Kvasarite nimed. Quasar - mis see on? Kvasarid – kauged tuled
Mõiste moodustatakse kahe sõna - kvaasitähtede (tähelaadne) ja raadioallika (raadioemissioon) - ühendamisel. Sellest järeldub, et kvasar on kvaasitäheline raadiokiirguse allikas.
Universumi majakad
Esimeste kvasarite avastamisest on möödunud üle poole sajandi. Teadaolevate objektide arvu on raske nimetada, kuna kvasarite ja muud tüüpi aktiivsete tuumadega galaktikate vahel pole selget vahet. Kui kahekümnenda sajandi lõpus oli selliseid objekte teada umbes 4000, siis tänapäeval läheneb nende arv 200 tuhandele, muide, esialgne arvamus, et kõik kvasarid on võimas raadiokiirguse allikas, osutus ekslikuks – vaid sajandik. kõik objektid vastavad sellele nõudele.
Päikesesüsteemi eredaim ja lähim kvasar (3C273, üks esimesi, mis avastati) asub 3 miljardi valgusaasta kaugusel. Kõige kaugema (PC1247+3406) kiirgus jõuab maise vaatlejani 13,75 miljardi aastaga, mis on ligikaudu võrdne Universumi vanusega ehk praegu näeme seda sellisena, nagu see oli Suure Paugu ajal. Kvaasar on piiritu kosmose kõige kaugemal vaadeldav objekt.
Vale kiirgus
Teadlased olid esimese avastatud kvasari pärast hämmingus. Vaatlustel ja spektri analüüsil polnud ühegi teadaoleva objektiga midagi ühist, nii et need tundusid ekslikud ja äratuntavad. 1963. aastal tegi Hollandi astronoom M. Schmidt (Palomari observatoorium, USA) ettepaneku, et spektrijooned on lihtsalt väga tugevalt nihkunud pika lainepikkuse (punase) poole. Hubble'i seadus võimaldas määrata kosmoloogilise kauguse objektist ja selle punanihkest eemaldamise kiiruse, mis tõi kaasa veelgi suurema üllatuse. Kvasari kaugus osutus koletuks ja samal ajal paistis see läbi teleskoobi nagu tavaline täht +13m magnituudiga. Kauguse võrdlemine heledusega andis objekti massiks miljardid päikesemassid, mida isegi teoreetiliselt ei saa.
Kvasarite spektraalomaduste võrdlemine erinevat tüüpi galaktikate andmetega viib huvitavate järeldusteni. Selgub järgmine omaduste sujuvate muutuste struktuur:
- Tavalised galaktikad(tüübid E, SO - raadiokiirgus on kordades nõrgem kui optiline kiirgus) - lähim, normaalse spektriga.
- Elliptilised(tüüp E, selge spiraalse kujuga ja sinivalgete hiiglaslike tähtede ja superhiiglaste puudumisega).
- Raadiogalaktikad(raadiokiirguse võimsus kuni 10 45 erg/s).
- Sinine ja kompaktne(kaugjuhtimispult, suur punanihe ja kõrge heledus).
- Seyferti oma(aktiivse tuumaga).
- Lacertidae- võimsad kiirgusallikad mõne galaktikate aktiivsetes tuumades, mida iseloomustab suur heleduse varieeruvus.
Viimased asuvad palju väiksemal kaugusel kui kvasarid ja moodustavad koos nendega blasaaride klassi. Teadlaste sõnul on blasaarid aktiivsed galaktilised tuumad, mis on seotud ülimassiivsete mustade aukudega.
Maailmasööjad
Kuidas see saab olla? Mustal augul on ju nii ülivõimas gravitatsiooniväli, et isegi valgus ei suuda sealt lahkuda. Ja kvasar on kõige heledam objekt, arvestades selle kaugust.
Elektromagnetilise kiirguse allikaks on galaktika keskel asuva musta augu gravitatsioonijõud. Nad meelitavad välja põllult püütud tähti ja hävitavad need. Musta augu ümber tekkinud gaasist moodustub akretsiooniketas. Gravitatsiooni mõjul see tõmbub kokku ja omandab suure nurkkiiruse, mis põhjustab tugevat kuumenemist ja kiirguse teket. Ketta sisemistest piirkondadest pärit aine, mida must auk ei neela, läheb jugade moodustumiseks - kitsalt suunatud suure energiaga elementaarosakeste voogudesse, mis moodustuvad magnetvälja mõjul galaktika tuuma vastaspoolustest. Jugade pikkus võib ulatuda mitmest sadade tuhandete valgusaastateni ja sõltub objekti akretsiooniketta läbimõõdust.
Vaatepunkt
Ülaltoodud teooria on kõige populaarsem, selgitades enamikku "surmavate" astronoomiliste kehade täheldatud omadustest. Vähem levinud versioon on, et kvasar on galaktika “embrüo”, mille moodustumine toimub meie silme all. Kuid kõik teadlased on üksmeelel arvamusel, et need objektid on optilised nähtused. Sama keha võib identifitseerida Seyferti või raadiogalaktikana, lakertiidina või kvasarina. Oluline on nurk, mille all see vaatleja suhtes asub:
- Kui vaatleja pilk langeb kokku aktiivses tuumas toimuvaid protsesse kuvava akretsiooniketta tasapinnaga, näeb ta raadiogalaktikat (sel juhul jääb suurem osa kiirgusest raadioulatusse).
- Kui - jugade suunaga, siis kõva gammakiirgusega blazar.
Kuid reeglina vaadeldakse objekti vahepealse nurga all, mille all võetakse vastu suurem osa kogu kiirgusest.
Sära dünaamika
Kvasarite põhiomadus on heleduse muutumine lühikese aja jooksul. Tänu sellele arvutasid nad välja, et kvasari läbimõõt ei saa olla suurem kui 4 miljardit km (Uraani orbiit).
Iga sekundiga kiirgab kvasar kosmosesse sada korda rohkem valgusenergiat kui kogu meie galaktika (Linnutee). Sellise kolossaalse tootlikkuse säilitamiseks peab must auk iga sekundiga "neelama" planeedi, mis pole väiksem kui Maa. Ainepuuduse korral neeldumise intensiivsus nõrgeneb, toimimine aeglustub ja kvasari heledus nõrgeneb. Pärast uutele "ohvritele" lähenemist ja nende tabamist taastub heledus normaalseks.
Ebasõbralikud naabrid
Teades nende võimsate energiaallikate ohtlikke omadusi, saame universumit tänada vaid selle eest, et need avastati vaid väga kaugelt ning neid ei ole meie omas ega ka lähedalasuvates galaktikates. Kuid kas siin pole vastuolu Universumi ühtsuse teooriaga? Vastust otsides tuleb meeles pidada, et me vaatleme neid objekte nii, nagu nad olid miljardeid aastaid tagasi. Huvitav, mis on tänapäeval kvasar? Astronoomid uurivad aktiivselt lähedalasuvaid kosmosestruktuure, otsides endisi ülivõimsaid allikaid, mis on oma "kütuse" ära kasutanud. Ootame tulemusi.
Teadlased kasutavad teadaolevaid objekte kosmoloogilise vahendina, et uurida universumi omadusi ja määrata kindlaks Universumi evolutsiooni peamised etapid. Seega võimaldas alles kvasarite avastamine teha järeldusi vaakumi nullist erineva energia kohta, sõnastada tumeaine otsimise peamised probleemid ning tugevdada kindlustunnet mustade aukude olulise koha vastu galaktikate tekkes ja nende edasises eksisteerimises. .
Vastuolud. Eks aeg näitab
Kvasari disaini ja toimimise kohta on üsna palju arvamusi. Ka ekspertide arvustusi erinevate teooriate kohta esitatakse laias valikus: iroonilisest entusiastlikuni. Kuid on objekte, millel on mitmeid omadusi, millele pole võimalikke selgitusi.
- Mõnikord erineb sama kvasari punanihe 10 korda, seetõttu muudab objekt oma taganemiskiirust sama teguri võrra. Miks mitte müstika?
- Kui kahe teineteisest eemalduva kvasari vaatlemisel hindame nende punanihke järgi kaugust nendeni, siis on nende hajumise kiirus suurem kui valguse kiirus!
Need fenomenaalsed tulemused saadakse Suure Paugu teooria põhjal, mis on üldise relatiivsusteooria tagajärg. Kas teoorias on midagi valesti? Üldse on kvasar nähtus, mis alles ootab oma uurijaid!
