Квазары - История изменений

Aqui в 21:16, 28 декабря 2021

2021-12-28T21:16:38Z

← Предыдущая версия		Версия от 00:16, 29 декабря 2021
Строка 9:		Строка 9:
	Из наблюдений следует, что первые квазары появились на очень ранних этапах эволюции Вселенной (<math>z \approx \text{6–7}</math>, что соответствует возрасту Вселенной около 500 млн. лет) и к <math>z \approx 3</math> (это соответствует возрасту Вселенной около 4 млрд. лет) темп их появления достиг максимума. По мере приближения к современной эпохе (<math>z = 0</math>, около 13 млрд. лет) темп появления квазаров замедлился. Так как время жизни квазара в своей активной фазе не превышает 10<sup>7</sup>–10<sup>8</sup> лет, то первые квазары успели «прогореть» задолго до современной эпохи. Квазары, которые наблюдаются при небольших <math>z</math>, – это вновь возникающие молодые образования. Именно поэтому свойства далёких и близких квазаров не сильно различаются, так как и те и другие – молодые образования.		Из наблюдений следует, что первые квазары появились на очень ранних этапах эволюции Вселенной (<math>z \approx \text{6–7}</math>, что соответствует возрасту Вселенной около 500 млн. лет) и к <math>z \approx 3</math> (это соответствует возрасту Вселенной около 4 млрд. лет) темп их появления достиг максимума. По мере приближения к современной эпохе (<math>z = 0</math>, около 13 млрд. лет) темп появления квазаров замедлился. Так как время жизни квазара в своей активной фазе не превышает 10<sup>7</sup>–10<sup>8</sup> лет, то первые квазары успели «прогореть» задолго до современной эпохи. Квазары, которые наблюдаются при небольших <math>z</math>, – это вновь возникающие молодые образования. Именно поэтому свойства далёких и близких квазаров не сильно различаются, так как 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 <math>F_\nu \sim \nu ^ \alpha , \alpha \approx 1</math>; тип II – излучение в оптическом диапазоне сильно поглощено и преобладает инфракрасное излучение или/и жёсткое рентгеновское излучение; лацертиды (объекты типа BL [[Ящерица\|Ящерицы]]) – по виду спектра похожи на квазары типа I, но с очень слабыми линиями излучения, сильной переменностью и поляризацией. Лацертиды вместе с радиоквазарами, имеющими в оптическом диапазоне поляризацию >3%, составляют группу, получившую название «блазары». Энергетический 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).		Исходя из вида непрерывного спектра <math>F_\nu (\nu)</math> (<math>\nu</math> – 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 <math>F_\nu \sim \nu ^ \alpha , \alpha \approx 1</math>; тип II – излучение в оптическом диапазоне сильно поглощено и преобладает инфракрасное излучение или/и жёсткое рентгеновское излучение; лацертиды (объекты типа BL [[Ящерица\|Ящерицы]]) – по виду спектра похожи на квазары типа I, но с очень слабыми линиями излучения, сильной переменностью и поляризацией. Лацертиды вместе с радиоквазарами, имеющими в оптическом диапазоне поляризацию >3%, составляют группу, получившую название «блазары». Энергетический 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 квазары являются ядрами в галактиках, называемых «хозяйскими». Для некоторых из них, связанных с близкими и не слишком яркими квазарами, удалось получить спектры, которые показали сходство красных смещений у «хозяйских» галактик и квазаров. Этот факт подтверждал внегалактическую природу квазаров. Кроме того, выяснилось, что «хозяйские» галактики вокруг близких и далёких квазаров имеют некоторые отличия: у далёких наблюдается меньшее содержание тяжёлых элементов при высоком темпе звездообразования. В среднем более яркие в оптическом и радиодиапазоне квазары находятся в центрах более массивных сфероидальных звёздных систем, являясь кратковременной и очень активной фазой эволюции их ядер.		Через 10 лет после открытия М. Шмидта было установлено, что квазары являются ядрами в галактиках, называемых «хозяйскими». Для некоторых из них, связанных с близкими и не слишком яркими квазарами, удалось получить спектры, которые показали сходство красных смещений у «хозяйских» галактик и квазаров. Этот факт подтверждал внегалактическую природу квазаров. Кроме того, выяснилось, что «хозяйские» галактики вокруг близких и далёких квазаров имеют некоторые отличия: у далёких наблюдается меньшее содержание тяжёлых элементов при высоком темпе звездообразования. В среднем более яркие в оптическом и радиодиапазоне квазары находятся в центрах более массивных сфероидальных звёздных систем, являясь кратковременной и очень активной фазой эволюции их ядер.

