Подпишитесь на наши новости
Вернуться к началу с статьи up
 

КВАЗА́РЫ

  • рубрика

    Рубрика: Физика

  • родственные статьи
  • image description

    В книжной версии

    Том 13. Москва, 2009, стр. 427

  • image description

    Скопировать библиографическую ссылку:




Авторы: Б. В. Комберг
Оптическое изображение квазара 3С273, полученное с помощью космического телескопа "Хаббл". Виден очень яркий квазар, засвечивающий свою "хозяйскую" галактику, и узкий выброс длиной 20″ (ок. 20 к...

КВАЗА́РЫ (от англ. quasar, сокр. от qua­sistellar radiosource – ква­зиз­вёзд­ный ис­точ­ник ра­дио­из­лу­че­ния), вне­га­лак­тич. ком­пакт­ные ра­дио­ис­точ­ни­ки, ото­жде­ст­в­ляе­мые со сла­бы­ми го­лу­бы­ми звез­до­об­раз­ны­ми объ­ек­та­ми. Впер­вые по­доб­ные объ­ек­ты бы­ли об­на­ру­же­ны в 1960. Как вы­яс­ни­лось позд­нее, К. свя­за­ны со сверх­мас­сив­ны­ми чёр­ны­ми ды­ра­ми, на­хо­дя­щи­ми­ся в цен­трах мас­сив­ных га­лак­тик. На их вне­га­лак­тич. при­ро­ду впер­вые ука­зал в 1963 амер. ас­тро­ном М. Шмидт, по­лу­чив­ший спектр звез­ды 13-й звёзд­ной ве­ли­чи­ны со стран­ным уз­ким го­лу­бым вы­бро­сом, ко­то­рая ото­жде­ст­в­ля­лась с ра­дио­ис­точ­ни­ком 3С 273 (рис.). Шмидт при­шёл к вы­во­ду, что са­мые силь­ные ли­нии из­лу­че­ния в спек­тре 3С273 яв­ля­ют­ся ли­ния­ми баль­ме­ров­ской се­рии во­до­ро­да, но сдви­ну­ты­ми в сто­ро­ну длин­ных волн на от­но­си­тель­ную ве­ли­чи­ну λнабл= 1,16 (λнабл – на­блю­дае­мая дли­на вол­ны, λ0 – не­сме­щён­ная дли­на вол­ны), что со­от­вет­ст­ву­ет кос­мо­ло­гич. крас­но­му сме­ще­нию z =(λнабл – λ0)/λ0,16. Это оз­на­ча­ло, что ис­точ­ник 3С273 рас­по­ло­жен на рас­стоя­нии ок. 700 Мпк от на­блю­да­те­ля и его све­ти­мость в оп­тич. диа­па­зо­не дос­ти­га­ет 1040 Дж/с, что поч­ти в 1000 раз пре­вы­ша­ет оп­тич. све­ти­мость всей на­шей Га­лак­ти­ки. До­гад­ка Шмид­та да­ла ключ к объ­яс­не­нию спек­тров и др. К. Ока­за­лось, что все К. на­хо­дят­ся за пре­де­ла­ми на­шей Га­лак­ти­ки и их све­ти­мость пре­вы­ша­ет све­ти­мость са­мых круп­ных из­вест­ных га­лак­тик.

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

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

Из на­блю­де­ний сле­ду­ет, что пер­вые К. поя­ви­лись на очень ран­них эта­пах эво­лю­ции Все­лен­ной (z ≈ 6–7, что со­от­вет­ст­ву­ет воз­рас­ту Все­лен­ной ок. 500 млн. лет) и к z ≈ 3 (это со­от­вет­ст­ву­ет воз­рас­ту Все­лен­ной ок. 4 млрд. лет) темп их по­яв­ле­ния дос­тиг мак­си­му­ма. По ме­ре при­бли­же­ния к совр. эпо­хе (z = 0, ок. 13 млрд. лет) темп по­яв­ле­ния К. за­мед­лился. Т. к. вре­мя жиз­ни К. в сво­ей ак­тив­ной фа­зе не пре­вы­ша­ет 107–108 лет, то пер­вые К. ус­пе­ли «про­го­реть» за­дол­го до совр. эпо­хи. К., ко­то­рые на­блю­да­ют­ся при не­боль­ших z, – это вновь воз­ни­каю­щие мо­ло­дые об­ра­зо­ва­ния. Имен­но по­это­му свой­ст­ва да­лё­ких и близ­ких К. не силь­но раз­ли­ча­ют­ся, т. к. и те и дру­гие – мо­ло­дые об­ра­зо­ва­ния.