|
KVASAARID- kvaasitähelised (lühendatult QSO, tähekujulised) raadiokiirguse allikad. 1960. aasta paiku tuvastati väike hulk raadioallikaid väga usaldusväärselt tähtedega, mis oli täielik üllatus. On ju siiani kosmilisi raadioallikaid tuvastatud kas galaktikate või udukogudega (näiteks supernoova plahvatuste käigus tekkinud). Isegi lähimate tähtede eeldatavad raadiokiirguse vood peaksid olema äärmiselt ebaolulised. Vahepeal olid tähtedega samastatud raadioallikad üsna intensiivsed. On üsna loomulik, et optilised astronoomid hakkasid nende tähtede vastu kohe huvi tundma. M. Schmidt võttis vastu ja uuris sellise üsna ereda 13. tähesuuruse spektrit, mis tuvastati intensiivse raadioallikaga 3C 273. Nii avastas astrofüüsik esimese kvasari Maarten SCHMIDT 5. august 1962 Mount Palomar Observatooriumis - tähekujuline objekt 3C 273 (konv. Virgo, 12,5 m, kaugusel 590 Mpc (1,92 miljardit valgusaastat), eemaldamise kiirus 47400 km/s, punanihe z= 0,16, mass 10 8 solar), mis on võimsa raadiokiirguse allikas, mis on tuvastatud Balmeri seeria joontega H-spektris ja ioniseeritud magneesiumi joonega, mis on tugevalt nihkunud spektri punasesse otsa. Kvasari 3S 273 tähekoordinaadid määrati selle Kuu okultatsiooni jälgimisel Parksky observatooriumis Austraalias. 3C 273 heledus on ligikaudu sada korda suurem kui meie galaktika heledus, mida peetakse hiiglaslikuks tähesüsteemiks. Astronoomid polnud veel nii suure heledusega objekte kohanud. Tuleb märkida, et objekti 3C 273 hämmastavad omadused avastati ainult seetõttu, et see osutus raadioallikaks. Taevas on palju tuhandeid 13. tähesuuruse tähti ja nende hulgas objekt 3C 273, mis langes korduvalt optiliste teleskoopide vaatevälja ja aastaid ei köitnud endale absoluutselt tähelepanu. |
|
.jpg) |
|
| See teleskoop tuvastas esimesena raadioallika 3C 273 ja üllatavalt suure punanihkega nõrga tähe. Parkskomi teleskoobi peapeegli suurus on 64 m, kogukaal 300 tonni. | 5-meetrise Palomari teleskoobi kuppel, mis asub 1706 m kõrgusel merepinnast. Põhipeegel kaalub 13 tonni ja selle fookuskaugus on 16,5 m. Spektraalse koostise uurimine. Ehitatud 1947. aastal. |
 |
 |
| Foto kvasarist PG 1012+008 (hele koht keskel), mis suhtleb läheduses lendava galaktikaga. Ja kui nende vahel on vaid 35 tuhat valgusaastat, siis on nad Maast 1,5 miljardi valgusaasta kaugusel. Gravitatsioonijõud on liigutanud tähti nende eelmistelt orbiitidelt ja nüüd kukuvad paljud neist kvasari keskel asuvasse musta auku | Kvaasar 3C273 |
 |
 |
| Kvasari 3C 273 järjestikuste raadiopiltide seeria - joa ereda piirkonna näiv liikumiskiirus ületab oluliselt valguse kiirust. Kuid see asjaolu ei lükka ümber Einsteini STR-d, kuna ereda piirkonna tegelik liikumiskiirus on väiksem kui valguse kiirus ja näiv superluminaalne liikumine on tingitud joa suunast Maa poole. | Osa laetud osakesi suunatakse magnetvälja toimel musta augu poolustele ja lendavad sealt tohutu kiirusega välja. Nii tekivad teadlaste vaadeldud joad, mille pikkus ulatub 1 miljoni valgusaastani. Joa osakesed põrkuvad tähtedevahelise gaasiga, kiirgades raadiolaineid. |
 |
 |
| Kvasari 3C 273 optilisel kujutisel on selgelt näha musta augu poolt kiiratav joa. | Ülimassiivne must auk imeb mööduvast tähest endasse ümbritseva aine (aine akretsiooni). Supermassiivne "must auk" galaktikas RX J1242-11 puudutas ettevaatlikku tähte ja neelas selle alla. Seda ainulaadset protsessi jälgisid Ameerika kosmoseteleskoop Chandra ja Euroopa Newtoni teleskoop röntgenikiirguse piirkonnas. Salvestatud katastroof toimus Maast 25 tuhande valgusaasta kaugusel. |
 |
 |
| Pilt kvasarist HE 1013-2136 (keskel) ja selle naabritest. Särav kaarekujuline loodete saba ulatub vasakusse alumisse enam kui 150 000 valgusaastat. Teine, lühem ja nõrgem saba on nähtav ülemise parema nurga suunas. | Sama ala mis eelmisel pildil, kuid töödeldud arvutis. Kaks loodete saba on selgelt nähtavad, samuti punktstruktuurid. Eelkõige on nähtav väga lähedal asuv (20 000 valgusaastat) kaasgalaktika (asendis kell 5), mis võib olla gravitatsioonilises vastasmõjus kvasari peremeesgalaktikaga. |
Tuleb märkida, et varsti pärast kvasarite avastamist avastati sama laadi optilised objektid, millel puuduvad raadiokiirguse tunnused. Neid nimetatakse "raadiovaikseks" kvasariteks. Selgus, et selliseid kvasareid on mitukümmend korda rohkem kui raadiokiirgust kiirgavaid.
Kvasarid on avastatud varieeruvusperioodiga 200 sekundit ning peamiselt muutused optilises ja raadiosaates mitmest päevast aastani. Mõned neist on tuvastatud röntgenikiirgusega. Ekstragalaktilise objekti röntgenikiirgus avastati esmakordselt 1971. aastal esimesel spetsialiseeritud röntgensatelliidil Uhuru, mis pani aluse kaasaegsele röntgenastronoomiale. See objekt oli üks lähimaid raadiogalaktikaid, NGC 4486. Teiseks metagalaktiliseks röntgenikiirguse allikaks oli hele Seyferti galaktika NGC 4151. Pole kahtlust, et selle galaktika aktiivne tuum kiirgab. Peagi avastati nõrk röntgenkiirguse voog nii esimeselt avastatud kvasarilt 3C 273 kui ka raadiogalaktikast Cygnus-A. Uus etapp ekstragalaktiliste röntgenikiirgusallikate uurimisel algas 1979. aastal pärast Einsteini kosmoselabori käivitamist. Selles observatooriumis oli röntgenikiirguse vastuvõtuseadmete tundlikkus 1000 korda kõrgem kui Uhurul, väga hea nurklahutusvõimega. Selle tulemusel osutus võimalikuks suure hulga kvasarite, aga ka Seyferti galaktikate röntgenikiirguse massiline määramine. Lisaks saadi suur hulk vaatlusmaterjali galaktikaparvede röntgenikiirguse kohta, mis pakub erilist huvi.
Kokku uuriti enam kui 100 kvasari ja suure hulga Seyferti galaktikate ja parvede röntgenikiirgust. Peaaegu kõik kvasarid on röntgenikiirguse allikad, mille võimsus varieerub laias vahemikus, alates sajandikutest meie galaktika kogukiirgusest (10 44 erg/s) kuni väärtusteni, mis on tuhat korda suuremad kui galaktika koguvõimsus. galaktika. Tavaliselt on kvasarite röntgenikiirgus muutuv; see näitab (nagu raadiokiirguse puhul), et see pärineb väikesest piirkonnast. Kvasarite ja aktiivsete galaktikate tuumade võimsa röntgenikiirguse olemasolu viitab seal toimuvatele tohututele protsessidele, mis on seotud gaasi kuumutamisega sadade miljonite kraadide suurusjärgus temperatuurini. Ilmselt ei ole osa röntgenikiirgusest seotud kuuma plasmaga, vaid selle tekitavad relativistlikud elektronid, mis interakteeruvad suure tihedusega kiirgusväljaga (Comptoni fenomen).
Kvasarite raadiostruktuur on paljuski sarnane raadiogalaktikatega, mistõttu on enamasti võimatu kvasareid eristada ainult selle struktuuri järgi. Nii nagu raadiogalaktikadki, vaadeldakse väga sageli topeltraadioallikaid, mille vahel on kompaktne, kohati muutuv raadioallikas, mis kattub koordinaatidelt tähekujulise optilise objektiga – kvasariga. Väga harvadel juhtudel täheldatakse lähimates kvasarites tähekujulise objekti läheduses väga nõrku laiendatud tunnuseid. Kvasarist 3C 273 väljub nõrk joa – väljapaiskumine pikkusega umbes 20". Nii suurel kaugusel vastavad need nurkmõõtmed lineaarsele ulatusele umbes 100 tuhande valgusaasta ulatuses. See joa lisaks optilisele kiirgusele ka kiirgab raadiolaineid, nii et kvasar 3C 273 võib 1963. aastal pidada topeltraadioallikaks. E. Sandage lõpetas töö gaasi liikumise uurimiseks meile suhteliselt lähedal asuvas galaktikas M82 ja jõudis järeldusele, et selle liikumise olemus viitab sellele, et ligikaudu 1,5 miljardit aastat tagasi toimus M 82 tuumast gaasimasside väljapaiskumine rohkem kui miljon korda suurem kui Päikese mass. Need ja teised sarnased faktid viisid akadeemik Ambartsumyani mõttele, et galaktika tuumade koostis sisaldab mittetähelise aine ülitihedaid kehasid. Tuleb märkida, et sarnaseid emissioone täheldatakse ka mõnes raadiogalaktikas. Kvasarite optiline kiirgus on mittetermilise iseloomuga ja on seotud väga võimsa energia vabanemisega (kuni 10 41 W) väikeses ruumis. Kvasaride uskumatult suur heledus võimaldab neid enesekindlalt jälgida miljardite valgusaastate kauguselt.
Oluline küsimus on, kas kvasarid kuuluvad galaktikaparvedesse. Pikka aega oli võimatu probleemi positiivses mõttes lahendada. See on arusaadav, sest kvasarid (spektri optilises vahemikus on nähtavad sinakate tähtedega sarnaste nõrkade objektidena) kiirgavad sadu kordi intensiivsemalt kui "tavalised" galaktikad, mistõttu on viimased, mis asuvad samas parves, liiga nõrgad. mida tuleb uurida spektroskoopiliselt. On ju samasse parve kuulumise kriteerium galaktikate ja kvasarite puhul sama punanihe. Vaid väheste, suhteliselt lähedal asuvate kvasarite puhul oli võimalik tuvastada galaktikate parved, milles nad asuvad.
1982. aastal avastasid Austraalia astronoomid uue kvasari nimega PKS 200-330, millel leiti selle aja rekordiline punanihe Z==3,78. See tähendab, et Doppleri efekti tulemusena meist taanduva astronoomilise objekti spektrijoonte lainepikkus on 3,78 korda suurem kui paigalseisva valgusallika väärtus. Kaugus selle kvasarini, mis on optilise teleskoobi kaudu nähtav üheksateistkümnenda tähesuuruse tähena, on 12,8 miljardit valgusaastat.
80ndate teisel poolel registreeriti veel mitu kõige kaugemat kvasarit, mille punanihe ületas juba 4,0. Seega saab nende kvasarite saadetud raadiosignaale, kui meie galaktika, sealhulgas Päikesesüsteem, ei olnud veel moodustunud, registreerida ainult tänapäeval. Ja need kiired läbivad tohutu vahemaa – rohkem kui 13 miljardit valgusaastat. Need järjestikused astronoomilised avastused tehti teadusliku võistluse käigus Siding Springi observatooriumi Austraalia astronoomide ja nende Ameerika kolleegide vahel Californias Mount Palomari observatooriumis. Täna on meist kõige kaugemal objektil kvasar PC 1158+4635 punanihkega 4,733. Kaugus selleni on 13,2 miljardit valgusaastat.
Kuid samas Mount Palomari observatooriumis kinnitasid Ameerika täheuurijad 1991. aasta septembris 5-meetrise teleskoobi abil vapra kvasarikütti M. Schmidti juhtimisel lõpuks kuulujutte meist kaugemal asuva astronoomilise objekti olemasolust. Rekordkauge kvasararvu PC 1247+3406 punanihe on 4,897. Tundub, et enam pole kuhugi minna. Selle kvasari kiirgus jõuab meie planeedile peaaegu universumi vanusega võrdse aja jooksul. Seega asub uus rekordiomanik oma universumi paisumises nii-öelda tohutu ja lõpmatuse äärel.
Praeguseks on teada tuhandeid kvasareid ja peaaegu kõik neist on meist miljardite valgusaastate kaugusel, s.t. on tugev punane nihe. Kõige kaugem teadaolev 4C 41.17 punanihkega z=0.91, 13 miljardi valgusaasta kaugusel. Maksimaalne punanihe võiks olla 5, mis on objekti jaoks ajal, mil Universum oli poole noorem kui praegu. Kvasarite läbimõõt on 1 valgusaasta ja nad on 100 korda heledamad kui tavalised galaktikad. Nende varieeruvus optilises ja raadioraadiuses ulatub mitmest päevast mitme aastani. Statistilised aruanded näitavad, et kvasarite suhteline arv väheneb, kui nende emissioonivõimsus suureneb. Selliste statistiliste uuringute olulisim tulemus on järeldus, et Universumi evolutsiooni varasematel etappidel, mil selle mõõtmed olid praegustest 3-5 korda väiksemad, oli kvasareid palju rohkem kui praegu. Tol kaugel ajastul oli kvasareid peaaegu sama palju kui "tavalisi" galaktikaid. Me ei saa välistada hüpoteesi, et siis olid kõik galaktikad kvasarid!
