Quasar

Quasar

Tento článek je o astronomickém objektu. Pro jiná použití, vidět Quasar (disambiguation) ."Kvazihvězdný objekt" přeadresuje tady. Nesmí být zaměňována s kvazihvězdou . Umělecké ztvárnění akrečního disku v ULAS J1120 + 0641 , velmi vzdáleném kvasaru poháněném supermasivní černou dírou s hmotností dvakrát miliardkrát vyšší než Slunce

Kvasar ( / k w eɪ z ɑːr / ; také známý jako objekt kvazi-hvězdné , zkráceně QSO ) je extrémně světelný aktivní galaktické jádro (AGN), ve kterém je černá díra s hmotností v rozmezí od milionů až miliard časů hmota Slunce je obklopena diskem plynného narůstání . Jak plyn v disku klesá k černé díře, uvolňuje se energie ve formě elektromagnetického záření , které lze pozorovat napříčelektromagnetické spektrum . Síla vyzařovaná kvasary je obrovská; nejmocnější kvasary mají svítivost tisíckrát větší než galaxie , jako je Mléčná dráha . Kvasary 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] zdroj rádiového - 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, které připomínalo slabé světelné body podobné hvězdám. Snímky kvasarů ve vysokém rozlišení, zejména z Hubblova kosmického dalekohledu , ukázaly, že se kvasary vyskytují v centrech galaxií a že některé hostitelské galaxie silně interagují nebo splývají .Stejně jako u jiných kategorií AGN závisí pozorované vlastnosti kvazaru na mnoha faktorech, včetně hmotnosti černé díry, rychlosti narůstání plynu, orientace narůstajícího disku vzhledem k pozorovateli, přítomnosti nebo nepřítomnosti paprsku a stupeň zatemnění plynem a prachem v hostitelské galaxii.

Kvasary se vyskytují na velmi široké škále vzdáleností a průzkumy objevů kvasaru ukázaly, že aktivita kvasaru byla v dávné minulosti častější. Vrcholná epocha kvasarové aktivity byla přibližně před 10 miliardami let. Od roku 2017 je nejvzdálenějším známým kvasarem ULAS J1342 + 0928 s červeným posuvem z = 7,54; světlo pozorované z tohoto kvasaru bylo emitováno, když byl vesmír starý jen 690 milionů let. Supermasivní černá díra v tomto kvasaru, odhadovaná na 800 milionů hmotností Slunce , je dosud nejvzdálenější černou dírou.
Nedávno byl detekován další kvasar z doby pouhé 700 milionů let po Velkém třesku a s odhadovanou hmotností 1,5 miliardkrát větší než hmotnost našeho Slunce.
Pojmenování
Termín "kvazar" byl poprvé použit v článku čínsko-amerického astrofyzika Hong-Yee Chiu v květnu 1964 v Physics Today k popisu určitých astronomicky záhadných objektů:

Dosud se k popisu těchto objektů používá neohrabaně dlouhý název "kvazihvězdné rádiové zdroje". Protože povaha těchto objektů je zcela neznámá, je těžké pro ně připravit krátkou vhodnou nomenklaturu, aby jejich základní vlastnosti byly zřejmé z jejich názvu. Pro větší pohodlí bude v tomto příspěvku použita zkrácená forma "kvazar".

Historie pozorování a interpretace

Průzkum Sloan Digital Sky Survey snímek kvasaru 3C 273 , ilustrující hvězdný vzhled objektu. Proud kvasaru je vidět, jak se táhne dolů a doprava z kvasaru. Hubbleovy snímky kvasaru 3C 273 . Vpravo se koronograf používá k blokování světla kvasaru, což usnadňuje detekci okolní hostitelské galaxie.

Pozadí

Hlavní článek: Galaxy § Rozlišování od jiných mlhovin

V letech 1917 až 1922 bylo z práce Hebera Curtise , Ernsta Öpika a dalších zřejmé, že některé objekty (" mlhoviny "), které astronomové viděli, byly ve skutečnosti vzdálené galaxie jako naše vlastní. Když však v 50. letech začala radioastronomie , astronomové detekovali mezi galaxiemi malý počet anomálních objektů s vlastnostmi, které se vzpíraly vysvětlení.

