КВАЗАРЫ

Физический энциклопедический словарь. — М.: Советская энциклопедия.Главный редактор А. М. Прохоров.1983.

КВАЗАРЫ

(quasars) - внегалактич. объекты малого угл. размера, характеризующиеся значит. красным смещениемz спектральных линий (z а0.1). Названиеобъектов - сокр. от англ. слов quasi-stellar radio sources (квазизвёздные источники радиоизлучения).К. были открыты в процессе отождествления источников космич. радиоизлучения с оптич. объектами. Нек-рые из отождествлённых объектов имели компактный вид. Казалось, были найдены первые радиозвёзды.

Рис. 1. Галактики NGG 5296, NGC 5297 и квазар (указан стрелкой). Фотография получена X. Арпом (Н. Агр, 1976).

Однако обнаружение в спектре объекта ЗС 273 эмиссионных линий бальмеровской серии водорода, смещённых на 15,8% в красную область (z=0,158), показало, что открыт новый класс внегалактич. объектов [М. Шмидт (М. Schmidt), 1963]. В 1965 А. Сандидж (A. Sandage) установил, что существует более многочисл. популяция сходных квазизвёздных объектов, не обладающих заметным радиоизлучением. Тем не менее назв. "К." сохранилось за всеми звездообразными объектами с большим красным смещением эмиссионных линий в спектре вне зависимости от величины потока излучения в радиодиапазоне. К 1988 было открыто ок. 4000 К., макс, значение z=4,43 принадлежит объектуQ 0051-279. Данные наблюдений К во всём диапазоне частот эл.-магн. излучения интерпретируются след. образом. К. представляют собой ядра галактик, в к-рых происходит мощное выделение энергии из области с характерными размерами менее 10¹⁶ см. Инте гральная светимость К. составляет 10⁴⁵-10⁴⁸ эрг/с, т. е. на неск. порядков превосходит оптич. светимость звёздной составляющей наиб. ярких галактик.

Рис. 2. Оптический спектр квазара PKS 2000-330 с красным смещением z = 3,78.

Поскольку лишь у малого кол-ва галактик ядра находятся в столь активном состоянии, ср. пространств, концентрация К. невелика: при малых гона равна ~10^-8 Мпк ^-3 (1 Мпк=3,086.10²⁴ см) для объектов с оптич. светимостью L>10⁴⁵ эрг/с. В соответствии с этим значением концентрации ср. расстояние до ближайших К. составляет сотни Мпк, и потому первые наблюдения не выявили оптич. структуры К., в частности наличия у них звёздной составляющей (это было сделано при дальнейших спец. исследованиях).Накапливающиеся данные убедительно свидетельствуют, что красные смещения К. имеют космологич. природу - они обусловлены общим расширением Вселенной. Альтернативные объяснения больших значений z в спектрах К., связывающие их с гравитац. красным смещением спектральных линий либо с выбрасыванием К. из ядер близких галактик, существенных подтверждений не нашли. процессы в ядрах галактик меньшего, чем в К., масштаба были известны и раньше. В 1943 К. Сейферт (С. К. Seyfert) выделил класс галактик, обладающих яркими ядрами с оптич. светимостью порядка неск. десятых долей светимости звёздной составляющей, в спектре к-рых наблюдаются эмиссионные линии с доплеровской шириной ~1000 км/с (см. Доплера эффект). Галактики Сейферта достаточно многочисленны (составляют ок. ¹/₁₀₀ числа всех ярких галактик), и потому они известны даже среди близких звёздных систем. Обзорные наблюдения двух последних десятилетий, выявившие большое число сейфертовских галактик, позволили фактически заполнить промежуток между близкими активными галактиками и К. как в отношении мощности энерговыделения, так и в отношении др. физ. характеристик. Квазизвёздные радиоисточники весьма сходны с радиогалактиками. Оба эти класса космич. объектов, по-видимому, ассоциируются преим. с гигантскими эллиптич. галактиками, в то время как радиоспокойные квазизвёздные объекты (т. н. квазаги) и сейфертовские галактики - со спиральными галактиками. Известны К., входящие в состав групп и скоплений галактик. Наиб. далёкое из таких скоплений, содержащих К., имеет z=3,218.В оптич. спектре К. зависимость плотности потока f от частоты v хорошо аппроксимируется степенным законом f(v)~v^-a с показателем a@0,2-1,5. Значительная, волны 4959 и 5007 А иона 0III, линии 2798 и 2804 ЕMgII; линии 1909 Е CIII, 1549 A CIV, 1240 A NV.

Рис. 3. Распределение энергии в непрерывном спектре квазизвездного радиоисточника ЗС 273 (z = 0,158) и сейфертовской галактики NGC 4151 (z = 0,0033). По осям координат отложены логарифм частоты v (v - в Гц) и логарифм светимости [L_v - в эрг/(с.

