Квазар

Матеріал з Вікіпедії — вільної енциклопедії.
Перейти до навігації Перейти до пошуку
Художнє зображення квазара


Кваза́р (англ. quasar, скор. від quasi-stellar radio source — квазізоряне радіоджерело) — надзвичайно потужні активні ядра галактик, що характеризуються яскраво вираженими емісійними лініями із великим червоним зсувом. Випромінювання квазарів походить з акреційного диску навколо надмасивної чорної діри. Енергія випромінювання квазарів величезна — найпотужніші з них мають світність у тисячі разів більшу, ніж галактики подібні до Чумацького Шляху[1][2]. Червоні зсуви квазарів мають космологічне походження[3] .

Квазари було виявлено 1963 року як джерела радіовипромінювання з дуже малими кутовими розмірами (менше 10″). Потім вони були ототожнені з тьмяними оптичними об'єктами 16—18m. Згодом було виявлено джерела, які за оптичними характеристиками від квазарів не відрізнялися, проте не випромінювали у радіо-діапазоні. Сьогодні квазарами називають обидва типи об'єктів: перші — радіоголосними, а інші — радіотихими. Радіоголосні квазари становлять декілька відсотків загальної кількості квазарів.

Художня візуалізація акреційного диска ULAS J1120+0641 — дуже далекого квазара, що живиться від надмасивної чорної діри з масою 2 млрд M☉[4]

У спектрах багатьох квазарів крім емісійних ліній, є одна або декілька систем ліній поглинання, червоний зсув яких менший, ніж емісійних ліній. Ці лінії поглинання формуються на шляху між квазарами й спостерігачем.

Квазари виявляють змінність у широкому часовому діапазоні — від кількох днів до кількох років. Амплітуда змінності в смузі В зазвичай 0,5 — 1,5m, хоча в деяких квазарів вона не перевищує 0,1m. Проте є група оптично змінних квазарів, зміни блиску яких досягають 6,0m. Оптично змінні квазари часто об'єднують із лацертидами в один клас — блазари. Квазари належать до галактик з активними ядрами. Більшість із них пов'язана зі спіральними галактиками. За природою квазари, напевне, близькі до сейфертівських галактик, до яких вони прилягають із боку високих світностей.

Огляди неба, метою яких є відкриття квазарів, показали, що квазари були більш поширені в далекому минулому; найбільше їх було близько 10 млрд років тому[5]. Концентрації кількох квазарів відомі як великі групи квазарів і можуть складати одні з найбільших відомих структур у Всесвіті, якщо спостережувані групи добре відстежують розподіл маси.

Історія спостереження квазарів[ред. | ред. код]

Квазари у взаємодіючих галактиках[6]

Початок досліджень[ред. | ред. код]

У період між 1917 і 1922 роками з робіт Гебера Кертіса, Ернста Опіка та інших стало зрозуміло, що деякі «туманності», які спостерігали астрономи, насправді були далекими галактиками, такими як Чумацький Шлях. Але коли в 1950-х роках почала розвиватися радіоастрономія, астрономи виявили серед галактик невелику кількість аномальних об'єктів з властивостями, які не піддавалися поясненню.

Об'єкти випромінювали в різних діапазонах, але їх не вдавалося виявити оптично, хоча в деяких випадках в оптичному діапазоні спостерігали лише слабкий точковий об'єкт, схожий на далеку зорю. Лінії в спектрі, що ідентифікують хімічні елементи, з яких складається об'єкт, також були нетиповими. Також деякі з цих об'єктів швидко змінювали свою світність в оптичному діапазоні і ще швидше — в рентгенівському, що вказувало на верхню межу їхніх розмірів не більшу за Сонячну систему. Це, в свою чергу, означало надзвичайно високу густину енергії. Про те, що це можуть бути за об'єкти, точилися жваві дискусії. Їх описували як «квазізоряні [тобто зореподібні] радіоджерела», або «квазізоряні об'єкти», назва, яка відображала їхню невідому природу, і була скорочена до «квазар».

Зображення Слоанівського цифрового огляду небі квазара 3C 273, яке ілюструє зореподібний вигляд об’єкта. Видно, що струмінь квазара тягнеться вниз і вправо від квазара.

Ранні спостереження (1950-1960)[ред. | ред. код]

До 1960 року в Третьому кембриджському каталозі було опубліковано сотні квазарів. Перший квазар 3C 48 відкрили 1960 року як джерело радіовипромінювання під час оглядів неба у радіо-діапазоні[7][8][9][10]. Відповідний видимий об'єкт не був знайдений одразу. За допомогою телескопа Ловелла використаного інтерферометром було показано, що він має дуже малий кутовий розмір[11]. У 1963 році Аллан Сендейдж і Томас А. Метьюз виявили слабку блакитну зорю на місці радіоджерела й отримали її спектр[9]. Він містив велику кількість невідомих широких емісійних ліній і не відповідав жодному із відомих на той час об'єктів — припущення Джона Болтона про великий червоний зсув тоді ще не було загальноприйнятим.