Tähelepanuväärne on asjaolu, et kvasarite arv, alates punase nihke väärtusest, mis ületab teatud piiri (mis vastab lainepikkuse suurenemisele 4,5–5 korda), langeb järsult. Need. Galaktikate hulgas, millest enamikku vaadeldakse kuni 4 miljardi valgusaasta kaugusel, on vähe kvasareid, enamik neist paikneb kuni 14 miljardi valgusaasta kaugusel, mis näitab, et varem oli neid palju rohkem aktiivsed galaktika tuumad (10 miljardit valgusaastat tagasi 1000 korda rohkem). Kvasaride hiilgeaeg on oletuse kohaselt 3-7 miljardit valgusaastat pärast Suurt Pauku G. Mark Voight(Hubble'i kosmoseteleskoobiinstituut, USA). Peaaegu kõik tähekujulised objektid, mille suurus on alla 23 m, on kvasarid.
Tänapäeval on kõige levinum seisukoht, et kvasar on ülimassiivne must auk, mis tõmbab endasse ümbritsevat ainet (aine akretsioon). Kui laetud osakesed lähenevad mustale augule, siis nad kiirenevad ja põrkuvad, mille tulemuseks on intensiivne valguse emissioon. Kui mustal augul on võimas magnetväli, siis lisaks väänab see langevaid osakesi ja kogub need õhukesteks taladeks, jugadeks, mis lendavad poolustelt eemale.
Musta augu tekitatud võimsate gravitatsioonijõudude mõjul tormab aine tsentri poole, kuid ei liigu mitte mööda raadiust, vaid mööda kitsenevaid ringe – spiraale. Sel juhul sunnib nurkimpulsi jäävuse seadus pöörlevaid osakesi musta augu keskpunktile lähenedes üha kiiremini liikuma, kogudes need samaaegselt akretsioonikettale, nii et kogu kvasari “struktuur” on mõnevõrra suurem. meenutab oma rõngastega Saturni. Akretsioonikettas on osakeste kiirused väga suured ja nende kokkupõrked tekitavad peale energeetiliste footonite (röntgenikiirguse) ka teisi lainepikkusi elektromagnetkiirgust. Kokkupõrgete käigus väheneb osakeste energia ja ringliikumise kiirus, nad lähenevad aeglaselt mustale augule ja neelduvad sellesse. Teine osa laetud osakestest suunatakse magnetvälja toimel musta augu poolustele ja lendab sealt tohutu kiirusega välja. Nii tekivad teadlaste vaadeldud joad, mille pikkus ulatub 1 miljoni valgusaastani. Joa osakesed põrkuvad tähtedevahelise gaasiga, kiirgades raadiolaineid. Akretsiooniketta keskosas on temperatuur suhteliselt madal, ulatudes 100 000 K-ni. See piirkond kiirgab röntgenikiirgust. Keskusest veidi kaugemal on temperatuur siiski veidi madalam – umbes 50 000 K, kuhu kiirgub ultraviolettkiirgust. Akretsiooniketta piirile lähenedes temperatuur langeb ja selles piirkonnas toimub kasvava pikkusega elektromagnetlainete kiirgus kuni infrapunavahemikuni.
Tavaliste galaktikate tuumad, mille sees on must auk massiga kuni 1 miljard päikesemassi (tavaliste galaktikate keskel tavaliselt 100 miljonit päikesemassi ja raadius kuni 5 AU. Seega peaks 3C273 puhul must auk olema Päikesesüsteemi suurus on 10 8 km, et hoida massina 10 8 päikeseenergiat, meie Päikese jaoks oleks must auk umbes 6 km suurune). Ühel või teisel viisil osutus oletus ülimassiivsest mustast august galaktika keskmes viljakaks ja suudab selgitada paljusid kvasarite omadusi.
Näiteks tüüpilise galaktika keskmes asuva musta augu mass on 10 6 - 10 10 päikesemassi ja seetõttu varieerub selle gravitatsiooniraadius vahemikus 3x10 6 -3x10 10 km, mis on kooskõlas galaktika varasema hinnanguga. kvasarite suurus.
Viimased andmed kinnitavad ka nende alade kompaktsust, kust kuma tuleb. Näiteks 5 aastat kestnud vaatlused võimaldasid määrata kuue meie galaktikas asuva sarnase kiirguskeskuse ümber pöörleva tähe orbiidid. Üks neist lendas hiljuti vaid 8 valgustunni kauguselt mustast august, liikudes kiirusega 9000 km/s.
Niipea kui aine mis tahes kujul ilmub musta augu ümber, hakkab must auk kiirgama energiat, neelates ainet. Algstaadiumis, kui tekkisid esimesed galaktikad, oli mustade aukude ümber palju ainet, mis oli nende jaoks omamoodi “toit” ja mustad augud helendasid väga eredalt - siin nad on, kvasarid! Muide, energiast, mida keskmine kvasar kiirgab sekundis, piisaks Maa varustamiseks elektriga miljardeid aastaid. Ja üks rekordiomanik numbriga 550014+81 kiirgab valgust 60 tuhat korda intensiivsemalt kui kogu meie Linnutee oma saja miljardi tähega!
Kui tsentri läheduses on ainet vähem, siis kuma nõrgeneb, kuid sellegipoolest jääb galaktika tuum jätkuvalt selle eredaimaks piirkonnaks (see nähtus, mida nimetatakse aktiivseks galaktiliseks tuumaks, on astronoomidele tuntud juba pikka aega. ). Lõpuks saabub hetk, mil must auk neelab suurema osa ümbritsevast ruumist ainest, misjärel kiirgus peaaegu peatub ja must auk muutub hämaraks objektiks. Aga ta ootab tiibadel! Niipea, kui lähedusse ilmub uus aine (näiteks kahe galaktika kokkupõrke ajal), hakkab must auk särama uue jõuga, neelates ahnelt endasse tähti ja ümbritseva tähtedevahelise gaasi osakesi. Niisiis õnnestub kvasaril märgatavaks saada ainult tänu oma ümbrusele. Kaasaegne tehnoloogia võimaldab juba eristada üksikuid tähestruktuure kaugete kvasarite ümber, mis on küllastumatute mustade aukude kasvulava.
Kuid meie ajal, kui galaktilised kokkupõrked on haruldased, ei saa kvasareid tekkida. Ja ilmselt on see tõesti nii – peaaegu kõik vaadeldud kvasarid asuvad väga olulisel kaugusel, mis tähendab, et neist saabuv valgus kiirgas välja väga kaua aega tagasi, esimeste galaktikate sündimise aegadel.
See Hubble'i kosmoseteleskoobi kvasarite portreede galerii näitab nende lähiümbrust: kvasarid ise paistavad heledate tähekujuliste objektidena, millel on difraktsiooniristid. Keskmises ja paremas veerus olevad kujutised näitavad hävinud põrkuvate ja ühinevate galaktikatega seotud kvasareid, millel peaks olema piisavalt materjali näljase musta augu toitmiseks.
Mõiste "kvaasar" ise on tuletatud sõnadest kvas istell a r ja r adiosource, otseses tähenduses: , nagu täht. Need on meie universumi eredaimad objektid, millel on väga tugev . Neid klassifitseeritakse aktiivseteks galaktika tuumadeks – need ei mahu traditsioonilisse klassifikatsiooni alla.
Paljud peavad neid tohututeks, neelavad intensiivselt kõike, mis neid ümbritseb. Aine, lähenedes neile, kiirendab ja kuumeneb väga palju. Musta augu magnetvälja mõjul kogutakse osakesed kiirteks, mis lendavad selle poolustelt eemale. Selle protsessiga kaasneb väga särav sära. On olemas versioon, et kvasarid on oma elu alguses galaktikad ja tegelikult me näeme nende välimust.
Kui eeldada, et kvasar on mingi superstaar, mis teda moodustavat vesinikku põletab, siis peaks selle mass olema kuni miljard päikeseenergiat!
Kuid see on vastuolus kaasaegse teadusega, mis usub, et täht, mille mass on üle 100 päikesemassi, on tingimata ebastabiilne ja selle tulemusena laguneb. Nende hiiglasliku energia allikas jääb samuti saladuseks.
Heledus
Kvasaridel on tohutu kiirgusvõimsus. See võib ületada terve galaktika kõigi tähtede kiirgusvõimsust sadu kordi. Võimsus on nii suur, et me näeme tavalise teleskoobiga meist miljardite valgusaastate kaugusel asuvat objekti.
Kvasari pooletunnine kiirgusvõimsus võib olla võrreldav supernoova plahvatuse käigus vabaneva energiaga.
Heledus võib ületada galaktikate heledust tuhandeid kordi ja viimased koosnevad miljarditest tähtedest! Kui võrrelda kvasari ajaühikus toodetud energiahulka, on erinevus 10 triljonit korda! Ja sellise objekti suurus võib olla mahuga üsna võrreldav.
Vanus
Nende superobjektide vanus on kümneid miljardeid aastaid. Teadlased on välja arvutanud: kui tänapäeval on kvasarite ja galaktikate suhe 1:100 000, siis 10 miljardit aastat tagasi oli see 1:100.
Kaugused kvasariteni
Kaugused universumi kaugemate objektideni määratakse kasutades. Kõiki vaadeldud kvasareid iseloomustab tugev punanihe, see tähendab, et nad eemalduvad. Ja nende eemaldamise kiirus on lihtsalt fantastiline. Näiteks objekti 3C196 puhul arvutati kiiruseks 200 000 km/sek (kaks kolmandikku valguse kiirusest)! Ja enne seda on umbes 12 miljardit valgusaastat. Võrdluseks, galaktikad lendavad maksimaalse kiirusega “ainult” kümneid tuhandeid km/sek.
Mõned astronoomid usuvad, et nii kvasaridest lähtuvad energiavood kui ka kaugused nendeni on mõnevõrra liialdatud. Fakt on see, et kogu intensiivse vaatluse ajal ei usaldata ülikaugete objektide uurimismeetodeid, kaugusi kvasarideni ei olnud võimalik piisava kindlusega kindlaks teha.
Muutlikkus
Tõeline mõistatus on kvasarite muutlikkus. Nad muudavad oma heledust erakordse sagedusega galaktikatel selliseid muutusi pole. Muutuste perioodi saab arvutada aastates, nädalates ja päevades. Rekordiks loetakse 25-kordset heleduse muutust ühe tunni jooksul. See varieeruvus on iseloomulik kõikidele kvasarite heitkogustele. Viimaste vaatluste põhjal selgub, et O Enamik kvasareid asub tohutute elliptiliste galaktikate keskpunktide lähedal.
