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.

За 18 лет, прошедших с момента их открытия, о КЗО накоплено очень много сведений. Чтобы как-то проклас­сифицировать этот поток фактов, мы будем рассказы­вать о наблюдениях КЗО в разных диапазонах длин волн. Причем начнем с самого информативного диапа­зона — оптического, а потом перейдем к менее инфор­мативным, хотя и не менее интересным, диапазонам: радио-, рентгеновскому и инфракрасному.

Оптический диапазон. Мы уже отмечали, что КЗО наблюдаются с расстояний, откуда обычные галактики не видны. Это свидетельствует об исключительной яр­кости КЗО, которые по светимости в сотни раз превос­ходят гигантские звездные системы — галактики, состоящие из сотен миллиардов звезд. В астрономии светимость объектов характеризуется абсолютной звезд­ной величиной, т. е. звездной величиной источника, от­несенного от наблюдателя на расстояние в 10 пс. Абсо­лютная звездная величина нашего Солнца, к примеру, +4m. Абсолютная звездная величина даже слабых га­лактик не меньше —13m, а самые большие галактики, являющиеся центрами богатых скоплений, имеют абсо­лютные звездные величины до —24m (напомним, что разность в 5m соответствует отношению потоков в 100 раз).

Абсолютная звездная величина «среднего» квазара достигает —26m, а встречаются квазизвездные объекты, у которых во время вспышек в оптическом диапазоне абсолютные звездные величины достигают —31m! В еди­ницах энерговыделения это соответствует фантастиче­ской величине — 1047 эрг/с (напомним, что Солнце из­лучает в том же диапазоне «всего» около 4-1033 эрг/с). За время своей яркой стадии квазизвездные объекты выделяют энергию, превосходящую 1060 эрг, что соот­ветствует полной переработке в энергию около 1 милли­она солнечных масс вещества, или суммарной энергети­ке от взрывов миллиарда сверхновых звезд!

Спектр КЗО в оптическом диапазоне можно описать степенным законом Fv~va, где 7% — поток излуче­ния на данной частоте в ваттах, падающий на площад­ку в 1 м2, v — частота излучения в герцах, а — пока­затель спектра. Такой вид, как говорят, непрерывного спектра совершенно не похож на тепловой спектр звезд и характерен для нетепловых механизмов излучения. В оптическом диапазоне а = 0,3—1,0 и квазары выглядят гораздо голубее обычных не слишком горячих < 15 000 К) звезд, главной последовательности (однако встречаются КЗО и с крутыми спектрами, когда а до­стигает 6 — это красные квазизвездные объекты). Для приближенной оценки вида оптических спектров часто используют звездные величины объектов в широкопо­лосных фильтрах: U (Лямбдаэф = 3600 А, полуширина 560 А), В (Лямбдаэф = 4500А, полуширина 1030 А) и V (Лямбдаэф = 5500 А, полуширина 850 А). Здесь Лямбдаэф — длина волны, на кото­рую приходится максимум пропускания фильтра; полуширина — ширина спектрального диапазона фильтра, на котором его пропускная способность уменьшается в 2 раза.

На двухцветной диаграмме (U В) V) ква­зары занимают определенную область (рис. 4), куда, правда, также попадают горячие звезды главной после­довательности и белые карлики.

Двухцветная диаграмма

Двухцветная диаграмма

На спектрограммах с низким спектральным разреше­нием (порядка 20—30 А) хорошо видны усредненные особенности спектров квазизвездных источников: плос­кий непрерывный спектр с наложенными на него силь­ными эмиссионными линиями возбужденного водорода (La, На Нв), однократно ионизованного магния и двух- и трехкратно ионизованного углерода (рис. 5). Кроме того, в спектре отмечается широкий максимум с центром на длине волны Лямбдао = 3500 А и две полосы поглощения в районе длин волн 2200 и 4200 А. Максимум, может быть, связан со слившимися многочисленными линиями излучения однократно ионизованного железа. Послед­ние, скорее всего, обусловлены поглощением «межзвезд­ной» среды (в том числе и пыли) в окрестностях КЗО.

Составной линейчатый створ КЗО

Составной линейчатый створ КЗО

В настоящее время создана специальная телевизион­ная аппаратура, с помощью которой получают спектры слабых объектов со спектральным разрешением лучше 1 А. Такие высококачественные спектры имеются уже для десятка далеких КЗО; на них видна тонкая струк­тура линий излучения, которые часто имеют двугорбый вид с многочисленными более слабыми компонентами. Общие ширины линий достигают нескольких сотен анг­стрем, что соответствует скоростям движения газа в де­сятки тысяч, километров в секунду, если, конечно, уши­рение линий; возникающих в движущихся газовых об­лаках, связано с доплеровскими смещениями. Профили линий излучения могут изменяться со временем: одни компоненты появляются, другие — исчезают.

