Kvazar

Iz Vikipedije, slobodne enciklopedije
Idi na navigaciju Idi na pretragu
Umetnički prikaz kvazara GB1508

Kvazar (skraćenica od „Kvazi-stelarni radio izvori“ ili na engleskom jeziku QUASi-stellAR radio source) je kosmološki izvor elektromagnetnog zračenja, uključujući svetlosno, koje pokazuje veoma veliki crveni pomak. Među naučnicima vlada opšta saglasnost da je veliki crveni pomak kvazara rezultat Hablovog zakona. Iz toga sledi da su kvazari i veoma udaljeni od nas. Da bi ih uopšte mogli opaziti na tolikoj udaljenosti, energija zračenja kvazara morala bi da bude daleko veća od energije zračenja skoro svakog od poznatih kosmičkih objekata, sa izuzetkom relativno kratko živećih supernova i eksplozija gama zračenja. Oni bi u stvari trebalo da zrače energiju koja je jednaka zračenju koje izrače zajedno stotinu običnih galaksija.

Posmatrani optičkim teleskopima, kvazari izgledaju kao usamljene svetlosne tačke ili zvezde slabašnog sjaja, odakle i potiče njihov pridev kvazistelarni (kvazizvezdani).

Neki od kvazara pokazuju nagle promene u luminoznosti, iz čega se može zaključiti da su oni i veoma mali (jedan objekt ne može da se menja brže od vremena koje je potrebno svetlosti da pređe sa jednog njegovog kraja na drugi). Najveći do sada poznati crveni pomak nekog kvazara iznosi 6,4 [1]

Snaga kvazara smatra se da potiče od gomilanja ili propadanja materije u supermasivne crne rupe, koje se nalaze u jezgrima udaljenih galaksija, čineći kvazare tako luminoznom verzijom jedne opštije klase objekata pod nazivom aktivne galaksije. Inače, ni jedan drugi trenutno poznati mehanizam ne bi mogao da objasni toliko veliku snagu i brzu promenljivost zračenja kvazara.

Saznanja o kvazarima ubrzano napreduju. Ali sve do 1990. nije bilo jasne saglasnosti oko njihovog porekla i prirode.

Osobine kvazara[uredi]

Do danas je otkriveno više od 100.000 kvazara. Svi njihovi opaženi spektri pokazuju značajan crveni pomak, koji se nalazi u opsegu od 0,06 do skorašnje utvrđenog maksimuma od 6,4. U skladu s time, svi poznati kvazari nalaze se na velikim udaljenostima od nas; najbliži su na 240 Megaparseka (780 miliona svetlosnih godina) a najudaljeniji su na 4 Gigaparseka ili na oko 13 milijardi svetlosnih godina. Pošto je i starost kosmosa procenjena na nešto više od 13 milijardi godina smatra se da ove kvazare opažamo, u stvari, onako kako su izgledali u dalekoj prošlosti, odnosno u vreme kada je naš kosmos bio još relativno mlad.

Mada, kako je napomenuto, izgledaju veoma slabašnim onda kada ih opažamo optičkim putem, njihov visoki crveni pomak upućuje na to da se kvazari nalaze na veoma velikim udaljenostima od nas, što ih čini najsjajnijim objektima u poznatom univerzumu. Kvazar sa najvećim sjajem koji se pojavljuje na našem nebu je ultraluminozni 3C 273, koji se nalazi u konstelaciji Devica (Virgo). On ima prosečnu opaženu magnitudu od 12,8 (dovoljnu da se zapazi na malom teleskopu), ali je njegova apsolutna magnituda od −26,7. Kada bi udaljenost ovog kvazara od naše planete bila 10 parseka ili otprilike 33 svetlosne godine, ovaj objekat bi na nebu imao sjajnost jednaku sjaju našeg Sunca. Luminoznost ovog kvazara je dva triliona (2 × 1012) puta veća od luminoznosti našeg Sunca ili oko 100 puta veća od ukupne svetlosti koju izrači prosečna džinovska galaksija, poput našeg Mlečnog puta.