Neid uurides saame selgemaks Universumi ehituse ja selle evolutsiooni.
Joseph Olshanitsky
Me ei saa nõustuda tänapäevase kosmoloogilise vaatega, et (vt allpool)
"Kvaasaride suurus on üllatavalt väike (loomulikult galaktilises skaalas) ja selle tõestuseks on asjaolu, et mõned neist muudavad oma heledust üsna kiiresti ja juhuslikult."
Või võib-olla varjavad kauge kvaasitähe valgust aeg-ajalt meie galaktika lähedal lendavad väikesed läbipaistvad gaasi- ja tolmukogumid?
See sõna ilmus 60ndatel. Nii hakati kutsuma midagi tähe sarnast, millel erinevalt tavatähtedest on ülivõimas raadiokiirgus. See on nii kaugel, et seda saab teleskoopides näha ainult seetõttu, et selle võimsus on kujuteldamatult suur – palju suurem kui hiiglaslike galaktikate oma (ja isegi, tänapäeval võib lisada, rohkem kui tohututel galaktikate parvedel ja superparvedel).
Supernoovad pole nii eredad. Meie Päikesest suuremal vesinikupommil poleks plahvatuse hetkel sellist heledust, mis sellel kvaasitähel pidevalt ja igavesti on.
Kust see salapärane objekt nii palju energiat võtab?
Umbes nii sõnastati neil aastatel kvasarite olemuse mõistatus.
Täpselt nii on see küsimus neli aastakümmet hiljem ka praegu püsti. Peaaegu miski pole saanud selgemaks ideedes kvasarite olemuse kohta.
Esimene küsimus selle looduse saladuse kohta on järgmine: milline on nii võimsa kiirgusallika ulatus? Spetsialistide vaade sellele loodusteaduslike probleemide probleemile on üllatavam kui see salapärane nähtus ise.
1970. aastal Moskvas Pedagoogikaakadeemias. NSV Liidu teadused andsid välja suurepärase populaarteadusliku raamatu “Teadmised jätkuvad”, kus lk 26-29 räägitakse kvasarite mõistatusest:
«1963. aastal avastati, et mõnede väga väikese nurgaga raadioallikate asukohad langevad kokku üksikute nõrkade tähtede asukohaga. Kuid on teada, et tavalised raadioallikad on nende raadiokiirguse tuvastamiseks liiga väikese võimsusega. Seetõttu äratasid avatud objektid kohe suurt tähelepanu. Ootamatult selgus, et nende raadiotähtede spekter sisaldab palju eredaid emissioonijooni (erinevalt tavatähtedele omasetest tumedatest neeldumisjoontest), mida ei saa dešifreerida: jäi ebaselgeks, millistele keemilistele elementidele spektrijooned kuuluvad. See on võib-olla esimene kord, kui astronoomid on sellise olukorraga kokku puutunud. Lõpuks leidis USA-s töötav Hollandi astronoom M. Schmidt võtme kummalise spektri lahtiharutamiseks. Selgus, et spektrijooned kuuluvad tuntud keemiliste elementide hulka, ainult need jooned on väga tugevalt nihkunud spektri punase osa poole ja omavad suurt punanihket.
Punanihke väärtus on tavaliselt arv, mis näitab, kuidas spektri mis tahes joone lainepikkuse muutus on seotud selle joone algse lainepikkusega. See arv on tavaliselt palju väiksem kui üks. Meie galaktika tähtede puhul ei ületa see 0,001, kuid enamiku uuritud galaktikate puhul on see 0,003–0,1. Kõige kaugemate galaktikate, mida saab uurida suurimate teleskoopidega, punanihe on 0,2–0,5. Kahe heledaima raadiotähe punanihe osutus lähedaseks kaugete galaktikate punanihkele - 0,16 ja 0,37.
See viitab sellele, et kui nende punanihke, nagu galaktikate oma, on põhjustatud universumi paisumisest, siis asuvad tuvastatud objektid väga kaugel. Nad ei ole nagu galaktikad. Need objektid paistavad väikeste täppidena nagu tähed, mis erinevad enamikust välimuselt ainult sinise värvi poolest. Neid nimetatakse kvaasitähtede (st tähtedega sarnasteks) raadioallikateks või lühidalt kvasariteks.
Kuna kvasarid on nähtavad kolossaalsetelt kaugustelt, peaksid nad kiirgama valgust [...!] korda rohkem kui tavalised galaktikad ja nende raadiokiirgus on [...!] korda võimsam.
Lähim kvasar (tuntud kui 3C 273) asub meist umbes [...!] miljardi valgusaasta kaugusel ja ometi on seda võimalik vaadelda isegi väikese teleskoobiga, mille kaudu on võimalik näha vaid mõnda lähedalasuvat galaktikat. nähtud. Selle kvasari kõrval fotodel on sellele märgatavalt suunatud väike piklik pilv, mis meenutab väga Neitsi raadiogalaktika tuumast väljumist. See on ka raadiokiirguse allikas. Paljude omaduste poolest on kvasarid ise väga sarnased galaktikate tuumadega, mis on ergastatud olekus, kiirgavad gaasi ja kiireid osakesi.
Seega avastatakse niit, mis ühendab kvasareid meile juba tuttavate objektidega. Võimalik, et kvasarid on galaktikate tuumad, mis säravad meie jaoks liiga nõrgalt.
Kvasarite suurus on üllatavalt väike (loomulikult galaktilises skaalas) ja selle tõestuseks on asjaolu, et mõned neist muudavad oma heledust üsna kiiresti ja juhuslikult. Näiteks kvasari 3C 273 heledus muutub mõnikord märgatavalt mitme nädala või isegi päeva jooksul. Sellest järeldub, et et selle suurus ei tohi ületada mitut valguspäeva, vastasel juhul ei saaks see ühe objektina oma heledust nii kiiresti muuta. See arutluskäik ei pruugi kehtida kogu kvasari kohta, vaid selle nende piirkondade kohta, mis annavad kiirgusele peamise panuse.
Väikese, kuid väga massiivse gaasikera olemasolu, mis mõnedel andmetel on kvasari tuumaks, pole nii lihtne seletada. Võib rangelt tõestada, et tavaline gaasipall, mille mass on isegi mitusada päikesemassi, hakkab paratamatult oma gravitatsiooni mõjul kontrollimatult ja kiiresti kahanema, kuni saavutab suuruse, mille juures kogu valguse emissioon lakkab; Nagu öeldakse, toimub gravitatsiooniline kollaps. Kuid kvasarid on olemas ja üsna pikka aega, ilmselt rohkem kui sada aastat. Meil õnnestus leida eelmisel sajandil tehtud taevast tehtud fotod, kus tähtede seas on jäädvustatud kvasar 3C 273; selle heledus pole sellest ajast peale oluliselt muutunud.
Eksperdid leiavad, et kvasari stabiilsuse põhjust tuleks otsida selle kiirest pöörlemisest või aine vägivaldsest kaootilisest liikumisest. Kuni sellised liikumised vaibuvad (ja see nõuab palju aega), ei alusta kvasar oma katastroofiliselt kiiret kokkusurumist.
On ka teisi oletusi. Mõned teadlased usuvad näiteks, et kuigi kasaarid asuvad väljaspool meie galaktikat, on kaugus nendeni kordades väiksem kui punasest nihkest tulenev. Teisisõnu, nende punanihet ei põhjusta peamiselt mitte Universumi paisumine, nagu galaktikad, vaid muud põhjused. Sel juhul ei pruugi kvasarite mass ja heledus olla väga suur. Näiteks võivad kvasarid olla väikesed valguse lähedasel kiirusel lendavad gaasikogumid, mille meie või mõni naabergalaktika on välja paisanud.
Võib eeldada ka teist asja: kvasaridel pole üldse suuri kiirusi ning punanihke põhjustab valguse liikumine tugevas gravitatsiooniväljas. Punane nihe tekib seetõttu, et väga tihedate kehade tekitatud tugevast gravitatsiooniväljast välja pääsev valguskiir kaotab osa oma energiast ja suurendab seetõttu oma lainepikkust. Nendel eeldustel põhinevad hüpoteesid ei suuda aga veel selgitada kogu teadaolevat andmekogu ja võib-olla muudavad kvasarite olemuse veelgi arusaamatumaks. Seetõttu peab enamik teadlasi kvasareid jätkuvalt kõige kaugemateks objektideks.
Praeguseks on teada üle saja kvasari. Kõige kaugemal neist on nii suur punanihe, et nähtavaks muutuvad kvasarite poolt kiiratavad nähtamatud ultraviolettkiired, mis langevad spektri nähtavasse ossa.
Kvasarite otsimine viis seotud objektide avastamiseni. Fotodel on need ka peaaegu eristamatud tähtedest, millel on sinine värv ja spektrijooned nihkunud punasele küljele. Kuid erinevalt kvasaridest ei kiirga nad peaaegu üldse raadiolaineid, mistõttu on neid väga raske tuvastada. Avastatud objekte nimetati kvaasitähegalaktikateks (lühendatult kvazagideks). Seni on neid leitud vähe, kuid see on tingitud ainult tuvastamisraskustest: mõned tähed meie galaktikas on sinised nagu kvasagid ja kvasarid ning ainult spektraalanalüüs suudab näidata, kas tegu on tähe või galaktikavälise objektiga. Kvaasagid on Universumis isegi levinumad kui kvasarid. Tõenäoliselt on need samad objektid, ainult erinevatel arenguetappidel.
Kuna teadlased polnud veel mõistnud nende kaugete objektide olemust, hakkasid teadlased kasutama oma vaatlusi mitmete probleemide lahendamiseks. Näiteks kvasarite ja kvasagide kiirgavad valguskiired läbivad väga haruldaste gaaside kaudu galaktikate vahel suuri vahemaid. Vastuvõetud valguse analüüs võib aidata selgitada gaasi tihedust galaktikatevahelises ruumis. Eriti köitev on aga see, et neilt objektidelt meile tulevad kiired on nagu sõnumitoojad kaugest minevikust: mida kaugemal objekt on, seda suurem on selle punanihe, seda varem kiirgas valgus, mida me täna saime. Näeme neid kaugeid kehasid sellistena, nagu nad olid miljardeid aastaid tagasi, kuid praeguseks on nad kahtlemata tundmatuseni muutunud. Kaugeid objekte vaadeldes tundub, et vaatame Universumi minevikku. Omades võimalust teada saada, kuidas universum miljardeid aastaid tagasi paisus, uurivad teadlased, millised omadused on meid ümbritseval ruumil ja kuidas need omadused aja jooksul muutuvad. Vaatlused viivad näiteks järeldusele, et miljardeid aastaid tagasi leiti Universumist kvasareid kordades sagedamini kui praegu.
