Квазары. РЕАЛЬНАЯ ФИЗИКА. Глоссарий по физике

Квазары (quasars) - внегалактич. объекты малого угл. размера, характеризующиеся значит. красным смещением z спектральных линий (zа0.1). Название объектов - сокр. от англ. слов quasi-stellar radio sources (квазизвёздные источники радиоизлучения). Квазары были открыты в процессе отождествления источников космич. радиоизлучения с оптич. объектами. Нек-рые из отождествлённых объектов имели компактный вид. Казалось, были найдены первые радиозвёзды.

Рис. 1. Галактики NGG 5296, NGC 5297 и квазар (указан стрелкой). Фотография получена X. Арпом (Н. Агр, 1976).

Однако обнаружение в спектре объекта ЗС 273 эмиссионных линий бальмеровской серии водорода, смещённых на 15,8% в красную область (z=0,158), показало, что открыт новый класс внегалактич. объектов [М. Шмидт (М. Schmidt), 1963]. В 1965 А. Сандидж (A. Sandage) установил, что существует более многочисл. популяция сходных квазизвёздных объектов, не обладающих заметным радиоизлучением. Тем не менее назв. "К." сохранилось за всеми звездообразными объектами с большим красным смещением эмиссионных линий в спектре вне зависимости от величины потока излучения в радиодиапазоне. К 1988 было открыто ок. 4000 К., макс, значение z=4,43 принадлежит объекту Q 0051-279. Данные наблюдений К во всём диапазоне частот эл--магн. излучения интерпретируются след. образом. К. представляют собой ядра галактик ,в к-рых происходит мощное выделение энергии из области с характерными размерами менее 10¹⁶ см. Инте гральная светимость К. составляет 10⁴⁵-10⁴⁸ эрг/с, т. е. на неск. порядков превосходит оптич. светимость звёздной составляющей наиб. ярких галактик.

Рис. 2. Оптический спектр квазара PKS 2000-330 с красным смещением z = 3,78.

Поскольку лишь у малого кол-ва галактик ядра находятся в столь активном состоянии, ср. пространств, концентрация К. невелика: при малых гона равна ~10^-8 Мпк^-3(1 Мпк=3,086.10²⁴см) для объектов с оптич. светимостью L>10⁴⁵ эрг/с. В соответствии с этим значением концентрации ср. расстояние до ближайших К. составляет сотни Мпк, и потому первые наблюдения не выявили оптич. структуры К., в частности наличия у них звёздной составляющей.

Объяснение больших значений z в спектрах К., связывающие их с гравитац. красным смещением спектральных линий [Halton Arp] либо с выбрасыванием К. из ядер близких галактик, существенных подтверждений не нашли. Активные процессы в ядрах галактик меньшего, чем в К., масштаба были известны и раньше. В 1943 К. Сейферт (С. К. Seyfert) выделил класс галактик, обладающих яркими ядрами с оптич. светимостью порядка неск. десятых долей светимости звёздной составляющей, в спектре к-рых наблюдаются эмиссионные линии с доплеровской шириной ~1000 км/с (см. Доплера эффект ).Галактики Сейферта достаточно многочисленны (составляют ок. ¹/₁₀₀ числа всех ярких галактик), и потому они известны даже среди близких звёздных систем. Обзорные наблюдения двух последних десятилетий, выявившие большое число сейфертовских галактик, позволили фактически заполнить промежуток между близкими активными галактиками и К. как в отношении мощности энерговыделения, так и в отношении др. физ. характеристик. Квазизвёздные радиоисточники весьма сходны с радиогалактиками .Оба эти класса космич. объектов, по-видимому, ассоциируются преим. с гигантскими эллиптич. галактиками, в то время как радиоспокойные квазизвёздные объекты (т. н. квазаги) и сейфертовские галактики - со спиральными галактиками. Известны К., входящие в состав групп и скоплений галактик. Наиб. далёкое из таких скоплений, содержащих К., имеет z=3,218. В оптич. спектре К. зависимость плотности потока f от частоты v хорошо аппроксимируется степенным законом f(v)~v^-^a с показателем a@0,2-1,5. Значительная, а нередко и осн. часть энергии излучается в рентг. и g-диапазонах спектра, где типичное значение a@0,7. К. вносят существенный вклад в рентг. фоновое свечение неба, обнаруженное группой Р. Джаккони (R. Giacconi) в 1962. В эмиссионном линейчатом спектре представлены линии элементов в широком диапазоне степени ионизации: наиб. яркие линии - бальмеровские и лайманрвские линии HI, линии с длиной волны 4959 и 5007 А иона 0III, линии 2798 и 2804 ЕМgII; линии 1909 Е CIII, 1549 A CIV, 1240 A NV.

