Κβάζαρ

Από τη Βικιπαίδεια, την ελεύθερη εγκυκλοπαίδεια
Μετάβαση σε: πλοήγηση, αναζήτηση
Ο κβάζαρ 3C 273, ο φωτεινότερος όλων (εικόνα του Διαστημ. Τηλεσκοπίου Hubble).

Ως κβάζαρ (quasar, προφορά στα αγγλικά «κουέιζαρ», σύντμηση από τη φράση QUASi-stellAR object ή QSO) στην Αστρονομία εννοείται κάθε εξαιρετικά λαμπρός και μακρινός ενεργός γαλαξιακός πυρήνας, που εμφανίζεται στο ορατό φως ως σημειακή πηγή (σαν αστέρας), παρά ως εκτεταμένο σώμα (όπως οι γαλαξίες). Από εκεί προέρχεται και η ονομασία των κβάζαρ, αφού quasi-stellar σημαίνει «παρόμοιος με αστέρα». Μάλιστα μία αρχική απόδοση του όρου στα ελληνικά, όταν πρωτοανακαλύφθηκαν περί το 1960, ήταν ημιαστέρας. Διακρίνονται από τους αστέρες (και έτσι ανακαλύφθηκαν) από τη μεγάλη μετατόπιση προς το ερυθρό που παρουσιάζουν τα φάσματά τους, ενώ ταυτοχρόνως αποτελούν και σημειακές ραδιοπηγές. Παρότι υπήρχε (μέχρι τη δεκαετία του 1990) κάποια αμφιβολία ως προς τη φύση τους, όλοι σχεδόν οι αστροφυσικοί συμφωνούν σήμερα ότι αυτό που βλέπουμε ως κβάζαρ είναι μία σχετικώς πυκνή άλως υλικού που περιβάλλει την κεντρική μαύρη τρύπα μεγάλης μάζας ενός νεαρού γαλαξία.

Η παρατηρησιακή τους εικόνα[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Οι κβάζαρ δείχνουν πολύ μεγάλες μετατοπίσεις προς το ερυθρό ως αποτέλεσμα της διαστολής του Σύμπαντος, επειδή βρίσκονται σε πολύ μεγάλες αποστάσεις από εμάς και σύμφωνα με το Νόμο του Hubble. Το ότι είναι ορατοί σε τέτοιες αποστάσεις σημαίνει ότι η ενέργεια που εκπέμπουν ως ηλεκτρομαγνητική ακτινοβολία υπερβαίνει την αντίστοιχη κάθε άλλου σώματος, και μπορεί να ισοδυναμεί με την ενέργεια εκατοντάδων συνηθισμένων γαλαξιών μαζί, ή περίπου 1 τρισεκατομμύριο φορές την ενέργεια που εκπέμπει ο Ήλιος στο ορατό φως.

Σε ένα τηλεσκόπιο, οι κβάζαρ φαίνεται ως σημειακές πηγές φωτός, παρότι από τη δεκαετία του 1990 και μετά έχουν ταυτοποιηθεί οι «φιλοξενούντες γαλαξίες» πολλών κβάζαρ. Οι ίδιοι οι γαλαξίες είναι συνήθως πολύ αμυδροί για να γίνουν αντιληπτοί. Αντιθέτως, μερικοί κβάζαρ μπορούν να παρατηρηθούν με μεγάλα ερασιτεχνικά τηλεσκόπια: ο λαμπρότερος είναι ο 3C 273, που έχει μέσο φαινόμενο μέγεθος 12,8 και, σε υπολογιζόμενη απόσταση από τη Γη 2,44 δισεκατομμυρίων ετών φωτός, είναι ένα από τα πιο απομακρυσμένα σώματα που μπορούν να παρατηρηθούν απευθείας με ερασιτεχνικό εξοπλισμό. Βρίσκεται στον αστερισμό Παρθένο. Το απόλυτο μέγεθος του 3C 273 είναι –26,7. Αυτό σημαίνει ότι αν βρισκόταν σε απόσταση 32,6 ετών φωτός από τη Γη θα έλαμπε στον ουρανό τόσο φωτεινά όσο και ο Ήλιος.

