7 років тому
Немає коментарів

Sorry, this entry is only available in
Російська
На жаль, цей запис доступний тільки на
Російська.
К сожалению, эта запись доступна только на
Російська.

Квазары, вообще говоря, были известны астрономам еще в конце 30-х годов. Они были видны на фотопла­стинках, полученных Ф. Цвикки и М. Хьюмасоном в ви­де слабых голубоватых звездочек, необычность которых наблюдатели понимали уже тогда. Однако внегалакти­ческая природа этих объектов не была понята до тех пор, пока на помощь не пришла радиоастрономия, стре­мительное развитие которой началось после второй ми­ровой войны.

Австралийские радиоастрономы, используя 64-метро­вый радиотелескоп, расположенный под Сиднеем, к 1960 г. определили с хорошей точностью положение на небесной сфере двух компактных радиоисточников: ЗС 48 и ЗС 273 (при этом они пользовались методом покрытия этих радиоисточников диском Луны). Теперь дело было за их оптическим отождествлением. На 5-мет­ровом оптическом телескопе были получены фотографии этих областей неба. Т. Меттьюс и А. Сендидж на месте ЗС 48 нашли звездочку 16-й звездной величины, окру­женную красноватой слабой туманностью размерами 6X12″ (рис. 2,а). М. Шмидт на месте ЗС 273 обнару­жил звездочку 13-й звездной величины, на расстоянии около 20″ от которой начинался едва заметный узкий «выброс» длиной примерно 20″ (рис. 2,6).

Фотографии двух квазаров

Фотографии двух квазаров

Тут же были получены спектры этих звездочек, а также звездочек, отождествленных с радиоисточниками ЗС 147, ЗС 196 и ЗС 286. В их спектрах на фоне непре­рывной эмиссии выделялись линии излучения, которые не удавалось связать с линиями, обычными для спек­тров звезд. Ситуация оставалась запутанной более двух лет, пока М. Шмидт не приступил к изучению спектра объекта ЗС 273. Он заметил, что четыре из шести ли­ний излучения в его спектре расположены на длинах волн, которые между собой составляют определенную последовательность, причем расстояния по спектру меж­ду линиями и интенсивность последних уменьшались в сторону коротких длин волн.

Эти линии, вероятнее всего, принадлежали к серии, испускаемой атомами одного и того же элемента, имею­щих один электрон на орбите (водородоподобный атом). Но «подобрать» атомы, испускающие нужные для объ­яснения спектра ЗС 273 линии, оказалось возможным лишь при условии, что все его линии испытывали крас­ное смещение, равное 0,16 (в этом случае таким элемен­том оказывался водород). Однако если это смещение приписать расширению Метагалактики, то согласно за­кону Хаббла расстояние до объекта ЗС 273 составляет около 700 Мпс.

Введение красных смещений оказалось универсаль­ным ключом к расшифровке линий в спектрах других квазаров. Все они имели заметные красные смещения, и расстояния до них исчисляются 1 млрд. пс. Что же это означает? Неужели эти странные слабенькие голубые звездочки находятся от нас на таких гигантских рас­стояниях и, следовательно, обладают светимостями, в сотни раз большими, чем у обычных галактик?

В настоящее время такой вывод кажется неизбеж­ным, так как нет сколько-нибудь убедительной альтер­нативы предположению о том, что красные смещения линий в спектрах квазаров обусловлены космологиче­ским расширением Метагалактики. Все другие гипотезы на этот счет оказались несостоятельными. Например, гипотеза о том, что. квазары с громадными скоростями (в десятки и сотни тысяч километров в секунду) могут выбрасываться из ядер близких к нам галактик. Или гипотеза о красном смещении линий в их спектрах за счет собственного очень сильного гравитационного поля, заставляющего «краснеть» кванты света, испущенные квазарами.