Розвиток фізичного розуміння (1960-ті та пізніше)[ред. | ред. код]

У 1962 році було передбачено, що радіоджерело 3C 273 зазнає п'ятиразового покриття Місяцем. Вимірювання, здійснені Сирілом Хазардом[en][12] і Джоном Болтоном з радіотелескопа ім. Паркса, дозволило Мартену Шмідту ідентифікувати оптичний об'єкт й отримати його спектр, використавши п'ятиметровий телескоп Гейла Паломарської обсерваторії. У цьому спектрі він виявив такі ж невідомі емісійні лінії. Шмідт усвідомив, що це спектральні лінії водню, зсунуті в червоний бік спектра на 15,8 %. Це означало, що 3C 273 віддаляється зі швидкістю 47 000 км/с. Відкриття призвело до революційних змін у розумінні квазарів і дозволило іншим астрономам знайти емісійні лінії, зсунуті в червоний бік спектру, для інших радіоджерел[13]. Таким чином для 3C 48 було виміряно червоний зсув, що відповідає швидкості руху 37 % від швидкості світла.

Протягом 1960-х років велася дискусія про те, чи є квазари близькими або віддаленими об'єктами. Були припущення, що червоний зсув у спектрах квазарів є свідченням не розширення простору, а потужного гравітаційного поля цих об'єктів. Проте це спростував Шмідт у 1964 році[14]. Незвичайні емісійні лінії квазарів нагадували лінії, що спостерігаються в гарячих газових туманностях низької густини. Однак вони є надто розрідженими, щоб пояснити спостережувану потужність ліній. Утім, космологічне пояснення зміщення спектрів квазарів також наштовхнулось на труднощі. Одним із вагомих аргументів проти цієї ідеї було те, що квазари в такому випадку мають випромінювати надто велику енергію, щоб це можливо було пояснити за допомогою відомих фізичних процесів, включно з ядерним синтезом. Висловлювалася гіпотеза, що квазари утворилися з досі невідомої форми стабільної антиречовини, і це може пояснити їхню світність. Інша гіпотеза полягала в тому, що квазари є білими дірами — протилежностями поглинаючих чорних дір[15].

Коли в 1970-х роках було успішно змодельовано виділення необхідної енергії в акреційному диску навколо чорної діри, аргументи про космологічні відстані до квазарів стали сприйматися майже всіма дослідниками. Ефективність випромінювання дисків становить в середньому 10%[16]. Для порівняння, ядерні реакції синтезу гелію з протонів вивільнюють усього 0,7 % енергії від маси речовини. Квазари почали класифікувати як один із типів активних ядер галактик.

Така інтерпретація також пояснює, чому квазари були поширені в ранньому Всесвіті. Випромінювання енергії практично припиняється, коли надмасивна чорна діра поглинає весь газ і пил навколо себе. Ймовірно, більшість галактик, зокрема й Чумацький Шлях, пройшли через активну стадію, але зараз не мають достатньо речовини для утворення акреційного диску навколо центральної чорної діри[17][7].

Термін «квазар» (англ. quasar) запропонував американський астрофізик китайського походження Хонг-Ї Чіу 1964 року в журналі «Physics Today» як альтернативу довгої назви «квазізоряні радіоджерела» (англ. quasi-stellar radio source)[18].

1979 року було підтверджено, що подвійний квазар 0957+561 є насправді двома зображеннями того самого квазара, утвореними внаслідок гравітаційного лінзування - ефекту передбаченого Ейнштейном у загальній теорії відносності[19].

Спектр квазара HE 0940-1050 після подорожі міжгалактичним середовищем

У 13-й редакції каталогу VERON (2010 року) налічувалося близько 133 тис. квазарів[20].

Сучасне розуміння[ред. | ред. код]

Зараз відомо, що квазари є далекими, але надзвичайно яскравими об'єктами, тому будь-яке світло від квазарів, яке досягає Землі, має досить значне космологічне червоне зміщення[21].

Фотографія телескопа Hubble, зображено ядро квазара

Квазари знаходяться в центрах активних галактик і є одними з найбільш яскравих, потужних і енергетичних об'єктів, відомих у Всесвіті, випромінюючи в тисячу разів більше енергії, ніж Чумацький Шлях, який містить 200—400 мільярдів зір. Енергія квазарів випромінюється у всьому електромагнітному спектрі від рентгенівського до інфрачервоного діапазону з піком в ультрафіолетовому діапазоні, при цьому деякі квазари також є потужними джерелами радіовипромінювання та гамма-променів. За допомогою зображень із високою роздільною здатністю, зроблених наземними телескопами та космічним телескопом Габбла, у деяких випадках було виявлено материнські галактики квазарів[22]. Зазвичай ці галактики занадто тьмяні, щоб їх можна було побачити на тлі блиску квазара, якщо не спостерігати їх за допомогою спеціальних методів. Більшість квазарів неможливо побачити в невеликі телескопи (за винятком 3C 273).