Где и как формируются линии излучения, наблюда­емые в спектрах КЗО?

Скорее всего, широкие линии излучения возникают в быстро расширяющихся газовых комплексах, состоя­щих из более мелких плотных облаков (число электро­нов в последних достигает 109 в 1 см3). Общая масса этих комплексов может достигать нескольких тысяч масс Солнца, а размер области формирования широких линий — не меньше нескольких парсек. Разлетающиеся газовые комплексы постепенно тормозятся, рассеивают­ся и образуют более протяженную область (~100 пс) с меньшей плотностью (несколько тысяч электронов в 1 см3) и общей массой в несколько миллионов солнеч­ных. В этой области формируются более узкие линии.

Пока не совсем ясно, откуда берется этот газ — то ли он выброшен из центральной, области КЗО, то ли об­разовывал когда-то его ближайшую оболочку и был оттуда «выметен». Интересно, что в этом газе много тя­желых элементов и его химический состав напоминает солнечный. Это свидетельствует о том, что вещество КЗО проходило стадию звездной эволюции. Ионизация газа вокруг КЗО происходит, по всей вероятности, за счет его собственного мощного коротковолнового нетеп­лового излучения.

Не исключено, что и разгон облаков газа до боль­ших скоростей (десятки тысяч километров в секунду) тоже происходит за счет взаимодействия с излучением. При этом давление света на ионизованный газ вблизи от источника излучения, т. е. КЗО, может намного пре­восходить силу гравитационного притяжения этого газа. Кстати, отсюда получается, что масса КЗО вряд ли пре­восходит 100 миллионов масс Солнца. Иначе давление излучения не смогло бы вымести газ от объекта, и мы бы не наблюдали широких линий излучения, возникаю­щих в плотных облаках расширяющейся газовой обо­лочки.

Кроме линий излучения, в спектрах квазизвездных источников обнаружены и многочисленные линии по­глощения, которые имеют ширины, соответствующие внутреннему движению в газовых облаках всего в не­сколько десятков километров в секунду. Последнее го­ворит о том, что облака эти холодные и имеют слабые внутренние движения. Расположены они на периферии газовой оболочки и разлетаются от КЗО со значитель­ными скоростями (до десятков тысяч километров в се­кунду). Однако не все линии поглощения формируются в периферийных разлетающихся мелких и относительно более холодных облаках, попадающих на луч зрения между источником непрерывного нетеплового излучения и наблюдателем. Дело в том, что часто красные смеще­ния, определенные по линиям поглощения, оказываются заметно меньше красных смещений, оцениваемых по ли­ниям излучения. Для объяснения такой разницы за счет движения поглощающих облаков газа от квазара потре­бовалось бы допущение о величине их скоростей до не­скольких сотен тысяч километров в секунду, а это вряд ли возможно.

Почти сразу же после открытия в спектрах КЗО многочисленных узких линий поглощения появились ра­боты, в которых такие линии не связывались с самими КЗО или их близкими окрестностями. Ведь линии по­глощения в принципе могут образовываться и в каких-либо объектах, расположенных в межгалактическом пространстве и случайно попавших на луч зрения между КЗО и наблюдателем. Однако если предположить, что таким поглощающим агентом является холодный газ в невидимых нами из-за их удаленности галактиках, то удивляет количество этих галактик, оставляющих свой след в спектрах далеких квазаров. Даже если допу­стить, что размеры газовых структур в галактиках до­стигают 30 кпс (а это размер самых гигантских галак­тик), то и тогда остается непонятным, как на луче зре­ния могут находиться несколько десятков таких галак­тик (столько систем линий поглощения наблюдается в спектрах некоторых далеких КЗО). Оценки же указы­вали, что в крайнем случае можно было бы ожидать од­ну галактику на луче зрения даже при наблюдении КЗО с z~2.

Какой же возможен выход из создавшегося положе­ния? Может, все-таки правы исследователи, допускав­шие, что многочисленные линии поглощения формиру­ются в окрестностях квазаров?