В 1965 г. А. Сендидж пришел к выводу, что, кроме радиоизлучающих квазизвездных источников должно существовать гораздо больше нерадиоизлучающих объ­ектов, которые он назвал квазизвездными галактиками, или квазагами. Сначала Сендидж предполагал, что большинство голубых звездоподобных объектов слабее 15-й звездной величины, расположенных высоко над плоскостью Галактики, являются радиоспокойными ква­зарами. Их оказалось около 4 на каждый 1 кв. град, не­бесной сферы. Из этого следовало, что КЗГ по числу в 500 раз больше в единице объема, чем КЗИ. Однако, как вскоре выяснилось, эти оценки были завышены при­мерно в 10 раз. Ошибка заключалась в том, что среди голубых слабых звездочек, расположенных на высоких галактических широтах, большинство составляют не квазаги, а горячие карликовые бедные тяжелыми эле­ментами звезды гало нашей собственной Галактики.

После обнаружения первых квазаров и квазагов их поисками занялись на многих обсерваториях, где име­лись крупные телескопы. Это было нелегким делом, так как подобные объекты в основном слабее 17-й звездной величины и для получения хороших спектров требова­лись многочасовые экспозиции. Кроме того, остро встал вопрос об отборе по каким-то надежным признакам кандидатов в квазизвездные объекты (квазизвездными объектами, или КЗО, называют вместе и радиоизлучающие квазары — КЗИ и радиоспокойные квазаги—КЗГ). Сначала такими признаками служили радиосвойства и цвета объектов. Однако ни один из этих признаков не является абсолютным: в диапазон оптических цветов КЗО попадают часто и звезды (горячие звезды гало, бе­лые карлики), которые также могут являться и слабы­ми компактными радиоисточниками.

Лет 5 назад для отбора кандидатов в КЗО с боль­шими красными смещениями (z > 1,7) на Южной евро­пейской обсерватории был применен метод «объектив­ной призмы». Этот метод уже много лет успешно ис­пользовался в Бюраканской обсерватории (Армения) Б. E. Маркаряном для поиска галактик с ультрафиоле­товым избытком (у таких галактик излучение в ультра­фиолетовом конце спектра усилено по сравнению с тем, которое ожидалось исходя из присутствия в нем тех или иных линий поглощения, характерных для звезд оп­ределенных спектральных классов). Суть метода зак­лючается в том, что перед объективом телескопа ставят большую призму (или дифракционную решетку), кото­рая позволяет на фотопластинке получать спектры сра­зу всех объектов, попавших в поле зрения телескопа. Правда, спектры получаются с плохим спектральным разрешением и на них видны только самые мощные ли­нии излучения. Но в спектрах КЗО как раз такие линии наблюдаются, поэтому такой метод для их поиска впол­не годится. Кандидатами в КЗО поэтому считаются та­кие слабые голубые звездочки, в спектрах которых вид­на хотя бы одна сильная линия. Потом для этих канди­датов получают уже индивидуальные спектры с хоро­шим спектральным разрешением.

И вот выяснилось, что из отобранных кандидатов в КЗО около 80% действительно являются квазарами или квазагами с z > 1,7. Сильнейшая же линия излучения, по которой эти кандидаты и были отобраны, оказалась самой сильной ультрафиолетовой линией, излучаемой атомами нейтрального водорода. Это первая линия лаймановской серии (La), возникающая при переходе элек­трона в атоме с первого возбужденного уровня в основ­ное состояние. Хотя ее лабораторная длина волны Лямбда0 = 1216 А, но за счет красного смещения при z > 1,7 эта линия попадает в видимый диапазон спектра: Лямбда больше 3300 А. Подобным образом можно выявлять и более близкие КЗО, но уже по другой сильной линии, напри­мер однократно ионизованного магния с Лямбда0 = 2800 А, которая попадает в диапазон наблюдений при красных смещения z > 0,2.

В последние годы с развитием рентгеновской спутни­ковой астрономии кандидаты в относительно близкие квазары (z<0,1) стали отбираться и по рентгеновским данным (это связано с тем, что КЗО оказались мощны­ми рентгеновскими источниками). Таким способом был обнаружен ближайший из известных квазагов с z = 0.044 (расстояние до него «всего» 260 Мпс), в то время как самый далекий из обнаруженных и отождествленных в настоящее время квазаров OQ 172 имеет z = 3,53. В ка­талоге А. Хевитт и Дж. Бербиджа содержится почти 1600 квазизвездных объектов с известными красными смещениями. На рис. 3, а, б представлены распределе­ния КЗО из этого каталога по красным смещениям и по видимым звездным величинам. В распределении по красным смещениям видно несколько максимумов, что позволило некоторым авторам говорить даже о наличии периодичности и придавать ей физический смысл.