За припущенням Едвіна Солпітера і Якова Зельдовича у 1964 році, (яке в багатьох випадках підтверджено), квазари випромінюють за рахунок акреції речовини на надмасивні чорні діри в ядрах далеких галактик[7]. Випромінювання чорної діри не може вийти за межі горизонту подій, але випромінювання квазара генерується зовні чорної діри, в акреційному диску під дією гравітації та тертя через в'язкість газу. При цьому речовина диску сильно нагрівається[23]. На випромінювання перетворюється від 5,7 % до 32 % маси речовини[24], що на порядок більше в порівнянні з 0,7 % для процесу термоядерного синтезу протон-протонного циклу, який домінує у виробництві енергії в сонцеподібних зорях. Центральні маси від 105 до 109 M☉ були виміряні в квазарах за допомогою ревербераційного картування[en]. Підтверджено, що кілька десятків сусідніх галактик (включаючи й Чумацький Шлях), які не мають активного центру і не виявляють жодної активності, мають у своїх ядрах подібну надмасивну чорну діру. Таким чином, зараз вважається, що всі великі галактики мають чорні діри, але лише невелика частка має достатню кількість речовини на необхідній орбіті в центрі, щоб стати активними та посилювати випромінювання таким чином, щоб їх розглядали як квазари[25].

Це також пояснює, чому квазари були більш поширеними в ранньому всесвіті — випромінювання майже припиняється, коли надмасивна чорна діра поглинає більшість газу й пилу навколо неї. Це означає, що більшість галактик, включно з Чумацьким Шляхом, ймовірно пройшли через активну стадію, коли вони були квазарами або активними галактиками іншого класу, що залежить від маси чорної діри та швидкості акреції. Зараз вони перебувають у стані спокою, оскільки для генерації потужного випромінювання бракує речовини, яка падала б у їхні центральні чорні діри[25].

Хмара газу навколо далекого квазара SDSS J102009.99+104002.7 (зображення зроблене інструментом MUSE)[26]

Речовина, що наближається до чорної діри, навряд чи впаде прямо на неї, оскільки вона має певний момент імпульсу, що спричиняє утворення акреційного диску. Квазари також можуть наново спалахнути, коли нормальні галактики зливаються і чорна діра отримує нове джерело матерії[27]. Припускається, що квазар може знову утворитися, коли Галактика Андромеди зіткнеться з галактикою Чумацький Шлях приблизно через 3–5 мільярдів років[28][29][30].

У 1980-х роках були розроблені уніфіковані моделі, в яких квазари класифікували як особливий вид активних ядер галактик, і склався консенсус, що від інших активних ядер галактик, таких як блазари та радіогалактики, квазари здебільшого відрізняє лише кут нахилу галактики до променя зору[31].

Властивості квазарів[ред. | ред. код]

Станом на липень 2023 року було знайдено понад 900 000[32], більшість із яких відомі завдяки Слоанівському огляду неба. Усі спектри спостережуваних квазарів мають червоний зсув між 0,056 до 7,64 (станом на 2021 рік). Застосування закону Габбла-Леметра до цих червоних зміщень показало, що вони перебувають на відстані від 600 млн до 30 млрд св.р. Через великі відстані до квазарів і скінчену швидкість світла, ми бачимо їх такими, якими вони були в дуже ранньому Всесвіті.

Яскравість[ред. | ред. код]

Квазари є тьмяними об'єктами для спостерігача на Землі, але те, що вони видимі з такої великої відстані, означає, що вони — найяскравіші об'єкти у відомому Всесвіті. Найяскравішим квазаром на небі є 3C 273 в сузір'ї Діва. Він має середню видиму зоряну величину 12,8m (досить яскравий, щоб побачити в невеликий телескоп) та абсолютну зоряну величину −26,7m. Із відстані 33 світлових роки цей об'єкт сяяв би в небі так само яскраво, як наше Сонце. Таким чином, квазар випромінює енергії майже в 2 трлн разів більше, ніж Сонце (2х1012), і майже в 100 разів більше, ніж велика галактика, подібна до Чумацькому Шляху.

Гіперсвітний квазар APM 08279+5255 було відкрито 1998 року. Його абсолютна зоряна величина — 32,2m, хоча зображення високої роздільної здатності телескопа Габбла та 10-метрових телескопів Кека показали, що ця система гравітаційно лінзована. Гравітаційне лінзування збільшує яскравість квазара майже на порядок. Однак, цей квазар все одно яскравіший, ніж сусідні квазари, як наприклад 3C 273.

Поширеність[ред. | ред. код]

Квазари були більш поширені в ранньому Всесвіті. Це відкриття Мартена Шмідта 1967 року свідчить проти стаціонарної космології Фреда Гойла на користь моделі Великого вибуху. Квазари показують, де масивні чорні діри швидко зростають (через акрецію речовини). Маси чорних дір зростають рівномірно зі збільшенням маси зір у галактиках, що досі не пояснено. Одна з ідей полягає в тому, що струмені випромінювання й вітри від квазарів заважають утворенню зір у галактиці, цей процес називається «зворотний зв'язок». Струмені, що продукують потужну радіоемісію деяких квазарів у центрах скупчень галактик, як відомо, мають достатню потужність, щоб зберегти гарячий газ у цих скупченнях від охолодження й падіння на центральну галактику[33].