Hiperluminozni kvazar APM 08279+5255 bio je, kada je otkriven 1998. godine, opažen sa apsolutnom magnitudom od −32,2, mada je fotografija visoke rezolucije snimljena Hablovim svemirskim teleskopom i Kek teleskopom otkrila na ovom objektu efekte “gravitacionog uvećanja” (gravitacionog sočiva). Studija gravitacionog uvećanja na ovom sistemu sugeriše da je on uvećan za faktor 10. On je ipak znatno više luminozan od obližnjih kvazara kao što su 3C 273 ili HS 1946+7658, za koje se mislilo da imaju apsolutnu magnitudu od −30,3, ali i ova dva kvazara bili su takođe uvećani efektom gravitacionog sočiva.

Utvrđeno je da kvazari variraju svoju luminoznost u raznolikim vremenskim intervalima. Kod različitih kvazara se sjajnost menja svakih par meseci, nedelja, dana ili sati. Ova činjenica je navela naučnike na teoriju kako kvazari emituju svoje zračenje iz veoma malih oblasti prostora, pošto svaki deo kvazara mora da bude u kontaktu sa drugim delovima u navedenim intervalima vremena, da bi varijacije u njihovoj luminoznosti bile koordinisane u istim tim intervalima. U skladu s time, kvazar koji varira u periodu od par nedelja ne može u prečniku da bude veći od par svetosnih nedelja.

Kvazari ispoljavaju mnoga svojstva koja su ista kao svojstva aktivnih galaksija. Njihovo zračenje je netermalno i kod nekih je opaženo da imaju mlazeve ili “uvca” kao i radio galaksije. Kvazari se mogu opaziti u mnogim delovima elektromagnetnog spektra, uključujući radio-talase, infracrveno zračenje, vidljivu svetlost, ultraljubičastu, X zrake, pa čak i gama zrake. Većina kvazara su najsjajniji u blizini ultraljubičaste oblasti spektra (blizu 121,6 nanometara, odnosno Limanove alfa linije vodonikovog spektra), ali zahvaljujući ogromnom crvenom pomaku maksimum njihove luminoznosti opaža se blizu infracrvene oblasti spektra (900 nanometara ili 0,9 mikrometara).

Poreklo zračenja kvazara[uredi]

Pošto kvazari ispoljavaju svojstva zajednička za sve aktivne galaksije, mnogi naučnici su, zbog uočenih sličnosti, i uporedili emisiju zračenja kvazara sa onom koja dolazi od malih aktivnih galaksija. Za sada, najbolje objašnjenje porekla zračenja kvazara zasnovano je na pretpostavci o postojanju supermasivnih crnih rupa. Da bi proizvela luminoznost od 1040 vati (tipična sjajnost kvazara), supermasivna crna rupa morala bi da proguta materiju ekvivalentnu masi od 10 zvezda svake godine. A najsjajniji poznati kvazar trebalo bi da proždire čak 1000 zvezdanih masa svake godine. Smatra se da kvazari mogu da se pale i gase u zavisnosti od njihovog okruženja. Jedna od posledica je da neki kvazar ne bi mogao da se hrani prethodno navedenom brzinom u vremenu koje bi iznosilo 10 milijardi godina, što na dobar način objašnjava zašto ne postoje nama bliski kvazari. Prema ovom objašnjenju, kada kvazar završi svoje gutanje kosmičke prašine i gasova on tada postaje jedna sasvim obična galaksija.