Samuti sai suhteliselt hiljuti teatavaks üks väga uudishimulik detail: seal on mitu kvasarit (need asuvad taeva erinevates piirkondades), mille spektris on koos valguse emissioonijoontega ka tumedad neeldumisjooned. Heitejoonte punane nihe on kõigi nende kvasarite puhul erinev, kuid neeldumisjoonte nihe on peaaegu sama - see on umbes 2,0! Ja sellise joonenihkega kvasarite arv […] osutus samuti kahtlaselt suureks. Mõned arvavad, et selle kokkulangevuse põhjustavad Universumi paisumise teatud tunnused, teised näevad selles kinnitust, et kvasarite punanihe on nende sisemiste omaduste tagajärg.
Kvasarite ja kvasagide uurimine toimub kiires tempos. See aitab meil õppida, kuidas universum järk-järgult oma välimust muudab. Oli aeg, mil tähti, galaktikaid ega kvasareid ei eksisteerinud üldse ja aine oli muudes, võib-olla tundmatutes vormides. Kuid loodus on alati olnud ja jääb tundmatuks ning peaaegu kogu Universumi tihedat ainet sisaldavate galaktikate ja salapäraste kvaasitäheobjektide – kvaasaride ja kvasaagide – uurimine aitab meil mõista, kuidas universum töötab ja kuidas see areneb. "
Ei tasu naiivselt arvata, et astronoomid ei mõelnud meie Galaktika lähimas äärealadel lendavatele poolläbipaistvatele gaasiklompidele, nendele galaktika kohal olevatele väikestele pilvedele, mis aeg-ajalt meie eest varjavad teel olevaid kvasareid. See on esimene asi, millest isegi laps aru saab. Kuid see on postulaat, mis muudab peaaegu kogu kaasaegse loodusteaduse naeruväärseks (koos kogu oma füüsika matemaatilise aparatuuri ja teadusliku varustusega observatooriumides, uurimislaborites, sõjalises tootmises). Nüüd annavad kosmoloogia postulaadid füüsikutele suuna. Kes julgeb kuulutada, et ta on oma lapseliku ettepanekuga nõrganärviline: võtta siiski arvesse oletust, et kosmoses on teleskoopide ees värelevad poolläbipaistvad gaasiklombid - igaühe nina peal!
Teaduslikult on kindlaks tehtud, et mõnes loodusteaduse valdkonnas ei saa oletus, mis pole piisavalt metsik, olla õige! Kas pilved varjavad? Mis beebijutt! Isegi koolilapsed peaksid teadma, et kosmoloogilise suurusega kvasareid ei tohiks eksisteerida!
Kas tõesti? Kuid maailma rahvaste ajaloos võib juhtuda, et kõik varem kirjutatu osutub põhimõtteliselt valeks, näiteks matemaatiku ja akadeemiku A. T. Fomenko seisukohalt.
Ei ole aktsepteeritud oma arvamust kvasaaride ja kahaarite kohta.
Kuna me pole teadlased, lõbustame end mänguga, kuidas "skisofreenikud luudasid koovad".
Lõbutseme end vastuolulise tõestusega, et kvasar on täpselt see, mida me vajame. Me kaitseme õiglaste teadlaste absurdseid otsuseid, nagu oleksid need tõesed.
Seda tsiteeriti eespool: "kvaasarid võivad olla väikesed valguse lähedasel kiirusel lendavad gaasikogumid, mille meie või mõni naabergalaktika on välja paisanud."
Lihtsustame oletust. Gaasiheitmed on teemaga seotud, kuid need pole kvasarid, vaid ainult väikesed pilved meie galaktika kohal. Heidete valguselähedane kiirus pole selgitusteks üldse vajalik. Emissioon ainult meie Galaxyst on piisav ja kõige tõenäolisem. Pole vaja sellist “väikese suurusega gaasiklompi”, kus gaas millegipärast soojeneb, lausa hõõgumiseni ja isegi nii, et see näeb välja nagu kvasar. Piisab sellest, et need väikesed gaasiheitmed kosmosevaakumis mõnikord ainult varjavad kvasarit Maa eest ja nõrgendavad seeläbi veidi sealt tulevat valgust. Kuna tegemist on Galaktikast väljapaiskumisega, ei mõjuta need Galaktikas olevate tähtede heledust, mille vahel on näha kvasar, mille heledus seevastu muutub märgatavalt.
Nii suurel kaugusel, mil kvasar asub Maast, on see Maalt näha punktina, ükskõik kui suur see isegi galaktikatega võrreldes on. Kõik, mis on vähemalt Maa suurusest suurem, eriti isegi väikseimad gaasipilved meie galaktika lähedal, katab kogu kvasari Maast, olenemata suurusest, seal, oma kauges kohas. Kosmoses olev gaas tühjendatakse nii, et see muutub peaaegu täielikult läbipaistvaks, kuigi see pole endiselt täiesti läbipaistev, mis mõjutab kvasarilt Maale jõudva valguse heledust.
Kuna selgub, et puuduvad tõendid selle kohta, et kvasar ei saaks olla suurem kui paar valguspäeva, siis lisaks tänapäeval üldtunnustatud ebaveenvatele hüpoteesidele kvasari olemuse kohta avanevad võimalused ka teiste piltide konstrueerimiseks, ühendage ja selgitage seda, mida ülalmainitud esitluseeldustes ei olnud võimalik selgitada.
Eespool mainitud, 1970. aastal ilmunud raamatus öeldakse leheküljel 20: „Astronoomid peavad tegelema kõige suuremate, massiivsemate ja kaugemate kehadega, mis looduses eksisteerivad. Seetõttu on nad harjunud hiiglaslike mastaapide ja tohutute arvudega. [… … …]
Galaktikad on meist nii kaugel, et kui mõned lähimad galaktikad välja arvata, pole neid ühegi teleskoobiga näha. Neid uuritakse reeglina astronoomilise fotograafia või elektrooniliste vastuvõtjate abil. Galaktikate heledus, nende suurus, kuju, struktuur ja asukoht taevas määratakse fotode põhjal.
Leheküljel 25 on huvitav märkida järgmist:
"" Plahvatused galaktikate tsentrites
Taevas on avastatud sadu punkte või väikeseid alasid, kust raadiolained meieni jõuavad. Et teada saada, millised kehad neid kiirgavad, pildistatakse suurte teleskoopide abil taevaala, kus üks või teine raadioallikas on salvestatud. Ootamatult selgus, et paljude nende asemel on kauged galaktikad. Neid nimetati raadiogalaktikateks.
… … …
Pildil... raadiogalaktika, mis asub suures galaktikate parves Neitsi tähtkujus. Kaugus selleni on umbes 30 miljonit valgusaastat."
Võrdleme.
« Kõige lähem kvasar (tuntud kui 3C 273) asub 1,5 miljardi kaugusel. valgusaastate kaugusel meist, ja siiski saab jälgida isegi väikese teleskoobiga, milles on näha vaid mõned lähedalasuvad galaktikad."
"Galaktikad on meist nii kaugel, et kui mõned lähimad galaktikad välja arvata ei saa ühegi teleskoobiga näha».
Milline mõttetus:
Galaktikaid, mis koosnevad isegi paljudest miljarditest heledatest tähtedest, ei saa ühegi teleskoobiga näha. Kuid millegipärast on väidetavalt võimalik isegi väikese teleskoobiga selgelt näha vaid mõnda "galaktika poolt välja paisatud väikest gaasipalli", ainult ühte ja ülikauget.
See gaas, mis paiskus välja kosmose külma, kosmosevaakumisse, kuigi selle mass on oluliselt väiksem kui mitmesaja Päikese mass (ja mitte palju miljardeid samasuguseid ja isegi suuremaid tähti), osutub väidetavalt mõneks. põhjus võrreldamatult heledam kui ükski galaktika.
See kosmosevaakumis paisuv ja seetõttu järjest läbipaistvamaks muutuv gaas on millegipärast teleskoobis selgelt nähtav, isegi väikeses teleskoobis. Ja miskipärast on see nähtav punakuumena, helendamas palju eredamalt kui kõik paljud miljardid tähed selle sünnitanud galaktikas kokku.
Kaugus Päikesest Maani on mitu valgusminutit. Päike on gaasipall. Selle pinnal on nii-öelda temperatuur mitu tuhat kraadi. Gaasikuuli massiga, mis ei ületa saja Päikese massi (muidu kaoks gravitatsioonilise kokkuvarisemise korral), mille läbimõõt ei ületa mitu valguspäeva (ülalnimetatud põhjustel), peaks olema miljardeid korda madalam, mille juures pole tingimusi termotuumaprotsessiks, soojendades tähte. Selline gaasipall peab olema külm ja seetõttu nähtamatu.
Selgub, et kvasaar, vaid mõne kerge päeva suurus, nähtav gaasi- ja tolmuudukogude kaudu vähemalt 1,5 miljardi valgusaasta kaugusel - isegi väikeses teleskoobis; seda hoolimata sellest, et Te ei näe galaktikaid ühegi teleskoobiga, välja arvatud mõned lähedalasuvad. Seda hoolimata asjaolust, et 30 miljonit valgusaastat- see on kaugus väga kaugete galaktikateni.
Lisagem sellele veel üks asi, võttes arvesse järgnevate aastate saavutusi.
Astronoomia on arenenud uutele kaugusskaaladele, kus isegi miljardeid valgusaastaid on ebakindel hinnata. Sellisel kaugusel ei ole fotodel näha ühtegi galaktikat. Väga ebamääraselt on tuvastatavad ainult tohutud galaktikate parved ja superparved. Ja kvasareid on ikka näha.. Veelgi enam, järjest enam kaugemal asuvatel kvasaritel osutus punanihe suurem kui 2 ja rohkem kui 3 ja üle 4 ja... Astronoomid kaotasid oma kauguse skaala miljardites valgusaastates.
Mitte rohkem kui mõne valguspäeva suuruse kvasari nägemine näiteks vaid viieteist miljardi valgusaasta kauguselt – millegi enama mainimist peetakse jaburaks – on sama, vaata Firefly sigaretti mitte meetri, mitte kilomeetri, mitte tuhande kilomeetri ega isegi miljoni kilomeetri kauguselt, vaid kolme miljardi kilomeetri kauguselt..
Ma ei suuda seda uskuda.
Kas tõesti paigutasid astronoomid ja füüsikud kvasari galaktikasse ainult seetõttu, et nad ei mõelnud kvasari salvestatud heleduse sagedasi ja korrapäratuid muutusi seletada meie galaktika kohal olevate poolläbipaistvate gaasi- ja tolmupilvede värelevate varjudega?
