Kvazaras

Straipsnis iš Vikipedijos, laisvosios enciklopedijos.
Peršokti į: navigaciją, paiešką
Kvazaras

Kvazaras – aktyvus galaktikos branduolys, spinduliuojantis smarkiau nei visa galaktika. Spinduliavimo energijos šaltinis – medžiagos akrecija į juodąją bedugnę, esančią tos galaktikos centre. Pirmieji kvazarai buvo aptikti pagal spinduliavimą radijo diapazone (nuo angl. quasi-stellar radio source – „kvazižvaigždinis radijo šaltinis“). Tik gerokai vėliau buvo rasta, kad tik apie 10 % visų kvazarų yra aktyvūs radijo diapazone – radijo kvazarai. Likusi dalis yra vadinamieji tylieji kvazarai, kurie neturi stipraus radijo spinduliavimo.

Kvazarai yra labai nutolę nuo mūsų ir skleidžia radijo ir kitokiomis bangomis nepaprastai daug energijos – dešimtis ar net tūkstančius kartų daugiau negu visa Galaktika. Antra vertus, kvazaro aktyvioji sritis yra žvaigždės dydžio – tai liudija greitas kvazarų spinduliavimo kitimas. Kvazaro radijo portretui būdingos dvi „ausys“, kurias sudaro į šalis trykštančios plazmos čiurkšlės, išsiskleidžiančios į didžiulius plazmos debesis. Remiantis kvazarų ir aktyviųjų galaktikų spinduliavimo panašumais bei aptikus aplink daugelį kvazarų galaktikų pėdsakus, dabar kvazarai laikomi branduoliais labai aktyvių galaktikų, egzistavusių Visatos raidos pradžioje (mus pasiekianti tolimų kvazarų šviesa yra išspinduliuota prieš milijardus metų ir praneša apie Visatos jaunystę).

Jei kvazaro raudonasis poslinkis z=5,8, jis tolsta maždaug 95 % šviesos greičiu, aktyvaus spinduliavimo periodas trunka 10–100 mln. metų, apie 10 % kvazarų yra stiprūs radijo bangų šaltiniai.

Pirmasis atrastas ir artimiausias kvazaras yra 3C 273, kuris yra už 2 mlrd. šviesmečių.[1]

Atradimas[taisyti | redaguoti kodą]

Saulė skleidžia tik mažą dalį savo energijos radijo bangomis, taigi atrodė tikėtina, kad ir tolimos žvaigždės nėra stiprūs radijo šaltiniai. Todėl astronomai gerokai nustebo, kai kosminis radijo šaltinis buvo sutapatintas su silpna žvaigždele. Atsargumo dėlei jis buvo pavadintas kvazižvaigžde – kvazaru. 19621963 m. K. Hazardas (Australija) ir M. Šmidtas (JAV) atrado pirmąjį kvazarą 3C 273. Užregistravus jo spektrą, stebėtų linijų nepavyko priskirti nė vieno žinomo elemento linijoms. O netrukus buvo atrastas ir kitas panašus keistas objektas. Kvazarų spektro mįslę įspėjo M. Šmidtas (Schmidf) iš Palomaro observatorijos: nežinomos linijos pasirodė besančios paties žinomiausio elemento – vandenilio – linijos, tik smarkiai pastumtos link spektro ilgųjų bangų pusės. Vadinasi, jeigu tą poslinkį lemia didelis kvazarų greitis mūsų atžvilgiu dėl Visatos plėtimosi ir jiems galioja Hablo dėsnis, tai kvazarai turi būti nepaprastai toli – už kelių milijardų šviesmečių. Tokiu atveju jie yra patys galingiausi spinduoliai Visatoje.