Яскраві гало навколо 18 далеких квазарів[34]

Близько мільйона квазарів було ідентифіковано за допомогою спектроскопічних червоних зміщень[35], а від 2 до 3 мільйонів ідентифіковано у фотометричних каталогах[36][37]. Найближчий відомий квазар перебуває на відстані близько 600 млн св. р. від Землі. Рекорд найдальшого відомого квазара продовжує змінюватися. У 2017 році квазар ULAS J1342+0928 був виявлений на червоному зміщенні z = 7,54. Світло, яке спостерігалося від цього квазара з масою 800 млн M☉, випромінювалося, коли до Всесвіту було лише 690 млн років[38][39][40]. У 2020 році квазар Понюаена (Pōniuāʻena) з орієнтовною масою 1.5 млрд M☉ був виявлений з часу 700 р. млн. років після Великого вибуху[41][42]. На початку 2021 року було виявлено квазар QSO J0313–1806 з чорною дірою з масою 1,6 млрд M☉ на z = 7,64 (670 мільйонів років після Великого вибуху)[43].

Змінність[ред. | ред. код]

Квазари змінюють свою яскравість із часом. Ці зміни відбуваються протягом декількох місяців, тижнів, днів або годин. Це означає, що квазари генерують і випромінюють свою енергію з дуже маленької області, оскільки кожна частина квазара має перебувати в контакті з іншими частинами в такому часовому масштабі, щоб забезпечити координацію коливань світності. Таким чином, розміри квазара не можуть бути більшими за декілька світлових тижнів. Настільки потужне випромінювання малої ділянки потребує набагато ефективнішого джерела ніж ядерний синтез. Вивільнення гравітаційної енергії речовиною, що падає на масивну чорну діру, є єдиним відомим процесом, який може тривалий час підтримувати таку високу потужність випромінювання. Зоряні вибухи — наднові й гамма-спалахи можуть давати таку потужність лише протягом декількох хвилин.

Випромінювання та спектр[ред. | ред. код]

На рентгенівському знімку Чандри зображено квазар PKS 1127—145, яскраве джерело рентгенівських променів і видимого світла приблизно за 10 млрд св.р. від Землі. Величезний рентгенівський струмінь простягається щонайменше на 1 млн св.р. від квазара.

Квазари мають такі ж властивості, як і активні ядра галактики, але вони потужніші. Їхнє випромінювання частково нетеплове (тобто не випромінювання чорного тіла). Деяка частина енергії (~10 %) спостерігається у вигляді джетів (подібно до радіогалактик), на які припадає значна (однак, точно не відома) кількість енергії у формі високоенергетичних релятивістських частинок (зокрема електронів і протонів або електронів і позитронів). Квазари можна спостерігати практично на всіх ділянках електромагнітного спектру — включаючи радіо, інфрачервоний, оптичний, ультрафіолетовий, рентгенівський і навіть гамма- діапазони. Більшість квазарів є найяскравішими в деякому проміжку ультрафіолетового діапазону (близько 121,6 нм), але завдяки значному червоному зсуву пік яскравості спостерігається поблизу інфрачервоної області (900 нм)[44]. Меншість квазарів мають потужне радіовипромінювання, яке надходить від джетів — струменів частинок, які рухаються зі швидкостями, близькими до швидкості світла. Зі спостережень струменів помітно, що він часто містить ділянки, які візуально віддаляються від центру швидше, ніж швидкість світла. Цей оптичний обман виникає завдяки релятивістським ефектам[45].

У наш час існує багато доказів того, що червоний зсув спектрів квазарів зумовлено саме космологічним розширенням Всесвіту (спостереження галактик-господарів, відкриття ліній Лісу Лайман-альфа —ліній поглинання, що виникають внаслідок поширення їхнього світла у космічному просторі, гравітаційне лінзування). Червоне зміщення квазарів вимірюється за яскравими спектральними лініями оптичного й ультрафіолетового спектрів. Ці лінії яскравіші, ніж неперервний спектр, тому їх називають емісійними лініями. Вони мають ширину, еквівалентну кільком відсоткам швидкості світла, спричинену допплерівським зсувом унаслідок швидкого руху газу, що їх випромінює. Швидкий рух газу чітко вказує на велику масу квазара. Емісійні лінії водню (переважно серія Лаймана й серія Бальмера), гелію, вуглецю, магнію, заліза і кисню — це найяскравіші лінії[44]. Атоми, що випромінюють ці лінії, є як нейтральними, так і надзвичайно іонізованими. Такий широкий ряд іонізації вказує на те, що газ, який випромінює, не є повністю гарячим, і не утворює окремої зорі. «Залізні квазари» показують потужні емісійні лінії низько іонізованого заліза (FeII), як наприклад IRAS 18508-7815[46].

Квазари дають інформацію про ранній період Всесвіту — кінець епохи рейонізації. Спектри найвіддаленіших квазарів (z ≥ 6) містять абсорбційні лінії, які свідчать про те, що міжгалактичне середовище у ті часи було заповнене нейтральним воднем. У спектрах ближчих квазарів немає абсорбційних ділянок, але їхні спектри містять лінійчасту структуру, відому як Ліс Лайман-альфа. Це свідчить про те, що міжгалактичне середовище зазнало повторної іонізації, а нейтральний газ існував тільки в невеликих хмарах. Інша цікава особливість квазарів полягає в тому, що вони містять хімічні елементи, важчі від гелію. Це означає, що в проміжку часу між Великим вибухом і найраннішими квазарами, які спостерігаються, в галактиках відбувся спалах зореутворення (утворення зір третього покоління). Світло від цих зір спостерігалося 2005 року на космічному телескопі Спітцера NASA, хоча ці спостереження ще потребують підтвердження[47].

