Kvazar

 

Kvazary vykazujú veľmi vysoký červený posun, ktorý je následkom rozpínania vesmíru medzi kvazarom a Zemou.^[4] Pomocou Hubblovho zákona zistíme, že červený posun znamená, že kvazary sú veľmi vzdialené a veľmi staré objekty. Zvyčajne sa nachádzajú v centrách aktívnych, mladých galaxií a patria medzi najžiarivejšie, najsilnejšie a najenergetickejšie objekty v známom vesmíre. Vyžarujú až do tisíckrát viac energie ako Mliečna dráha, ktorá obsahuje 200 – 400 milárd (nie miliónov) hviezd. Táto radiácia je vyžarovaná takmer rovnomerne naprieč celým spektrom, od röntgenovej časti po infračervené s maximom v UV a optickej časti. Niektoré kvazary sú tiež silným zdrojom emisií v rádiovej a gama časti spektra. Na prvých optických obrázkoch vyzerali kvazary ako samostatné svetelné body nerozlíšiteľné od hviezd, až na ich spektrum. V niektorých prípadoch pomocou infračervených teleskopov a Hubblovho vesmírneho teleskopu identifikovali okolo kvazarov galaxie, v ktorých sa nachádzali.^[5] Tieto galaxie sú zvyčajne príliš tmavé, aby boli viditeľné v žiare kvazarov a sú pozorovateľné len špeciálnymi technikami. Väčšina kvazarov je neviditeľná malými teleskopmi, ale 3C 273 so zdanlivoou magnitúdou 12,9 je výnimkou. Vo vzdialenosti 2,44 miliardy svetelných rokov je jedným z najvzdialenejších objektov, ktoré sa dajú priamo pozorovať amatérskym vybavením.

Niektoré kvazary prejavujú zmeny v jase, ktoré sú veľmi rýchle v optickom spektre a v röntgenovom spektre ešte rýchlejšie. Pretože tieto zmeny nastávajú veľmi rýchlo, tak určujú hornú hranicu objemu kvazaru. Kvazary nie sú omnoho väčšie ako slnečná sústava.^[6] Z toho vyplýva extrémne vysoká energetická hustota.^[7] Kvazar s najväčším známym červeným posunom je ULAS J1120+0641, s červeným posunom 7.085, čo predstavuje skutočnú vzdialenosť približne 29 miliárd svet. rokov od Zeme.

Predpokladá sa, že kvazary sú poháňané akréciou materiálu do supermasívnej čiernej diery v jadre vzdialenej galaxie. Predstavujú žiarivú verziu všeobecnej skupiny objektov známych ako aktívne galaxie. Keďže žiarenie nedokáže uniknúť zo supermasívnej čiernej diery v strede kvazaru, unikajúca energia je v skutočnosti vytváraná mimo horizontu udalostí gravitačnými silami a neskutočným trením materiálu padajúceho do čiernej diery. Hmotnosť čiernych dier v kvazaroch určili merania na 10⁶ až 10⁹ hmotností Slnka. Niekoľko tuctov blízkych veľkých galaxií bez náznakov kvazarového jadra obsahuje podobne veľké čierne diery v ich jadrách, a tak sa predpokladá, že všetky veľké galaxie obsahujú také čierne diery, ale len malý zlomok vyžaruje silnú radiáciu a sú viditeľné ako kvazary. Hmota zhlukujúca sa okolo čiernej diery pravdepodobne nebude padať priamo do čiernej diery, ale bude mať nejaký moment hybnosti smerom okolo čiernej diery, čo spôsobí zhlukovanie hmoty v akréčnom disku. Kvazary sa môžu zapáliť alebo opätovne vzplanúť z normálnych galaxií, v prípade zrážky galaxií, alebo ak centrálna čierna diera získa nový zdroj hmoty. Predpokladá sa, že kvazar vznikne pri kolízii našej Galaxie s galaxiou Androméda približne za 3 – 5 miliárd rokov.^[8][9]

 

Poznáme viac ako 200 000 kvazarov, väčšinu vďaka Sloan Digital Sky Survey. Spektrum všetkých pozorovaných kvazarov má červený posun od 0.056 po 7.085. Podľa Hubblovho zákona sú tieto kvazary vzdialené 600 miliónov^[10] až 28,85 miliárd svetelných rokov (vyjadrené v skutočnej vzdialenosti). Kvôli ich obrovskej vzdialenosti a obmedzenej rýchlosti svetla vidíme kvazary a ich okolie tak, ako vyzeralo vo veľmi mladom vesmíre.