Objekty vyzařovaly velké množství záření mnoha frekvencí, ale žádný zdroj nemohl být umístěn opticky, nebo v některých případech jen slabý a bodový objekt, něco jako vzdálená hvězda . 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 změnili svoji svítivost v optickém rozsahu a ještě rychleji v rentgenovém paprsku, což naznačuje horní hranici jejich velikosti, možná ne větší než naše vlastní sluneční soustava . To znamená extrémně vysokou hustotu energie . Proběhla značná diskuse o tom, co by tyto objekty mohly být. Byly popsány jako "kvazihvězdné [což znamená hvězdné ] rádiové zdroje" nebo "kvazihvězdné objekty" (QSO), což je název, který odráží jejich neznámou povahu, a toto se zkracuje na "kvazar".

Časná pozorování (1960 a starší)

První kvasary ( 3C 48 a 3C 273 ) byly objeveny koncem padesátých let minulého století jako rádiové zdroje v rádiových průzkumech na celém obloze. Nejprve byly označeny jako rádiové zdroje bez odpovídajícího viditelného objektu. Použitím malých dalekohledů a Lovellova dalekohledu jako interferometru se ukázalo, že mají velmi malou úhlovou velikost. Do roku 1960 byly stovky těchto objektů zaznamenány a publikovány ve třetím cambridgeském katalogu, zatímco astronomové skenovali na obloze optické protějšky. V roce 1963 zveřejnila definitivní identifikace rádiového zdroje 3C 48 s optickým objektemAllan Sandage a Thomas A. Matthews . Astronomové detekovali v místě zdroje rádia něco, co vypadalo jako slabě modrá hvězda, a získali jeho spektrum, které obsahovalo mnoho neznámých širokých emisních čar. Anomální spektrum se vzepřelo 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 radioteleskopu Parkes umožnila Maartenovi Schmidtovi najít viditelný protějšek rádiového zdroje a získat optické spektrum pomocí 200 palcového (5,1 m) dalekohledu Hale na hoře Palomar. Toto spektrum odhalilo stejné podivné emisní čáry. Schmidt dokázal prokázat, že to bude pravděpodobně obyčejnéspektrální čáry vodíku byly v té době redshifted o 15,8%, což je vysoký červený posun (pouze s hrstkou mnohem slabších galaxií známých s vyšším červeným posunem). Pokud to bylo způsobeno fyzickým pohybem "hvězdy", pak 3C 273 ustupovalo enormní rychlostí kolem 47 000 km / s , daleko za rychlostí jakékoli známé hvězdy a vzdorující jakémukoli 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 je mnohem jasnější než kterákoli galaxie, ale mnohem kompaktnější. Rovněž 3C 273 byl dostatečně jasný, aby detekoval na archivních fotografiích z 20. let 20. století; bylo zjištěno, že je variabilní v ročních časových měřítcích, což znamená, že podstatná část světla byla vyzařována 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 rychle identifikovali Schmidt, Greenstein a Oke jako vodík a hořčík červeně posunuté o 37%. Krátce nato byla potvrzena také další dvě kvasarová spektra v roce 1964 a pět dalších v roce 1965 jako obyčejné světlo, které bylo extrémně redshifted..I když o samotných pozorováních a rudých posunech nebylo pochyb, jejich správná interpretace byla silně diskutována a Boltonův návrh, že záření detekované z kvasarů byly obyčejné spektrální čáry ze vzdálených vysoce rudých zdrojů s extrémně vysokou rychlostí, nebyl v té době široce přijímán.

Rozvoj fyzického porozumění (1960)

Hlavní články: Rudý posuv , Metrická expanze prostoru a Vesmír

Extrémní rudý posuv by mohl znamenat velkou vzdálenost a rychlost, ale mohl by být způsoben také extrémní hmotou nebo snad jinými neznámými přírodními zákony. Extrémní rychlost a vzdálenost by také znamenala obrovský výstupní výkon, který postrádal vysvětlení. Malé velikosti byly potvrzeny interferometriía pozorováním rychlosti, s jakou se kvazar jako celek lišil ve výstupu, a podle jejich neschopnosti být viděn i v těch nejsilnějších dalekohledech viditelného světla jako něco víc než slabé body světla podobné hvězdám. Pokud by však byli malí a daleko ve vesmíru, musel by být jejich výkon obrovský a obtížně vysvětlitelný. Stejně tak, pokud by byly velmi malé a mnohem blíže naší galaxii, bylo by snadné vysvětlit jejich zdánlivý výkon, ale méně snadné vysvětlit jejich červené posuny a nedostatek detekovatelného pohybu na pozadí vesmíru.