Još jedna od zanimljivih osobina kvazara je da oni u sebi pokazuju prisustvo hemijskih elemenata koji su teži od helijuma. Ovo navodi na zaključak da su galaksije doživele jednu masivnu fazu zvezdane formacije u kojoj su stvorene zvezde i to u vremenu između Velikog praska i prvog opažanja kvazara. Ako nikakav dokaz za postojanje ovih zvezda ne bi bio pronađen ili ne bi bio pronađen neki alternativni mehanizam za proizvodnju težih elemenata, ovo bi moglo ozbiljno da podrije sadašnje gledanje na evoluciju svemira. Mada bi svetlost sa ovih zvezda mogla da bude opažena korišćenjem NASA-inog Spicer svemirskog teleskopa (Spitzer Space Telescope) i posle 2005. godine ovo objašnjenje još uvek ostaje da bude potvrđeno.

Istorija opažanja kvazara[uredi]

Prvi kvazari otkriveni su radio-teleskopima u kasnim 1950-im godinama. Mnogi su bili zabeleženi kao radio izvori bez odgovarajućih vidljivih objekata. Stotine ovih objekata su zabeležene počev od 1960. i njihovo otkriće bilo je objavljeno u Trećem Kembridžovom katalogu (Third Cambridge Catalogue), dok su astronomi pretraživali nebo u potrazi za njihovim optičkim (vidljivim) duplikatom. U 1960 godini radio izvor 3C 48 konačno je doveden u vezu sa jednim optičkim objektom. Astronomi su detektovali nešto što se činilo kao slabašna plava zvezda na mestu ovog radio izvora i snimili su njen spektar. On je sadržavao mnoge nepoznate emisione linije, ali objašnjenje ove anomalije njegovog spektra zračenja, zasnovano na velikom crvenom pomaku, koje je dao Džon Gatenbi Bolton nije bilo šire prihvaćeno. Godine 1962. načinjen je novi prodor u objašnjenu ove pojave. Jedan drugi radio izvor, 3C 273, pretrpeo je pet okultacija u toku meseca. Merenja preduzeta od strane Cirila Hazarda i Džona Boltona, za vreme jedne od ovih okultacija, uz pomoć Parks radio-teleskopa omogućila su Martinu Šmitu (Maarten Schmidt) da optički identifikuje ovaj objekat, korišćenjem 200-inčnog Haleovog teleskopa na Maunt Palomaru. Ovaj spektar pokazivao je iste one neobične emisione linije. Šmit je shvatio da su to u stvari spektralne linije vodonika, koje su samo pomerene crvenim pomakom za 15,8 procenata. Ovo otkriće, u skladu sa Hablovim zakonom, pokazivalo je da se ovaj objekat udaljava brzionom od 47.000 km/s. Ovim otkrićem došlo je do revolucije u osmatranju kvazara i omogućeno je drugim astronomima da utvrde crvene pomake emisionih linija i kod drugih radio izvora. Za izvor 3C 48, utvrđeno je, na primer, da ima crveni pomak koji odgovara brzini udaljavanja od 37% brzine svetlosti (kao što je i predvideo Džon Bolton). Termin kvazar skovao je američki astrofizičar kineskog porekla Hong-Ji Čiu (Hong-Yee Chiu), 1964. godine, i prvi put upotrebio u časopisu Fizika danas, da opiše ove zagonetne svemirske objekte.

Do sada nezgrapno dugačko ime “kvazi-stelarni radio izvori” korišćeno je da opiše ove objekte. Zbog prirode ovih objekata koja je u potpunosti nepoznata, bilo je teško napraviti odgovarajuću nomenklaturu za njih, tako da su njihova suštinska svojstva bila vidljiva samo iz njihovog naziva. Radi pogodnosti, skraćena forma kvazar korišćena je kroz ceo ovaj članak. — Hong-Ji Čiu, časopis “Fizika danas”, 1964.)

Kasnije je utvrđeno da nemaju svi kvazari (u stvari samo 10% ih ima) jako radio zračenje, odnosno da nisu “radio glasni”. U skladu s time naziv QSO što je skraćenica od kvazi-stelarni objekt (quasi-stellar object) korišćena je sve više kao zamena za naziv kvazar, bez obzira da li je reč o radio glasnim ili radio tihim vrstama.