Класифікація[ред. | ред. код]

Таксономія квазарів включає різні підтипи, що представляють підмножини популяції квазарів з різними властивостями.

  • Радіогучні квазари — це квазари з потужними струменями, які є потужними джерелами радіовипромінювання. Вони складають приблизно 10 % від загальної популяції квазарів[48].
  • Радіотихі квазари — це ті квазари, у яких відсутні потужні струмені, та з відносно слабшим радіовипромінюванням, ніж радіогучне населення. Більшість квазарів (близько 90 %) є радіотихими[48].
  • Квазари з широкою емісійною лінією (BAL) — це квазари, у спектрах яких спостерігаються широкі емісійні лінії, зміщені в бік синього кольору відносно системи спокою квазара, що є результатом витікання газу з активного ядра в напрямку до спостерігача. Широкі емісійні лінії спостерігаються приблизно в 10 % квазарів. BAL-квазари зазвичай є радіотихими[48]. В ультрафіолетових спектрах BAL-квазарів можна виявити широкі емісійні лінії іонізованого вуглецю, магнію, кремнію, азоту та інших елементів.
  • Квазари типу 2 — це квазари, в яких акреційний диск і широкі емісійні лінії сильно затемнені густим газом і пилом. Вони є аналогами сейфертівських галактик 2 типу, але з більшою світністю[49].
  • Червоні квазари — це квазари з оптичними кольорами ближчими до червоного, ніж у звичайних квазарів, що є результатом помірного пилового міжзоряного поглинання в материнській галактиці квазара. Інфрачервоні дослідження показали, що червоні квазари складають значну частину від загальної популяції квазарів[50].
  • Оптично активні змінні квазари (OVV) — це радіогучні квазари, у яких струмінь спрямований на спостерігача. Релятивістське випромінювання струменя призводить до сильної та швидкої зміни яскравості квазара. Квазари OVV також вважаються різновидом блазарів.
  • Квазари зі слабкими емісійними лініями — це квазари, які мають надзвичайно слабкі емісійні лінії в ультрафіолетовому або видимому спектрі[51].

Кратні квазари[ред. | ред. код]

Хрест Ейнштейна — чотири зображення від одного квазара.

Якщо два або більше квазари розташовані на небі близько один до одного, це не обов'язково значить, що вони є пов'язаною гравітаційно системою. Вони можуть бути розділені великою відстанню, тобто бути лише візуально кратними. Або ж це може бути спричинено гравітаційним лінзуванням квазара. Якщо між далеким квазаром та спостерігачем знаходиться ще один об'єкт (наприклад, галактика), то його гравітація згинає світло квазара таким чином, що утворюється два або кілька його зображень.  

Гравітаційно лінзований квазар HE 1104—1805[52]

Коли два квазари здаються дуже близькими один до одного (розділені кількома кутовими секундами або менше), їх зазвичай називають «подвійним квазаром». Коли вони також знаходяться близько один до одного в просторі (тобто спостерігається схоже червоне зміщення), їх називають «парою квазарів» або «подвійною системою квазарів», якщо вони достатньо близько, щоб їхні головні галактики могли взаємодіяти[53].

Оскільки квазари є загалом рідкісними об'єктами у Всесвіті, ймовірність того, що три або більше окремих квазарів будуть компонентами кратної системи, дуже низька, і підтвердження цього вимагає значних спостережних зусиль. Першу потрійну систему квазарів знайдено у 2007 році під час спостережень в обсерваторії Кека на горі Мауна-Кеа, що на Гаваях [54]. LBQS 1429-008 (або QQQ J1432-0106) вперше спостерігали в 1989 році, і на той час було встановлено, що це подвійний квазар. Коли астрономи виявили третю компоненту, вони підтвердили, що це окремі квазари, а не зображення того самого квазару, утворені внаслідок гравітаційного лінзування. Цей потрійний квазар має червоне зміщення z = 2,076[55]. Компоненти розділені на приблизно 30–50 кпк (97 000–160 000 св.р.), що є типовим для взаємодіючих галактик[56]. У 2013 році другий триплет квазарів QQQ J1519+0627, було знайдено з червоним зміщенням z = 1,51, вся система вписується в межах 25 кпк (близько 80 000 св.р.) [57] [58].

Перша чотирикратна система квазарів була відкрита в 2015 році на червоному зміщенні z = 2,0412 і має загальний розмір приблизно 200 кпк (650 000 св.р.)[59].

Квазар, світло якого зазнає гравітаційного лінзування, може мати два, три або чотири зображення. Першою відкритою гравітаційною лінзою був квазар з подвійним зображенням Q0957+561 (або Квазари-близнюки) у 1979 році [60]. Прикладом квазара з потрійним зображенням є PG1115+08[61]. Відомо кілька квазарів із чотирма зображеннями, у тому числі Хрест Ейнштейна та Квазар Конюшина, перші такі відкриття відбулися в середині 1980-х років.

