Kvasari astronoomia

Kvasarite leidmine

Ehkki esimesed teadaolevad kvaasarid avastati raadioallikatena, saadi kiiresti aru, et kvasare saab tõhusamalt leida, kui otsida tavalistest tähtedest sinisemaid objekte. Seda saab teha suhteliselt suure tõhususega, pildistades suuri taevapiirkondi läbi kahe või kolme erivärvilise filtri. Seejärel võrreldakse fotosid ebatavaliselt siniste objektide leidmiseks, mille olemust kontrollitakse järgneva spektroskoopia abil. See jääb kvaasarite leidmise esmaseks meetodiks, ehkki see on aastate jooksul arenenud koos filmi asendamisega elektrooniliste laenguga ühendatud seadmetega (CCD), uuringute laiendamisega infrapuna pikematele lainepikkustele ja mitme filtri lisamisega, mis, erinevates kombinatsioonides, on efektiivsed kvaasarite eraldamiseks erineval punasekkel. Kvasaare on avastatud ka muude tehnikate abil, sealhulgas tähelaadsed allikad, mille heledus varieerub ebaregulaarselt, ja röntgenuuringud kosmosest; tõepoolest peavad astronoomid röntgenkiirguse kõrget taset akrediteeruva musta augu süsteemi kindlaks näitajaks.

Kvasarite füüsikaline struktuur

Kvasaare ja muid AGN-e toidab ilmselt gravitatsiooniline koormus supermassiivsetele mustadele aukudele, kus “supermassiivne” tähendab Päikese massi umbes miljonist kuni mõne miljardi kordselt. Supermassiivsed mustad augud asuvad paljude suurte galaktikate keskmetes. Ligikaudu 5–10 protsendil neist galaktikatest satub gaas musta augu sügavasse gravitatsioonikaevu ja kuumeneb hõõguvaks, kuna gaasiosakesed kiirenevad ja kuhjuvad kiiresti pöörlevasse akretsiooniketasse horisondi lähedal. must auk. Eddingtoni limiidis on seatud maksimumkiirus, mille juures must auk võib ainet eraldada enne sissetuleva gaasi kuumutamist põhjustab radiatsioonist nii suurt välist survet, et akretsioon peatub. „Aktiivset” galaktilist tuuma eristab teistest galaktilistest tuumadest (90–95 protsenti suurtest galaktikatest, mis praegu pole kvaasarid) on see, et aktiivse tuuma must auk akumuleerib paar päikeseenergia massi aastas, mis juhul, kui see Kiirenduse kiirus umbes 1 protsent või enam Eddingtoni kiirusest on piisav, et moodustada tüüpiline kvaasar kogu heledusega umbes 10 ³⁹ vatti. (Päikese heledus on umbes 4 × 10 ²⁶ vatti.)

Lisaks mustadele aukudele ja akneketastele on kvaasaritel ka muid tähelepanuväärseid omadusi. Lihtsalt akretsiooniketast kaugemal asuvad gaasipilved, mis liiguvad suure kiirusega ümber sisemise struktuuri, neelates akretsioonkettalt suure energiakiirguse ja töödeldes seda vesiniku ja muude aatomite ioonide laiadeks emissiooniliinideks, mis on kvaasari spektrite signatuuriks.. Mustast august kaugemal, kuid suures osas akretsioonketta kettasapinnal asuvad tolmuga koormatud gaasipilved, mis võivad kvasari ennast varjata. Mõnedel kvaasaritel on ka raadiodüüsid, mis on väga kollimeeritud plasmakiired, mis lükatakse piki akretsioonketta ketta pöördetelge kiirusel, mis sageli läheneb valguse kiirusele. Need düüsid eraldavad kiirguskiiri, mida saab jälgida röntgen- ja raadiolainepikkustel (ja harvemini optilistel lainepikkustel).

Selle keeruka ülesehituse tõttu sõltub kvaasari välimus akretsioonketta ketta pöörlemistelje orientatsioonist vaatleja vaatevälja suhtes. Sõltuvalt sellest nurgast paistavad erinevad kvaasikomponendid - akretsioonketas, emissiooniliini pilved, joad - enam-vähem silmatorkavad. Selle tulemuseks on väga erinevad vaadeldavad nähtused, mis on tegelikult füüsiliselt sarnased allikad.

Kvasarite areng

Kvaaside arvutihedus suureneb dramaatiliselt punanihkega, mis Hubble'i seaduse kohaselt tähendab suurematel vahemaadel rohkem kvasare. Kuna kvasaare vaadeldakse suurte vahemaade tagant, on piiratud valguse kiiruse tõttu neid nii, nagu nad olid kauges minevikus. Seega tähendab kvaasarite suurenev tihedus vahemaaga seda, et varem olid nad tavalisemad kui praegu. See suundumus kasvab kuni tagasivaateaegadeni, mis vastab umbes kolme miljardile aastale pärast suurt paugu, mis toimus umbes 13,5 miljardit aastat tagasi. Varasemates vanustes väheneb kvaaside arvutihedus järsult, mis vastab ajajärgule, mil kvaasaripopulatsioon alles asus. Kõige kaugemad ja seega varaseimad teadaolevad kvaasarid moodustati vähem kui miljard aastat pärast suurt pauku.

Üksikud kvaasarid ilmuvad, kui nende keskmised mustad augud hakkavad suurel hulgal gaasi kogunema, mille võib käivitada ühinemine teise galaktikaga, moodustades keskse musta augu massi. Praegu on parim hinnang kvaasari aktiivsus episoodiline: üksikud episoodid kestavad umbes miljon aastat ja kvaasari kogukestus kestab umbes 10 miljonit aastat. Mingil hetkel lakkab kvaasiline tegevus täielikult, jättes maha uinuvad massiivsed mustad augud, mida leidub enamikes massiivsetes galaktikates. See “elutsükkel” näib kulgevat kõige kiiremini kõige massiivsemate mustade aukudega, mis on uinunud varem kui vähem massiivsed mustad augud. Tõepoolest, praeguses universumis koosneb ülejäänud AGN-i populatsioon peamiselt madalama helendusega Seyferti galaktikatest, millel on suhteliselt väikesed supermassiivsed mustad augud.

Tänapäeva universumis on musta augu massi ja selle peremeesgalaktika massi vahel tihe seos. See on üsna tähelepanuväärne, kuna keskne must auk moodustab ainult umbes 0,1 protsenti galaktika massist. Arvatakse, et aktiivse kvaasari faasi ajal on mustast august tekkiv intensiivne kiirgus, massivool ja joad. Kiirgus, väljavool ja joad kuumenevad ja võivad isegi tähtedevahelise keskkonna peremeesgalaktikast täielikult eemaldada. See gaasi kadu galaktikas seiskub samaaegselt tähtede moodustumise ja summutab kvaasi kütusevarustuse, külmutades nii tähtede massi kui ka musta augu massi.