Ис­хо­дя из ви­да не­пре­рыв­но­го спек­тра Fν (ν ) (ν  – час­то­та из­лу­че­ния) и ин­тен­сив­но­сти ли­ний из­лу­че­ния, все К. под­раз­де­ля­ют на неск. ти­пов: тип I – во всём диа­па­зо­не длин волн пре­об­ла­да­ет не­те­п­ло­вое из­лу­че­ние со сте­пен­ным ви­дом спек­тра Fννα , α ≈ 1; тип II – из­лу­че­ние в оп­тич. диа­па­зо­не силь­но по­гло­ще­но и пре­об­ла­да­ет ИК-из­лу­че­ние или/и жё­ст­кое рент­ге­нов­ское из­лу­че­ние; ла­цер­ти­ды (объ­ек­ты ти­па BL Яще­ри­цы) – по ви­ду спек­тра по­хо­жи на К. ти­па I, но с очень сла­бы­ми ли­ния­ми из­лу­че­ния, силь­ной пе­ре­мен­но­стью и по­ля­ри­за­ци­ей. Ла­цер­ти­ды вме­сте с ра­дио­ква­за­ра­ми, имею­щи­ми в оп­тич. диа­па­зо­не по­ля­ри­за­цию >3%, со­став­ля­ют груп­пу, по­лу­чив­шую назв. «бла­за­ры». Энер­ге­тич. спектр бла­за­ров име­ет ха­рак­тер­ный дву­гор­бый вид. Низ­ко­час­тот­ный горб воз­ни­ка­ет за счёт из­лу­че­ния ре­ля­ти­ви­ст­ских элек­тро­нов в маг­нит­ных по­лях (син­хро­трон­ное из­лу­че­ние), вы­со­ко­час­тот­ный – за счёт рас­сея­ния мяг­ких кван­тов ре­ля­ти­ви­ст­ски­ми элек­тро­на­ми (об­рат­ный эф­фект Ком­пто­на).

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

Мо­дель К. как ак­кре­ци­рую­щей сверх­мас­сив­ной чёр­ной ды­ры бы­ла впер­вые пред­ло­же­на М. Ри­сом и Я. Б. Зель­до­ви­чем с со­труд­ни­ка­ми. Ими бы­ло по­ка­за­но, что све­ти­мость К. мо­жет обес­пе­чить ак­кре­ция ве­ще­ст­ва на чёр­ную ды­ру мас­сой не ме­нее 108 масс Солн­ца. Чёр­ные ды­ры в яд­рах га­лак­тик ста­но­вят­ся ак­тив­ны­ми, ко­гда во­круг них фор­ми­ру­ют­ся ак­кре­ци­он­ные дис­ки, в ко­то­рых гра­ви­та­ци­он­ная энер­гия за счёт вяз­ко­сти ве­ще­ст­ва пре­об­ра­зу­ет­ся в те­п­ло­вую. Ес­ли ак­кре­ци­рую­щее ве­ще­ст­во яв­ля­ет­ся за­маг­ни­чен­ным, то кар­ти­на ус­лож­ня­ет­ся; кро­ме то­го, не­об­хо­ди­мо учи­ты­вать вклад в энер­го­вы­де­ле­ние вра­ще­ния са­мой чёр­ной ды­ры. Све­ти­мость К. 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 К. (ко­гда этот угол мал), или как ра­дио­га­лак­ти­ки (ко­гда угол ве­лик).

К., так же как и га­лак­ти­ки, рас­пре­де­ле­ны в про­стран­ст­ве не­од­но­род­но. Сте­пень их ску­чи­ва­ния воз­рас­та­ет по ме­ре уве­ли­че­ния их крас­но­го сме­ще­ния. Об­на­ру­же­ны де­сят­ки боль­ших групп К. (с чис­лом К.>10) раз­ме­ра­ми $\leq$70 Мпк на рас­стоя­ни­ях, со­от­вет­ст­вую­щих z < 2. Внут­ри этих групп най­де­но мно­го сла­бых га­лак­тик, что под­твер­жда­ет пред­по­ло­же­ние о том, что К. вхо­дят в ско­п­ле­ния и сверх­ско­п­ле­ния га­лак­тик. Та­ким об­ра­зом, изу­че­ние К. по­зво­ля­ет оп­ре­де­лить, на ка­ких эта­пах эво­лю­ции Все­лен­ной на­чи­на­ет­ся фор­ми­ро­ва­ние круп­но­мас­штаб­ной га­лак­тич. струк­ту­ры.

