастает по мере увеличения их красного смещения. Обнаружены десятки больших групп квазаров с количеством членов >10 и размерами ≤70 Мпк на расстояниях, соответствующих красным смещениям z ⁣< ⁣2.z\!<\!2. Внутри этих групп найдено много слабых галактик, что подтверждает предположение о том, что квазары входят в и галактик. Таким образом, изучение квазаров позволяет определить, на каких этапах эволюции Вселенной начинается формирование распределения галактик.

В силу очень высокой светимости квазары позволили раздвинуть границы и, кроме того, служат её своеобразными «щупами». В спектрах далёких квазаров наблюдаются многочисленные линии поглощения, которые несут информацию о попавших на луч зрения облаках газа, расположенных как внутри галактик, так и в . В спектрах двух десятков хорошо изученных ярких квазаров наблюдается множество линий поглощения, образующихся как в окрестностях самих квазаров (широкие линии, формирующиеся в высокоскоростном околоядерном ветре), так и в объектах на луче зрения: газовых комплексах в галактиках (линии ионов металлов и водорода) и в межгалактической среде (многочисленные линии водорода – ). Линии металлов и «ассоциированные» с ними линии водорода по красным смещениям распределены неоднородно, повторяя особенности распределения скоплений галактик. Такой тенденции к скученности у линий леса Лайман-альфа не наблюдается – их плотность растёт сначала плавно до z2,z\approx2, а затем очень резко, и линии леса Лайман-альфа превращаются в сплошную «стену».

Ещё одним важным космологическим эффектом, связанным с квазарами, является расщепление их изображений вследствие со стороны галактик и их скоплений, расположенных вблизи луча зрения. Эти изображения, разнесённые на углы менее 10″, имеют одинаковые красные смещения и одинаковые спектры, а их показывают некоторую временнýю задержку (в сотни суток), по которой можно оценивать величину . Первый такой радиоквазар Q 0957+561 A,B (z ⁣ ⁣1, ⁣4)(z\!\approx\!1,\!4) открыт английскими астрономами в 1979 г. Разнос его изображений (около 6″) объясняется гравитационным линзированием со стороны галактики и скопления галактик, расположенных на z ⁣ ⁣0, ⁣4.z\!\approx\!0,\!4. К началу 21 в. открыто уже несколько сотен подобных квазаров в радио- и оптическом диапазонах. Эффект гравитационного линзирования богатыми скоплениями галактик играет важную роль в наблюдательной астрономии, поскольку усиливает очень далёких объектов, расположенных за этими скоплениями. Кроме того, статистика таких квазаров позволяет оценить плотность объектов-линз на луче зрения и характер их распределения в пространстве, что важно для построения модели Вселенной.

Первая публикация: Большая российская энциклопедия, 2009.
  • Астрономические объекты
  • Астрофизические процессы и явления
  • Звёздные системы
  • Галактики с активными ядрами