	Модель квазара как [[аккреция\|аккрецирующей]] сверхмассивной чёрной дыры была впервые предложена М. [[Рис]]ом и Я. Б. [[Зельдович]]ем с сотрудниками. Ими было показано, что светимость квазара может обеспечить [[аккреция]] вещества на чёрную дыру массой не менее 10<sup>8</sup> 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 квазара 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 квазары (когда этот угол мал), или как радиогалактики (когда угол велик).		Модель квазара как [[аккреция\|аккрецирующей]] сверхмассивной чёрной дыры была впервые предложена М. [[Рис]]ом и Я. Б. [[Зельдович]]ем с сотрудниками. Ими было показано, что светимость квазара может обеспечить [[аккреция]] вещества на чёрную дыру массой не менее 10<sup>8</sup> 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 квазара 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 квазары (когда этот угол мал), или как радиогалактики (когда угол велик).
	Квазары, так же как и галактики, распределены в пространстве неоднородно. Степень их скучивания возрастает по мере увеличения их красного смещения. Обнаружены десятки больших групп квазаров (с числом квазаров >10) размерами ≤ 70 Мпк на расстояниях, соответствующих <math>z < 2</math>. Внутри этих групп найдено много слабых галактик, что подтверждает предположение о том, что квазары входят в скопления и сверхскопления галактик. Таким образом, изучение квазаров позволяет определить, на каких этапах эволюции Вселенной начинается формирование крупномасштабной галактической структуры.

	В силу очень высокой светимости квазары позволили раздвинуть границы наблюдаемой Вселенной и, кроме того, служат её своеобразными «щупами». В спектрах далёких квазаров наблюдаются многочисленные линии поглощения, которые несут информацию о попавших на луч зрения облаках газа, расположенных как внутри галактик, так и в межгалактической среде. В спектрах двух десятков хорошо изученных ярких квазаров наблюдается множество линий поглощения, образующихся как в окрестностях самих квазаров (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 межгалактической среде (многочисленные линии водорода – так называемый [[лес Лайман-альфа]]). Линии металлов и «ассоциированные» с ними линии водорода по красным смещениям распределены неоднородно, повторяя особенности распределения скоплений галактик. Такой тенденции к скученности у линий «леса Лайман-альфа» не наблюдается – их плотность растёт сначала плавно до <math>z \approx 2<math>, а затем очень резко, и линии «леса Лайман-альфа» превращаются в сплошную стену.		Квазары, так же, как и галактики, распределены в пространстве неоднородно. Степень их скучивания возрастает по мере увеличения их красного смещения. Обнаружены десятки больших групп квазаров (с числом квазаров >10) размерами ≤ 70 Мпк на расстояниях, соответствующих <math>z < 2</math>. Внутри этих групп найдено много слабых галактик, что подтверждает предположение о том, что квазары входят в скопления и сверхскопления галактик. Таким образом, изучение квазаров позволяет определить, на каких этапах эволюции Вселенной начинается формирование крупномасштабной галактической структуры.