Κάποιοι κβάζαρ εμφανίζουν γρήγορες μεταβολές στη φωτεινότητα, πράγμα που υπονοεί ότι η έκτασή τους είναι μικρή (η φωτεινότητα μιας πηγής δεν μπορεί να μεταβάλλεται σε χρόνο μικρότερο από αυτόν που χρειάζεται το φως για να τη διασχίσει). Η υψηλότερη μετατόπιση προς το ερυθρό που είναι γνωστή για κβάζαρ (στοιχεία Ιανουαρίου 2003) είναι Ζ = 6,4 και αντιστοιχεί, με τη σήμερα αποδεκτή τιμή για τη σταθερά του Χαμπλ, σε απόσταση περίπου 28 δισεκατομμύρια έτη φωτός (υπάρχουν μερικές «ιδιαιτερότητες» στον ορισμό των κοσμολογικών αποστάσεων, ώστε μπορούν να υπάρξουν αποστάσεις μεγαλύτερες σε έτη φωτός από αυτές που αντιστοιχούν στην ηλικία του Σύμπαντος σε έτη).

Ιδιότητες των κβάζαρ[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Η ενέργεια των κβάζαρ πιστεύεται ότι παρέχεται από την πρόσπτωση υλικού σε μαύρες τρύπες στα κέντρα των φιλοξενούντων μακρινών γαλαξιών, πράγμα που τους καθιστά μια κατηγορία των ενεργών γαλαξιών ή «ενεργών γαλαξιακών πυρήνων» (AGN, Active Galactic Nuclei). Κανένας άλλος μηχανισμός που να είναι σε θέση να εξηγήσει την τεράστια εκπεμπόμενη ενέργεια και την ταχεία μεταβλητότητα δεν είναι σήμερα γνωστός.

Πάνω από 100 χιλιάδες κβάζαρ έχουν ανακαλυφθεί. Η μετατόπιση των φασμάτων τους προς το ερυθρό είναι από 0,06 μέχρι 6,4. Επομένως ο κοντινότερος απέχει περί τα 780 εκατομμύρια έτη φωτός από εμάς, με τους περισσότερους να υπερβαίνουν τα τρία δισεκατομμύρια έτη φωτός. Οι μακρινότεροι εμφανίζονται όπως ήταν στη νεαρή ηλικία του Σύμπαντος.

Ο απόλυτα λαμπρότερος κβάζαρ είναι ίσως ο APM 08279+5255 που όταν ανακαλύφθηκε το 1998 το απόλυτο μέγεθος υπολογίσθηκε σε –32,2, παρότι μεταγενέστερη απεικόνιση απεκάλυψε ότι η λαμπρότητά του ενισχύεται από βαρυτική εστίαση του φωτός κατά σχεδόν μία τάξη μεγέθους.

Η λαμπρότητα των κβάζαρ μεταβάλλεται σε ποικιλία περιόδων. Κάποιοι εμφανίζουν μεταβολή σε κλίμακα μηνών, ενώ άλλοι σε λίγες ημέρες ή και μερικές ώρες. Οι πλέον δραστήριοι από αυτή την άποψη ονομάζονται OVV κβάζαρ (= Optically Violently Variable, Οπτικώς Βιαίως Μεταβλητοί!). Οι κβάζαρ εμφανίζουν πολλές από τις ιδιότητες των ενεργών γαλαξιών: μη θερμική ακτινοβολία, ύπαρξη πιδάκων (jets) και λοβών όπως στους ραδιογαλαξίες. Μόλις ο ένας στους 10 κβάζαρ έχει ισχυρή εκπομπή στα ραδιοκύματα (οι λεγόμενοι radio-loud), ενώ οι υπόλοιποι είναι σχετικώς radio-quiet. Εκτός από το ορατό φως και τα ραδιοκύματα, οι κβάζαρ έχουν παρατηρηθεί και σε άλλες περιοχές του ηλεκτρομαγνητικού φάσματος, όπως το υπέρυθρο, το υπεριώδες, τις ακτίνες Χ, ακόμα και τις ακτίνες γ. Οι περισσότεροι είναι λαμπρότεροι (αν αφαιρεθεί η μετατόπιση προς το ερυθρό) στο εγγύς υπεριώδες (κοντά στη γραμμή εκπομπής Lyman α των 121,6 nm), αλλά εξαιτίας των μεγάλων μετατοπίσεων προς το ερυθρό, αυτή η μέγιστη λαμπρότητα έχει παρατηρηθεί μέχρι και στα 900 nm, στο εγγύς υπέρυθρο.

