Kuasar
Bir kuasar (/ˈkweɪzɑːr/ KWAY-zar; yarı-yıldız nesne olarak da bilinir, QSO olarak kısaltılır), kütlesi milyonlarca ila on milyarlarca güneş kütlesi arasında değişen süper kütleli bir kara delik tarafından desteklenen, gazlı bir yığılma diski ile çevrili, son derece parlak bir aktif galaktik çekirdektir (AGN). Kara deliğe doğru düşen diskteki gaz sürtünme nedeniyle ısınır ve elektromanyetik radyasyon şeklinde enerji açığa çıkarır. Kuasarların ışıma enerjisi muazzamdır; en güçlü kuasarlar Samanyolu gibi bir galaksiden binlerce kat daha fazla parlaklığa sahiptir. Kuasarlar genellikle daha genel bir kategori olan AGN'nin bir alt sınıfı olarak sınıflandırılır. Kuasarların kırmızıya kaymaları kozmolojik kökenlidir. ⓘ
Terim kuasar "yarı-yıldız [yıldız benzeri] radyo kaynağı "nın kısaltması olarak ortaya çıkmıştır - çünkü kuasarlar ilk olarak 1950'lerde fiziksel kökeni bilinmeyen radyo dalgası emisyonu kaynakları olarak tanımlanmış ve görünür dalga boylarındaki fotoğrafik görüntülerde tanımlandıklarında soluk, yıldız benzeri ışık noktalarına benzetilmişlerdir. Kuasarların özellikle Hubble Uzay Teleskobu'ndan alınan yüksek çözünürlüklü görüntüleri, kuasarların galaksilerin merkezlerinde oluştuğunu ve bazı ev sahibi galaksilerin güçlü bir şekilde etkileşen veya birleşen galaksiler olduğunu göstermiştir. Diğer AGN kategorilerinde olduğu gibi, bir kuasarın gözlemlenen özellikleri, kara deliğin kütlesi, gaz birikim hızı, birikim diskinin gözlemciye göre yönelimi, bir jetin varlığı veya yokluğu ve ev sahibi galaksideki gaz ve toz tarafından gizlenme derecesi gibi birçok faktöre bağlıdır. ⓘ
Bilinen en yakını Dünya'dan yaklaşık 600 milyon ışık yılı uzakta olan bir milyondan fazla kuasar bulunmuştur. Bilinen en uzak kuasar rekoru değişmeye devam ediyor. 2017 yılında ULAS J1342+0928 kuasarı kırmızıya kayma z = 7,54'te tespit edildi. Bu 800 milyon güneş kütleli kuasardan gözlemlenen ışık, evren sadece 690 milyon yaşındayken yayılmıştır. 2020'de Pōniuāʻena kuasarı, Büyük Patlama'dan sadece 700 milyon yıl sonra ve tahmini kütlesi Güneşimizin kütlesinin 1,5 milyar katı olan bir zamanda tespit edildi. 2021'in başlarında, 1,6 milyar güneş kütleli kara deliğe sahip J0313-1806 kuasarı, Büyük Patlama'dan 670 milyon yıl sonra z = 7,64'te rapor edildi. ⓘ
Kuasar keşif araştırmaları, kuasar aktivitesinin uzak geçmişte daha yaygın olduğunu göstermiştir; zirve dönemi yaklaşık 10 milyar yıl önceydi. Birden fazla, kütleçekimsel olarak birbirini çeken kuasarların yoğunlaşması büyük kuasar grupları olarak bilinir ve evrendeki bilinen en büyük yapılardan bazılarını oluşturur. ⓘ
1980’in başlarına kadar bu objelerin doğası hakkında tartışmalı görüşler olsa da , şu an uzlaşılmış bilimsel kanı şu yöndedir: Kuasar çok büyük bir galaksinin merkezindeki sıkıştırılmış alandır. Ayrıca bu alanın merkezi birçok büyük kütleli karadelik çevrelemektedir. Büyüklükleri yaklaşık olarak Schwarzschild yarıçapının 10 ile 10000 katı olarak değişmektedir. Kuasar, bir karadeliğin etrafından olan büyüme diski tarafından kuvvetlendirilir. ⓘ
İsimlendirme
"Kuasar" terimi ilk kez astrofizikçi Hong-Yee Chiu tarafından Mayıs 1964'te Physics Today'de yayınlanan bir makalede astronomik açıdan şaşırtıcı bazı nesneleri tanımlamak için kullanılmıştır:
Şimdiye kadar, bu nesneleri tanımlamak için beceriksizce uzun bir isim olan "yarı-yıldız radyo kaynakları" kullanıldı. Bu nesnelerin doğası tamamen bilinmediğinden, temel özelliklerinin adlarından anlaşılacağı şekilde kısa ve uygun bir adlandırma hazırlamak zordur. Kolaylık olması açısından, bu makale boyunca "kuasar" kısaltması kullanılacaktır. ⓘ
Gözlem ve yorumlama tarihi
Arka plan
1917 ve 1922 yılları arasında Heber Curtis, Ernst Öpik ve diğerlerinin çalışmalarıyla, astronomlar tarafından görülen bazı cisimlerin ("nebulalar") aslında bizimki gibi uzak galaksiler olduğu anlaşıldı. Ancak 1950'lerde radyo astronomisi başladığında, astronomlar galaksiler arasında açıklamaya meydan okuyan özelliklere sahip az sayıda anormal nesne tespit ettiler. ⓘ
Bu cisimler birçok frekansta büyük miktarlarda radyasyon yayıyor, ancak optik olarak hiçbir kaynak bulunamıyor ya da bazı durumlarda sadece uzaktaki bir yıldıza benzeyen soluk ve noktasal bir cisim olarak görülüyordu. Bu nesnelerin, nesnenin hangi kimyasal elementlerden oluştuğunu belirleyen spektral çizgileri de son derece garipti ve açıklamaya meydan okuyordu. Bazıları parlaklıklarını optik aralıkta çok hızlı ve X-ışını aralığında daha da hızlı bir şekilde değiştirerek, belki de kendi Güneş Sistemimizden daha büyük olmayan boyutları üzerinde bir üst sınır önermektedir. Bu da son derece yüksek bir güç yoğunluğu anlamına gelmektedir. Bu nesnelerin ne olabileceği konusunda önemli tartışmalar yapıldı. Bunlar "yarı-yıldız [yıldız benzeri] radyo kaynakları" veya "yarı-yıldız nesneler" (QSO'lar) olarak tanımlandı, bu isim onların bilinmeyen doğasını yansıtıyordu ve "kuasar" olarak kısaltıldı. ⓘ
İlk gözlemler (1960'lar ve öncesi)
İlk kuasarlar (3C 48 ve 3C 273) 1950'lerin sonlarında, tüm gökyüzü radyo araştırmalarında radyo kaynakları olarak keşfedildi. İlk olarak, karşılık gelen görünür bir nesne olmadan radyo kaynakları olarak kaydedildiler. Küçük teleskoplar ve Lovell Teleskobu bir interferometre olarak kullanılarak, çok küçük bir açısal boyuta sahip oldukları gösterildi. 1960 yılına gelindiğinde bu cisimlerden yüzlercesi kaydedilmiş ve Üçüncü Cambridge Kataloğu'nda yayınlanırken, astronomlar da optik karşılıkları için gökyüzünü taradılar. 1963 yılında Allan Sandage ve Thomas A. Matthews tarafından 3C 48 radyo kaynağının optik bir cisimle kesin olarak özdeşleştirilmesi yayımlandı. Gökbilimciler, radyo kaynağının bulunduğu yerde soluk mavi bir yıldız gibi görünen bir şey tespit etmiş ve bilinmeyen birçok geniş emisyon çizgisi içeren spektrumunu elde etmişlerdi. Anormal spektrum yoruma meydan okuyordu. ⓘ
İngiliz-Avustralyalı gökbilimci John Bolton, 1962'deki bir buluş da dahil olmak üzere, kuasarların birçok erken gözlemini yaptı. Bir başka radyo kaynağı olan 3C 273'ün Ay tarafından beş kez okültasyona uğrayacağı tahmin ediliyordu. Okültasyonlardan biri sırasında Cyril Hazard ve John Bolton tarafından Parkes Radyo Teleskobu kullanılarak yapılan ölçümler, Maarten Schmidt'in radyo kaynağının görünür bir karşılığını bulmasına ve Palomar Dağı'ndaki 200 inçlik (5,1 m) Hale Teleskobu'nu kullanarak optik bir spektrum elde etmesine olanak sağladı. Bu spektrum da aynı garip emisyon çizgilerini ortaya çıkardı. Schmidt bunların o zamanlar yüksek bir kırmızıya kayma olan %15,8 oranında kırmızıya kaymış hidrojenin sıradan