Решающий эксперимент был осуществлен с помощью спутника «ИУЭ», запущенного в 1978 г., приборы ко­торого позволяли получать спектры не очень слабых объектов (до 13m) в далеком ультрафиолетовом диапа­зоне (1100—1500 А). В частности, был зарегистрирован спектр ярчайшего (12m) и относительно близкого кваза­ра ЗС 273; многочисленных линий поглощения, смещен­ных на заметные величины в синюю сторону, по отношению к линиям излучения, в его спектре не оказалось. Следовательно, такие линии поглощения не могут об­разовываться в разлетающемся веществе самого кваза­ра (тогда они наблюдались бы). Зато они могут возни­кать б галактиках, которые находятся на луче зрения (тогда таких линий в спектре ЗС 273 и не должно быть). Действительно, поскольку квазар ЗС 273 относительно близок к нам (г = 0,16), то вероятность нахождения ка­кой-либо галактики на луче зрения крайне мала, да и такая галактика при z = 0,16 была бы просто видна на фотографиях.

Таким образом, за многочисленные линии поглоще­ния в спектрах КЗО ответственность все-таки несут не­видимые нами галактики, находящиеся на луче зрения наблюдателя. Но почему же тогда в спектрах далеких КЗО наблюдается слишком много систем поглощения, когда мы считаем, что размеры газовых структур в га­лактиках на луче зрения не превосходят обычные раз­меры галактик?

Может, от этого предположения надо отказаться?

Такие попытки, действительно, были предприняты рядом исследователей. Одни предполагали, что линии поглощения образуются в межгалактической среде в скоплениях галактик, согласно другим они возникали в веществе, перетекающем между взаимодействующими галактиками. В этих случаях размеры газового компо­нента имели бы уже метагалактические масштабы. Бы­ла также высказана гипотеза, что облака холодного газа, ответственные за формирование многочисленных линий поглощения в спектрах КЗО, расположены вокруг галактик — в разреженных протяженных газовых коро­нах. Для согласования последней гипотезы с наблюде­ниями требовалось, чтобы такие короны галактик имели размеры около 300 кпс и массу газа в них порядка 10 миллиардов масс Солнца (иначе говоря, газ в коро­не должен составлять всего несколько процентов от об­щей массы галактики вместе с короной, состоящей, по-видимому, в основном из старых маломассивных карли­ковых звезд).

В последние годы появились данные, подтверждаю­щие такую точку зрения. И здесь явно проявилась роль космических исследований в современной астрофизике. Рентгеновские счетчики, вынесенные на спутниках за атмосферу, зафиксировали в мягком рентгеновском диапазоне (0,1—3 кэВ) излучение от внешних областей близких к нам гигантских эллиптических галактик. За­свидетельствовало о том, что на периферии таких систем сосредоточено много газа (десятки миллиардов масс Солнца), нагретого до температур в несколько милли­онов градусов. То, что газ там горячий, нет ничего уди­вительного, ведь он находится в гравитационном поле гигантской галактики. Чтобы не упасть на нее, газ дол­жен двигаться со скоростями в несколько сотен кило­метров в секунду. При этом отдельные облака газа мо­гут сталкиваться друг с другом и их кинетическая энер­гия будет переходить в тепловую. Но в таком горячем газе никаких оптических линий поглощения не должно образовываться, так как все электроны в атомах будут сорваны со своих оболочек.

Однако вполне возможно, что в таком горячем газе плавают более холодные и плотные облака, сжатые давлением горячей среды (с похожей ситуацией астро­физики уже сталкивались при изучении межзвездной среды нашей Галактики). Именно такая картина выяви­лась согласно данным, полученным с помощью «ИУЭ». Выяснилось, что в ультрафиолетовых спектрах далеких горячих звезд Галактики и Магеллановых Облаков видны узкие линии поглощения, очень похожие на те, которые наблюдаются в спектрах далеких квазизвезд­ных объектов. Они принадлежат сильно ионизирован­ным атомам углерода, кремния и других достаточно распространенных элементов. Образуются эти линии, по всей видимости, в плотных облаках, расположенных в короне нашей Галактики. Таким образом, идея о суще­ствовании заметного количества газа, собранного в от­дельные облака в протяженных коронах галактик, по­лучила новые подтверждения.

Однако не все линии поглощения в спектрах КЗО удается отождествить с линиями ионов тяжелых эле­ментов, характерных для облаков межзвездной среды в коронах галактик. Многие линии остаются «беспри­зорными». И это в первую очередь относится к линиям поглощения, которые наблюдаются в спектрах КЗО на длинах волн короче смещенной La: 1216A (1+z).