Schmidt poznamenal, že rudý posuv je také spojován s expanzí vesmíru, jak je kodifikováno Hubblovým zákonem . Pokud by měřený rudý posuv byl způsoben expanzí, pak by to podpořilo interpretaci velmi vzdálených objektů s mimořádně vysokou svítivostí a výkonem, daleko za jakýmkoli dosud viděným objektem. Tato extrémní svítivost by také vysvětlovala velký rádiový signál. Schmidt dospěl k závěru, že 3C 273 může být buď samostatná hvězda široká přibližně 10 km uvnitř (nebo blízko) naší galaxie, nebo vzdálené aktivní galaktické jádro. Uvedl, že vzdálený a extrémně silný objekt se zdá být pravděpodobně správnější.

Schmidtovo vysvětlení vysokého rudého posuvu nebylo v té době široce přijímáno. Hlavním problémem bylo obrovské množství energie, kterou by tyto objekty musely vyzařovat, pokud by byly vzdálené. V 60. letech za to nemohl odpovídat žádný běžně přijímaný mechanismus. Aktuálně přijímané vysvětlení, že to je kvůli záležitost v akrečního disku padající do černé díry , teprve navrhl v roce 1964 Edwin Salpeter a Yakov Zel'dovich , a i poté to mnoho astronomů odmítlo, protože v šedesátých letech byla existence černých děr stále široce považována za teoretickou a příliš exotickou a protože ještě nebylo potvrzeno, že mnoho galaxií (včetně našich vlastních) má supermasivní černé díry jejich střed. Podivné spektrální čáry v jejich záření a rychlost změny pozorované u některých kvasarů také naznačovaly mnoha astronomům a kosmologům, že objekty byly poměrně malé, a proto možná jasné, masivní a ne daleko; podle toho, že jejich červené posuny nebyly způsobeny vzdáleností nebo rychlostí, a musí být způsobeny nějakým jiným důvodem nebo neznámým procesem, což znamená, že kvasary nebyly skutečně mocnými objekty ani v extrémních vzdálenostech, jak naznačovalo jejich červené světlo. Běžným alternativním vysvětlením bylo, že červené posuny byly způsobeny extrémní hmotností ( gravitační červený posun vysvětlen obecnou relativitou ) a ne extrémní rychlostí (vysvětleno speciální relativitou ).

Během šedesátých a sedmdesátých let byla navržena různá vysvětlení, každé s vlastními problémy. Bylo navrženo, aby kvasary byly blízkými objekty a jejich rudý posuv nebyl způsoben expanzí prostoru (speciální relativita), ale spíše světlem unikajícím z hluboké gravitační studny (obecná relativita). To by vyžadovalo masivní objekt, který by také vysvětloval vysokou svítivost. Hvězda dostatečné hmotnosti na to, aby vyprodukovala měřený rudý posuv, by však byla nestabilní a přesahovala by Hayashiho limit . Kvasary také ukazují zakázanéspektrální emisní čáry, které byly dříve pozorovány pouze v horkých plynných mlhovinách s nízkou hustotou, které by byly příliš rozptýlené, aby generovaly pozorovanou sílu a zapadaly do hluboké gravitační studny. Existovaly také vážné obavy ohledně myšlenky kosmologicky vzdálených kvasarů. Jedním silným argumentem proti nim bylo, že implikovaly energie, které daleko převyšovaly známé procesy přeměny energie, včetně jaderné fúze . Existovaly návrhy, že kvasary byly vyrobeny z nějaké dosud neznámé formy stabilních oblastí antihmoty a že by to mohlo odpovídat za jejich jas. Jiní spekulovali, že kvasary byly koncem bílé díry červí díry , nebo řetězová reakce mnoha supernov .