В си­лу очень вы­со­кой све­ти­мо­сти К. по­зво­ли­ли раз­дви­нуть гра­ни­цы на­блю­дае­мой Все­лен­ной и, кро­ме то­го, слу­жат её свое­об­раз­ны­ми «щу­па­ми». В спек­трах да­лё­ких К. на­блю­да­ют­ся мно­го­числ. ли­нии по­гло­ще­ния, ко­то­рые не­сут ин­фор­ма­цию о по­пав­ших на луч зре­ния об­лаках га­за, рас­по­ло­жен­ных как внут­ри га­лак­тик, так и в меж­га­лак­тич. сре­де. В спек­трах двух де­сят­ков хо­ро­шо изу­чен­ных яр­ких К. на­блю­да­ет­ся мно­же­ст­во ли­ний по­гло­ще­ния, об­ра­зую­щих­ся как в ок­ре­ст­но­стях са­мих К. (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 меж­га­лак­тич. сре­де (мно­го­числ. ли­нии во­до­ро­да – т. н. лай­ман-аль­фа лес). Ли­нии ме­тал­лов и «ас­со­ции­рован­ные» с ни­ми ли­нии во­до­ро­да по крас­ным сме­ще­ни­ям рас­пре­де­ле­ны не­од­но­род­но, по­вто­ряя осо­бен­но­сти рас­пре­де­ле­ния ско­п­ле­ний га­лак­тик. Та­кой тен­ден­ции к ску­чен­но­сти у ли­ний «лай­ман-аль­фа ле­са» не на­блю­да­ет­ся – их плот­ность рас­тёт сна­ча­ла плав­но до z ≈ 2, а за­тем очень рез­ко, и ли­нии «лай­ман-аль­фа ле­са» пре­вра­ща­ют­ся в сплош­ную сте­ну.

Ещё од­ним важ­ным кос­мо­ло­гич. эф­фек­том, свя­зан­ным с К., яв­ля­ет­ся рас­ще­п­ле­ние их изо­бра­же­ний за счёт эф­фек­тов гра­ви­та­ци­он­но­го лин­зи­ро­ва­ния 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 кри­вые бле­ска по­ка­зы­ва­ют не­ко­то­рую вре­меннýю за­держ­ку (в сот­ни су­ток), по ко­то­рой мож­но оце­ни­вать ве­ли­чи­ну по­сто­ян­ной Хабб­ла. Пер­вый та­кой ра­дио­ква­зар Q 0957+ 561 A,B (z ≈ 1,4) от­крыт англ. ас­тро­но­ма­ми в 1979. Раз­нос его изо­бра­же­ний (ок. 6) объ­яс­ня­ет­ся гра­ви­та­ци­он­ным лин­зи­ро­ва­ни­ем со сто­ро­ны га­лак­ти­ки и ско­п­ления га­лак­тик, рас­по­ло­жен­ных на z ≈ 0,4. К нач. 21 в. от­кры­то уже не­сколь­ко со­тен по­доб­ных К. в ра­дио- и оп­тич. диа­па­зо­нах. Эф­фект лин­зи­ро­ва­ния бо­га­ты­ми ско­п­ле­ния­ми га­лак­тик ис­поль­зу­ет­ся для уси­ле­ния бле­ска очень да­лё­ких объ­ек­тов, рас­по­ло­жен­ных за эти­ми ско­п­ле­ния­ми. Кро­ме то­го, ста­ти­сти­ка та­ких К. по­зво­ля­ет оце­нить плот­ность объ­ек­тов-линз на лу­че зре­ния и ха­рак­тер их рас­пре­де­ле­ния в про­стран­ст­ве, что важ­но для по­строе­ния мо­де­ли Все­лен­ной.

Лит.: Бер­бидж Дж., Бер­бидж М. Ква­за­ры. М., 1969; Про­ис­хо­ж­де­ние и эво­лю­ция га­лак­тик и звезд / Под ред. С. Б. Пи­кель­не­ра. М., 1976; Но­ви­ков И. Д. Чер­ные ды­ры и Все­лен­ная. М., 1985; Виль­ко­ви­ский Э. Я. Ква­за­ры и ак­тив­ность ядер га­лак­тик. М., 1985; Ком­берг Б. В. Ква­за­ры – 30 лет спус­тя // Зем­ля и Все­лен­ная. 1994. № 4, 5; Че­ре­па­щук А. М., Чер­нин А. Д. Все­лен­ная, жизнь, чер­ные ды­ры. Фря­зи­но, 2007.

Вернуться к началу