Роль в небесних системах відліку[ред. | ред. код]

Оскільки квазари надзвичайно далекі, яскраві та малі за видимим розміром, вони є корисними опорними точками для створення вимірювальної сітки на небі[62]. Міжнародна небесна система відліку (ICRS) базується на сотнях позагалактичних радіоджерел, переважно квазарів, розподілених по всьому небу. Оскільки вони дуже віддалені, їх можна вважати стаціонарними для сучасних технологій. Найбільш точно їхні положення можна виміряти за допомогою інтерферометрії з наддовгою базою. Положення більшості джерел відомі з точністю до 0.001" або менше, що на порядки точніше, ніж найкращі оптичні вимірювання.

Див. також[ред. | ред. код]

Примітки[ред. | ред. код]

  1. ↑ Wu, Xue-Bing та ін. (2015). An ultraluminous quasar with a twelve-billion-solar-mass black hole at redshift 6.30. Nature. 518 (7540): 512—515. arXiv:1502.07418. Bibcode:2015Natur.518..512W. doi:10.1038/nature14241. PMID 25719667.
  2. ↑ Frank, Juhan; King, Andrew; Raine, Derek J. (February 2002). Accretion Power in Astrophysics (вид. Third). Cambridge, UK: Cambridge University Press. Bibcode:2002apa..book.....F. ISBN 0521620538.
  3. ↑ Quasars and Active Galactic Nuclei. ned.ipac.caltech.edu. Процитовано 31 серпня 2020.
  4. ↑ Most Distant Quasar Found. ESO Science Release. Процитовано 4 July 2011.
  5. ↑ Schmidt, Maarten; Schneider, Donald; Gunn, James (1995). Spectroscopic CCD Surveys for Quasars at Large Redshift. IV. Evolution of the Luminosity Function from Quasars Detected by Their Lyman-Alpha Emission. The Astronomical Journal. 110: 68. Bibcode:1995AJ....110...68S. doi:10.1086/117497.
  6. ↑ Quasars in interacting galaxies. ESA/Hubble. Процитовано 19 June 2015.
  7. ↑ а б в Shields, Gregory A. (1999). A Brief History of Active Galactic Nuclei. The Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 111 (760): 661—678. arXiv:astro-ph/9903401. Bibcode:1999PASP..111..661S. doi:10.1086/316378. Процитовано 21 квітня 2024.
  8. ↑ Our Activities. European Space Agency. Процитовано 3 October 2014.
  9. ↑ а б Matthews, Thomas A.; Sandage, Allan R. (1963). Optical Identification of 3c 48, 3c 196, and 3c 286 with Stellar Objects. Astrophysical Journal. 138: 30—56. Bibcode:1963ApJ...138...30M. doi:10.1086/147615.
  10. ↑ Wallace, Philip Russell (1991). Physics: Imagination and Reality. World Scientific. ISBN 9789971509293.
  11. ↑ The History of Jodrell Bank. Jodrell Bank Centre for Astrophysics. Процитовано 17 квітня 2024.
  12. ↑ Hazard, C. ; Mackey, M. B. ; Shimmins, A. J. (1963). Investigation of the Radio Source 3C 273 By The Method of Lunar Occultations. Nature. 197 (4872): 1037—1039. Bibcode:1963Natur.197.1037H. doi:10.1038/1971037a0.
  13. ↑ Schmidt Maarten (1963). 3C 273: a star-like object with large red-shift. Nature. 197 (4872): 1040. Bibcode:1963Natur.197.1040S. doi:10.1038/1971040a0.
  14. ↑ Kellermann, K. I. (1 листопада 2014). The discovery of quasars and its aftermath. Journal of Astronomical History and Heritage. Т. 17. с. 267—282. ISSN 1440-2807. Процитовано 18 квітня 2024.
  15. ↑ Biała dziura ma być odwrotnością czarnej dziury. Czy taki obiekt w ogóle może istnieć?. National Geographic.
  16. ↑ Trakhtenbrot, Benny; Volonteri, Marta; Natarajan, Priyamvada (3 лютого 2017). On the Accretion Rates and Radiative Efficiencies of the Highest-redshift Quasars. The Astrophysical Journal Letters. Т. 836, № 1. с. L1. doi:10.3847/2041-8213/836/1/l1. ISSN 2041-8205. Процитовано 18 квітня 2024.{{cite news}}: Обслуговування CS1: Сторінки із непозначеним DOI з безкоштовним доступом (посилання)
  17. ↑ updated, Keith Cooper last (24 лютого 2018). Quasars: Brightest Objects in the Universe. Space.com (англ.). Процитовано 18 квітня 2024.
  18. ↑ Chiu, Hong-Yee (1964). Gravitational collapse. Physics Today. 17 (5): 21. Bibcode:1964PhT....17e..21C. doi:10.1063/1.3051610.
  19. ↑ Walsh∗, D.; Carswell†, R. F.; Weymann‡, R. J. (1979-05). 0957 + 561 A, B: twin quasistellar objects or gravitational lens?. Nature (англ.). Т. 279, № 5712. с. 381—384. doi:10.1038/279381a0. ISSN 1476-4687. Процитовано 1 квітня 2024.
