Viіі. Теоретична частина

Історія дослідження квазарів тісно пов’язана з розвитком радіоастрономічних методів дослідження, витоки яких відносять до 1932 р., коли американський радіоінженер Карл Янський відкрив космічне радіовипромінення. Він проводив вивчення радіоперешкод в атмосфері Землі в метровому (14 м) діапазоні довжин хвиль для Радіолабораторії Телефонної Компанії Белла на сконструйованому ним приладі. Це була споруда діаметром близько 30 м, зведена у формі восьми літер П (чотирьох у два ряди) і скріплена дерев’яними опорами, яка кожні 20 хвилин здійснювала на коліщатах повний оберт навколо вертикальної осі. К.Янський виявив постійний радіошум невідомого походження, джерело якого він ототожнив в 1933 р. з Чумацьким Шляхом. В 1935. К.Янський в науковій статті представив свої дослідження, але стаття залишилася без уваги наукового світу.

Далі до досліджень радіовипромінювань неба долучився американський інженер Гроут Ребер, який в середині 30-х рр. минулого століття збудував біля свого будинку параболічний радіотелескоп з діаметром дзеркала 9,5 м. Телескоп був зафіксований в меридіані, але міг повертатися навколо горизонтальної осі. Декілька років Г.Ребер проводив спостереження на довжині хвилі ~ 2 м, які довели, що радіовипромінення приходить від Чумацького Шляху і в 1942 р., опублікував першу радіокарту неба.

Серед найвідоміших систематичних каталогів радіоджерел є Кембридзький (позначення С). Перший Кембридзький каталог (1С) опубліковано в 1950 р., в ньому наведено координати 50 радіоджерел. Другий (2С) каталог опубліковано в 1955 р., в ньому наведено 500 джерел. Уточнений третій (3С) каталог опубліковано в 1959 р. він містить 471 джерело. Потім видавалися каталоги 4С, 5С, 6С.

Після уточнення каталогу 3 С почалися роботи по його співставленню з Паламарським атласом неба. В 1960 р. астрономи Каліфорнійського технологічного інституту в обсерваторіях Ма унт Вілсон і Маунт Паломар Алан Сендідж і Том Метьюз ототожнили об’єкт 3С 48 із зорею 16^m. Подальші дослідження показали, що в спектрі цієї зорі є емісійні лінії, ототожнити які на той час не вдалося. Ці ж автори в 1962 р. ототожнили джерело 3С 286 із зорею 17^m, в спектрі якої емісійні лінії теж займали незвичне положення. Подібні розходження мали дуже малі кутові розміри, від 0,01 до декількох хвилин дуги.

В 1962 р. американський радіоастроном К.Хазард запропонував для виявлення природи радіо джерел явища їх покриття диском Місяця. Разом з М.Меккі та А.Шітмінсом К.Хазард на австралійському радіотелескопі уточнив координати джерела 3С 273, яке ототожнили з зорею 13^m і для якої в 1963 р. нідерландський астрофізик Мартен Шмідт одержав спектр і виявив, що емісійні лінії в ньому належать бальмерівський серії водню, але зміщені в червону, праву частину спектра на величину z = 0,158. Так було виявлено «червоне зміщення» в спектрах подібних об’єктів. Зразу після цього американський астроном Джессі Грінстей ототожнив таким же чином лінії в спектрах 3С 48 і знайшов z = 0,37. Звідси випливало, що такі «квазізоряні радіоджерела» — квазари, які ще позначаються як QSS (від англ. quasi stellar radio sourse), є позагалактичними об’єктами, відстані до яких згідно з законом Хаббла визначаються, наприклад, при z = 0,158 до 630 Мпк (рис. 1.)