spektral çizgileri olabileceğini göstermeyi başardı (daha yüksek kırmızıya kayma ile bilinen sadece bir avuç çok daha sönük galaksi vardı). Eğer bu "yıldızın" fiziksel hareketinden kaynaklanıyorsa, o zaman 3C 273 bilinen herhangi bir yıldızın hızının çok ötesinde ve her türlü açık açıklamaya meydan okuyan 47000 km/s civarında muazzam bir hızla uzaklaşıyordu. Aşırı bir hız da 3C 273'ün devasa radyo emisyonlarını açıklamaya yardımcı olmaz. Eğer kırmızıya kayma kozmolojik olsaydı (şimdi doğru olduğu biliniyor), büyük mesafe 3C 273'ün herhangi bir galaksiden çok daha parlak ama çok daha kompakt olduğunu ima ediyordu. Ayrıca, 3C 273 1900'lere kadar uzanan arşiv fotoğraflarında tespit edilebilecek kadar parlaktı; yıllık zaman ölçeklerinde değişken olduğu bulundu, bu da ışığın önemli bir kısmının 1 ışık yılından daha küçük bir bölgeden yayıldığını ima ediyordu, bu da bir galaksiye kıyasla çok küçüktü. ⓘ
Birçok soruyu beraberinde getirmesine rağmen, Schmidt'in keşfi kısa sürede kuasar gözlemlerinde devrim yarattı. 3C 48'in garip spektrumu Schmidt, Greenstein ve Oke tarafından %37 oranında kırmızıya kaymış hidrojen ve magnezyum olarak hızlı bir şekilde tanımlandı. Kısa bir süre sonra, 1964'te iki ve 1965'te beş kuasar tayfı daha aşırı derecede kırmızıya kaymış sıradan ışık olarak doğrulandı. Gözlemlerin ve kırmızıya kaymaların kendilerinden şüphe edilmese de, doğru yorumlanmaları yoğun bir şekilde tartışıldı ve Bolton'un kuasarlardan tespit edilen radyasyonun, aşırı hıza sahip uzak yüksek derecede kırmızıya kaymış kaynaklardan gelen sıradan spektral çizgiler olduğu önerisi o zamanlar yaygın olarak kabul görmedi. ⓘ
Fiziksel anlayışın gelişimi (1960'lar)
Aşırı kırmızıya kayma büyük bir mesafe ve hız anlamına gelebilir ama aynı zamanda aşırı kütle ya da belki de bilinmeyen başka doğa yasaları nedeniyle de olabilir. Aşırı hız ve mesafe aynı zamanda muazzam bir güç çıkışı anlamına gelir ki bunun da bir açıklaması yoktur. Küçük boyutları interferometri ile ve kuasarın bir bütün olarak güç çıkışındaki değişim hızının gözlemlenmesiyle ve en güçlü görünür ışık teleskoplarında bile soluk yıldız benzeri ışık noktalarından başka bir şey olarak görülememeleriyle doğrulanmıştır. Ancak uzayda küçük ve uzakta olsalardı, güç çıkışlarının muazzam ve açıklanması zor olması gerekirdi. Aynı şekilde, eğer çok küçük ve galaksimize çok daha yakın olsalardı, görünür güç çıkışlarını açıklamak kolay olurdu, ancak kırmızıya kaymalarını ve evrenin arka planına karşı tespit edilebilir hareket eksikliğini açıklamak daha az kolay olurdu. ⓘ
Schmidt, kırmızıya kaymanın Hubble yasasında belirtildiği gibi evrenin genişlemesiyle de ilişkili olduğunu belirtti. Eğer ölçülen kırmızıya kayma genişlemeden kaynaklanıyorsa, bu, bugüne kadar görülen herhangi bir nesnenin çok ötesinde, olağanüstü yüksek parlaklık ve güç çıkışına sahip çok uzak nesnelerin yorumlanmasını destekleyecektir. Bu aşırı parlaklık aynı zamanda büyük radyo sinyalini de açıklayacaktır. Schmidt 3C 273'ün galaksimiz içinde (ya da yakınında) yaklaşık 10 km genişliğinde tek bir yıldız ya da uzak bir aktif galaktik çekirdek olabileceği sonucuna varmıştır. Uzak ve son derece güçlü bir nesnenin doğru olma ihtimalinin daha yüksek olduğunu belirtti. ⓘ