  • Οι λεγόμενοι «κβάζαρ σιδήρου» (Iron Quasars) εμφανίζουν ισχυρές φασματικές γραμμές εκπομπής του ιονισμένου σιδήρου, όπως ο κβάζαρ IRAS 18508-7815.

Η παραγωγή της ενέργειας των κβάζαρ[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Αφού οι κβάζαρ έχουν ιδιότητες κοινές σε όλους τους ενεργούς γαλαξίες, η ισχύς τους μπορεί να συγκριθεί με αυτή μικρότερων και πλησιέστερων ενεργών γαλαξιών που τροφοδοτούνται από μαύρες τρύπες στα κέντρα τους. Για μία εκπεμπόμενη ισχύ 1040 W (τυπική λαμπρότητα ενός κβάζαρ), μία μαύρη τρύπα θα πρέπει να καταναλώνει ύλη με ισοδύναμο ρυθμό 10 αστέρες ανά έτος. Οι λαμπρότεροι γνωστοί κβάζαρ πρέπει να καταναλώνουν χίλιες ηλιακές μάζες κάθε χρόνο. Επειδή είναι αδύνατο να τροφοδοτούνται με τόση μάζα επί αρκετά δισεκατομμύρια χρόνια, κάποτε η περιβάλλουσα ύλη (αέριο και σκόνη) τελειώνει και έχουμε ένα «συνηθισμένο» γαλαξία. Η μαύρη τρύπα βέβαια παραμένει, αλλά χωρίς την έντονη εκπομπή ενέργειας που χαρακτηρίζει έναν κβάζαρ· ακόμα και ο δικός μας Γαλαξίας μπορεί να φιλοξενεί μία μαύρη τρύπα στο κέντρο του.

Οι κβάζαρ παρέχουν κάποιες ενδείξεις για μια φάση «επανιονισμού» μετά τη Μεγάλη Έκρηξη. Οι αρχαιότεροι κβάζαρ (Ζ > 4) εμφανίζουν στο φάσμα τους μία «τάφρο Gunn-Peterson» και έχουν περιοχές απορροφήσεως μπροστά τους, πράγμα που δείχνει πως το διαγαλαξιακό μέσο εκείνη την εποχή ήταν ουδέτερο αέριο. Πιο πρόσφατοι κβάζαρ δεν παρουσιάζουν περιοχές απορροφήσεως μπροστά τους, αλλά τα φάσματά τους περιέχουν γραμμές του «δάσους Λύμαν-άλφα». Αυτό υποδεικνύει ότι το διαγαλαξιακό μέσο ιονίσθηκε και πάλι σε πλάσμα, με το ουδέτερο αέριο να υπάρχει μόνο σε σχετικώς μικρά νέφη.

Ενδιαφέρον χαρακτηριστικό των κβάζαρ είναι και το ότι τα φάσματά τους έχουν γραμμές εκπομπής από στοιχεία βαρύτερα του ηλίου, που μπορούν (πιστεύεται) να παραχθούν μόνο από τον θάνατο αστέρων. Φαίνεται λοιπόν ότι οι γαλαξίες πέρασαν από μία φάση μαζικής δημιουργίας αστέρων, παράγοντας αστέρες του αστρικού πληθυσμού III ανάμεσα στον χρόνο της Μεγάλης Εκρήξεως και τον χρόνο δημιουργίας των πρώτων κβάζαρ.

Ιστορικά στοιχεία[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Οι πρώτοι κβάζαρ παρατηρήθηκαν με ραδιοτηλεσκόπια τη δεκαετία του 1950. Εκατοντάδες είχαν καταγραφεί με το Ραδιοτηλεσκόπιο Λόβελ στον «Τρίτο Κατάλογο (Ραδιοπηγών) του Κέμπριτζ» χωρίς την παραμικρή υποψία για την αληθινή τους φύση, αλλά είχε διακριβωθεί ότι επρόκειτο για πολύ μικρές σε φαινόμενες διαστάσεις πηγές. Η πραγματική ανακάλυψη των κβάζαρ έγινε το 1960, όταν οι ραδιοπηγές 3C 48, 3C 196 και 3C 286 (το «3C» αναφέρεται στο 3ο κατάλογο του Cambridge) βρέθηκε ότι είχαν αντίστοιχο και στο ορατό φως, από τους T.A. Matthews και A. Sandage. Συγκεκριμένα, η φωτογραφία που έδειξε τον 16ου μεγέθους «αστέρα» στη θέση του 3C 48 λήφθηκε στις 26 Σεπτεμβρίου 1960.

