Квазар (/ ˈkweɪzɑːr /) (также известный как квазизвездный объект, сокращенно QSO) - это чрезвычайно светящееся активное ядро галактики (AGN), в котором сверхмассивная черная дыра с массой в диапазоне от миллионов до миллиардов масс Солнца окружен газообразным аккреционным диском. Когда газ в диске падает в сторону черной дыры, энергия выделяется в форме электромагнитного излучения, которое можно наблюдать по всему электромагнитному спектру.
Мощность, излучаемая квазарами, огромна: самые мощные квазары имеют яркость в тысячи раз больше, чем галактика, такая как Млечный путь.
Изображения квазаров с высоким разрешением, особенно с космического телескопа Хаббла, продемонстрировали, что квазары находятся в центрах галактик и что некоторые галактики-хозяева являются сильно взаимодействующими или сливающимися галактиками. Как и в случае других категорий AGN, наблюдаемые свойства квазара зависят от многих факторов, включая массу черной дыры, скорость аккреции газа, ориентацию аккреционного диска относительно наблюдателя, наличие или отсутствие струи. и степень затемнения газом и пылью внутри галактики-хозяина.
Квазары обнаружены на очень широком диапазоне расстояний, и исследования по обнаружению квазаров показали, что активность квазаров была более распространена в далеком прошлом. По состоянию на 2017 год самым дальним из известных квазаров является ULAS J1342 + 0928 с красным смещением z = 7,54; Свет, наблюдаемый от этого квазара, был испущен, когда Вселенной было всего 690 миллионов лет. Сверхмассивная черная дыра в этом квазаре, оцененная в 800 миллионов солнечных масс, является самой отдаленной черной дырой, определенной на сегодняшний день.
До сих пор неуклюжее длинное название «квазизвездные радиоисточники» используется для описания этих объектов. Поскольку природа этих объектов совершенно неизвестна, трудно подготовить для них короткую соответствующую номенклатуру, чтобы их основные свойства были очевидны из их названия.
История наблюдений и интерпретаций
Между 1917 и 1922 годами из работ Хебера Кертиса, Эрнста Эпика и других стало ясно, что некоторые объекты («туманности»), видимые астрономами, на самом деле были далекими галактиками, такими как наша. Но когда радиоастрономия началась в 1950-х годах, астрономы обнаружили среди галактик небольшое количество аномальных объектов, свойства которых не поддаются объяснению.
Объекты испускали большое количество излучения многих частот, но оптический источник не мог быть обнаружен, а в некоторых случаях только слабый и точечный объект, похожий на далекую звезду. Спектральные линии этих объектов, которые идентифицируют химические элементы, из которых состоит объект, также были чрезвычайно странным и не поддающимся объяснению. Некоторые из них очень быстро меняли свою светимость в оптическом диапазоне и даже более быстро в рентгеновском диапазоне, предполагая верхний предел их размера, возможно, не больше, чем наша собственная Солнечная система. Это подразумевает чрезвычайно высокую плотность мощности.
Ранние наблюдения (1960-е и ранее)
Первые квазары (3C 48 и 3C 273) были обнаружены в конце 1950-х годов в качестве радиоисточников при радиосъемках всего неба. Сначала они были отмечены как радиоисточники без соответствующего видимого объекта. Используя маленькие телескопы и телескоп Ловелла в качестве интерферометра, они показали очень маленький угловой размер. Астрономы обнаружили то, что казалось слабой голубой звездой в месте расположения радиоисточника, и получили его спектр, который содержал много неизвестных широких линий излучения. Аномальный спектр не поддается интерпретации.
Британо-австралийский астроном Джон Болтон сделал много ранних наблюдений за квазарами, включая прорыв в 1962 году. Согласно прогнозам, другой источник радиоизлучения, 3C 273, подвергнется пяти пробуждениям Луной. Также экстремальная скорость не помогла бы объяснить огромные радиоизлучения 3C 273. Если красное смещение было космологическим (теперь известно, что оно правильное), большое расстояние означало, что 3C 273 был намного ярче, чем любая галактика, но гораздо более компактным. Кроме того, 3C 273 был достаточно ярким, чтобы его можно было обнаружить на архивных фотографиях 1900-х годов; было обнаружено, что он варьируется в годовом масштабе времени, подразумевая, что значительная часть света испускалась из области размером менее 1 светового года, крошечной по сравнению с галактикой.
Хотя это вызвало много вопросов, открытие Шмидта быстро революционизировало наблюдение квазара. Странный спектр 3C 48 был быстро идентифицирован Шмидтом, Гринштейном и Оке как красное смещение водорода и магния на 37%. Вскоре после этого еще два спектра квазаров в 1964 году и еще пять в 1965 году были также подтверждены как обычный свет, который был смещен в крайнее красное смещение.