Kvazár

Egy közeli kvazár. A ragyogó, központi csillagszerű fényforrás kitakarása után láthatóvá válik a kvazárnak otthont adó halvány galaxis

Az NGC 4319 spirálgalaxis, látszólag mellette (a valóságban sokkal messzebb) a Markarjan 205 kvazár. Halton Arp a galaxisok közelében látszó kvazárokra alapozta mára megcáfolt elméletét, amely szerint a kvazárok a galaxisok magjából „dobódnak ki”

A kutatók az 1960-as években csillagszerűnek tűnő rádióforrásokat találtak, amiket kvazároknak neveztek el (az angol quasi-stellar radio source – csillagszerű rádióforrás – rövidítéséből). A csillagszerűségük ellenére a színképük hasonlított a Seyfert-galaxismagok színképeihez. A Seyfert-galaxisok magjának fényessége a galaxisban található csillagok összfényességének a 10–1000-szerese. A kvazárok luminozitása elérheti a 10¹² L_o-t is.

A mikrokvazárok a kvazárokhoz hasonló elven termelnek energiát, de sokkal kisebbek. Egy nagy tömegű objektumból (valószínűleg fekete lyukból) és egy csillagból állnak, amelyek egymás körül keringenek. A legismertebb példájuk az SS 433.

A kvazár közepén óriási energiaforrás van, nagy valószínűséggel egy fekete lyuk. Ezt néhány fényév átmérőjű korong veszi körül, melynek közelében gyorsan úszó gázfelhők találhatók, a korongtól távolabb pedig, kb. 100 fényévnyire, ott, ahol a kvazár egybeolvad az anyagalaxissal, vékonyabb és hidegebb felhők keringenek. 1960-ban már pontosan meg tudták határozni, hol található az űrben rádióforrás. 1962-ben úgy tűnt, mintha egy csillag egybeesne egy rádióforrással, a 3C 273-mal. Maarten Schmidt csillagász jött rá, hogy a rádióforrás színképében látható vonalak megfelelhetnek a hidrogéngáznak, ha a csillagszerű égitest fénye eltolódott a vörös szín felé. A 3C 273 tehát olyan égitest, ami a fénysebesség 16%-ával távolodik tőlünk.

A Földről megfigyelhető égitestek közül a kvazároknak a legnagyobb a vöröseltolódásuk. Ezért a kutatók feltételezik, hogy ezek az objektumok a tőlünk legnagyobb sebességgel távolodó objektumok. A becsült tényleges fényességük és a látszólagos fényességük közötti különbségből megbecsülhető, hogy többmilliárd fényévre helyezkednek el, és a legtávolabbi megfigyelhető objektumok között vannak a Világegyetemben.

A ma ismert kvazároknak csak kb. a 10%-a bocsát ki rádióhullámokat. A legtávolabbi kvazárok látszólag a fénysebesség többszörösével távolodnak tőlünk – ld. Hubble-törvény.

A világegyetemben vannak úgynevezett gravitációs lencsék, amelyek eltorzíthatják a kvazárok valódi képét. Ilyen híres lencse például az Einstein-kereszt, ami egy kvazár többszörös képét mutatja.

Röntgenműholdak segítségével nagyon gyors változásokat fedeztek fel a kvazárok röntgensugárzásában. Ezek időtartama néhány nap és néhány óra között változott. Mivel a változást okozó fizikai folyamat nem terjedhet gyorsabban a fénysebességnél, ezeknek az objektumoknak (amik lehetnek például eltérő összetételű beszívott gázok vagy porfelhők) a mérete nem lehet nagyobb néhány fénynapnál.

A kvazárok kapcsolata más objektumtípusokkal

A 3 milliárd fényévre lévő HE0450-2958 kvazár MCS-dekonvolúcióval feldolgozott képe, a központi, csillagszerű fényforrás kivonása után. A képen a kvazárnak otthont adó ősi galaxis látható, amelyben – furcsa módon – nincsenek csillagok, csak izzó gázból áll

A kvazárok, a blazárok és az aktív galaxisok egy osztályt alkotnak a fizikai kinézetük szerint: mindegyiknek a közepén van egy aktív nagyon nagy tömegű fekete lyuk. Az, hogy aktív, ebben az esetben azt jelenti, hogy a hatalmas árapálykeltő ereje ízekre (atomokra) szedi a közelében elhaladó csillagokat, amik anyagának egy részét koncentrált sugárnyalábban kilövi a térbe, a forgása dipólszerű mágneses terének megfelelő irányokba. Ha erre a képződményre (galaxismag, fekete lyuk, anyagsugár [jet]) oldalról nézünk rá, akkor aktív galaxismagot (AGN-t) látunk, ha kb. 45 fokos szögben, akkor kvazárt, ha pedig pontosan a jet irányából, akkor blazárt (azaz BL Lacertae típusú objektumot). Feltételezzük, hogy a blazárok a megfigyelési irányuk és a jet tengelye között legfeljebb néhány fokos szöget zárnak be. A relativisztikus hatások miatt a felénk szinte fénysebességgel haladó jeteket a spektrum legmagasabb energiájú tartományaiban is "láthatjuk".

Az AGN-ek, blazárok és kvazárok fénye folyamatosan ingadozik, napos és éves, valamint évtizedes és évszázados időskálán is fényességváltozásokat mutatva. Ritkán előfordul, hogy egy kvazár kitörést produkál: hirtelen felfényesedik.

A legismertebb kvazárok

A következő táblázat néhány ismertebb kvazár adatait tartalmazza.

Látszólagos fényesség magnitúdóban; z: vöröseltolódás; távolság megaparsecben (1 Mpc = 10⁶ pc = 3,26 millió fényév):

Kvazár	Fényesség (m)	Vöröseltolódás	Távolság (Mpc)
3C 9	18,2	2,012	6030
3C 47	18,1	0,425	1270
3C 48	16,2	0,367	1100
3C 147	17,8	0,545	1630
3C 191	18,4	1,946	5830
3C 196	17,6	0,871	2160
3C 254	18	0,734	2200
3C 270,3C 271	18,6	1,519	4550
3C 273	12,8	0,158	470
3C 446	18,4	1,404	4200
CTA	17,3	1,037	3110
QSO 2237+0305 A-D	16,78	1,695	2500
ULAS J1120+0641		7,085

Források

• ↑ Landau-Lifsic 1976: Landau-Lifsic: Elméleti fizika II. Tankönyvkiadó, Bp. 1976
• ↑ Adsabs.harvard.edu Allen 2011: Allen és társai. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, kötet 410, füzet 2, 860-884. o. 2011

További információk

• Különleges röntgensugárzó kvazárok – Hírek.csillagászat.hu; Kovács József, 2008. április 14.

Kapcsolódó szócikkek

A Wikimédia Commons tartalmaz Kvazár témájú médiaállományokat.