Väčšina kvazarov je vzdialenejšia ako 3 miliardy svet. rokov. Aj keď sa pri pozorovaní zo Zeme zdajú veľmi málo žiarivé, tak to, že ich vôbec vidíme z takej vzdialenosti, znamená, že patria medzi najjasnejšie objekty vo vesmíre. Zdanlivo najjasnejší kvazar je 3C 273 v súhvezdí Panna. Má priemernú zdanlivú magnitúdu 12,8, ale jeho absolútna magnitúda je -26.7. Zo vzdialenosti 33 svet. rokov by tento objekt žiaril ako Slnko. Jas tohoto kvazaru je zhruba 4 trilióny (4 x 10¹²) krát väčší ako jas slnka alebo 100-krát väčší ako jas celej veľkej galaxie ako napr. naša Galaxia za predpokladu, že kvazar vyžaruje energiu všetkými smermi. Aktívne galaktické jadro môže byť spájané s prúdmi hmoty a energie vyžarovanej hlavne v smere týchto prúdov. Vo vesmíre, ktorý obsahuje stovky miliárd galaxií, z ktorých väčšina mala pred miliardami rokov aktívne jadro, je štatisticky isté, že tisícky energetických prúdov budú nasmerované na nás, niektoré viac niektoré menej presne. V mnohých prípadoch je pravdepodobné, že čím jasnejší kvazar, tým presnejšie je prúd nasmerovaný na nás.

Hyperžiarivému kvazaru APM 08279+5255 pri jeho objave v roku 1998 určili absolútnu magnitúdu −32,2. Zobrazenie s vysokým rozlíšením pomocou HST a 10 m teleskopu Keck odhalilo, že tento systém je zosilnený gravitačnou šošovkou zhruba desaťnásobne. Stále je podstatne jasnejší ako blízke kvazary ako 3C 273.

Kvazary boli omnoho bežnejšie v ranom vesmíre. Tento objav Maartena Schmidta z roku 1967 predstavoval silný dôkaz proti kozmológii ustáleného stavu Freda Hoyla, v prospech kozmológie Veľkého tresku. Kvazary ukazujú miesta, kde masívne čierne diery veľmi rýchlo rástli. Tieto čierne diery rástli priamo úmerne s hmotnosťou hviezd v ich domovskej galaxii, spôsobom, ktorému v súčasnosti nerozumieme. Jedna teória hovorí, že prúdy, radiácia a vietor vytvorený kvazarmi ukončili vznik nových hviezd v domovskej galaxii. Prúdy niektorých kvazarov v stredoch kôp galaxií produkujúce veľmi silné emisie v rádiovom spektre sú dostatočne energetické na to, aby zabránili ochladzovaniu horúceho plynu v týchto kopách a jeho zhromažďovaniu v centrálnej galaxii.

Jas kvazarov je premenlivý, mení sa v rozpätí hodín až mesiacov. To znamená, že kvazary generujú a vyžarujú ich energiu z veľmi malej oblasti, z čoho vyplýva, že kvazar s periódou niekoľko týždňov nemôže byť väčší ako niekoľko svetelných týždňov. Emisie takého obrovského množstva energie z takej malej oblasti vyžaduje omnoho efektívnejší zdroj energie ako je jadrová fúzia, ktorá poháňa hviezdy. Uvoľnenie gravitačnej energie^[11] hmotou padajúcou do masívnej čiernej diery je jediný známy proces, ktorý dlhodobo dokáže produkovať takú vysokú energiu. Explózie hviezd – supernovy a gama výtrysky dosahujú podobné energie, ale len niekoľko týždňov. V 60.-tych rokoch 20. storočia považovali niektorí astronómovia čierne diery za príliš exotické. Tiež predpokladali, že červený posun vzniká inými, neznámymi procesmi a kvazary v skutočnosti nie sú také vzdialené, ako hovoril Hubblov zákon. Kontroverzia červeného posunu trvala mnoho rokov. Mnoho rôznych dôkazov súčasnosti potvrdzuje, že červené posuny kvazarov sú výsledkom Hubblovej expanzie a kvazary sú naozaj také výkonné ako sa pôvodne predpokladalo.^[12]