Распределение наблюдаемого числа КЗО

Распределение наблюдаемого числа КЗО

Однако, скорее всего, сложный вид распределения КЗО по красным смещениям обусловлен наличием в их спектрах нескольких сильных ультрафиолетовых линий излучения. При определенных красных смещениях те или иные линии в спектрах КЗО попадают в диапазон наблюдений (Лямбданабл > 3300 А). Это сразу увеличивает вероятность надежного определения красного смещения, а значит, увеличивает и число объектов, для которых измерены красные смещения. Действительно, максимум в распределении при z ~ 0,3 может быть обусловлен сильной линией однократно ионизованного магния (2800 А), максимум при z ~ l,3 — линией трехкратно ионизованного углерода (1550 А), а мощный пик при z ~ 2,0 — линией La (1216 А). Факт, что большинство квазаров с z > 2,0 найдено среди кандидатов, отбира­емых по сильной линии La на спектрах с плохим спек­тральным разрешением, подтверждает такую селекцион­ную природу вида наблюдаемого распределения КЗО по z (см. рис. 3,а).

Интересен вопрос о распределении КЗО по небесной сфере и об их распределении в пространстве. Выясни­лось, например, что пространственная концентрация КЗО (т. е. их количество в 1 Мпс3) сильно возрастает по мере увеличения их красного смещения, т. е. по ме­ре продвижения наблюдений в прошлое Вселенной (чем больше г, тем дальше объект находится от наблюдате­ля, и тем больше времени надо свету, чтобы преодолеть это расстояние). Пока не совсем ясно, с чем это связа­но: то ли квазизвездные объекты раньше были более ярки и наблюдать их на больших г проще, то ли их раньше «рождалось» в единице объема гораздо больше чем сейчас, но затем их яркость быстро (по сравнению с яркостью галактик) ослабевала. Ясно только, что этот наблюдаемый факт не может быть объяснен за счет расширения Метагалактики, а значит, меньшим раз­мером сопутствующего объема пространства в прош­лом. Дело в том, что когда рассчитывается число КЗО в единице объема на разных красных смещениях (т. е. отнесенные к разным временам), факт уменьшения это­го выделенного объема по мере продвижения по z (т. е. в прошлое) учитывается.

Примечательным отличием КЗО от обычных галактик является факт их наблюдаемого меньшего скучи­вания в пространстве. Известно, что галактики редко встречаются поодиночке, а чаще входят в состав пар, групп, скоплений и сверхскоплений. А вот КЗО чаще наблюдаются в одиночестве. Казалось бы, этот факт свидетельствует о существенном различии между ква­зизвездными объектами и галактиками. Однако надо учесть, что КЗО, по-видимому, «живут» гораздо мень­ше, чем галактики, и поэтому мала вероятность одно­временно «застать» пару, и тем более группу КЗО.

По современным представлениям, КЗО вряд ли дольше 10 млн. лет находятся в своей яркой стадии, которую условно принимают за время их жизни. В то же время галактики, эти звездные гигантские острова, све­тят миллиарды лет — пока горят звезды, которые про­должают формироваться из газа на протяжении всего этого времени. Так что нет ничего удивительного в том, что группы галактик наблюдаются в тысячи раз чаще, чем группы КЗО. Из-за разницы во временах жизни не наблюдаются, например, яркие молодые звезды в ста­рых шаровых звездных скоплениях. Когда-то такие мо­лодые звезды там были, но сравнительно быстро (за десятки миллионов лет) «прогорели», и теперь астроно­мы наблюдают в шаровых скоплениях, возраст которых исчисляется миллиардами лет, только их пра-пра-пра-внуков, т. е. очень старые далекопроэволюционировавшие звезды.