  20. ↑ Veron-Cetty M.P., Veron P. (2010 (13th Ed.)). Quasars and Active Galactic Nuclei. VizieR archives. Архів оригіналу за 16 Травня 2021. Процитовано 10.02.2016.
  21. ↑ Grupen, Claus; Cowan, Glen (2005). Astroparticle physics. Springer. с. 11–12. ISBN 978-3-540-25312-9.
  22. ↑ Hubble Surveys the «Homes» of Quasars. Hubblesite News Archive, Release ID 1996–35.
  23. ↑ Thomsen, D. E. (Jun 20, 1987). End of the World: You Won't Feel a Thing. Science News. 131 (25): 391. doi:10.2307/3971408. JSTOR 3971408.
  24. ↑ Lambourne, Robert J. A. (2010). Relativity, Gravitation and Cosmology (вид. Illustrated). Cambridge University Press. с. 222. ISBN 978-0521131384.
  25. ↑ а б Tiziana Di Matteo та ін. (10 February 2005). Energy input from quasars regulates the growth and activity of black holes and their host galaxies. Nature. 433 (7026): 604—607. arXiv:astro-ph/0502199. Bibcode:2005Natur.433..604D. doi:10.1038/nature03335. PMID 15703739.
  26. ↑ MUSE spies accreting giant structure around a quasar. www.eso.org. Процитовано 20 November 2017.
  27. ↑ Pierce, J S C та ін. (13 February 2023). Galaxy interactions are the dominant trigger for local type 2 quasars. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 522 (2): 1736—1751. arXiv:2303.15506. doi:10.1093/mnras/stad455.
  28. ↑ Thomsen, D. E. (Jun 20, 1987). End of the World: You Won't Feel a Thing. Science News. 131 (25): 391. doi:10.2307/3971408. JSTOR 3971408.
  29. ↑ Galaxy für Dehnungsstreifen (PDF). Архів оригіналу (PDF) за 17 грудня 2008. Процитовано 30 грудня 2009.
  30. ↑ Archived copy (PDF). Архів оригіналу (PDF) за 2 лютого 2010. Процитовано 1 липня 2011.{{cite web}}: Обслуговування CS1: Сторінки з текстом «archived copy» як значення параметру title (посилання)
  31. ↑ Peter J. Barthel (1989). Is every Quasar beamed?. The Astrophysical Journal. 336: 606—611. Bibcode:1989ApJ...336..606B. doi:10.1086/167038.
  32. ↑ Million Quasars Catalog, Version 8 (2 August 2023). MILLIQUAS. 2 серпня 2023. Процитовано 20 листопада 2023.
  33. ↑ New simulation shows how galaxies feed their supermassive black holes. ScienceDaily (англ.). Процитовано 2 квітня 2024.
  34. ↑ Bright halos around distant quasars. www.eso.org. Процитовано 26 October 2016.
  35. ↑ Million Quasars Catalog, Version 8 (2 August 2023). MILLIQUAS. 2 серпня 2023. Процитовано 20 листопада 2023.
  36. ↑ Shu, Yiping; Koposov, Sergey E; Evans, N Wyn; Belokurov, Vasily; McMahon, Richard G; Auger, Matthew W; Lemon, Cameron A (5 вересня 2019). Catalogues of active galactic nuclei from Gaia and unWISE data. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Oxford University Press (OUP). 489 (4): 4741—4759. arXiv:1909.02010. doi:10.1093/mnras/stz2487. ISSN 0035-8711.
  37. ↑ Storey-Fisher, Kate; Hogg, David W.; Rix, Hans-Walter; Eilers, Anna-Christina; Fabbian, Giulio; Blanton, Michael; Alonso, David (2023). Quaia, the Gaia-unWISE Quasar Catalog: An All-Sky Spectroscopic Quasar Sample. AAS journals. arXiv:2306.17749.
  38. ↑ Bañados, Eduardo та ін. (6 March 2018). An 800-million-solar-mass black hole in a significantly neutral Universe at a redshift of 7.5. Nature. 553 (7689): 473—476. arXiv:1712.01860. Bibcode:2018Natur.553..473B. doi:10.1038/nature25180. PMID 29211709.
  39. ↑ Choi, Charles Q. (6 December 2017). Oldest Monster Black Hole Ever Found Is 800 Million Times More Massive Than the Sun. Space.com. Процитовано 6 December 2017.
  40. ↑ Landau, Elizabeth; Bañados, Eduardo (6 December 2017). Found: Most Distant Black Hole. NASA. Процитовано 6 December 2017.
  41. ↑ Monster Black Hole Found in the Early Universe. Gemini Observatory (англ.). 24 червня 2020. Процитовано 31 серпня 2020.