В 1971 г. Р. Линдс высказал идею, что эти линии поглощения надо связывать с самой сильной водород­ной линий La (1216 А), которая образуется в межга­лактических газовых облаках, расположенных на раз­ных красных смещениях между наблюдателем и кваза­ром. В последнее время Я. Оорт уточнил, что такими межгалактическими облаками, богатыми водородом, могут служить гигантские газовые комплексы (возмож­но, протоскопления галактик), не входящие в состав от­дельных скоплений галактик, а более или менее одно­родно заполняющие пространство между ними. Пара­метры этих комплексов примерно таковы: размеры око­ло 50 Мпс, а расстояние между ними — в 4 раза боль­ше. В столбе с сечением 1 см2, пронизывающем такой комплекс, находится около 1020 атомов водорода, из ко­торых в нейтральном состоянии — один из миллиона, так как температура в разреженной межгалактической среде может достигать 500 000 К (среда нагрета или мощным излучением КЗО или ударными волнами, воз­никающими при формировании галактик).

Остановимся еще на одном интересном свойстве КЗО в оптическом диапазоне — на их переменности. Как по­казали сначала фотометрические, а потом и фотоэлек­трические многолетние наблюдения, излучение квази­звездных объектов не постоянно. Наряду с долговре­менными плавными изменениями блеска с характерны­ми временами в несколько лет и амплитудами около 0,5m во многих объектах наблюдаются и более резкие изменения светимости (в недели и месяцы) с амплиту­дами в среднем порядка 1m (рис. 6). Иногда случаются и более мощные вспышки в 3m и более.

Многолетние изменения светимости квазара

Многолетние изменения светимости квазара

Интересно, что изменения светимости в различных диапазонах длин волн происходят в разное время: сна­чала на более коротких длинах волн, и только потом — в более длинноволновом диапазоне. Причем задержка при переходе от оптического к радиодиапазону может достигать нескольких лет (см. рис. 6). Интенсивность линий излучения также изменяется в спектрах кваза­ров, и происходит это на несколько недель и месяцев позже, чем изменения в непрерывном спектре. Как пра­вило, во время вспышек спектр становится более поло­гим, т. е. усиливается коротковолновый конец спектра.

Пока у ученых нет единого мнения относительно при­роды наблюдаемой переменности. Это и понятно, поскольку не совсем ясен и механизм оптического излуче­ния квазизвездных объектов, который должен объяс­нить вид наблюдаемого спектра и обеспечить энерговы­деление порядка 1046)—1047 эрг/с из источника с разме­рами не больше 1016—1017 см (иначе трудно понять причину недельных колебаний блеска).

В оптическом диапазоне наблюдается некоторая раз­новидность КЗО, названная по их характерному пред­ставителю — BL Ящерицы — лацертидами (lacertae в переводе с латинского означает «ящерица»). Эти объ­екты сильно переменные (с амплитудой до 5m), и сте­пень поляризации их излучения в оптическом диапазо­не достигает 30% (обычно степень поляризации КЗО всего несколько процентов). И самое удивительное, что в их спектрах линии излучения или очень слабы или вообще отсутствуют. Надо сказать, что в спектрах неко­торых обычных КЗО во время мощных оптических вспы­шек линии излучения также исчезают, тогда как в спек­трах некоторых лацертид линии излучения появляются в минимуме блеска.

Оптические спектры лацертид имеют более крутой наклон в ультрафиолетовую область, чем спектры ква­заров. Из-за этого одно время казалось, что отсутствие линий излучения в их спектрах связано с нехваткой ультрафиолетовых квантов, необходимых для ионизации газа. Однако оценки показали, что ионизирующих кван­тов у лацертид достаточно и дело, скорее, в меньшем количестве у них газа. Но и это, может быть, не явля­ется главным отличием лацертид от обычных КЗО. В последние годы появились доводы в пользу точки зре­ния, что лацертиды — это те же КЗО, только особым образом развернутые к наблюдателю и, может быть, более молодые, чем квазары. Последнее следует из того факта, что у них не бывает протяженных радио­компонентов, а все радиоизлучение идет только от ком­пактного центрального источника.

В настоящее время известно около сотни объектов типа лацертид, однако расстояния оценены всего лишь для десятка из них. Дело -в том, что из-за слабости ли­ний излучения астрономы сталкиваются с трудностями при определении красных смещений лацертид. И только в тех случаях, когда в их спектрах наблюдаются узкие линии поглощения (иногда это характерные для звезд­ных оболочек линии однократно ионизованного каль­ция), удается оценить расстояние до них. В частности, для «основоположника» этого класса объектов — BL Ящерицы — красное смещение оказалось равным всего 0,07. Интересно, что вокруг многих (по-видимому, наи­более близких) лацертид видны (так же как и вокруг КЗО) красноватые слабые туманности галактических размеров.