За останні роки точність визначення координат і кутових діаметрів квазарів значно підвищилась завдяки використанню сучасних радіотелескопів. Серед них згадаємо радіотелескоп РАТАН-600 (рис. 2), за допомогою якого одержано регістрограму радіовипромінення квазара 3С 286, який досліджується в даній лабораторній роботі. РАТАН-600 встановлено 1977 р. в ст. Зеленчузька, Північний Кавказ, Росія. Його діаметр 576 м, він складається з 895 металевих щитів розміром 27,4 м кожний, спостереження можливі до довжин хвиль 8 мм.

Рис. 1. Квазар

Рис. 2. РАТАН-600

Найбільшим у світі є телескоп УТР (Український Т-подібний радіотелескоп другої моделі) встановлений в 1969 р. в с.Гракове під м.Харків. Він складається з 2040 широкосмугових вібраторів, розташованих на двох антенних полотнах. Одне з них розміром 188054 м орієнтоване уздовж меридіана, друге, розміром 90054 м — уздовж паралелі. Інструмент працює в діапазоні від 10 МГц (  30 м) до 25 МГц.

Сучасні радіотелескопи складаються з антени і дуже чутливого приймача, що дає змогу сучасній астрофізиці досліджувати космічне радіовипромінення в довжинах хвиль від 1 мм до декількох десятків метрів. Антени радіотелескопів найчастіше представляють собою параболічні відбивачі, подібні до дзеркал звичайних рефлекторів, у фокусі яких встановлюють опромінювач — пристрій, який збирає радіовипромінення, що направляється на нього дзеркалом. Опромінювач (радіометр) передає прийняту енергію на приймач. Після підсилення цього сигнала, його реєструють на стрічці самопишучого електровипрмірюючого приладу для подальшої обробки. Дзеркала радіотелескопів не потребують високоточної параболічної форми, як оптичні і можуть бути навіть не суцільними. Нарешті радіотелескоп може мати нерухому антену і рухомий опромінював, тому радіотелескопи за розмірами набагато перевищують оптичні.

В радіоастрономії для вимірювання спектральної густини S() потоку випромінення використовується позасистемна одиниця випромінювання, яку названо на честь першого радіодослідника космічного випромінення Карла Янського: 1 ян = 10^-26 Вт/м²Гц.

Особливості в спектрах квазарів.

На фотографічній пластинці квазар має вигляд звичайної зорі (рис. 1). Проте фотометричні дослідження, здійснені у двох світлофільтрах, зразу ж виявляють квазар за його підвищеною яскравістю в ультрафіолеті. Саме так і «виловлюють» квазари. В спектрах квазарів на сучасному етапі досліджень можна виділити декілька особливостей.

1. Наявність великого червоного зміщення спектральних ліній до z  4.

2. Емісійні лінії дуже широкі.

3. Наявність систем ліній поглинання, червоні зміщення яких менші, ніж у емісійних ліній.

4. Наявність потужного ультрафіолетового випромінення.

5. Наявність періодів змін блиску в інтервалі від кількох днів до кількох років. Перепади блиску сягають від 0,1^m до 6^m.

Червоні зміщення z спектральних ліній в спектрах квазарів свідчать: 1) про те, що квазари мають великі значення променевої швидкості віддалення; 2) про великі значення відстаней до них згідно з законом Габбла: r=V_r/H. Якщо z = 0,16, то V_r = сz = 48000 км/с; при Н = 50 км/сМпк, r = 960 Мпк.

Дуже широкі емісійні лінії згідно з ефектом Доплера пояснюються інтенсивними швидкісними рухами іонізованого газу, в якому відбуваються процеси фотоіонізації і зіткнення, а потужне випромінення в радіодіапазоні викликане рухом релятивістських частинок в магнітному полі.

Лінії поглинання формуються на шляху між квазаром і спостерігачем. Поглинаючим середовищем можуть бути корони галактик або окремі хмари холодного газу в міжгалактичному просторі. Процеси поглинання в хмарах відбуваються при менших, чим у квазарів швидкостях віддалення цих хмар, тому і червоні зміщення ліній поглинання менші.

