Рис. 1. Галактики NGG 5296, NGC 5297 и квазар (указан стрелкой). Фотография получена X. Арпом (Н. Агр, 1976).
Квазары (quasars) - внегалактич. объекты малого угл. размера, характеризующиеся значит. красным смещением z спектральных линий (zа0.1).
Название объектов - сокр. от англ. слов quasi-stellar radio sources
(квазизвёздные источники радиоизлучения).
Квазары 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 объекту
Q 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=3,086.1024см) 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.
Объяснение больших значений z
в спектрах К., связывающие их с гравитац. красным смещением
спектральных линий [Halton Arp] либо с выбрасыванием К. из ядер близких галактик,
существенных подтверждений не нашли.
Активные 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,
а нередко и осн. часть энергии излучается в рентг. и g-диапазонах
спектра, где типичное значение a@0,7. К. вносят существенный вклад в
рентг. фоновое свечение неба, обнаруженное группой Р. Джаккони (R.
Giacconi) в 1962. В эмиссионном линейчатом спектре представлены линии элементов в широком диапазоне степени ионизации: наиб. яркие линии - бальмеровские и лайманрвские линии HI, линии с длиной волны 4959 и 5007 А иона 0III, линии 2798 и 2804 ЕМgII; 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 [Lv - в эрг/(с.Гц)].
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 температуру 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. Туманные оболочки, наблюдаемые вокруг сравнительно близких К., не отличаются от гигантских галактик по интегральной светимости и средней поверхностной яркости. В спектрах нек-рых оболочек зарегистрированы обычные линии поглощения звёздного происхождения, в др. оболочках до больших расстояний прослеживаются следы горячего газа. Характерными образованиями в К., отражающими, вероятно, осн. свойства процесса выделения энергии, являются остронаправленные выбросы вещества. Интенсивно изучается эффект "гравитац. линзы", когда изображение К. искажается полем тяготения более близкого к наблюдателю объекта (см. 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 реальности гравитац. линз пока не найдены, и в нек-рых случаях возможна интерпретация, предполагающая образование К. в ядрах кратных систем галактик. Наблюдения К. являются важным источником информации о распределении вещества во Вселенной вплоть до z@4,5 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.
В. Ю. Теребиж
|
|
 |