Радиодиапазон. Квазары по своим радиосвойствам мало отличаются от радиогалактик, хотя в среднем они являются более мощными и более компактными источ­никами (рис. 7). Как правило, с квазаром связан пе­ременный радиоисточник размером в несколько парсек и с довольно плоским, а часто и поднимающимся в сто­рону коротких волн спектром. В сантиметровом диапа­зоне иногда наблюдается максимум излучения, в обла­сти которого яркостная температура4 достигает значе­ния 1012 К. Это свидетельствует о том, что в квазарах мы сталкиваемся с нетепловым излучением, так как ни­какое вещество не может быть нагрето до таких темпе­ратур и при этом оставаться в связанном состоянии.

Кроме компактного центрального радиоисточника, в котором сосредоточено до 10% общей мощности радио­излучения квазаров, многие из них имеют еще и протя­женные (десятки килопарсек) радиокомпоненты, распо­ложенные по обе стороны от оптического объекта. По­верхностная яркость в радиодиапазоне у протяженных компонентов невелика, однако из-за огромной протя­женности мощность их суммарного радиоизлучения до­стигает 1043—1045 эрг/с. Существует некоторая зависи­мость между полной мощностью радиоизлучения кваза­ров и полной оптической светимостью объектов, отожде­ствляемых с ними. В среднем мощность радиоизлуче­ния пропорциональна квадрату оптической светимости (рис. 7).

Зависимости между радиомощностью внегалактических радиоисточников и другими их параметрами

Зависимости между радиомощностью внегалактических радиоисточников и другими их параметрами

Спектр протяженных областей радиоизлучения имеет степенной вид со значениями показателей степени — спектральных индексов — от 1,5 до 0,7 (т. е. спектры заметно более круто наклонены, чем спектры центральных источников). На рис. 8 показан общий вид спектра радиоизлучения квазара ЗС 273, состоящего из протя­женного («выброс») и центрального компонентов. В протяженных компонентах квазаров иногда наблюдают­ся более яркие «радиопятна» размером в несколько ки­лопарсек и с более пологими спектрами. По-видимому, в них происходит либо рождение новых заряженных частиц высоких энергий, либо ускорение старых, потеряв­ших свою энергию.

Вид радиоспектра квазара ЗС 273

Вид радиоспектра квазара ЗС 273

Квазаги и лацертиды также являются радиоисточни­ками, хотя и гораздо более слабыми, чем квазары, и у них никогда не наблюдается протяженных радиокомпо­нентов.

Первые мощные радиоисточники, обнаруженные на небе в 1946—1948 гг., получили названия тех созвездий в которых они расположены, с добавлением буквы «А», отмечающей их первенство по радиопотокам: Лебедь А, Дева А, Центавр А и Телец А. Первые три радиоисточ­ника были, как говорят астрономы, отождествлены с близкими сфероидальными галактиками, а Телец А ока­зался связанным с хорошо известным остатком вспыш­ки Сверхновой 1054 г. — Крабовидной туманностью.

За последующие десятилетия радиоастрономия достигла поразительных успехов. Если потоки радиоизлу­чения от первых обнаруженных источников равнялись сотням и тысячам янских, то теперь в каталоги зано­сятся радиоисточники с потоками, в миллионы раз мень­шими. Узловое разрешение радиоинтерферометров со сверхдлинными (межконтинентальными) базами до­стигло фантастических величин — до 0,0001″. Правда, такое угловое разрешение получается лишь по одному направлению, перпендикулярному к вытянутости базы (напомним, что в оптическом диапазоне угловое разре­шение редко бывает лучше 1″).

Все это позволило радиоастрономам выявлять тон­кие и слабые детали в изучаемых объектах, что особен­но важно при исследовании центральных радиоисточни­ков в квазарах и радиогалактиках. В них наблюдается целый ряд поразительных особенностей. Оказалось, что эти компактные радиоисточники, так же как и протя­женные, часто обнаруживают двойную структуру, но на масштабах всего в несколько парсек. Причем иногда видны узкие односторонние радиоструи, похожие на струю у квазара ЗС 273 (см. рис. 2,б) и тянущиеся на десятки и сотни тысяч парсек. Подобные образования наблюдаются иногда и в радиогалактиках (рис. 9). Все эти факты поставили перед радиоастрономами много сложных проблем, большинство из которых еще ждут своего, решения.