Jedna od velikih debata vođena tokom 1960-ih godina bila je da li su kvazari nama bliski objekti ili veoma udaljeni kao što ukazuje njihov crveni pomak. Bilo je predloženo, na primer, da crveni pomak kvazara nije posledica Doplerovog efekta već toga što svetlost kvazara napušta jednu duboku gravitacionu jamu. Međutim pokazalo se da bi zvezde zadovoljavajuće mase koje bi mogle da formiraju takvu jamu bile veoma nestabilne.[2] Osim toga, pošto kvazari pokazuju neuobičajene emisione spektralne linije, koje su ranije viđene jedino u toplim gasovitim nebulama male gustine, one bi bile previše difuzne da bi mogle, bilo da generišu opaženu snagu kvazara, bilo da se uklope u objašnjenje na bazi gravitacione jame.[3] Postojale su takođe ozbiljne sumnje u pogledu ideje da su kvazari kosmološki veoma udaljeni objekti. Jedan jak argumenat protiv toga bio je da oni pretpostavljaju energiju koja daleko nadilazi sve poznate procese konverzije energije, uključujući i proces nuklearne fuzije. U to vreme, bilo je predloga da su kvazari načinjeni od nekog nepoznatog oblika stabilne antimaterije i da bi tome mogla da se pripiše njihova velika sjajnost. Ova sugestija je međutim odbačena sa pojavom mehanizma akrecionog diska, 1970. godine, tako da je kosmološka udaljenost kvazara danas prihvaćena od većine istraživača.

Godine 1979. efekat gravitacionog sočiva, predviđen Ajnštajnovom Opštom teorijom relativnosti, potvrđen je astronomskim osmatranjima, i to, na osnovu po prvi put načinjenog snimka dvostrukog kvazara. 0957+561.[4]

U 1980. godini, razvijen je ujedinjeni model u kojem su kvazari viđeni samo kao jedna prosta klasa unutar vrste aktivnih galaksija. Postignuta je opšta saglasnost da u mnogim slučajevima kvazare ralikujemo od drugih vrsta, kao što su blazari i radio galaksije, samo zbog različitog ugla gledanja. Veruje se da je velika luminoznost kvazara posledica trenja do kojeg dolazi unutar gasova i prašine koji propadaju u akrecioni disk jedne supermasivne crne rupe. Takav proces može da konvertuje oko polovinu mase nekog objekta u energiju, što je mnogo više u poređenju sa par procenata konverzije koja se dešava, na primer, u procesu nuklearne fuzije.

Veruje se takođe, da ovaj mehanizam može da objasni zašto su kvazari bili mnogo zastupljeniji u vreme ranog univerzuma, pošto ovakav način proizvodnje energije mora da se završi kada supermasivna crna rupa pojede sav gas i prašinu iz njene okoline. Ovo znači da je moguće da su većina galaksija, uključujući i naš Mlečni put, prošle kroz jednu aktivnu fazu (pojavljujući se kao kvazar ili neka druga vrsta aktivnih galaksija, zavisno od mase crne rupe i brzine akrecije ili gutanja mase), da bi sada bile u stanju mirovanja, zbog nedostatka materije kojom bi mogle da se hrane njihove centralne crne rupe (akrecioni diskovi) i tako proizvodile kvazarsko zračenje.

Izvori[uredi]

  1. ^ „Three Distant Quasars Found At Edge of the Universe”. Sloan Digital Sky Survey. 
  2. ^ S. Chandrasekhar (1964). „The Dynamic Instability of Gaseous Masses Approaching the Schwarzschild Limit in General Relativity”. Astrophysical Journal. 140 (2): 417—433. 
  3. ^ J. Greenstein and M. Schmidt (1964). „The Quasi-Stellar Radio Sources 3C 48 and 3C ”. Astrophysical Journal. 140 (1): 1—34. 
  4. ^ The double QSO 0957+561, Univesity of Alabama, Department of Phasics & Astronomy

Spoljašnje veze[uredi]