Nakonec, přibližně od 70. let 20. století, řada důkazů (včetně prvních rentgenových vesmírných observatoří , znalostí o černých dírách a moderních modelech kosmologie ) postupně prokázala, že červené posuny kvasaru jsou skutečné a vzhledem k expanzi vesmíru se jsou ve skutečnosti tak silné a vzdálené, jak navrhl Schmidt a někteří další astronomové, a že jejich zdrojem energie je hmota z akrečního disku dopadajícího na supermasivní černou díru. To zahrnovalo rozhodující důkazy z optického a rentgenového sledování kvasarových hostitelských galaxií, nález "intervenujících" absorpčních linií, které vysvětlovaly různé spektrální anomálie, pozorování zgravitační čočka , Peterson a Gunnové 1971 zjištění , že galaxie obsahující kvasary vykazovala stejný rudý posuv jako kvasary a Kristiánova 1973 zjištění , že "fuzzy" obklopující mnoha kvasary bylo v souladu s méně světelným hostitelské galaxie.

Tento model také dobře zapadá do dalších pozorování, která naznačují, že mnoho nebo dokonce většina galaxií má masivní centrální černou díru. Vysvětlovalo by to také, proč jsou kvazary v raném vesmíru běžnější: protože kvazar čerpá hmotu ze svého akrečního disku, nastává okamžik, kdy je v její blízkosti méně hmoty a výroba energie klesá nebo končí, protože kvazar se stává obyčejnějším typ galaxie.

Mechanismus produkce energie akrečního disku byl nakonec modelován v 70. letech a černé díry byly také přímo detekovány (včetně důkazů, že supermasivní černé díry lze nalézt v centrech naší vlastní a mnoha dalších galaxií), což vyřešilo obavu, že kvasary byly příliš zářivé na to, aby byly výsledkem velmi vzdálených předmětů, nebo že nebylo možné potvrdit, že v přírodě existuje vhodný mechanismus. V roce 1987 bylo "dobře přijato", že se jedná o správné vysvětlení pro kvasary a kosmologickou vzdálenost a energetický výdej kvasarů akceptovali téměř všichni badatelé.

Moderní pozorování (od 70. let)

Vesmírný přelud známý jako Einsteinův kříž . Čtyři zjevné obrazy jsou ve skutečnosti ze stejného kvasaru. Mrak plynu kolem vzdáleného kvasaru SDSS J102009,99 + 104002,7, pořízený MUSE

Později bylo zjištěno, že ne všichni kvasary mají silnou rádiovou emise; ve skutečnosti je jen asi 10% "rádiových". Proto se název "QSO" (kvazihvězdný objekt) používá (kromě "kvazaru") k označení těchto objektů, dále rozdělených do tříd "radiohlasitě" a "rádiem tichě". Objev kvasaru měl v 60. letech velké důsledky pro oblast astronomie, včetně přibližování fyziky a astronomie.

V roce 1979 Gravitační čočky efekt předpověděl Albert Einstein je obecná teorie relativity byla potvrzena observationally poprvé s obrazy dvojité kvasarem 0957 + 561.

Současné porozumění

Nyní je známo, že kvasary jsou vzdálené, ale extrémně světelné objekty, takže každé světlo, které dosáhne na Zemi, je kvůli metrické expanzi prostoru posunuto červeně .

Kvasary obývají centra aktivních galaxií a patří mezi nejzářivější, nejsilnější a nejenergetičtější objekty známé ve vesmíru a emitují až tisíckrát vyšší energetický výstup Mléčné dráhy , která obsahuje 200-400 miliard hvězd. Toto záření je emitováno napříč elektromagnetickým spektrem, téměř rovnoměrně, od rentgenových paprsků po vzdálené infračervené spektrum s vrcholem v ultrafialových optických pásmech, přičemž některé kvasary jsou také silnými zdroji radiového vyzařování a gama paprsků. Díky zobrazování ve vysokém rozlišení pozemských dalekohledů a Hubblova kosmického dalekohledu byly v některých případech detekovány "hostitelské galaxie" obklopující kvasary.Tyto galaxie jsou obvykle příliš slabé, než aby byly viditelné proti oslnění kvasaru, s výjimkou speciálních technik. Většinu kvasarů, s výjimkou 3C 273 , jejichž průměrná zdánlivá velikost je 12,9, nelze s malými dalekohledy vidět.