Kvazary majú všetky vlastnosti zhodné s aktívnymi galaxiami, ale sú omnoho výkonnejšie: časť ich radiácie nie je tepelná a približne 10 % pozorujeme s prúdmi alebo lalokmi, podobnými tým pri rádiových galaxiách, ktoré tiež obsahujú podstatné množstvá energie vo forme častíc, ktoré sa pohybujú relativistickými rýchlosťami. Kvazary sú pozorovateľné naprieč celým elektromagnetickým spektrom, vrátane rádiovej, infračervenej, viditeľnej, ultrafialovej, röntgenovej a gama časti spektra. Väčšina kvazarov je najjasnejšia v takmer ultrafialovej vlnovej dĺžke 121,6 nm, emisnej čiary vodíka Lyman-alpha, ale pre červený posun týchto zdrojov je maximálna žiarivosť pozorovaná až ďaleko v červenej časti 900,0 nm, v takmer infračervenej časti. Menšina kvazarov vykazuje silné rádiové emisie, ktoré pochádzajú z prúdov alebo hmoty pohybujúcej sa blízko rýchlosti svetla. Pri pohľade priamo v smere prúdu sa javia ako blazary a často obsahujú oblasti, ktoré sa zdanlivo vzďaľujú od centra rýchlejšie ako rýchlosť svetla. To je optická ilúzia spôsobená vlastnosťami špeciálnej relativity.

Červený posun kvazarov sa meria zo silných spektrálnych čiar, ktoré prevažujú v ich optickom a ultrafialovom spektre. Tieto čiary sú jasnejšie ako súvislé spektrum, a preto sa nazývajú emisné čiary. Ich šírka je niekoľko percent z rýchlosti svetla. Táto šírka je spôsobená Dopplerovým efektom a vysokou rýchlosťou plynu vyžarujúceho tieto čiary. Rýchly pohyb naznačuje veľkú hmotnosť. Najjasnejšími čiarami sú emisné čiary vodíka (hlavne série Lyman a Balmer), hélia, uhlíka, horčíka, železa a kyslíka.

 

 

Keďže kvazary vykazujú vlastnosti bežné pre všetky aktívne galaxie, tak ich emisie sa dajú porovnávať s emisiami menších aktívnych galaxií poháňaných menšími supermasívnymi čiernymi dierami. Aby kvazar dosiahol jas 10⁴⁰ wattov (typický jas kvazaru), musí supermasívna čierna diera skonzumovať množstvo materiálu porovnateľné s 10 hviezdami za rok. Najjasnejšie známe kvazary pohltia 1000 hmotností Slnka materiálu ročne. Najväčší známy kvazar spotrebuje hmotu o hmotnosti 600x Zem za minútu. Kvazary sa zapínajú a vypínaju v závislosti od ich okolia, a keďže kvazar nemôže spotrebovávať takéto obrovské množstvá 10 miliárd rokov, tak potom ako kvazar ukončí akréciu okolitého plynu a prachu, sa z neho stane bežná galaxia.

Kvazary tiež poskytujú indície o konci reionizácie. Najstaršie známe kvazary (červený posun ≥ 6) vykazujú Gunn-Petersonovu brázdu a absorpčné oblasti pred ňou, ktoré naznačujú, že intergalaktické médium bolo v tom čase tvorené neutrálnym plynom. Súčasné kvazary neobsahujú tieto absorpčné oblasti a ich spektrum obsahuje oblasť známu ako Lyman-alpha les. To naznačuje, že intergalaktické médium prešlo reionizáciou na plazmu a že neutrálny plyn existuje len v malých mračnách.

Kvazary vykazujú dôkazy prvkov ťažších ako hélium naznačujúce, že galaxie prešli masívnou fázou tvorby hviezd, v ktorej, v čase medzi Veľkým treskom a prvými kvazarmi, vznikli hviezdy III. populácie. Svetlo z týchto hviezd bolo pravdepodobne pozorované v roku 2005 pomocou Spitzerovho vesmírneho teleskopu.^[14] Tieto pozorovania stále čakajú na potvrdenie.

Ako všetky aktívne galaxie, predstavujú kvazary silné zdroje röntgenového žiarenia.