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

	Ещё одним важным космологическим эффектом, связанным с квазарами, 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 0957+561 A/B (<math>z \approx 1,4</math>) открыт английскими астрономами в 1979. Разнос его изображений (около 6″) объясняется гравитационным линзированием со стороны галактики и скопления галактик, расположенных на <math>z \approx 0,4</math>. К началу 21 века открыто уже несколько сотен подобных квазаров в радио- и оптических диапазонах. Эффект линзирования богатыми скоплениями галактик используется для усиления блеска очень далёких объектов, расположенных за этими скоплениями. Кроме того, статистика таких квазаров позволяет оценить плотность объектов-линз на луче зрения и характер их распределения в пространстве, что важно для построения модели [[Вселенная\|Вселенной]].		Ещё одним важным космологическим эффектом, связанным с квазарами, 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 0957+561 A/B (<math>z \approx 1,4</math>) открыт английскими астрономами в 1979. Разнос его изображений (около 6″) объясняется гравитационным линзированием со стороны галактики и скопления галактик, расположенных на <math>z \approx 0,4</math>. К началу 21 века открыто уже несколько сотен подобных квазаров в радио- и оптических диапазонах. Эффект линзирования богатыми скоплениями галактик используется для усиления блеска очень далёких объектов, расположенных за этими скоплениями. Кроме того, статистика таких квазаров позволяет оценить плотность объектов-линз на луче зрения и характер их распределения в пространстве, что важно для построения модели [[Вселенная\|Вселенной]].

Aqui: Новая страница: «:'''''Источник статьи:''' Большая российская энциклопедия''[https://bigenc.ru/physics/text/2055293 '…»

2021-12-28T21:12:00Z

Новая страница: «:'''''Источник статьи:''' Большая российская энциклопедия''<ref name="БРЭ">[https://bigenc.ru/physics/text/2055293 '…»

Новая страница

:'''''Источник статьи:''' Большая российская энциклопедия''<ref name="БРЭ">[https://bigenc.ru/physics/text/2055293 ''Комберг Б. В.'' КВАЗАРЫ // Большая российская энциклопедия. Электронная версия (2016); 27.12.2021.]</ref>

[[Файл:Оптическое изображение квазара 3С273.jpg|333px|мини|справа|Оптическое изображение квазара 3С273, полученное с помощью космического телескопа «Хаббл». Виден очень яркий квазар, засвечивающий свою «хозяйскую» галактику, и узкий выброс длиной 20″ (около 20 кпк). Цвета условные – характеризуют относительную яркость. ]]'''КВАЗА́РЫ''' (от ''англ.'' quasar, сокр. от quasistellar radiosource – квазизвёздный источник радиоизлучения) – внегалактические компактные радиоисточники, отождествляемые со слабыми голубыми звездообразными объектами. Впервые подобные объекты были обнаружены в 1960. Как выяснилось позднее, квазары связаны со сверхмассивными чёрными дырами, находящимися в центрах массивных галактик. На их внегалактическую природу впервые указал в 1963 американский астроном М. Шмидт, получивший спектр звезды 13-й звёздной величины со странным узким голубым выбросом, которая отождествлялась с радиоисточником 3С 273. 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 <math>\lambda_\text{набл} / \lambda_0 = 1,16</math> (<math>\lambda_\text{набл}</math> – наблюдаемая длина волны, <math>\lambda_0</math> – несмещённая длина волны), что соответствует космологическому красному смещению <math>z = (\lambda_\text{набл} - \lambda_0) / \lambda_0 = 0,16</math>. Это означало, что источник 3С273 расположен на расстоянии около 700 Мпк от наблюдателя и его светимость в оптическом диапазоне достигает <math>10^\text{40}</math> Дж/с, что почти в 1000 раз превышает оптическую светимость всей нашей Галактики. Догадка Шмидта дала ключ к объяснению спектров и других квазаров. Оказалось, что все квазары находятся за пределами нашей Галактики и их светимость превышает светимость самых крупных известных галактик.