Το φάσμα των «αστέρων» αυτών περιείχε αρκετές ευρείες και «άγνωστες» γραμμές εκπομπής: ένας πρώτος ισχυρισμός από τον J. Bolton για μια μεγάλη μετατόπιση προς το ερυθρό δεν έγινε αποδεκτός, όμως το 1962 η ραδιοπηγή 3C 273 προβλέφθηκε ότι θα υποστεί 5 επιπροσθήσεις από τη Σελήνη. Μετρήσεις ακριβείας που πήραν τότε οι C. Hazard, MacKey και Shimmins με το Ραδιοτηλεσκόπιο Παρκς στην Αυστραλία απέδειξαν ότι η πηγή ήταν πρακτικά σημειακή (διπλή, με 4 και 3 arcsec φαινόμενες διαμέτρους) και βρήκαν με μεγάλη ακρίβεια τη θέση του οπτικού της αντιστοίχου. Αμέσως ο Maarten Schmidt χρησιμοποίησε το μεγάλο τηλεσκόπιο των 5 μέτρων του Αστεροσκοπείου Πάλομαρ για να πάρει ένα πολύ ακριβέστερο και λεπτομερέστερο φάσμα. Τότε ο Schmidt κατάλαβε ότι οι «άγνωστες» γραμμές ήταν οι γνωστές γραμμές Μπάλμερ του υδρογόνου, αλλά μετατοπισμένες σε μήκος κύματος κατά 15,8 %. Ο ίδιος πρότεινε για πρώτη φορά τη σωστή ερμηνεία για έναν κβάζαρ, δηλαδή ότι η πηγή απομακρυνόταν με ταχύτητα 47.400 χιλιόμετρα το δευτερόλεπτο (το 15,8 % της ταχύτητας του φωτός), στην ιστορική δημοσίευσή του στο περιοδικό Nature (τόμος 197, σ. 1040) το 1963 με τίτλο 3C 273: a star-like object with large red-shift (= «3C 273: ένα όμοιο με αστέρα αντικείμενο με μεγάλη μετατόπιση προς το ερυθρό»).

Αυτή η ανακάλυψη έφερε επανάσταση στις παρατηρήσεις των κβάζαρ και παρότρυνε τους αστρονόμους να μετρήσουν τις μετατοπίσεις προς το ερυθρό και άλλων ραδιοπηγών. Η πηγή 3C 48 βρέθηκε να έχει ταχύτητα απομακρύνσεως το 37% της ταχύτητας του φωτός. Στον Schmidt ανήκει και η πατρότητα του όρου quasi-stellar. Η σύντμηση quasar εφευρέθηκε από τον Κινεζοαμερικανό αστροφυσικό Hong-Yee Chiu το 1964, και καταγράφηκε για πρώτη φορά στο Α΄ Συμπόσιο Σχετικιστικής Αστροφυσικής του Τέξας (Ντάλας, 16-18 Δεκεμβρίου 1963).

Ο ίδιος ο Schmidt στην εργασία του στο Nature είχε δώσει και την εναλλακτική εξήγηση ότι ίσως η μετατόπιση προς το ερυθρό οφείλεται σε πολύ ισχυρό βαρυτικό πεδίο, όπως προβλέπει η Γενική Θεωρία της Σχετικότητας. Η σχετική συζήτηση συνεχίσθηκε καθ' όλη τη δεκαετία του 1960. Αλλά ένας αστέρας με τόσο μεγάλη πυκνότητα θα γινόταν ο ίδιος μαύρη τρύπα και δεν θα μπορούσε να εκπέμψει καμιά ακτινοβολία. Εξάλλου, οι κβάζαρ δείχνουν γραμμές εκπομπής με μορφή που απαντάται και σε νεφελώματα αερίου χαμηλής πυκνότητας.