Радиокарты источника, связанного с гигантской эллиптической галактикой NGC 6252

Радиокарты источника, связанного с гигантской эллиптической галактикой NGC 6252

В частности, ученые пока не знают, почему одни объекты обладают сильным радиоизлучением, а дру­гие — слабым? Не ясно, каким образом энергия от центрального источника (ядра) передается на расстоя­ния в сотни тысяч парсек в протяженные радиообласти и что представляют собой «горячие радиопятна» в про­тяженных областях?

Нет ответа и на вопрос, как образуются вблизи ядра узкие яркие радиоструи и почему они наблюдаются только с одной стороны от радиоядер, в то время как более протяженные радиоструктуры расположены по обе стороны (последние напоминают по виду протяженные радиокомпоненты, только с размерами не в сотни кило­парсек, а в сотни парсек).

B 1953 г., вскоре после обнаружения радиогалактик, И. С. Шкловский обратил внимание на сходство их ра­диоспектров с радиоспектром знаменитой Крабовидной туманности (радиоисточник Телец А). Отсюда он сде­лал вывод, что в обоих случаях механизм радиоизлуче­ния имеет одну и ту же нетепловую природу. Такое не­тепловое излучение могло быть связано с излучением электронов очень высоких энергий (сотни миллионов электрон-вольт), движущихся с почти световой скоро­стью в магнитных полях слабее 10-3 Гс. (Если бы поля были сильнее, то электроны с такими энергиями излу­чали бы в более коротковолновой области спектра.) Та­кой механизм излучения получил название синхротрон­ного, так как был впервые обнаружен в экспериментах на ускорителях этого типа. В разработку теории синхротронного излучения большой вклад внесли советские физики-теоретики.

Оказалось, что для объяснения радиоизлучения от протяженных областей радиогалактик, в которых маг­нитные поля не превосходят 10-5 Гс, требуется громад­ное количество электронов (1063) с энергиями порядка 1 ГэВ. Откуда берется столько электронов таких высо­ких энергий? Где в радиогалактиках и квазарах спря­тан «ускоритель», способный это громадное количество частиц ускорить до таких высоких энергий?

Ответ известен — природный ускоритель располо­жен в ядре радиогалактики, и мы видим результаты его деятельности, когда наблюдаем яркие компактные радиоисточники. Как такой ускоритель устроен, пока не известно, однако ясно, что он должен работать на пол­ную мощность (1043—1046 эрг/с) в течение десятков миллионов лет, чтобы поставить необходимое количе­ство ускоренных электронов. За это время релятивист­ские частицы, которые по определению двигаются почти со скоростью света, могут уходить очень далеко от ядра радиогалактики, заполняя громадные области простран­ства.

Эти области, которые мы наблюдаем как протяжен­ные радиокомпоненты, служат для заряженных частиц своеобразными магнитными ловушками. В них электро­ны высоких энергий могут «жить» миллиарды лет, по­степенно тратя свою энергию на синхротронное излуче­ние. Довольно высокая степень поляризации радиоиз­лучения (несколько десятков процентов) в протяжен­ных радиообластях свидетельствует о том, что магнит­ное поле там имеет определенную упорядоченную струк­туру. По всей вероятности, по силовым линиям этой структуры ускоренные частицы без особых потерь попа­дают из ядра на периферию радиогалактики.

Интересно, что мощными радиогалактиками бывают только гигантские эллиптические системы, да и то лишь в нескольких случаях из ста. Плоские спиральные га­лактики никогда не наблюдаются как мощные, радио­галактики, поскольку у них отсутствуют протяженные области радиоизлучения, а центральные радиоисточни­ки — слабы. Это еще одна загадка: почему так раз­личны радиосвойства у разных типов галактик?

Интригующим свойством компактных центральных радиоисточников является их сильная переменность. За­висимость от времени носит, так же как и в оптическом диапазоне, довольно сложный характер, когда на фоне плавных долговременных (в течение нескольких лет) изменений наблюдаются более кратковременные (всего несколько месяцев и недель) и более сильные вспыш­ки. Во время вспышек радиоспектр становится, как пра­вило, более пологим и тонкая структура радиоисточни­ка может очень быстро изменяться.