Интенсивности линий согласуются с расчётами, предполагающими ионизацию газа в ядре галактики излучением центр, источника, плотность энергии излучения к-рого изменяется по закону ~v^-a, включая рентг. область. Светящийся газ имеет темп-ру T~10⁴ К и сосредоточен в отд. облаках с концентрацией частиц ~10⁶-10¹⁰ см ^-3. Спектры К. нередко содержат многочисл. абсорбц. линии (с разными значениями z), возникающие преим. при прохождении излучения К. через газовые короны галактик и межгалактич. газовые облака (расположенные между К. и земными наблюдателями).Потоки излучения К. в разл. областях спектра изменяются со временем, причём имеется тенденция к уменьшению характерного времени переменности с уменьшением длины волны: от неск. лет в радиодиапазоне до часов - в рентгеновском, что указывает на чрезвычайную компактность излучающей в рентг. диапазоне области. Гравитационная фокусировка). В подобном случае на небесной сфере должны наблюдаться неск. изображений одного и того же К. По-видимому, первым примером такого рода явился двойной К. 0957+561, компоненты к-рого находятся на угл. расстоянии 6 " и обладают практически одинаковым значением z=1,39. Удвоение изображения вызывается гравитац. действием галактики с 2=0,36. Впрочем, решающие доказательства реальностигравитац. линз пока не найдены, и в нек-рых случаях возможна интерпретация, предполагающая образование К. в ядрах кратных систем галактик. крупномасштабной структуре Вселенной. В принципе по данным о распределении К. можно определить параметры космологической модели Вселенной. Однако этому препятствуют большая дисперсия светимостен К. и эволюция этих объектов с космологич. эпохой. Об эволюции свидетельствует гл. обр. зависимость числа К. от величины потока излучения. Вероятно, что с удалением в прошлое возрастает либо пространств, плотность К. в сопутствующих координатах, либо их ср. светимость, либо имеют место оба указанных фактора. 8.с ²/год (M₈=2.10³³ г - масса Солнца), связано выделением энергии при аккреции газа чёрной дырой с M~10⁸-10⁹ M₈[0. Солпитср (Е. Salpeter, 1964); Я. Б. Зельдович, 1964; Д. Линден-Белл (D. Lynden-Bell, 1969)]. Если в ядре галактики образуется чёрная дыра, то благодаря специфич. процессам вблизи неё гравитац. энергия газа, падающего к центру галактики, эффективно преобразуется в энергию излучения. Источниками газа могут служить межзвёздная среда и остатки звёзд, разрушенных приливным воздействием массивной чёрной дыры [Дж. Хиллс (J. Hills), 1975]. В пользу модели чёрной дыры свидетельствуют: 1) переменность потока излучения за время менее 1 ч, требующая компактности источника; 2) обнаружение движений вещества со сверхсветовыми скоростями - релятивистского эффекта, возможного в сильном гравитац. поле; 3) наличие выбросов вещества в определ. направлениях, указывающее на долговременную стабильность пространств, ориентации источника; 4) прямые оценки масс центр, образований в галактиках на основе данных о дисперсии скоростей звёзд в их окрестности. мин~10⁵-10⁶ лет. Более реально значение Т~10⁸ лет, к-рое определяется относительной численностью активных и нормальных галактик. Светимость К., по-видимому, достигает критической светимости (эддингтоновской) L_E(M)@1,3.10³⁸ (M/M₈ )эрг/с, при к-рой давление излучения на окружающую центр, источник плазму становится сравнимым с силой гравитац. притяжения. Отсюда получена теоретич. оценка характерного времени эволюции (активности) К. Т_E=М.c²/L_E@5.10⁸ лет, близкая к оценке, найденной из наблюдений. Полная энергия, выделяемая К. в виде излучения за время активной фазы, составляет 10⁶¹-10⁶³ эрг. Лит.:Seyfert С. К., Nuclear emission in spiral Nebulae, "Astrophys. J.", 1943, v. 97, p. 28; Schmidt M., 3C 273. A starlike object with large red-shift, "Nature", 1963, v. 197, p. 1040; Salpeter Е. Е., Accretion of interstellar matter by massive objects, "Astrophys. J.", 1964, v. HO, p. 796; Зельдович Я. Б., Судьба звезды и выделение гравитационной энергии при аккреции, "ДАН СССР", 1964, т. 155, с. 67; Sаndage A., The existence of a major new constituent of the Universe. The quasi-stellar galaxies, "Astrophys. J.", 1965, v. 141, p. 1560; Lynden-Bell D., Galactic nuclei as collapsed old quasars, "Nature", 1969, v. 223, p. 690; Бербидж Дж., Бербидж М., Квазары, пер. с англ., М., 1969; Hills J. G., Possible power source of Seyfert galaxies and QSO_S,"Nature", 1975, v. 254, p. 295; Smith M. G., Quasars. Observed properties of optically selected objects at large redshifts, "Vistas in Astronomy", 1978, v. 22, p. 321; Рис M., Руффини Р., Уилep Д ж., Черные дыры, гравитационные волны и космология, пер. с англ., М., 1977; Hutchinge J. В., QSO_S; recent clues to their nature, "Publ. Astron. Soc. Pacific", 1983, v. 95, p. 799; Wiita P. J., Active galactic nuclei. Observations and fundamental interpretations, "Phys. Repts", 1985, v. 123, p. 117. В. Ю. Теребиж.

Физическая энциклопедия. В 5-ти томах. — М.: Советская энциклопедия.Главный редактор А. М. Прохоров.1988.