Předpokládá se, že kvasary jsou - a v mnoha případech potvrzeny - poháněny akumulací materiálu do supermasivních černých děr v jádrech vzdálených galaxií, jak navrhli v roce 1964 Edwin Salpeter a Jakov Zel'dovich . Světlo a další záření nemohou uniknout z horizontu událostí černé díry. Energie produkovaná kvazarem je generována mimo černou díru gravitačním napětím a obrovským třením v materiálu nejblíže černé díře, jak obíhá a klesá dovnitř.Obrovská svítivost kvasarů výsledky z akrečních disků centrálních supermasivních černých děr, které se mohou převádět mezi 6% a 32% z hmotnosti objektu do energie , ve srovnání s pouze 0,7% pro p-p řetězce jaderné fúze proces, který dominuje výrobě energie ve hvězdách podobných Slunci. Centrální hmotnosti 10 5 až 10 9 hmotností Slunce byly měřeny v kvasarech pomocí mapování dozvuku . Několik desítek blízkých velkých galaxií, včetně naší vlastní Mléčné dráhygalaxie, které nemají aktivní centrum a nevykazují žádnou aktivitu podobnou kvazaru, potvrzují, že obsahují podobnou supermasivní černou díru ve svých jádrech (galaktický střed) . Nyní se tedy předpokládá, že všechny velké galaxie mají černou díru tohoto druhu, ale jen malá část má dostatek hmoty na správném druhu oběžné dráhy ve svém středu, aby se stala aktivní a energetické záření takovým způsobem, že je lze považovat za kvasary

To také vysvětluje, proč byly kvasary častější v raném vesmíru, protože tato výroba 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, které vypadalo jako kvazar nebo nějaká jiná třída aktivních galaxií, které závisely na hmotnosti černé díry a rychlosti narůstání, a nyní jsou v klidu protože jim chybí zásoba hmoty, která by se mohla napájet do jejich centrálních černých děr pro generování záření.

Kvasary v interagujících galaxiích

Látka narůstající do černé díry pravděpodobně nespadne přímo dovnitř, ale bude mít kolem černé díry určitý moment hybnosti, což způsobí, že se hmota shromáždí do akrečního disku . Kvasary mohou být také zapáleny nebo znovu zapáleny, když se slučují normální galaxie a černá díra je naplněna čerstvým zdrojem hmoty. Ve skutečnosti se předpokládá, že by se kvasar mohl vytvořit, když se galaxie Andromeda srazí s naší vlastní galaxií Mléčná dráha přibližně za 3-5 miliard let.

V 80. letech byly vyvinuty sjednocené modely, ve kterých byly kvasary klasifikovány jako určitý druh aktivní galaxie , a došlo ke shodě, že v mnoha případech je to jen úhel pohledu, který je odlišuje od ostatních aktivních galaxií, jako jsou blazary a rádiové galaxie .

Kvazar s nejvyšším rudým posuvem (k prosinci 2017 ) je ULAS J1342 + 0928 , s rudým posuvem 7,54 což odpovídá komovaci vzdálenosti přibližně 29,36 miliardy světelných let od Země (tyto vzdálenosti jsou mnohem větší než světlo na vzdálenost by mohlo cestovat ve 13,8 miliardové historii vesmíru, protože se také rozšiřoval samotný vesmír ).

Vlastnosti

Jasná halo kolem 18 vzdálených kvasarů Chandra X-ray obrázek z kvasaru PKS 1127-145, vysoce světelný zdroj rentgenového záření a viditelné světlo asi 10 miliard světelných let od Země. Obrovský rentgenový paprsek se táhne nejméně milion světelných let od kvasaru. Obrázek je 60 arcseconds na straně. RA 11h 30m 7.10s Dec −14 ° 49 '27 "v Crater. Datum pozorování: 28. května 2000. Nástroj: ACIS.

Více než Bylo nalezeno 750 000 kvasarů (stav k srpnu 2020) , většina z průzkumu Sloan Digital Sky Survey . Všechna pozorovaná kvazarová spektra mají červené posuny mezi 0,056 a 7,54 (od roku 2017). Při uplatnění Hubbleova zákona na tyto rudé posuny lze ukázat, že jsou vzdáleny 600 milionů až 29,36 miliardy světelných let (pokud jde o vzdálenou vzdálenost ). Kvůli velkým vzdálenostem k nejvzdálenějším kvasarům a konečné rychlosti světla se tyto a jejich okolní prostor objevují tak, jak existovaly ve velmi raném vesmíru.

Síla kvasarů pochází ze supermasivních černých děr, o nichž se předpokládá, že existují v jádru většiny galaxií. Dopplerovy posuny hvězd v blízkosti jader galaxií naznačují, že se otáčejí kolem obrovských hmot s velmi strmými gravitačními přechody, což naznačuje černé díry.