Наявність надлишку ультрафіолетового випромінення виявлено ще в 1960 р. А.Сендіджем, коли він виміряв кольори U, B, V і знайшов для квазара 3С 48 B-V = 0,38, а U-B = -0,61. Тому 3С 48 лежить набагато вище лінії, яка відповідає зорям головної послідовності (рис. 3).

Рис. 3. Двоколірна діаграма для квазарів. Лінія — місце нормальних зір головної послідовності. Точки — місця квазарів.

Розподіл енергії в оптичному неперервному спектрі квазара не підкоряється планківському розподілу:

. (1)

По обидві сторони від максимума планківсього розподілу (рис. 4), випромінююча здатність, яка описується формулою Планка (1), спадає по-різному.

В області коротких довжин хвиль дуже крутий підйом спектральної густини випромінення, бо у фіолетовому діапазоні спектра формула Планка перетворюється на формулу Віна, коли в (1) взяти для  дуже великі значення:

, (2)

а в діапазоні довгих хвиль формула Планка набуває вигляду закону Релея-Джинса:

, (3)

бо у виразі (1) при дуже малих значеннях  в радіодіапазоні можна розкласти в ряд:

, (4)

і тоді (1) набуває вигляду (3). Оскільки у виразі (2) маємо степеневу функцію f(х) ~ х³, а у виразі (3) маємо f(х) ~ х², то криві розподілу енергії (рис. 4) мають більш пологий спад.



Рис. 4. Залежності спектральної густини S_ потоку випромінення від частоти ; Т₁ > T₂.

Наведені закони (1–3) описують теплове випромінення абсолютно чорного тіла. Причиною такого електромагнітного випромінення є збудження атомів і молекул речовини внаслідок їх теплового руху. Випромінення реальних небесних тіл відрізняється від планківського. Особливо це проявляється у випроміненні розріджених газів, з якими має справу астрофізика. Теорія теплового випромінення, застосована до газів і плазми, дозволяє вивчати складні процеси переносу випромінення для різних об’єктів в астрофізиці (рис. 5) в різних діапазонах спектра.

Аналіз випромінення квазарів в оптичному діапазоні показав нетеплову його природу. Такі ж результати були одержані при аналізі випромінення квазара в радіодіапазоні (рис. 6).

Рис. 5. Неперервний спектр радіовипромінення Cyg A.

Рис. 6. Приклади неперервних спектрів радіовипромінення різних квазарів,  – значення спектральних індексів.

З порівняння рис. 4, 5 і 6 можна зазначити, що спостережуваний розподіл енергії в радіоспектрах квазарів не узгоджується з тепловим випроміненням гарячого газу. Залежності, приведені на рис. 6, характеризуються виразом:

, (5)

і показують, що густина потоку S() радіовипромінення квазара слабо залежить від частоти. Показник степеня  у виразі (5) називається спектральним індексом. У джерел теплового радіовипромінення, розподіл енергії яких за частотою описується законом Релея-Джинса (3), спектральний індекс  = –2 (згідно з виразом з (5)). У джерел теплового гальмівного рівноважного випромінення  > –2. У джерел нетеплового радіовипромінення спектральний індекс  > 0.

Залежність (5) густини потоку випромінення S() досліджуваного джерела від частоти зручно представляти в логарифмічному масштабі. В цьому випадку степеневий спектр зображується лінійною залежністю і нахил прямої дорівнює спектральному індексу:

. (6)

Спектр нетеплового (синхротронного) випромінення не можна однозначно характеризувати величиною температури, як у випадку теплового випромінювання. Синхротронне випромінення – це один з видів магнітогальмівного випромінення. Таке випромінювання електромагнтних хвиль відбувається, коли в потужному магнітному полі рухаються заряджені частинки з релятивістськими швидкостями. Магнітне поле викривляє траєкторію руху електронів і гальмівне прискорення, яке при цьому виникає, є причиною електромагнітного випромінення. Релятивістський електрон, який рухається в магнітному полі, описує або коло, або спіраль. Саме такий механізм реалізується при випромінюванні квазарів.