Υπήρχαν βέβαια και από την άλλη πλευρά δυσκολίες, αφού η τοποθέτηση των κβάζαρ σε τόσο μεγάλες αποστάσεις ώστε να δικαιολογείται η ταχύτατη απομάκρυνση από τη διαστολή του Σύμπαντος απαιτούσε τεράστια παραγωγή ενέργειας. Μερικοί την απέδωσαν σε κάποια άγνωστη μορφή σταθερής αντιύλης, ενώ ειπώθηκε και ότι οι κβάζαρ ίσως να είναι το άκρο μιας «σκωληκότρυπας» που αντιστοιχεί σε λευκή τρύπα. Ωστόσο, όταν δημιουργήθηκαν ακριβέστερα πρότυπα για τις διαδικασίες παραγωγής ενέργειας σε δίσκους προσαυξήσεως κατά τη δεκαετία του 1970, η τεράστια ισχύς των κβάζαρ δικαιολογήθηκε.

Οι τεράστιες αποστάσεις των κβάζαρ και η σχεδόν σημειακή τους φύση οδήγησαν στην παρατηρησιακή ανακάλυψη των πρώτων βαρυτικών φακών, τους οποίους προβλέπει η Γενική Θεωρία της Σχετικότητας: ο πρώτος ανακαλύφθηκε το 1979 με τον λεγόμενο «Δίδυμο Κβάζαρ» 0957+561.[1]

Την επόμενη δεκαετία αναπτύχθηκαν ενοποιημένα μοντέλα στα οποία οι κβάζαρ είναι μια ειδικότερη κατηγορία ενεργών γαλαξιών και τελικώς κατανοήθηκε ότι σε πολλές περιπτώσεις είναι απλώς η γωνία υπό την οποία παρατηρούμε τον γαλαξία που κάνει τη διαφορά από άλλες κατηγορίες, όπως είναι οι ραδιογαλαξίες, μπλέιζαρ κ.λπ.. Η τεράστια παραγωγή ενέργειας προέρχεται από τους δίσκους προσαυξήσεως της κεντρικής μαύρης τρύπας, όπου το υλικό από την αρχή μέχρι και την πτώση του μέσα στην τρύπα μπορεί να μετατρέψει μέχρι και το 10% της μάζας του σε ενέργεια σε σύγκριση με το 0,7 % για την πυρηνική σύντηξη (αλυσίδα p-p) που κυριαρχεί στην παραγωγή ενέργειας από τους αστέρες.

Ο μηχανισμός αυτός ερμηνεύει και το γιατί οι κβάζαρ ήταν περισσότεροι σε μια εποχή που το Σύμπαν ήταν πιο νέο, αφού αυτός ο ρυθμός παραγωγής ενέργειας τελειώνει όταν η μαύρη τρύπα απορροφήσει όλη την ύλη (αέριο και σκόνη) που υπάρχει στην περιοχή της. Είναι πιθανό ότι οι περισσότεροι γαλαξίες, ακόμα και ο δικός μας, έχουν περάσει από ένα «ενεργό στάδιο» κατά το οποίο θα εμφανίζονταν ως κβάζαρ ή άλλο είδος ενεργού γαλαξία, ανάλογα με τη μάζα και τον ρυθμό προσαυξήσεως της κεντρικής τους μαύρης τρύπας, ενώ τώρα ηρεμούν επειδή δεν υπάρχει εφοδιασμός της με ύλη ώστε να παραχθεί τόσο πολλή ενέργεια.

Δείτε επίσης[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Παραπομπές[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

  1. Active Galaxies and Quasars, The double QSO 0957+561 University of Alabama

Εξωτερικοί σύνδεσμοι[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Commons logo
Τα Wikimedia Commons έχουν πολυμέσα σχετικά με το θέμα

Πηγές[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

  • Το αντίστοιχο άρθρο της αγγλόγλωσσης Wikipedia
  • Για την ενότητα 4: Waluska, Edward R.: «Quasars and the Caltech-Carnegie Connection», Journal of Astronomical History & Heritage, τόμος 10 (νο. 2), σελ. 79 (Ιούλιος 2007).


Στο λήμμα αυτό έχει ενσωματωθεί κείμενο από το λήμμα Quasar της Αγγλικής Βικιπαίδειας, η οποία διανέμεται υπό την GNU FDL και την CC-BY-SA 3.0. (ιστορικό/συντάκτες).