Данные, полученные с помощью интерферометров со сверхдлинными базами, свидетельствуют, что изменение размеров радиоструктур иногда может происходить со «сверхсветовыми» скоростями. Это явление связано, по всей вероятности, с появлением «новых» радиокомпо­нентов на некотором расстоянии от центра активности. «Новых» в том смысле, что их просто раньше не было видно, так как заряженные частицы высоких энергий, двигаясь по магнитным силовым линиям, излучают в узком конусе по направлению своего движения. Этот эффект связан с тем, что частицы перемещаются, нави­ваясь на магнитные поля, со скоростями, близкими к скорости света. Поэтому из-за эффектов теории относи­тельности для неподвижного наблюдателя такая части­ца будет излучать в конусе, по своему движению.

Поскольку магнитное поле, скорее всего, имеет вид замкнутой конфигурации (типа поля около постоянного магнита), то на некоторых участках своего криволиней­ного движения варяженные частицы излучают в направ­лении наблюдателя — видна радиовспышка. Радиоастро­номы фиксируют появление нового радиокомпонента на некотором расстоянии от центра активности. И хотя скорость излучающих частиц меньше (но и не намного) световой, однако радиокомпоненты «возникают» на та­ком угловом расстоянии друг от друга, что формальное деление этого расстояния на время, прошедшее между их появлениями, приводит к «скоростям» их разлета, оказывающимся выше световой.

Интересно, что отдельные вспышки излучения, наб­людаемые в радиодиапазоне, происходят на несколько лет позже, чем оптические вспышки. Скорее всего, это связано с тем, что оптическое излучение формируется в более глубинных областях ядер (несколько долей пар­сека), где заряженные частицы высоких энергий двига­ются в сильных магнитных полях. Радиоизлучение же идет от более внешних областей (несколько парсек),_в который магнитные поля слабее. Задержки радиовспы­шек объясняются тем, что энергичным частицам, ответ­ственным за синхротронное излучение, нужно время, чтобы попасть во внешние области ядра и излучить там в радиодиапазоне.

Рентгеновский и другие диапазоны. Начиная с 1971 г., когда были запущены первые специализирован­ные рентгеновские спутники, число обнаруженных кос­мических источников рентгеновского излучения непре­рывно растет и в настоящее время достигает уже не­скольких тысяч. В этом диапазоне кванты с энергиями от нескольких сотен до нескольких десятков электрон-вольт (или с длинами волн от 30 до 0,3 А) излучают горячие звезды, остатки Сверхновых, пульсары, актив­ные ядра галактик и квазары. Это все источники нетеп­лового излучения со степенными спектрами.

Механизм такого коротковолнового нетеплового из­лучения не совсем ясен. Может быть, это опять-таки синхротронное излучение частиц очень высоких энергий, но в очень сильных магнитных полях (несколько тысяч гаусс и больше) центральных областей ядер, а может, мы здесь имеем дело с так называемым эффектом об­ратного комптоновского рассеяния, когда очень быстрые частицы сталкиваются с длинноволновыми квантами и передают им свою энергию. Если частиц и квантов до­статочно много, то таким образом могут образовывать­ся кванты очень высоких энергий за счет Нескольких по­следовательных столкновений частиц высоких энергий с одним и тем же квантом.

В настоящее время известно уже около 100 КЗО, из­лучающих в рентгеновском диапазоне (0,5—8 кэВ), в котором они оказались очень мощными источниками (1043—1047 эрг/с) с довольно крутыми спектрами, со спектральными индексами от 1 до 2. Отношение рент­геновской светимости к оптической у КЗО колеблется от 0,01 до 10, т. е. встречаются, так сказать, рентгенов­ские КЗО, которые в рентгеновском диапазоне излучают в 10 раз больше, чем в оптическом. Сильными источни­ками в рентгеновском диапазоне могут быть как кваза­ры, так и кзазаги. Однако похоже, что квазары в рент­геновском диапазоне в среднем в 3 раза мощнее квазагов. Все это приводит к тому, что суммарное излучение от КЗО обеспечивает больше 30% внегалактического рентгеновского фона (не исключено, что они вносят и основной вклад в этот фон). .

Если сравнить мощности излучения КЗО в разных диапазонах длин волн, то возникнет впечатление, что основное энерговыделение происходит в коротковолно­вой области, т. е. в рентгеновском, а может быть, даже в гамма-диапазоне. Это означает, что понять природу активности КЗО можно лишь при наблюдениях в самых «энергоемких» диапазонах. К сожалению, пока и в гам­ма-, и в рентгеновском диапазонах не очень велика чув­ствительность аппаратуры и угловое разрешение в ос­новном все еще хуже нескольких угловых секунд.