Aastal 1980 kohtasin esimest korda terminit "kosmoloogilised stringid" populaarteaduslikus brošüüris. Siis mõtlesin kohe, et kvasarid on need sõlmed, kus need ühendusstringid lõpevad, moodustades ruumilise võre. Selle võre materjaliks on galaktikate superparved. Need on kosmoloogilisel skaalal "aine". Peaaegu kogu see universumi aine on koondunud selle võre sõlmedesse. Ainult väike osa selle võre kogumaterjalist sisaldub selle stringides ja väga tühine osa sellest materjalist sisaldub selle võre nööride vahele venitatud kiledes. Selle võre rakkude kilesid venitavate nööride vahelistes ruumides pole galaktikaid. Tähtede, galaktikate ja galaktikaparvede vaheline gravitatsiooniline külgetõmme moodustab stringide ja kosmoloogiliste stringide endi vaheliste kilede pindpinevuse. Gravitatsioonijõud tõmbavad selle materjali nööridest võre sõlmedesse, kus asub peaaegu kogu võre gravitatsioonimass. Hiiglaslikes superparvedes asuvad galaktikad on lennanud nende sõlmede poole vaba langemise suureneva kiirendusega miljardeid aastaid. Vahemaad nende vahel suurenevad, nagu vahemaad langevate veepiiskade vahel, mis soojal kevadpäeval üksteise järel jääpurikust lahti murduvad. See on galaktikate majanduslangus. See elastne võre ei suru kokku, sest gravitatsioonijõude neutraliseerivad "kosmoloogilised" jõud. Missugused volitused need on? Need on looduses veel ühe jõud – fundamentaalne vastastikmõju, juba viies, lisaks neljale teadaolevale: tugev, nõrk, elektromagnetiline ja gravitatsiooniline. Neist kahe esimese olemasolu fakt tehti kindlaks alles 20. sajandil. Ka 20. sajandi teisel poolel mainiti koolifüüsikaõpikutes vaid teatud erilisi “tuumasiseseid” tõmbejõude prootonite vahel. Prootonite mass on liiga väike, et prootonitevahelised gravitatsioonijõud nendevahelistel vahemaadel saaksid üle ühesuguste elektrilaengutega prootonite üksteisest eemaletõukejõud, mis takistavad prootonitel liiga lähedale sattumast. Kosmoses ei mõjuta planeetide elektromagnetväli nende suhtelist asendit ja liikumist. Taevamehaanika tegeleb ainult gravitatsiooniga.
Universumi rakulise struktuuri avastamine vähem kui kolm aastakümmet tagasi nõuab avaldust selle kohta, et looduses eksisteerivad gravitatsioonilistest suuremad jõud. Kosmoloogilised jõud avalduvad märgatavalt kosmoloogilise võre sõlmedevahelistel kaugustel nende ainekoguste vastasmõjus, mis on koondunud selle võre sõlmedesse. Gravitatsioonijõud on määravad ainult väiksematel vahemaadel ja väiksemate kontsentreeritud ainekogustega. Oletame, et gravitatsioonimassi hulk kosmoloogilise võre sõlmes on võrdeline kosmoloogilise ainehulgaga selle võre sõlmes või mis tahes muus ainekontsentratsioonis. Kuid interaktsioonijõu koefitsient kahe kontsentreeritud ainekoguse vahel koos interakteeruvate objektide vahelise kauguse suurenemisega on kosmoloogilise välja puhul suurem kui gravitatsioonivälja puhul - sama interaktsioonijõu valemiga. Seetõttu annavad kauguste vähenedes mateeriaparvede vastasmõju jõud, kosmoloogilise tõukejõud – kosmoloogilised jõud – gravitatsioonijõududele, et mängida juhtivat rolli mateeria struktuuri määramisel. Ja vastupidi, kauguste suurenedes kosmoloogiliste mastaapideni, annavad tõmbejõud - gravitatsioonijõud - teed oma domineerivale rollile aine struktuuri kujunemisel. Galaktikatevahelistest vahemaadest suurematel kaugustel omandab aine vannis oleva seebivahuga sarnase struktuuri. Tõrjuvad jõud (nagu kuumutatud õhu rõhk kuuma vee kohal vannis paisutab seebivahumullid), hajutab kosmoloogilise tõukeväli galaktikaid. Elastsed jõud, gravitatsioonijõud, takistavad galaktikatel üksteisega sidet kaotamast. Kosmoloogilised ainemassid jaotuvad ruumis kosmoloogilistel skaaladel nagu seebimullid vahus vannis sooja vee kohal. Seep voolab mööda mullide kilesid nende ristumisjoonteni ja seejärel mööda neid jooni vahu sõlmpunktidesse, nende joonte ühenduspunktidesse, nende joonte otsteni. Sarnasel viisil kogunevad galaktikad kosmoloogilise vahu sõlmpunktidesse, see tähendab, et nad kukuvad kvasaritesse, nendesse universumi mustadesse aukudesse. Galaktikad langevad kvasarisse üha suurema vabalangemise kiirendusega. Maa läheduses oleneb gravitatsioonijõud ja seega ka kehade vabalangemise kiirendus kaugusest selle planeediga. Kvasari mass on nii kujuteldamatult suur ja galaktikad langevad õndsusse sellistelt kõrgustelt, et kiirenevad valguselähedase kiiruseni, mis on määratud selle kvasari massi järgi. Punanihe on Doppleri efekt, mis näitab kiirust, millega laineallikas vaatlejast eemaldub. Kiirte spektri punanihe kvasarilt ei ütle midagi kauguse kohta kvasarini. Seetõttu pole sugugi tõsi, et kvasar, näiteks 3C 273, on täpselt 1,5 miljardi valgusaasta kaugusel. Me ei näe valgust galaktikatest, mis toituvad kvasarisse vastassuunast, kasvõi sellepärast, et see ei pääse meieni läbi kvasari, läbi kollapsisfääri, läbi selle gravitatsioonilõksu kõige jaoks, isegi valguse jaoks.
Teistest suundadest kvasarisse langevatest galaktikate valgusest kas ei ole punanihet, kui kvasar on Maa vaatleja suhtes paigal (ja seda võib meie hüpoteesis eeldada), või on sellel erinev punanihe, mis vastab taandumise kiirusele. kvasarist endast. Me ei näe seda valgust. Miks? Mäletan pilti koolifüüsika õpikust - sellise katse seadistamiseks on ekraanil näha kontsentrilised heledate ja tumedate vahelduvate rõngaste rõngad punktkoherentsest allikast lähtuvate valguslainete interferentsi tulemusena. Selle nähtuse kohta mainiti kujundlikku väljendit: "valgus pluss valgus annab pimeduse". Võib oletada, et midagi sarnast juhtub kvasari valguslainetega, mille nurk on Maa vaatleja jaoks äärmiselt väike.
Kosmoloogilise võre sõlmpunkte tõrjuvad üksteisest kosmoloogilised väljad, mis tekivad neis kosmoloogilistes kogustes mateeria kuhjumisel. Vaid kahe naabertähe vahelisel kaugusel on kosmoloogilise tõukejõud väike võrreldes nende gravitatsioonilise külgetõmbe tugevusega. Kuid galaktikatevahelistel kaugustel ja veelgi enam tohutute galaktikate parvede ja superparvede vahemaadel on väga suurte ainekontsentratsioonide kosmoloogilise tõukejõud kosmoloogilistes kogustes märgatavam kui gravitatsioon. See on "galaktikate hajumise" põhjus. Nii nagu tähtede parved moodustavad galaktikaid, võib sarnasteks moodustisteks moodustatud galaktikate parvesid nimetada "galaktikate galaktikateks". Naabergalaktikad ja galaktikate parved, nagu nähtamatud kummiribad või nagu viskoossed, absoluutselt läbipaistvad kleepuvad, on omavahel ühendatud elastsete ahelate süsteemideks ja selliste kettide erineva suurusega lülide võrgustikeks. Vastastikuse külgetõmbejõu abil tõmmatakse need ahelad nende moodustatud võre sõlmedesse. Kus mateeria järkjärguline kuhjumine galaktikatesse ja nende gravitatsioonilise massi (aine) kontsentratsioon moodustab gravitatsioonilise kollapsi musta augu, süttib seal kvasar. See, mida me näeme kvasari vaatlemisel, on viimane hetk järgmisest ainemassist, mis lendab kvasarisse peaaegu valguse kiirusega, kuumutades seda seni, kuni selle aatomid lagunevad osakesteks.
Olen kindel, et see on veenvam hüpotees kvasarite olemuse kohta. Tundub, et ma pole pikka aega ainuke, kes kujutab kvasareid ette mustade aukudena, kuhu kukub kõik, mis neisse langeb: galaktikatest galaktikate superparvedeni. Teisel päeval kuulsin ühelt endise õpilase suust kvasarite kohta uudishimulikku väljendit: "kosmosesööjad". Millegipärast just nii mainis üks tema õpetajatest kunagi kvasareid. Asjaolu, et hele kvasar on absoluutselt valge keha ja absoluutselt must keha ja must auk, on ilmselt kõigile uudishimulikele pähe tulnud esimese oletusena. Kuid kas keegi on ühendanud kvasareid, musti auke ja kosmoloogilisi nööre samasse universumi mudelisse, mis mul on? Universumi mudeli vahtmullide kujul esitas Andrei Sahharov. Ühel päeval leidsin ainult mõne ajakirjaniku mainitud sõna. Tasub küsida, kas ma mõtlen seda?
Mulle meenus kord ühe filosoofiaõpetaja fraas, mis kõlas minimaalsel kandidaadikursusel: "Ainevormide arengut võib seostada ruumi laienemisega." Siis mõtlesin: "Mis juhtuks, kui ruum oleks kokku surutud, ütleme, et see hakkaks kokku suruma? Kas see on kuskil looduses võimalik? Mis on ruum? Millised on aine ja mateeria vormid füüsikute arusaamades, mitte aga Lenini definitsioonis („aistingus antud objektiivne reaalsus”)?
Mis on piiratud ruum, selgub igapäevaelust. Piiratud ruumi saab kokku suruda näiteks sisepõlemismootori silindris oleva kolvi abil. See ruum või täpsemalt selles olev õhk soojeneb ja selle ruumiühiku kohta kulub rohkem energiat.
Iga mõeldav ruum on piiratud. Mõeldav ruum, mida nimetatakse universumiks, on samuti piiratud – vaadeldava ulatusega. Rõhutades sellise mõiste mõistlikku tähendust, asendavad nad selle mõnikord sõnaga Metagalaktika, et halba lõpmatust ei vihjata.
Kui mainitakse Suure Paugu hüpoteesi, mis just...üksteist miljardit aastat tagasi ääretult väikesest ruumist paisuva universumi hetkega sünnitas, siis mõeldakse koguste, nii suurte kui väikeste kurja lõpmatust. Teoreetikud vajavad nii halba abstraktsiooni, et tegutseda abstraktselt, matemaatiliselt, nii peaaegu lõpmatult suurte ja peaaegu kaduvalt väikeste arvudega mateeria omadustes, mida veel ei täheldata ja mille jaoks on võimatu arusaadavalt eeldada reaalset kohta ja kohalolekut. Looduses. Midagi lõpmata väikest, nagu midagi lõpmata suurt, saab defineerida ainult matemaatiliselt - nõutud, kuid halva lõpmatusena, mida tegelikult ei ole ega ole kunagi olnudki. Teoreetiliselt - nähtuste selgitamisel - lihtsustavad nad nähtuste kirjeldamist ja kasutavad "ideaali" mõistet, mõistmata alati, et seda ideaali ei saa eksisteerida, kuigi midagi sellele lähedast on võimalik.