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

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

Из наблюдений следует, что первые квазары появились на очень ранних этапах эволюции Вселенной (<math>z \approx \text{6–7}</math>, что соответствует возрасту Вселенной около 500 млн. лет) и к <math>z \approx 3</math> (это соответствует возрасту Вселенной около 4 млрд. лет) темп их появления достиг максимума. По мере приближения к современной эпохе (<math>z = 0</math>, около 13 млрд. лет) темп появления квазаров замедлился. Так как время жизни квазара в своей активной фазе не превышает 107–108 лет, то первые квазары успели «прогореть» задолго до современной эпохи. Квазары, которые наблюдаются при небольших <math>z</math>, – это вновь возникающие молодые образования. Именно поэтому свойства далёких и близких квазаров не сильно различаются, так как 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 <math>F_\nu \sim \nu ^ \alpha , \alpha \approx 1</math>; тип II – излучение в оптическом диапазоне сильно поглощено и преобладает инфракрасное излучение или/и жёсткое рентгеновское излучение; лацертиды (объекты типа BL [[Ящерица|Ящерицы]]) – по виду спектра похожи на квазары типа I, но с очень слабыми линиями излучения, сильной переменностью и поляризацией. Лацертиды вместе с радиоквазарами, имеющими в оптическом диапазоне поляризацию >3%, составляют группу, получившую название «блазары». Энергетический 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 квазары являются ядрами в галактиках, называемых «хозяйскими». Для некоторых из них, связанных с близкими и не слишком яркими квазарами, удалось получить спектры, которые показали сходство красных смещений у «хозяйских» галактик и квазаров. Этот факт подтверждал внегалактическую природу квазаров. Кроме того, выяснилось, что «хозяйские» галактики вокруг близких и далёких квазаров имеют некоторые отличия: у далёких наблюдается меньшее содержание тяжёлых элементов при высоком темпе звездообразования. В среднем более яркие в оптическом и радиодиапазоне квазары находятся в центрах более массивных сфероидальных звёздных систем, являясь кратковременной и очень активной фазой эволюции их ядер.

Модель квазара как [[аккреция|аккрецирующей]] сверхмассивной чёрной дыры была впервые предложена М. [[Рис]]ом и Я. Б. [[Зельдович]]ем с сотрудниками. Ими было показано, что светимость квазара 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 квазара 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 квазары (когда этот угол мал), или как радиогалактики (когда угол велик).
Квазары, так же как и галактики, распределены в пространстве неоднородно. Степень их скучивания возрастает по мере увеличения их красного смещения. Обнаружены десятки больших групп квазаров (с числом квазаров >10) размерами ≤ 70 Мпк на расстояниях, соответствующих <math>z < 2</math>. Внутри этих групп найдено много слабых галактик, что подтверждает предположение о том, что квазары входят в скопления и сверхскопления галактик. Таким образом, изучение квазаров позволяет определить, на каких этапах эволюции Вселенной начинается формирование крупномасштабной галактической структуры.

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

Ещё одним важным космологическим эффектом, связанным с квазарами, 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 0957+561 A/B (<math>z \approx 1,4</math>) открыт английскими астрономами в 1979. Разнос его изображений (около 6″) объясняется гравитационным линзированием со стороны галактики и скопления галактик, расположенных на <math>z \approx 0,4</math>. К началу 21 века открыто уже несколько сотен подобных квазаров в радио- и оптических диапазонах. Эффект линзирования богатыми скоплениями галактик используется для усиления блеска очень далёких объектов, расположенных за этими скоплениями. Кроме того, статистика таких квазаров позволяет оценить плотность объектов-линз на луче зрения и характер их распределения в пространстве, что важно для построения модели [[Вселенная|Вселенной]].

== Литература статьи Большой российской энциклопедии ==

* ''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.

== Примечания ==
{{примечания}}
[[Категория:Ревизия 2021.12.28]]
[[Категория:НАЭ]]
[[Категория:Э]]