Astronomai intensyviai ėmė ieškoti naujų kvazarų ir tirti jų savybes. Kvazarų skaičius greitai pasiekė kelias dešimtis (dabar žinomų kvazarų skaičius artėja prie 20 000). Daugelis iš jų turėjo dar didesnį raudonąjį poslinkį, taigi buvo dar toliau – prie regimojo besiplečiančios Visatos horizonto. Įdomiausia tai, jog kvazarų spinduliavimas netvarkingai kito, kartais net dvigubai per mėnesį arba net savaitę. Tai reiškė, kad kvazarai iš tikrųjų yra žvaigždės dydžio. Atrodė neįtikėtina, kad toks objektas gali spinduliuoti per sekundę daugiau energijos, negu Saulė per milijoną metų. Tad buvo atkakliai mėginama paaiškinti kvazarų raudonąjį poslinkį ne jų dideliais greičiais, o kitomis priežastimis ir tuo būdu „atkelti“ juos iš Visatos pakraščių į „normalius“ atstumus. Deja, tos išmoningos hipotezės neišlaikė kritikos, be to, stebėjimai parodė, kad kai kurie kvazarai įeina į grupes galaktikų, turinčių panašų raudonąjį poslinkį.

Mįslės[taisyti | redaguoti kodą]

Išliko vienintelis modelis – itin masyvi juodoji bedugnė galaktikos centre, į kurią dideliu greičiu krinta aplinkinė medžiaga, sudarydama akrecijos diską. Tas modelis paaiškina visas stebimas kvazarų savybes: mažus matmenis, labai stiprų spinduliavimą įvairiomis bangomis (krintant medžiagai į juodąją bedugnę gali išsiskirti energija, lygi maždaug 10 % medžiagos rimties energijos), netvarkingą spinduliavimo kitimą (medžiaga krinta į bedugnę netolygiai), čiurkšles, ištekančias iš kai kurių kvazarų ir kt.

Kvazarai tebėra vieni iš paslaptingiausių objektų Visatoje. Kokiu būdu jie susidaro ir kodėl jie egzistavo tik ankstyvuoju Visatos plėtimosi laikotarpiu (nė vieno kvazaro nėra likę arti mūsų Galaktikos), kodėl didžiulės čiurkšlės būdingos tik daliai kvazarų, gal juodosios bedugnės egzistuoja daugumos ar net visų galaktikų centruose? Šie ir daugelis kitų klausimų tebekamuoja mokslininkus.

Hipotezės[taisyti | redaguoti kodą]

Iš daugelio hipotezių, aiškinančių aktyviųjų galaktikų branduolių ir kvazarų prigimtį, laiko išbandymą sėkmingai išlaikė tik viena, teigianti, jog šie objektai yra milžiniškos juodosios bedugnės. Juodoji bedugnė – itin keistas objektas, kurio egzistavimas ir savybės išplaukia iš bendrosios reliatyvumo teorijos – gali susidaryti tik nepaprastai suspaudus medžiagą (pavyzdžiui, mūsų Žemė virstų juodąja bedugne, jeigu ji būtų suspausta iki l cm dydžio).

Gali būti, kad kvazaras yra maždaug 100 milijonų Saulės masių juodoji bedugnė, kasmet praryjanti po vieną žvaigždę arba panašų kiekį medžiagos. Galaktikos susidarė praėjus vos 1-2 milijardams metų po Didžiojo sprogimo pradžios ar net dar anksčiau. Tai liudija jose aptinkamos labai senos žvaigždės, kurių amžius daugiau kaip dešimt milijardų metų. Be to, tolimos galaktikos, matomos už 10 milijardų šviesmečių, vadinasi, atitinkančios Visatos jaunystę, turi panašias savybes, kaip ir artimos galaktikos. Netgi dar labiau nutolusių kvazarų spektrai turi sunkesniųjų elementų linijų, o šie elementai galėjo susidaryti tik pirmosios kartos žvaigždžių viduje.

Šaltiniai[taisyti | redaguoti kodą]

  1. Iliustruota faktopedija. Vilnius: Alma littera, 2000, 19 p. ISBN 9986-02-895-7.

Vikiteka