Aine ja energia lõpmatu tihedus on vaid matemaatiline mudel – midagi, mida looduses eksisteerida ei saa, kuid see on kasulik uuritavate nähtuste lihtsustatud pildi mõistmiseks.
Ma ei usu hüpoteesi kogu Universumi hetkelisest sünnist mingis minevikus ääretult väikesest punktist. Mitte kõik füüsikud ei usu sellesse. Küll aga võin nimetada, kus on need tingimused, mida teoreetikud vajavad, et Suure Paugu mudel muutuks nende jaoks tarbetuks. Kvasarimudel, mis on parem kui Universumi sünni ja paisumise mudel, peaks andma ühtsed ja järjekindlad vastused tänapäevastele maailmapildi põhiküsimustele.
Kujutagem ette sellist mudelit. Kusagil on piiratud ruum – kosmoloogia skaalal – kokku surutud. Kujutagem ette unenägu, et ruum meie ümber hakkab kahanema. Kõik kuumeneb. Üksteise järel kaovad aine organiseerimise vormid kõrgemalt madalamale. Inimkond ja loomamaailm lämbuvad umbsusest ja surevad. Ruumi edasise kuumutamisega kaob kõik bioloogiline. Orgaanilised ja seejärel kõik keemilised ained lagunevad aatomiteks. Kui keskkond kuumeneb, need ioniseeritakse ja kõik muutub kuumaks plasmaks. Aatomid kaotavad oma elektronkihi. Raskete keemiliste elementide tuumad lagunevad kergemateks. Toimub protsess, mis on vastupidine aatomituumade tekkele. Tuumade lagunemine muudab kõik elementaarosakeste tükkideks. Üha kiiremini liikudes näitavad nad üha enam oma lainelist olemust. Aine avaldub üha vähem osakeste korpuskulaarsetes omadustes ja üha enam lainete omadustes, füüsikaliste väljade energiaklompides. Need tükid eraldavad energiat seni, kuni kiirgus suudab kokkusurutud ruumis gravitatsioonilise kokkuvarisemise eest põgeneda. Alates hetkest, kui järgmised massid langevad gravitatsioonilise kollapsi alla, kaovad nad sellesse. Aine omandab seal mingid muud vormid, mis on filosoofidele ja füüsikutele siiani arusaamatud. See ei kao, kuid objektiivse reaalsusena seda meile enam aistingutes ei anta. See tähendab, et pole veel selge: kuidas see, mille me silmist kaotame, avaldub mõnes loodusnähtuses, mida ei täheldata sugugi hetkel, mil me kaotasime silmist midagi, mis on Mustas augus peidus. Kui mateeria kaob mõne füüsilise “läbi mateeria vaateklaasi” musta auku, avaldub see mingil moel mõnes looduse kui terviku olemasolu nähtuses, kuigi kokkuvarisenud ainemassid lakkavad hõõgumast ja end raadio teel avaldamast. emissioon ja muu kiirgus elektromagnetlainete spektri mis tahes osas.
Universumis on piirkondi, kus see kõik juhtub, ainult ilma inimkonna mõrvata. See, mida kirjeldab Suure Paugu hüpotees Universumi esimese sünnihetke kohta, toimub seal pidevalt ja igavesti, kuid vastupidises järjekorras. Teoreetilised füüsikud leiavad, et seal eksisteerivad tegelikult kõik need tingimused, mida nad ei suuda saavutada ühegi ülikõrge energiaga osakeste kiirendiga. Kosmoloogilises mastaabis ruum tõmbub kokku kvasarite läheduses.
Vastupidiselt eelpool tsiteeritule usun, et kvasar kukub siiski kokku ja selle protsessi igaveseks jätkamiseks jätkub materjali. Maalt näeme galaktikaid, mis lendavad meist kasvava kiirendusega eemale oma lähimate kvasarite juurde, kus need soojendavad ainemassid “kaovad”... Sellist skaalat pole teadus kunagi tundnud. "Universumi" suurus ja vanus ei piirdu kahe kümne miljardi valgusaastaga. See, mis väidetavalt juhtus hetkest, mida nimetatakse "Suureks Pauguks" või "Universumi sünniks", toimub tegelikult praegu, kuid vastupidises järjekorras ja lõpmatult paljudes universumi piirkondades ja igavesti. Seda näeme vormis kvasarid. Need on just need “PUNKTID”, millesse valguselähedasel kiirusel, kujuteldamatult suure vabalangemise kiirendusega neisse kukkujad langevad, kõik, mida me näeme hajumist, on lähimate kvasarite suunas, mis neid ligi tõmbavad. See on koht, kus galaktikad ja galaktikate superparved hajuvad, moodustades midagi "supergalaktikate" sarnast, mis ei koosne enam tähtedest, vaid galaktikatest.
Kvasarid - "kosmosesööjad" - ei saa olla "väikesed gaasiklombid, mis lendavad peaaegu valguse kiirusel ja mis on meie või mõne naabergalaktika poolt välja visatud"
Alates 80ndatest hakati rääkima salapärastest "kosmoloogilistest stringidest".
Kaugustel, mille kaugusel ei ole galaktikat näha isegi astronoomilistel fotodel, hakkasid astronoomid hämaralt eristama ülikaugeid objekte – suuri galaktikate parvesid ja superparvesid. Täheldati, et galaktikad võivad rühmitada samamoodi nagu tähed moodustavad galaktikaid. Selliseid moodustisi hakati nimetama supergalaktikateks. Nende ja galaktikate vahel, aga ka tähtede ja planeetide vahel on tohutuid kosmilist tühjust, mis on võrreldamatu nende suurusega. Väga ebamääraselt nähtavad, võib-olla valguse läbimise tõttu läbi gaasi- ja tolmuudukogude, tundusid need kosmilised objektid paiknevat peamiselt mööda mõnda kosmoloogilise ulatusega sirgjoont, millega võrreldes pole galaktikate suurused midagi. Ketid olid rohkem ette kujutatud kui selgelt täheldatud. Sellest aga piisas, et teha oletus, et sellised objektid paiknevad piki oma joont ja pinda nende asukohast universumis. Mõned sellised objektid on meile nähtavad justkui ühte ritta paigutatuna. Meie galaktika tasapind on midagi hoopis teistsugust ja täiesti erinevas skaalas. Linnutee on peaaegu risti ühega neist tasanditest, kosmoloogiline ulatus.
Lisaks sai selgeks, et Universumil on skaalal rakuline struktuur, mis on nüüd arusaadav. Mis tüüpi rakud need on, milline on nende olemus?
Püüan seda seletada nii, nagu ma seda ette kujutan.
Tänapäeval tunnevad füüsikud ära neli põhilist vastasmõju: gravitatsiooniline, elektromagnetiline, nõrk ja tugev. Tugevat vastasmõju piirab aatomituuma ruum, nõrka vastasmõju aatomi ruumiga. Isegi astronoomilise tähe ümber võib olla elektromagnetväli. Gravitatsiooniväli tõmbab üksteise poole tuhandete valgusaastate kaugusel asuvaid galaktikaid.
Tugevad ja nõrgad jõud olid 19. sajandi füüsikutele tundmatud. Isegi 20. sajandi teise poole alguses ei mainitud kooliõpikutes neid mõisteid tuumafüüsika osas, mainiti vaid aatomi tuumasiseseid jõude.
Põhiliste interaktsioonide loend ei piirdu alati ainult nende neljaga. Varem või hiljem peame teatama, et see nimekiri täieneb interaktsioonidega, mis ei piirdu ainult nende neljaga.
Suure hirmuga, et kõik tuleb uuesti läbi mõelda, mainitakse mõnikord kosmoloogilisi jõude. Eeldatakse, et nad näivad olevat vastutavad galaktikate majanduslanguse ehk teisisõnu Universumi paisumise eest. Kosmoloogilised jõud on universaalsed tõukejõud, midagi vastupidist universaalsetele gravitatsioonijõududele.
Gravitatsioonijõu kandjaks on mass, mis ei ole kunagi negatiivne ja mida tõmbab Newtoni valemi järgi kõige mass (nii-öelda gravitatsioonilaeng), millel on mass. Astronoomilistel kaugustel määravad astronoomiliste kehade, näiteks planeetide ja tähtede, külgetõmbejõud looduspildi nendel kaugusskaaladel. Mikrokosmoses ei mängi gravitatsioon mingit rolli, kuigi ka seal kehtib universaalse gravitatsiooni seadus.
Makrokosmoses moodustavad elektri- ja magnetjõudude kandjad tõmbe- ja tõukevälju, näiliselt sõltumata nende väljade allikate masside suurusest, kuid nende väljade allikatel on tingimata mingi mass. Megamaailmas on tähtedevahelistel ja isegi planeetidevahelistel kaugustel elektromagnetiliste jõudude roll, näiteks planeedi magnetvälja mõju lähedalasuvate planeetide käitumisele, vähenenud nullini.
Elementaarosakeste tugevast ja nõrgast vastasmõjust taevakehade liikumisel pole vaja rääkida. Kuid tasub tähele panna, et mikrokosmoses on osakestel väga kindel elektrilaeng ja kindel mass, kus avaldubki kvantitatiivne seos massi ja elektrilaengu vahel.
Kosmoloogiliste kauguste maailmas, alustades galaktikatevahelistest, hakkavad gravitatsioonijõud järk-järgult järele andma kosmoloogilistele jõududele, kes oma rollis megamaailmas valitsevad.
Kosmoloogilistel kaugustel saavad peamisteks jõududeks väga suurte ja väga kaugete - kosmoloogiliste - objektide üksteisest eemaletõukamise jõud, mille suurusega võrreldes galaktikad pole midagi.
Galaktikad tõmbuvad üksteise poole, kuid piisavalt suurtel vahemaadel muutuvad kosmoloogilised tõukejõud suuremaks kui galaktikate vastastikuse tõmbejõud ja galaktikad eemalduvad üksteisest, kuid jäävad siiski gravitatsioonijõudude abil üksteisega seotuks. Ja tohutud galaktikate superparved asuvad üksteisest nii kaugel, et nendevaheline gravitatsiooniline külgetõmme on tühine võrreldes kosmoloogiliste jõududega, mis tekitavad kosmoloogilistes kogustes aine vastastikust tõrjumist. Väikestel vahemaadel on väikeste ainekoguste kosmoloogiline tõukejõud tühine, nagu ka väikeste ainekoguste gravitatsiooniline külgetõmme on tühine nii mikro- kui ka makrokosmose skaalal, kus meil on igapäevane loodusnähtustega tutvumise kogemus. .