Рис. 3. Распределение энергии в непрерывном спектре квазизвездного радиоисточника ЗС 273 (z = 0,158) и сейфертовской галактики NGC 4151 (z = 0,0033). По осям координат отложены логарифм частоты v (v - в Гц) и логарифм светимости [L_v - в эрг/(с.Гц)].

Интенсивности линий согласуются с расчётами, предполагающими ионизацию газа в ядре галактики излучением центр, источника, плотность энергии излучения к-рого изменяется по закону ~v^-^a, включая рентг. область. Светящийся газ имеет температуру T~10⁴ К и сосредоточен в отд. облаках с концентрацией частиц ~10⁶-10¹⁰ см^-3. Спектры К. нередко содержат многочисл. абсорбц. линии (с разными значениями z), возникающие преим. при прохождении излучения К. через газовые короны галактик и межгалактич. газовые облака (расположенные между К. и земными наблюдателями). Потоки излучения К. в разл. областях спектра изменяются со временем, причём имеется тенденция к уменьшению характерного времени переменности с уменьшением длины волны: от неск. лет в радиодиапазоне до часов - в рентгеновском, что указывает на чрезвычайную компактность излучающей в рентг. диапазоне области. Туманные оболочки, наблюдаемые вокруг сравнительно близких К., не отличаются от гигантских галактик по интегральной светимости и средней поверхностной яркости. В спектрах нек-рых оболочек зарегистрированы обычные линии поглощения звёздного происхождения, в др. оболочках до больших расстояний прослеживаются следы горячего газа. Характерными образованиями в К., отражающими, вероятно, осн. свойства процесса выделения энергии, являются остронаправленные выбросы вещества. Интенсивно изучается эффект "гравитац. линзы", когда изображение К. искажается полем тяготения более близкого к наблюдателю объекта (см. Гравитационная фокусировка ).В подобном случае на небесной сфере должны наблюдаться неск. изображений одного и того же К. По-видимому, первым примером такого рода явился двойной К. 0957+561, компоненты к-рого находятся на угл. расстоянии 6'' и обладают практически одинаковым значением z=1,39. Удвоение изображения вызывается гравитац. действием галактики с 2=0,36. Впрочем, решающие доказательства реальности гравитац. линз пока не найдены, и в нек-рых случаях возможна интерпретация, предполагающая образование К. в ядрах кратных систем галактик. Наблюдения К. являются важным источником информации о распределении вещества во Вселенной вплоть до z@4,5 Однако этому препятствуют большая дисперсия светимостен К. и эволюция этих объектов с "космологич. эпохой". Об эволюции свидетельствует гл. обр. зависимость числа К. от величины потока излучения. Вероятно, что с удалением в прошлое возрастает либо пространств, плотность К. в сопутствующих координатах, либо их ср. светимость, либо имеют место оба указанных фактора.

Литература по квазарам

Знаете ли Вы, как разрешается парадокс Ольберса?
(Фотометрический парадокс, парадокс Ольберса - это один из парадоксов космологии, заключающийся в том, что во Вселенной, равномерно заполненной звёздами, яркость неба (в том числе ночного) должна быть примерно равна яркости солнечного диска. Это должно иметь место потому, что по любому направлению неба луч зрения рано или поздно упрется в поверхность звезды.
Иными словами парадос Ольберса заключается в том, что если Вселенная бесконечна, то черного неба мы не увидим, так как излучение дальних звезд будет суммироваться с излучением ближних, и небо должно иметь среднюю температуру фотосфер звезд. При поглощении света межзвездным веществом, оно будет разогреваться до температуры звездных фотосфер и излучать также ярко, как звезды. Однако в дело вступает явление "усталости света", открытое Эдвином Хабблом, который показал, что чем дальше от нас расположена галактика, тем больше становится красным свет ее излучения, то есть фотоны как бы "устают", отдают свою энергию межзвездной среде. На очень больших расстояниях галактики видны только в радиодиапазоне, так как их свет вовсе потерял энергию идя через бескрайние просторы Вселенной. Подробнее читайте в FAQ по эфирной физике.