Редактирование: Квазары
Перейти к навигации
Перейти к поиску
Правка может быть отменена. Пожалуйста, просмотрите сравнение версий ниже, чтобы убедиться, что это нужная вам правка, и запишите страницу ниже, чтобы отменить правку.
| Текущая версия | Ваш текст | ||
| 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 | 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. | 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. | |||
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< | |||
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]]. | ||