Квазары

Источник статьи: Большая российская энциклопедия

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]\displaystyle{ \lambda_\text{набл} / \lambda_0 = 1,16 }[/math] ([math]\displaystyle{ \lambda_\text{набл} }[/math] – наблюдаемая длина волны, [math]\displaystyle{ \lambda_0 }[/math] – несмещённая длина волны), что соответствует космологическому красному смещению [math]\displaystyle{ 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]\displaystyle{ 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 19^m 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]\displaystyle{ z \approx \text{6–7} }[/math], что соответствует возрасту Вселенной около 500 млн. лет) и к [math]\displaystyle{ z \approx 3 }[/math] (это соответствует возрасту Вселенной около 4 млрд. лет) темп их появления достиг максимума. По мере приближения к современной эпохе ([math]\displaystyle{ 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]\displaystyle{ 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 [math]\displaystyle{ F_\nu (\nu) }[/math] ([math]\displaystyle{ \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]\displaystyle{ 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 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 аккрецирующей сверхмассивной чёрной дыры была впервые предложена М. Рисом и Я. Б. Зельдовичем 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]\displaystyle{ z \lt 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]\displaystyle{ 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]\displaystyle{ 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]\displaystyle{ 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 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.