Kosmoloogilise jõu avaldumine kasvab järjest suurematel kosmoloogilistel kaugustel. Üksteisest lahku lendavad galaktikate parved ja superparved asuvad galaktikatevahelisest palju suurematel kaugustel. Üksteise naabruses asuvad galaktikad, mis eemalduvad üksteisest, neutraliseerivad endiselt oma gravitatsiooniga kosmoloogilise jõu mõju. Selle tulemusena on ainult gravitatsiooni- ja kosmoloogiliste jõudude erinevuseks tekkiv jõud, mis kas lähendab neid üksteisele või nihutab neid lahku, olenevalt sellest, kumb neist on suurem või suurem (koos kauguste skaala muutumisega).
Naabruses asuvad laienevate galaktikate parved mõjutavad üksteist nii gravitatsioonilise külgetõmbe kui ka kosmoloogilise tõuke kaudu. Sellise pildi mastaabis on gravitatsioonijõud sellistel kaugustel juba nõrgad. Kosmoloogilised jõud muutuvad kosmoloogia skaalal kõige olulisemaks.
Mis on aines kosmoloogilise jõu kandja, kosmoloogilise välja allikas, samamoodi nagu mass on gravitatsioonijõu kandja, gravitatsioonivälja allikas? See sarnaneb küsimustega: Mis on elekter? Mis on magnetism? Millised jõud mõjuvad aatomi tuumas? Ei tea. Ma tean ainult seda, et nad on olemas. Praeguseks piisab sellest, et mõista, mis on kvasar.
Universumi rakulist struktuuri ehk metagalaktikat nimetaksin kosmoloogiliseks vahuks. See moodustub vannis nagu seebivaht, kui aurumullid selles paisuvad.
Auru ruum vahus laieneb nagu rakustruktuuri kosmoloogiline ruum. Seebimullid on nagu need universumi rakud. Nagu seebivaht, jaotub tihe ainemass laienevas kosmoloogilises ruumis. Kosmiliste massiparvede gravitatsioonijõud hoiavad neid nagu koos
seebimullide elastsus. Vahu seebimulle paisutab neis olev aururõhk, kosmoloogilised aga kosmoloogiline väli. Seebivedelik tõmmatakse mööda mullide seinu. Kosmoloogiliste mullide seinte tasapinnal üksteisest eemalduvad galaktikad lendavad kosmoloogilistele stringidele, tormades nende vahukilede ristumisjoonte otstesse. Seep ja galaktikad voolavad vahus sellistele joontele alla. Mööda neid stringe tõmmatakse nii seebi- kui ka galaktikaparved vahu sõlmpunktidesse. Nendele sõlmedele lähenedes ühinevad galaktikate parved supergalaktikate superparvedeks. Ja seebimullid vannis ja galaktikad tõmmatakse mullide sõlmpunktidesse. Kosmilises vahus on need punktid kvasarid. Galaktikad on sinna parvedes ja superparvedes langenud miljardeid aastaid. Seal nad kaovad sellises gravitatsiooniväljas, kust isegi kiirgus ei pääse välja. Musta auku lendavate galaktikate kokkuvarisemine toimub pidevalt miljardite aastate jooksul. Punanihe, mis on kokkusurutud ruumis kuumutatud aine kiirguses üllatavalt suur, ei vasta Hubble'i seadusele kiirgusallika kauguse proportsionaalsusest punase nihkega. See valem on vale. Kvasari valgus on sähvatuse valgus mateeria elu viimasel hetkel, mis lendab kvasari musta auku. Sellesse auku kukkumise kiirus on valguse lähedal. Seetõttu on nende valguse punanihe nii üllatavalt suur. Järsult kasvav kehade vabalangemise kiirendus lähenevasse kvasarisse muutub kujuteldamatult suureks.
Kvasar on eriti võimas ja kaugel asuv aktiivne galaktikatuum. Ingliskeelne termin kvasaar on tuletatud sõnadest quasi-stellar ("kvaasi-staar" või "tähelaadne") ja radiosource ("raadioallikas") ning tähendab sõna-sõnalt "kvaasitähtede raadioallikas".
Kvasarid kuuluvad universumi eredaimate objektide hulka – nende kiirgusvõimsus on mõnikord kümneid või sadu kordi suurem kui meiesuguste galaktikate tähtede koguvõimsus. Vanemgalaktikate jäljed kvasarite (ja mitte kõigi) ümber avastati alles hiljem. Kvasarid tuvastati esmalt kui suure punase nihkega objekte, millel on elektromagnetkiirgus (sealhulgas raadiolained ja nähtav valgus) ja nii väikesed nurgad, et mitu aastat pärast nende avastamist ei olnud neid võimalik eristada "punktallikatest" - tähtedest (seevastu laiendatud allikatest). on galaktikatega paremini kooskõlas). Oma omaduste poolest on need pseudostellaarsed raadioallikad sarnased aktiivsete galaktika tuumadega. Paljud astrofüüsikud usuvad, et nende objektide heledust ei säilitata termotuumavahenditega. Kvasarite energia on gravitatsioonienergia, mis vabaneb galaktika tuumas toimuva katastroofilise kokkusurumise tõttu.
Lisaks tänapäevasele määratlusele oli olemas ka algne: "Kvaasar on taevaobjektide klass, mis on optilises vahemikus sarnased tähega, kuid millel on tugev raadiokiirgus ja äärmiselt väikesed nurkmõõtmed (alla 10") .” Esialgne määratlus kujunes välja 1950. aastate lõpus ja 1960. aastate alguses, kui avastati esimesed kvasarid ja nende uurimine oli just alanud. Ja selles määratluses pole midagi halba, välja arvatud järgmine fakt. Nagu selgus, kiirgab 2004. aasta seisuga maksimaalselt 10% kvasaritest võimsat raadiokiirgust. Ja ülejäänud 90% ei kiirga tugevaid raadiolaineid. Astronoomid nimetavad selliseid objekte raadiovaikseks kvasariteks.
Tänapäeval on kõige populaarsem hüpotees, et kvasar on tohutu must auk, mis imeb endasse ümbritsevat ruumi. Mustale augule lähenedes osakesed kiirendavad ja põrkuvad üksteisega kokku – ja see toob kaasa võimsa raadiokiirguse. Kui mustal augul on ka magnetväli, siis kogub see ka osakesi kiirteks - nn joaks -, mis lendavad poolustelt eemale. Teisisõnu, mustas augus hukkunud galaktikast on järele jäänud ainult astronoomide vaadeldav sära. Teiste versioonide kohaselt on kvasarid noored galaktikad, mille tekkimise protsessi me jälgime. Mõned teadlased väidavad, et kvasar on noor galaktika, mida neelab must auk.
Olgu kuidas on, astrofüüsikud seostavad kvasarite olemasolu ja galaktikate saatust väga tihedalt. Esimese kvasari, 3C 48, avastasid 1950. aastate lõpus Alan Sandage ja Thomas Matthews raadiotaevauuringu käigus. 1963. aastal oli teada juba 5 kvasarit. Samal aastal tõestas Hollandi astronoom Martin Schmidt, et kvasarite spektrite jooned on tugevalt punanihkes. Eeldades, et see punanihe on põhjustatud kvasarite eemaldamisest tuleneva kosmoloogilise punanihke mõjust, määrati kaugus nendeni Hubble'i seaduse abil. Hiljuti on aktsepteeritud, et kiirgusallikaks on galaktika keskmes asuva ülimassiivse musta augu akretsiooniketas ja seetõttu on kvasarite punanihe ennustatud gravitatsiooninihke võrra suurem kui kosmoloogiline. A. Einsteini poolt üldises relatiivsusteoorias. Praeguseks avastatud kvasarite täpset arvu on väga raske kindlaks teha. Seda seletatakse ühelt poolt uute kvasarite pideva avastamisega, teisalt aga selge piiri puudumisega kvasarite ja muud tüüpi aktiivsete galaktikate vahel. 1987. aastal avaldatud Hewitt-Burbridge'i nimekirjas oli kvasarite arv 3594. 2005. aastal kasutas rühm astronoome oma uuringus andmeid 195 000 kvasari kohta. Ühe lähima ja heledama kvasari 3C 273 punanihe z = 0,158 (mis vastab umbes 3 miljardi valgusaasta kaugusele). Kõige kaugemad kvasarid, tänu nende hiiglaslikule heledusele, mis on sadu kordi suurem kui tavaliste galaktikate heledus, salvestatakse raadioteleskoopide abil enam kui 12 miljardi valgusaasta kaugusel. aastat. 2011. aasta juuli seisuga asub kõige kaugemal asuv kvasar (ULAS J112001.48+064124.3) umbes 13 miljardi valgusaasta kaugusel. aastat Maalt. Kvasarite heleduse ebaregulaarne varieeruvus alla ööpäeva pikkusel ajaskaalal näitab, et piirkond, kus nende kiirgus tekib, on Päikesesüsteemi suurusega võrreldav väike. 1982. aastal avastasid Austraalia astronoomid uue kvasari nimega PKS 200-330, millel leiti selle aja rekordiline punanihe Z = 3,78. See tähendab, et Doppleri efekti tulemusena meist taanduva astronoomilise objekti spektrijoonte lainepikkus on 3,78 korda suurem kui paigalseisva valgusallika väärtus. Kaugus selle kvasarini, mis on optilise teleskoobi kaudu nähtav üheksateistkümnenda tähesuuruse tähena, on 12,8 miljardit valgusaastat. 80ndate teisel poolel registreeriti veel mitu kõige kaugemat kvasarit, mille punanihe ületas juba 4,0. Seega saab nende kvasarite saadetud raadiosignaale, kui meie galaktika, sealhulgas Päikesesüsteem, ei olnud veel moodustunud, registreerida ainult tänapäeval. Ja need kiired läbivad tohutu vahemaa – rohkem kui 13 miljardit valgusaastat. Need järjestikused astronoomilised avastused tehti teadusliku võistluse käigus Siding Springi observatooriumi Austraalia astronoomide ja nende Ameerika kolleegide vahel Californias Mount Palomari observatooriumis. Täna on meist kõige kaugemal objektil kvasar PC 1158+4635 punanihkega 4,733. Kaugus selleni on 13,2 miljardit valgusaastat.
Kuid samas Mount Palomari observatooriumis kinnitasid Ameerika täheuurijad 1991. aasta septembris 5-meetrise teleskoobi abil vapra kvasarikütti M. Schmidti juhtimisel lõpuks kuulujutte meist kaugemal asuva astronoomilise objekti olemasolust. Rekordkauge kvasararvu PC 1247+3406 punanihe on 4,897. Tundub, et enam pole kuhugi minna. Selle kvasari kiirgus jõuab meie planeedile peaaegu universumi vanusega võrdse aja jooksul. Hiljutised vaatlused on näidanud, et enamik kvasareid paikneb tohutute elliptiliste galaktikate keskpunktide läheduses.
Kvasarite bolomeetriline (integreeritud üle kogu spektri) heledus võib ulatuda 10 46 - 10 47 erg/s. Keskmiselt toodab kvasar umbes 10 triljonit korda rohkem energiat sekundis kui meie Päike (ja miljon korda rohkem energiat kui kõige võimsam teadaolev täht) ning selle emissioon varieerub kõigis lainepikkuste vahemikes.