Точно так же, видимо, обстоит дело и с квазизвезд­ными объектами: в группах галактик должны, вероят­но, остаться после КЗО «далекие потомки», которые еще надо попытаться найти. Но для этого необходимо сна­чала выяснить, что эти «далекие потомки» КЗО могут собой представлять (о чем будет сказано дальше). Хо­тя мы и понимаем, что пары и группы КЗО должны встречаться редко (примерно 1 случай на 1000 объек­тов), однако когда число известных КЗО превысило 1000, вероятность обнаружения группы или пары среди них стала вполне реальной. И действительно, уже по­явились сообщения об открытии нескольких систем КЗО, похожих по своим размерам и по относительным скоростям своих членов на системы обычных галактик. Размеры таких систем меньше 1 Мпс, а разность скоро­стей составляет несколько сотен километров в секунду.

Об одной из обнаруженных тесных пар КЗИ между учеными разгорелся бурный спор. Речь идет о паре ква­заров Q 0957 + 561 А и В (их радиоизображения приве­дены на первой странице обложки). Оба квазара имеют почти равные красные смещения (z =1,4), почти оди­наковые светимости в широком диапазоне длин волн и отстоят друг от друга на небе всего на 5,6″ (это соот­ветствует линейному расстоянию между ними в проек­ции на небесную сферу, равному около 70 кпс). Одни астрофизики считают такую пару истинной и рассматри­вают эти два близких друг к другу квазара аналогом гравитационно связанных пар галактик. Другие — при­держиваются точки зрения, что в данном случае имеет место эффект «гравитационной линзы».

Последний эффект означает, что на расстоянии, со­ответствующем z = 1,4, находится всего один квазар, излучение от которого встречает на своем пути массив­ную галактику. Гравитационное поле галактики искрив­ляет лучи света, идущие от КЗИ, и к наблюдателю по­падает излучение, которое без «гравитационной линзы» прошло бы мимо. Это приводит, во-первых, к уярчению изображения, а во-вторых, к его расщеплению на два близких и очень узких серпика. Последнее связано с тем, что мы не можем воспринимать приходящие к нам «кривые» лучи света и проецируем на небесную сферу направления прихода к нам излучения по прямым ли­ниям.

Для рассматриваемой пары КЗИ как будто даже обнаружена эллиптическая галактика, могущая выпол­нять роль «гравитационной линзы». Она расположена на расстоянии, соответствующем красному смещению z = 0,39, и отстоит на угловом расстоянии 1″ от изобра­жения южного квазара пары («В»). Вообще говоря, при таком несимметричном расположении «гравитационной линзы» относительно расщепленных изображений КЗИ (А и В) эти изображения должны иметь сильно отли­чающуюся яркость. Но такое не наблюдается, и поэтому сторонникам «гравитационной линзы» приходится де­лать некоторые усложняющие картину предположения относительно распределения вещества внутри самой «линзы».

Подтвердится или нет гипотеза о гравитационном расщеплении изображения одного КЗИ для случая наблюдаемой пары квазаров Q 0957 + 561 А и В, по­кажет будущее. Но, видимо, более простым и естественным является предположение об истинности этой пары квазаров.

К настоящему времени известно около десятка от­носительно близких квазизвездных объектов, входящих в состав групп и скоплений галактик. Среди далеких КЗО, наверное, тоже многие являются членами далеких скоплений галактик. Однако на расстояниях, соответ­ствующих z > 0,3, галактики уже плохо видны. Поэто­му о вхождении далеких КЗО в состав скоплений га­лактик можно делать выводы лишь по косвенным сооб­ражениям. Например, среди известных квазизвездных объектов есть около двух десятков «пар» с размерами на небесной сфере и разностями скоростей, характерны­ми для наблюдаемых близких пар и групп скоплений галактик (размеры меньше 10 Мпс и разность скоро­стей, определяемая по разности их красных смещений, меньше 3000 км/с).

Таким образом, из наблюдаемого пространственного распределения квазизвездных объектов следует, что они, по всей вероятности, подчиняются закономерностям, характерным для обычных галактик и скоплений галак­тик. И значит, КЗО, скорее всего, являются объектами той же природы, однако находящимися на своей яркой стадии гораздо меньше времени по сравнению с време­нами звездной эволюции в галактических системах.

Что же представляют собой квазизвездные объекты? Какова их природа и какое место занимают они среди других объектов Метагалактики? Прежде чем пытать­ся ответить на эти вопросы, нам необходимо подробнее рассказать о свойствах КЗО в разных диапазонах длин волн.