Přestože se kvasary při pohledu ze Země zdají slabé, jsou viditelné z extrémních vzdáleností a jsou nejsvětlejšími objekty ve známém vesmíru. Nejjasnější kvasar na obloze je 3C 273 v souhvězdí z Virgo . Má průměrnou zdánlivou velikost 12,8 (dostatečně jasnou, aby bylo možné ji vidět prostřednictvím amatérského dalekohledu střední velikosti ), ale má absolutní velikost −26,7. Ze vzdálenosti asi 33 světelných let by tento objekt svítil na obloze zhruba tak jasně jako naše Slunce . Světelnost tohoto kvasaru je tedy asi 4 biliony (4 × 10 12) krát větší než Slunce, nebo asi stokrát větší než celkové světlo obřích galaxií, jako je Mléčná dráha .To předpokládá, že kvasar vyzařuje energii ve všech směrech, ale předpokládá se, že aktivní galaktické jádro vyzařuje přednostně ve směru svého paprsku. Ve vesmíru obsahujícím stovky miliard galaxií, z nichž většina měla aktivní jádra před miliardami let, ale byla viděna až dnes, je statisticky jisté, že tisíce energetických paprsků by měly směřovat k Zemi, některé příměji než jiné. V mnoha případech je pravděpodobné, že čím jasnější je kvasar, tím příměji 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 ve vysokém rozlišení pomocí Hubblova kosmického dalekohledu a 10m Keckova dalekohledu odhalilo, že tento systém má gravitační čočku . Studie gravitačních čoček tohoto systému naznačuje, že emitované světlo bylo zvětšeno faktorem ~ 10. Je stále podstatně zářivější než blízké kvasary, jako je 3C 273.

Kvasary byli v raném vesmíru mnohem častější než dnes. Tento objev Maarten Schmidta v roce 1967 byl brzy silným důkazem proti kosmologii v ustáleném stavu a ve prospěch kosmologie velkého třesku . Kvasary ukazují místa, kde masivní černé díry rychle rostou (podle narůstání ). Tyto černé díry rostou krokem s hmotou hvězd v jejich hostitelské galaxii způsobem, který v současnosti není pochopen. Jednou z myšlenek je, že trysky, záření a větry vytvářené kvasary zastavily vznik nových hvězd v hostitelské galaxii, což je proces zvaný "zpětná vazba". Proudy, které produkují silné rádiové emise v některých kvasarech ve středech kup galaxiíje známo, že mají dostatek energie, aby zabránili ochlazení horkého plynu v těchto klastrech a jeho pádu do centrální galaxie.

Světelnosti Quasars jsou proměnlivé, s časovými stupnicemi, které se pohybují od měsíců do hodin. To znamená, že kvasary generují a emitují svou energii z velmi malé oblasti, protože každá část kvasaru by musela být v kontaktu s jinými částmi v takovém časovém měřítku, aby umožňovala koordinaci variací světelnosti. To by znamenalo, že kvasar měnící se na časové škále 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. Konverze gravitační potenciální energie na záření infalling do černé díry převádí mezi 6% a 32% hmoty na energii, ve srovnání s 0,7% pro přeměnu hmoty na energii ve hvězdě, jako je naše Slunce.Je to jediný známý proces, který dokáže vyprodukovat tak vysokou energii po velmi dlouhou dobu. (Hvězdné exploze, jako jsou supernovy a záblesky gama záření , a přímá hmota - vyhlazení antihmoty , mohou také produkovat velmi vysoký výkon, ale supernovy trvají jen několik dní a zdá se, že vesmír neměl relevantní množství antihmoty v příslušné krát).

Gravitačně čočkovaný kvasar HE 1104-1805"> Animace ukazuje vyrovnání mezi rotačními osami kvasarů a rozsáhlými strukturami, které obývají.

Jelikož kvasary vykazují všechny vlastnosti společné ostatním aktivním galaxiím, jako jsou Seyfertovy galaxie , lze emise z kvasarů snadno srovnávat s emisemi menších aktivních galaxií poháněných menšími supermasivními černými dírami. Chcete-li vytvořit svítivost 10 40 wattů(typická jasnost kvasaru), superhmotná černá díra by musela spotřebovat hmotný ekvivalent 10 hvězd za rok. Nejjasnější známé kvasary každý rok pohltí 1000 solárních hmot. Odhaduje se, že největší známá spotřebovává hmotu ekvivalentní 10 zemím za sekundu. Světelnosti kvasaru se mohou v průběhu času značně lišit, v závislosti na jejich okolí. Jelikož je těžké po mnoho miliard let pohánět kvasary, stane se z nich po dokončení kvaarování okolního plynu a prachu obyčejná galaxie.