Змінність блиску квазарів (див. п. 5 особливостей спектрів) з середньою амплітудою 3^m і середнім періодом декілька днів говорить про те, що розміри квазарів невеликі (порядка 100 пк), бо інакше будь-які коливання блиску, що виникають в різних частинах об’єкта усереднювалися би. Оскільки матеріальні взаємодії передаються з швидкостями не більшими за швидкість світла, то радіус квазара:

R_min  c, (7)

де  – період зміни блиску. Визначення радіуса квазара можна також виконати, знаючи його кутові розміри  і відстань r до нього. Тоді:

. (8)

При малих значеннях , виражених в секундах дуги, маємо:

.

Тоді

. (9)

Або в радіанах:

, (10)

.

Найважче питання, пов’язане з квазарами, полягає в поясненні дуже потужного виділення енергії. Світність квазарів становить ~ 10¹⁴ L_⊙, абсолютна зоряна величина М = –26^m. Таку енергоємність можна спробувати пояснити, якщо звернутися до єдиної, можливої сьогодні, ідеї вивільнення енергії в результаті гравітаційної взаємодії газу з масивним центром квазара. Необхідна гравітаційна енергія може виділятися при падінні газу в дуже «глибоку» потенційну яму, наприклад, на масивну чорну діру. Потужне випромінення народжується в гарячому акреційному газовому диску, який з великою швидкістю обертається навколо чорної діри. Такою є на сьогодні модель квазара. Але теоретичне її пояснення представляє складну проблему як для фізики, так і для астрофізики, бо теорія гравітації ще не розроблена.

Радіогалактики і галактики Сейферта за своїми властивостями є найбільш подібними до квазарів. Квазари, радіогалактики і сейфертовські галактики об’єднує наявність активного ядра. Ядра галактик, в яких відбувається інтенсивне виділення енергії, називаються активними. Сейфертовські галактики – це масивні спіральні галактики, в центрі яких спостерігається яскраве зореподібне джерело малого кутового розміру. Назва таких галактик походить від імені К.Сейферта, який в 1943 р. виділив такий клас об’єктів. Спектр випромінення центрального ядра має нетепловий характер, тобто не зумовлений випромінюванням високотемпературної речовини. Велика ширина спектральних ліній говорить про високі швидкості руху газу в ядрі (1000 км/с). Аналіз зміни світності ядра говорить про те, що його розміри дуже малі порівняно з розмірами самої галактики. Діаметри ядер цих галактик іноді всього ~ 10 пк. Для галактик Сейферта характерне підвищене випромінення в інфрачервоній частині спектра, а у деяких – в радіодіапазоні. Відомо більше 200 галактик Сейферта.

Подібними є і радіогалактики з потужним випроміненням в радіодіапазоні. В об’єктах такого типу радіовипромінення виникає: 1) в компактному ядрі, розміром кілька пк, яке збігається з оптичним центром галактики; 2) в протяжних «радіопорожнинах», які розташовані симетрично від центра на відстанях в кілька Мпк. На відміну від сейфертовських, радіогалактики є масивними еліптичними галактиками. Механізм радіовипромінювання теж синхротронний. Виділення радіогалактик в окремий клас в деякій мірі умовне, бо практично всі галактики мають випромінення в радіодіапазоні. Ширина спектральних ліній вказує на внутрішній рух газу з швидкостями від 300 км/с до декількох тисяч км/с.

Квазари і космологія. Великі значення червоного зміщення в спектрах квазарів, змінюючи до «невпізнання» спектр випромінення (рис. 7), дають змогу визначити відстані до них, використовуючи релятивістську формулу Доплера:

. (11)

Рис. 7. Спектр випромінення квазара 3С 273 з великим червоним зміщенням і внизу – спектр порівняння.