  42. ↑ Yang, Jinyi; Wang, Feige; Fan, Xiaohui; Hennawi, Joseph F.; Davies, Frederick B.; Yue, Minghao; Banados, Eduardo; Wu, Xue-Bing; Venemans, Bram (1 липня 2020). Poniua'ena: A Luminous z = 7.5 Quasar Hosting a 1.5 Billion Solar Mass Black Hole. The Astrophysical Journal Letters. 897 (1): L14. arXiv:2006.13452. Bibcode:2020ApJ...897L..14Y. doi:10.3847/2041-8213/ab9c26.
  43. ↑ Maria Temming (18 січня 2021), The most ancient supermassive black hole is bafflingly big, Science News.
  44. ↑ а б Vanden Berk, Daniel E.; Richards, Gordon T.; Bauer, Amanda; Strauss, Michael A.; Schneider, Donald P.; Heckman, Timothy M.; York, Donald G.; Hall, Patrick B.; Fan, Xiaohui (2001-08). Composite Quasar Spectra from the Sloan Digital Sky Survey. The Astronomical Journal. Т. 122, № 2. с. 549—564. doi:10.1086/321167. Процитовано 2 квітня 2024.
  45. ↑ Dżet z czarnej dziury w M87 osiąga prędkości bliskie prędkości światła. www.urania.edu.pl (пол.). Процитовано 2 квітня 2024.
  46. ↑ academic.oup.com. doi:10.1093/mnras/staa934 https://academic.oup.com/mnras/article/494/3/4187/5819470. Процитовано 2 квітня 2024. {{cite web}}: Пропущений або порожній |title= (довідка)
  47. ↑ NASA Goddard Space Flight Center: News of light that may be from population III stars. Nasa.gov. Архів оригіналу за 16 квітня 2011. Процитовано 1 липня 2011.
  48. ↑ а б в Peterson, Bradley (1997). Active Galactic Nuclei. Cambridge University Press. ISBN 0-521-47911-8.
  49. ↑ Zakamska, Nadia та ін. (2003). Candidate Type II Quasars from the Sloan Digital Sky Survey. I. Selection and Optical Properties of a Sample at 0.3 < Z < 0.83. The Astronomical Journal. 126 (5): 2125. arXiv:astro-ph/0309551. Bibcode:2003AJ....126.2125Z. doi:10.1086/378610.
  50. ↑ Glikman, Eilat та ін. (2007). The FIRST-2MASS Red Quasar Survey. The Astrophysical Journal. 667 (2): 673. arXiv:0706.3222. Bibcode:2007ApJ...667..673G. doi:10.1086/521073.
  51. ↑ Diamond-Stanic, Aleksandar та ін. (2009). High-redshift SDSS Quasars with Weak Emission Lines. The Astrophysical Journal. 699 (1): 782—799. arXiv:0904.2181. Bibcode:2009ApJ...699..782D. doi:10.1088/0004-637X/699/1/782.
  52. ↑ Gravitationally lensed quasar HE 1104-1805. ESA/Hubble Press Release. Процитовано 4 November 2011.
  53. ↑ Myers, A. та ін. (2008). Quasar Clustering at 25 h−1 kpc from a Complete Sample of Binaries. The Astrophysical Journal. 678 (2): 635—646. arXiv:0709.3474. Bibcode:2008ApJ...678..635M. doi:10.1086/533491.
  54. ↑ Rincon, Paul (9 січня 2007). Astronomers see first quasar trio. BBC News.
  55. ↑ Triple quasar QQQ 1429-008. ESO. Архів оригіналу за 8 лютого 2009. Процитовано 23 квітня 2009.
  56. ↑ Djorgovski, S. G.; Courbin, F.; Meylan, G.; Sluse, D.; Thompson, D.; Mahabal, A.; Glikman, E. (2007). Discovery of a Probable Physical Triple Quasar. The Astrophysical Journal. 662 (1): L1—L5. arXiv:astro-ph/0701155. Bibcode:2007ApJ...662L...1D. doi:10.1086/519162.
  57. ↑ Extremely rare triple quasar found. phys.org. Процитовано 12 березня 2013.
  58. ↑ Farina, E. P. та ін. (2013). Caught in the Act: Discovery of a Physical Quasar Triplet. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 431 (2): 1019—1025. arXiv:1302.0849. Bibcode:2013MNRAS.431.1019F. doi:10.1093/mnras/stt209.
  59. ↑ Hennawi, J. та ін. (2015). Quasar quartet embedded in giant nebula reveals rare massive structure in distant universe. Science. 348 (6236): 779—783. arXiv:1505.03786. Bibcode:2015Sci...348..779H. doi:10.1126/science.aaa5397. PMID 25977547.
  60. ↑ Blandford, R. D.; Narayan, R. (1992). Cosmological applications of gravitational lensing. Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 30: 311—358. Bibcode:1992ARA&A..30..311B. doi:10.1146/annurev.aa.30.090192.001523.
  61. ↑ Henry, J. Patrick; Heasley, J. N. (8 травня 1986). High-resolution imaging from Mauna Kea: the triple quasar in 0.3-arc s seeing. Nature. 321 (6066): 139—142. Bibcode:1986Natur.321..139H. doi:10.1038/321139a0.
  62. ↑ ICRS Narrative. U.S. Naval Observatory Astronomical Applications. Архів оригіналу за 9 липня 2011. Процитовано 7 червня 2012.
Отримано з https://uk.wikipedia.org/w/index.php?title=Квазар&oldid=42375779