 

 

Pretože kvazary sú extrémne vzdialené, jasné a zdanlivo malé, predstavujú užitočné referenčné body na určovanie vzdialeností.^[16] Medzinárodný nebeský referenčný systém (ICRS) je založený na stovkách mimogalaktických rádiových zdrojov, väčšinou kvazarov, rozložených po celej oblohe. Pretože sú také vzdialené, súčasným technológiám sa javia ako statické, a ich pozíciu možno určiť veľmi presne pomocou VLBI. Pozície väčšiny sú známe na 0,001 uhlovej sekundy alebo presnejšie, čo je omnoho presnejšie ako najlepšie optické merania.

Viacnásobne zobrazený kvazar je kvazar, ktorý podlieha gravitačnému šošovkovaniu, čoho výsledkom je dvojitý, trojitý alebo štvoritý obrázok toho istého kvazaru. Prvá takáto gravitačná šošovka bola objavená v roku 1979^[17] a bol to dvojitý obraz kvazaru Q0957+561 (Twin Quasar). Skupina dvoch alebo viacerých kvazarov môže byť výsledkom náhodného usporiadania, fyzikálnej blízkosti, skutočnej blízkej fyzikálnej interakcie alebo efektu gravitácie, ktorá ohýba svetlo jediného kvazaru do dvoch alebo viacerých obrazov.

Keďže kvazary sú vzácne objekty, pravdepodobnosť troch alebo viacerých rozličných kvazarov blízko seba je veľmi nízka. Prvý pravý trojitý kvazar bol objavený v roku 2007 observatóriom Keck, Mauna Kea, Havaj.^[18] LBQS 1429-008 (alebo QQQ J1432-0106) bol prvýkrát pozorovaný v 1989 a považoval sa za dvojitý kvazar, keď astronómovia objavili tretieho člena a tým potvrdili, že zdroje sú skutočne jednotlivé objekty a nie sú výsledkom gravitačnej šošovky. Tento trojitý kvazar má červený posun z=2.076, čo predstavuje 10,5 miliardy svet. rokov.^[19] Jednotlivé kvazary sú navzájom vzdialené zhruba 30 – 50 kpc, čo je typické pre vzájomne interagujúce galaxie.^[20] Ďalší príklad trojitého kvazaru vytvoreného šošovkou je PG115+08.^[21]

V roku 2013 bol objavený druhý pravý trojitý kvazar QQQ J1519+0627 s červeným posunom z=1.51 (priblližne 9 miliárd svet. rokov). Objavil ho medzinárodný tím astronómov pod vedením Farina z univerzity Insubria. Tím využíval dáta pozorovaní zozbierané teleskopom NTT na La Silla Observatóriu, ESO a 3,5 m teleskopom CAHA na observatóriu Calar Alto Observatory.^[22][23]

Keď sú dva kvazary tak blízko jednej pozície pri pohľade zo Zeme, že by to mohol byť jeden kvazar, ale dajú sa rozlíšiť použitím rozdielnych teleskopov, tak sa označujú ako dvojitý kvazar, ako napr. Twin Quasar.^[24] Twin Quasar tvoria dva rozdielne kvazary, a nie jeden, ktorý by bol zdvojený gravitačnou šošovkou.

Astronomický portál

• Zoznam kvazarov
• Mikrokvazar
• Optically Violently Variable (OVV) quasars
• Rádiová galaxia
• Veľká skupina kvazarov
• Kvázihviezda

• 3C 273: Variable Star Of The Season
• SKY-MAP.ORG SDSS image of quasar 3C 273
• Expanding Gallery of Hires Quasar Images
• Gallery of Quasar Spectra from SDSS
• SDSS Advanced Student Projects: Quasars
• Black Holes: Gravity's Relentless Pull Archivované 2008-05-17 na Wayback Machine Award-winning interactive multimedia Web site about the physics and astronomy of black holes from the Space Telescope Science Institute
• Research Sheds New Light On Quasars(SpaceDaily) July 26, 2006
• Audio: Fraser Cain/Pamela L. Gay – Astronomy Cast. Quasars–July 2008
• MERRIFIELD, Michael, Copland, Ed z~1.3 – An implausibly large structure [in the Universe] [online]. Brady Haranfor the University of Nottingham. Dostupné online.