Schmidt'in yüksek kırmızıya kayma açıklaması o dönemde yaygın olarak kabul görmemişti. En büyük endişe, eğer uzaktalarsa bu nesnelerin yayıyor olması gereken muazzam enerji miktarıydı. 1960'larda yaygın olarak kabul edilen hiçbir mekanizma bunu açıklayamıyordu. Şu anda kabul edilen açıklama, bir yığılma diskindeki maddenin süper kütleli bir kara deliğe düşmesinden kaynaklandığı, ancak 1964 yılında Edwin Salpeter ve Yakov Zel'dovich tarafından önerildi ve o zaman bile birçok astronom tarafından reddedildi, çünkü 1960'larda kara deliklerin varlığı hala yaygın olarak teorik ve çok egzotik olarak görülüyordu ve birçok galaksinin (bizimki de dahil) merkezlerinde süper kütleli kara delikler olduğu henüz doğrulanmamıştı. Işımalarındaki garip spektral çizgiler ve bazı kuasarlarda görülen değişim hızı da birçok astronom ve kozmoloğa nesnelerin nispeten küçük ve dolayısıyla belki de parlak, büyük ve çok uzakta olmadıklarını; dolayısıyla kırmızıya kaymalarının mesafe ya da hızdan kaynaklanmadığını ve başka bir nedenden ya da bilinmeyen bir süreçten kaynaklanması gerektiğini, yani kuasarların kırmızıya kaymış ışıklarının ima ettiği gibi gerçekten güçlü nesneler ya da aşırı mesafelerde olmadıklarını düşündürdü. Yaygın bir alternatif açıklama, kırmızıya kaymaların aşırı hızdan (özel görelilikle açıklanan) değil, aşırı kütleden (genel görelilikle açıklanan kütleçekimsel kırmızıya kayma) kaynaklandığıydı. ⓘ
1960'lar ve 1970'ler boyunca her biri kendi sorunlarına sahip çeşitli açıklamalar önerildi. Kuasarların yakındaki nesneler olduğu ve kırmızıya kaymalarının uzayın genişlemesinden değil, derin bir kütleçekim kuyusundan kaçan ışıktan kaynaklandığı öne sürüldü. Bu, yüksek parlaklıkları da açıklayacak olan büyük kütleli bir nesne gerektirecektir. Bununla birlikte, ölçülen kırmızıya kaymayı üretecek yeterli kütleye sahip bir yıldız kararsız ve Hayashi limitini aşmış olacaktır. Kuasarlar ayrıca daha önce sadece düşük yoğunluklu sıcak gaz bulutsularında görülen yasak spektral emisyon çizgileri gösterirler ki bu da hem gözlemlenen gücü üretmek hem de derin bir yerçekimi kuyusuna sığmak için çok dağınık olacaktır. Kozmolojik olarak uzak kuasarlar fikrine ilişkin ciddi endişeler de vardı. Bunlara karşı güçlü bir argüman, nükleer füzyon da dahil olmak üzere bilinen enerji dönüşüm süreçlerinin çok ötesinde enerjileri ima etmeleriydi. Kuasarların, benzer şekilde bilinmeyen uzay bölgelerinde şimdiye kadar bilinmeyen bazı kararlı antimadde formlarından oluştuğu ve bunun parlaklıklarını açıklayabileceği yönünde öneriler vardı. Diğerleri ise kuasarların bir solucan deliğinin beyaz delik ucu ya da çok sayıda süpernovanın zincirleme reaksiyonu olduğunu öne sürdü. ⓘ
Sonunda, 1970'lerden başlayarak, birçok kanıt (ilk X-ışını uzay gözlemevleri, kara delikler hakkındaki bilgiler ve modern kozmoloji modelleri de dahil olmak üzere) kuasar kırmızıya kaymalarının gerçek olduğunu ve uzayın genişlemesinden kaynaklandığını, kuasarların aslında Schmidt ve diğer bazı astronomların öne sürdüğü kadar güçlü ve uzak olduğunu ve enerji kaynaklarının süper kütleli bir kara deliğe düşen bir yığılma diskinden gelen madde olduğunu yavaş yavaş gösterdi. Buna kuasarlara ev sahipliği yapan galaksilerin optik ve X-ışını görüntülerinden elde edilen önemli kanıtlar, çeşitli spektral anomalileri açıklayan "araya giren" soğurma çizgilerinin bulunması, kütleçekimsel mercekleme gözlemleri, Peterson ve Gunn'ın 1971'de kuasarları içeren galaksilerin kuasarlarla aynı kırmızıya kayma gösterdiğini bulması ve Kristian'ın 1973'te birçok kuasarın "bulanık" çevresinin daha az parlak bir ev sahibi galaksiyle tutarlı olduğunu bulması dahildir. ⓘ