Záření z kvasarů je částečně "netermální" (tj. Není způsobeno zářením černého tělesa ) a přibližně u 10% jsou pozorovány také trysky a laloky podobné těm z rádiových galaxií, které také nesou významné (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 ). Kvasary lze detekovat v celém pozorovatelném elektromagnetickém spektru , včetně rádia , infračerveného záření , viditelného světla , ultrafialového záření ,Rentgenové a dokonce i gama paprsky . Většina kvasarů je nejjasnější ve své ultrafialové vlnové délce zbytkového rámce vodíkové vrstvy Lyman-alfa 121,6 nm , ale vzhledem k obrovským červeným posunům těchto zdrojů byla pozorována špičková svítivost až k červené 900,0 nm infračervený. Menšina kvasarů vykazuje silné rádiové vyzařování, které je generováno paprsky hmoty pohybujícími se blízko rychlosti světla. Při pohledu dolů vypadají jako blazary a často mají oblasti, které se zdají vzdálit od středu rychleji než rychlost světla ( superluminální expanze). Jedná se o optický klam způsobený vlastnostmi speciální relativity .

Kvasarové červené posuny se měří ze silných spektrálních čar, které dominují jejich viditelným a ultrafialovým emisním spektrům. Tyto čáry jsou jasnější než spojité spektrum. Vykazují Dopplerovo rozšíření odpovídající střední rychlosti o několik procent rychlosti světla. Rychlé pohyby silně naznačují velkou hmotu. Nejjasnějšími linkami jsou emisní linie vodíku (hlavně Lymanovy řady a Balmerovy řady ), helia, uhlíku, hořčíku, železa a kyslíku. Atomy vyzařující tyto řádky se pohybují od neutrálních po vysoce ionizované, takže jsou vysoce nabité. Tato široká škála ionizace ukazuje, že plyn je vysoce ozařován kvasarem, nejen horkým, ani hvězdami, které nemohou produkovat tak široký rozsah ionizace.

Stejně jako všechny (nezakryté) aktivní galaxie mohou být kvasary silnými rentgenovými zdroji. Rádio-hlasité kvasary mohou také produkovat rentgenové a gama paprsky inverzním Comptonovým rozptylem fotonů s nízkou energií radioaktivními elektrony v paprsku.

Železné kvasary vykazují silné emisní čáry vyplývající z železa s nízkou ionizací (Fe II ), jako je IRAS 18508-7815.

Spektrální linie, reionizace a raný vesmír

Hlavní články: Reionizace a chronologie vesmíru Tento pohled pořízený infračerveným světlem je falešným obrazem tandemu quasar-starburst s nejsvětlejším starburstem, jaký kdy v takové kombinaci byl. Spektrum z kvasaru HE 0940-1050 poté, co prošlo mezigalaktickým médiem

Kvasary také poskytnout nějaké stopy, pokud jde o konci velkého třesku 's reionization . Nejstarší známé kvasary ( z = 6) vykazují Gunn - Petersonův žlab a mají před sebou absorpční oblasti, které naznačují, že mezigalaktickým médiem v té době byl neutrální plyn . Novější kvasary nevykazují žádnou absorpční oblast, ale spíše jejich spektra obsahují špičatou oblast známou jako les Lyman-alfa ; to naznačuje, že intergalaktické médium prošlo reionizací do plazmy a že neutrální plyn existuje pouze v malých oblacích.

Intenzivní produkce ionizujícího ultrafialového záření je také významná, protože by poskytla mechanismus pro reionizaci, která by mohla nastat ve formě 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%).

Kvasary 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.

Podtypy kvasaru

Taxonomie kvasarů zahrnuje různé podtypy, které představují podskupiny populace kvasaru, který má odlišné vlastnosti.