Розв’язавши цю рівність відносно V/c, отримаємо зручну у використанні формулу для визначення променевої швидкості:

(12)

а потім, використавши відомий закон Габбла, знаходимо відстань до квазара:

(13)

де значення сталої Габбла Н = 75 км/сМпк. Квазари – об’єкти давнього етапу існування Всесвіту і є короткочасними фазами у розвитку галактик, їх ранньою стадією розвитку.

Малочисельність квазарів говорить на користь короткочасності їх існування. Спостерігаючи квазари ми вивчаємо минуле Всесвіту. Чим більші променеві швидкості V_r віддалення має об’єкт, тим на більші відстані він віддалився за час існування Всесвіту. Отже, можемо оцінити час існування Всесвіту (див. лаб. роб. 5):

. (14)

При Н = 75 км/сМпк з (14) маємо t = 13 млрд років.

Такий час t розширяється Всесвіт до сучасного стану за умови, що швидкість розширення в минулому не змінювалася. В межах похибок цей термін узгоджується з віком більшості галактик і найстарших зір нашої Галактики. Звідси витікає, що більшість галактик утворилася на досить ранніх стадіях розширення Всесвіту, коли середня густина речовини була значно вища сучасної. Тобто, ми бачимо квазари не такими, які вони є зараз, а якими вони були 13 млрд. років тому. Однак деякі протиріччя залишаються, якщо вважати, що густина Всесвіту близька до критичної (r_к=10^-29 г/см³), або вища. Отже, в минулому розширення Всесвіту було більш стрімким. Вихід з протиріч сучасна астрофізика шукає за трьома напрямами: 1) перегляд хронологічної шкали зоряної еволюції; 2) переоцінка сталої Габбла; 3) перехід до більш складних моделей Всесвіту.

ІХ. Акцентні терміни

1. К.Янський

2. Радіошум

3. М.Шмідт

4. Радіотелескопи

5. Кембрізький каталог

6. Червоне зміщення

7. Квазар

8. Радіометр

9. Широкі емісійні лінії

10. Фотоіонізаційний процес

11. Процес зіткнення

12. Лінії поглинання

13. Ультрафіолетовий надлишок

14. Формула Планка

15. Формула Віна

16. Формула Релея-Джинса

17. Теплове випромінення

18. Оптичний діапазон

19. Радіодіапазон

20. Спектральний індекс

21. Теплове радіовипромінення

22. Теплове гальмівне випромінення

23. Нетеплове випромінення.

24. Синхротронне випромінення

25. Магнітогальмівне випромінення

26. Змінність блиску

27. Розміри квазарів

28. Модель квазара

29. Радіогалактики

30. Галактики Сейферта

31. Активне ядро

32. Час існування Всесвіту

Х. Література

1. Бакулин П.И. и др. Курс общей астрономии М.: Наука, 1983.

2. Мартынов Д.Я. Курс общей астрофизики. М.: Наука, 1988.

3. Физика космоса. Маленькая энциклопедия. М.: Сов. Энциклопедия, 1986.

4. Левич В.Г. Курс теоретической физики. Т.1, 2.

5. Дж. Бербидж, М.Бербидж. Квазары. М.: Мир, 1969.

ХІ. Додатки

Результати спостережень квазара Таблиця 1.

z	mV	CIB-V	CIU-V	q	t
0,846	17,25m	–0,22m	-0,84m	0²,05	~ 2 роки

Рис. 8. Залежність інтенсивності випромінення від довжини хвилі. Приклад: m_u= 4,8, m_B = 2,8, m_V= 1,1; CI_U-В = +2, CI_B-V= +1,7.

Результати обчислень для квазара 3С 286 Таблиця 2.

a	Vr	r	M	L	Rmax	Rmin

Рис. 9. Реєстрограма радіовипромінення квазара 3С 286. Праворуч представлено калібровочний імпульс від шумового генератора, ліворуч – імпульс випромінення квазара.