Остановимся теперь кратко еще на одном интерес­ном диапазоне длин волн — от нескольких долей микро­метра до нескольких долей сантиметра. В этом диапа­зоне, занимающем промежуточное положение между радио- и оптическим диапазонами, спектр излучения многих КЗО и ядер галактик имеет максимум. В ядрах галактик этот максимум приходится на длины волн в десятки микрометров и обусловлен, по всей вероятно­сти, излучением пыли, нагретой до десятков градусов. Пыль эта занимает область вокруг ядра в несколько со­тен парсек и «греется», скорее всего, горячими звезда­ми. Суммарное энерговыделение в диапазоне длин волн от 1 до 30 мкм достигает в некоторых случаях величины 5-1044 эрг/с.

В КЗО, правда не у всех, максимум излучения при­ходится на интервал больших длин волн (около 1 мм) и спектр имеет примерно степенной вид с разными нак­лонами у различных объектов, если соединить прямой линией оптический и радиодиапазоны. Наблюдается пе­ременность излучения КЗО в инфракрасном диапазоне, которая более или менее коррелирует с их оптической переменностью. Мощное излучение (до 5-Ю46 эрг/с) в миллиметровом диапазоне наблюдается не у всех КЗО; как правило, оно есть лишь у тех объектов, у которых «сшивка» участков спектров, относящихся к радио- и оптическому диапазонам, возможна лишь с максимумом в промежуточной (инфракрасной) области.

В слаборадиоизлучающих КЗО максимум в спектре наблюдается в интервале, длин волн около 10 мкм. На более длинных волнах их излучение сильно ослабевает, и в радиодиапазоне оно в сотни раз слабее, чем у КЗИ.

Ясно, что в случае КЗО мы сталкиваемся в отличие от ядерных областей галактик со значительной долей нетеплового излучения в инфракрасном диапазоне. Ско­рее всего, здесь мы имеем дело с тем же синхротронным излучением в магнитных полях околоядерной области (размером в несколько парсек). Так что излучение в ин­тервале длин волн от миллиметрового диапазона до мик­рометрового является промежуточным между радио- и оптическим не только по спектру, но и по физическим ха­рактеристикам областей, где эти виды излучения форми­руются.

Вполне возможно, что инфракрасное излучение обра­зуется в той же области, где и рентгеновское. Действи­тельно, мы уже отмечали, что многочисленные кванты инфракрасного излучения могут получать энергию при многократных столкновениях с электронами высоких энергий. При этом может формироваться спектр коротко­волнового излучения, который по своему виду должен отражать особенности спектра инфракрасной области (в частности, должны быть похожими наклоны спект­ров).

Теперь, зная примерные характеристики излучения КЗО в разных диапазонах длин волн, можно предста­вить общий вид их спектра от длинноволнового радиоизлучения (на частотах 109 Гц) до жесткого рентгенов­ского (на частотах 1019—1020 Гц) и даже гамма-диапа­зона (на частотах больше 1021 Гц). На рис. 10 пред­ставлены такие спектры для близкого квазара ЗС 273 и для ядра сейфертовской галактики NGC 4151. Очевид­но, что спектры у них довольно-таки разные и основные различия приходятся как раз на инфракрасный и рент­геновский диапазоны.

Общий вид спектров в широком диапазоне частот для квазара ЗС 273

Общий вид спектров в широком диапазоне частот для квазара ЗС 273

Для относительно хорошо изученного яркого кваза­ра ЗС 273 приведем мощности излучения в разных уча­стках спектра и в линии водорода Нв:

T_000

Абсолютная звездная величина ЗС 273 в фильтре V достигает —27,Зт, а суммарное энерговыделение во всем наблюдаемом спектре — 2-Ю47 эрг/с. Для понимания природы излучения от квазаров и ядер галактик очень важным является вопрос о том, на какой диапазон спек­тра приходится максимальное энерговыделение. Наблю­дения, кажется, выявляют некоторую тенденцию к уве­личению энерговыделения по мере перехода к более ко­ротковолновым областям. (Правда, эту тенденцию на­рушает наличие инфракрасного или миллиметрового максимумов в спектрах некоторых объектов.) Так что we исключено, что в будущем центр тяжести в исследо­ваниях явления активности ядер придется перенести в области рентгеновского или даже гамма-излучения.

Итак, мы в общих чертах рассмотрели свойства КЗО в разных спектральных диапазонах. Прежде чем перей­ти к. рассказу 6 возможной природе активности этих удивительных объектов, имеет смысл сравнить их свой­ства с характеристиками других внегалактических объ­ектов и постараться понять, какое место среди них за­нимают КЗО.