• Rádio-hlasité kvasary jsou kvasary s výkonnými tryskami, které jsou silným zdrojem emise rádiových vln. Ty tvoří asi 10% celkové populace kvasaru.
• Rádio-tiché kvasary jsou ty kvasary, které postrádají silné trysky a mají relativně slabší rádiové vyzařování než rádiová hlasitá populace. Většina kvasarů (asi 90%) je rádiová ticha.
• Kvazary se širokou absorpční linkou (BAL) jsou kvazary, jejichž spektra vykazují široké absorpční linie, které jsou blueshifted vzhledem k klidovému rámci kvazaru, vyplývající z plynu proudícího ven z aktivního jádra směrem k pozorovateli. Široké absorpční linie se vyskytují asi u 10% kvasarů a kvasary BAL jsou obvykle rádiové tiché. V ultrafialovém spektru zbytkových rámců kvasinek 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 široká emisní vedení vysoce zakryta hustým plynem a prachem . Jsou protějšky Seyfertových galaxií typu 2 s vyšší svítivostí.
• Červené kvasary jsou kvasary s optickými barvami, které jsou červenější než normální kvasary, o nichž se předpokládá, že jsou výsledkem mírné úrovně vyhubení prachu v hostitelské galaxii kvasaru. Infračervené průzkumy prokázaly, že červené kvasary tvoří podstatnou část celkové populace kvasarů.
• Opticky násilné proměnné (OVV) kvasary jsou radio-hlasité kvasary, ve kterých je tryska směrována k pozorovateli. Relativistické vyzařování paprskové emise má za následek silnou a rychlou variabilitu jasu kvasaru. Kvasary OVV jsou také považovány za druh blazaru .
• Slabé kvazory emisní linky jsou kvazary, které mají neobvykle slabé emisní linky v ultrafialovém / viditelném spektru.

Role v nebeských referenčních systémech

Energetické záření kvasaru rozzáří temné galaxie , což astronomům pomáhá pochopit temné rané fáze formování galaxií.

Vzhledem k tomu, že kvasary jsou extrémně vzdálené, jasné a malé zdánlivé velikosti, jsou užitečnými referenčními body při vytváření mřížky měření 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 vzdálené, jsou zjevně stacionární vůči naší současné technologii, ale jejich polohy lze měřit s nejvyšší přesností pomocí velmi dlouhé základní interferometrie (VLBI). Pozice většiny jsou známy 0,001 úhlové sekundy nebo lepší, což je řádově přesnější než nejlepší optická měření.

Několik kvasarů

Seskupení dvou nebo více kvasarů na obloze může vyplynout z náhodného vyrovnání, kdy nejsou kvasary fyzicky spojeny, ze skutečné fyzické blízkosti nebo z účinků gravitace ohýbajících světlo jednoho kvasaru na dva nebo více obrazů gravitační čočkování .

Když se zdá, že dva kvazary jsou při pohledu ze Země velmi blízko u sebe (oddělené několika obloukovými sekundami nebo méně), jsou běžně označovány jako "dvojitý kvazar". Jsou-li oba také blízko sebe v prostoru (tj. Pozorováno, že mají podobné červené posuny), jsou označováni jako "kvazarové páry" nebo "binární kvazary", pokud jsou dostatečně blízko na to, aby jejich hostitelské galaxie mohly fyzicky interagovat.

Jelikož jsou kvasary celkově vzácnými objekty ve vesmíru, je pravděpodobnost, že se tři nebo více samostatných kvasarů nacházejí poblíž stejného fyzického umístění, velmi nízká a určení, zda je systém fyzicky těsně oddělen, 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 byly oddělené a ne výsledkem gravitační čočky. Tento trojitý kvasar má rudý posuv z = 2,076. Složky jsou odděleny odhadem 30-50 kpc, což je typické pro interagující galaxie. V roce 2013 byl nalezen druhý pravý triplet kvasarů, QQQ J1519 + 0627, s červeným posunem z = 1,51, celý systém zapadl do fyzické separace 25 kpc.

První skutečný čtyřnásobný kvasarový systém byl objeven v roce 2015 při rudém posunu z = 2,0412 a má celkovou fyzickou stupnici přibližně 200 kpc.

Kvasar s více snímky 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 (neboli Twin Quasar) v roce 1979. Příkladem kvasaru s trojnásobným objektivem je PG1115 + 08.
Je známo několik kvasarů se čtyřmi obrazy, včetně Einsteinova kříže a čtyřlístku kvazaru , přičemž k prvním takovým objevům došlo v polovině 80. let.