Bu model aynı zamanda birçok galaksinin ya da hatta çoğu galaksinin büyük bir merkezi kara deliğe sahip olduğunu gösteren diğer gözlemlerle de uyumludur. Bu aynı zamanda kuasarların evrenin erken dönemlerinde neden daha yaygın olduğunu da açıklar: bir kuasar kendi birikim diskinden madde çekerken, yakınlarda daha az madde olduğu bir nokta gelir ve kuasar daha sıradan bir galaksi türü haline geldikçe enerji üretimi düşer veya durur. ⓘ
Yığılma diski enerji üretim mekanizması nihayet 1970'lerde modellendi ve kara delikler de doğrudan tespit edildi (kendi galaksimizin ve diğer birçok galaksinin merkezinde süper kütleli kara deliklerin bulunabileceğini gösteren kanıtlar da dahil olmak üzere), bu da kuasarların çok uzaktaki nesnelerin bir sonucu olamayacak kadar parlak olduğu veya doğada uygun bir mekanizmanın varlığının doğrulanamadığı endişesini ortadan kaldırdı. 1987 yılına gelindiğinde bunun kuasarlar için doğru açıklama olduğu "kabul edilmiş" ve kuasarların kozmolojik uzaklığı ve enerji çıkışı neredeyse tüm araştırmacılar tarafından kabul edilmiştir. ⓘ
Modern gözlemler (1970'lerden itibaren)
Daha sonra tüm kuasarların güçlü radyo emisyonuna sahip olmadığı, aslında sadece yaklaşık %10'unun "radyo-gürültülü" olduğu anlaşılmıştır. Bu nedenle, "radyo-gürültülü" ve "radyo-sessiz" sınıflarına ayrılan bu cisimleri ifade etmek için ("kuasar "a ek olarak) "QSO" (yarı-yıldız cisim) adı kullanılmaktadır. Kuasarın keşfi 1960'larda astronomi alanında büyük etkiler yaratmış, fizik ve astronomiyi birbirine yaklaştırmıştır. ⓘ
Albert Einstein'ın genel görelilik kuramının öngördüğü kütleçekimsel mercek etkisi, ilk kez 1979 yılında 0957+561 çift kuasarının görüntüleriyle gözlemsel olarak doğrulanmıştır. ⓘ
Şubat 2021'de yayınlanan bir çalışma, bir yönde (Hydra'ya doğru) ters yönden daha fazla kuasar olduğunu ve görünüşe göre o yönde hareket ettiğimizi gösterdi. Ancak bu dipolün yönü, kozmik mikrodalga arka plan radyasyonuna göre hareket yönümüzden yaklaşık 28° uzaktadır. ⓘ
Mart 2021'de, Olay Ufku Teleskobu ile ilgili bir bilim insanı işbirliği, ilk kez bir kara deliğin, özellikle de Başak takımyıldızında yaklaşık 55 milyon ışık yılı uzaklıktaki eliptik bir galaksi olan Messier 87'nin merkezindeki kara deliğin polarize tabanlı bir görüntüsünü sunarak kuasarlara yol açan güçleri ortaya çıkardı. ⓘ
Mevcut anlayış
Kuasarların uzak ama son derece parlak nesneler olduğu artık bilinmektedir, bu nedenle Dünya'ya ulaşan herhangi bir ışık uzayın metrik genişlemesi nedeniyle kırmızıya kaymaktadır. ⓘ
Kuasarlar aktif galaksilerin merkezlerinde yaşarlar ve 200-400 milyar yıldız içeren Samanyolu'nun bin katı kadar enerji yayarak evrende bilinen en parlak, güçlü ve enerjik nesneler arasında yer alırlar. Bu radyasyon, X-ışınlarından uzak kızılötesine kadar elektromanyetik spektrum boyunca neredeyse tekdüze bir şekilde yayılır ve morötesi optik bantlarda zirve yapar; bazı kuasarlar aynı zamanda güçlü radyo emisyonu ve gama ışını kaynaklarıdır. Yer tabanlı teleskoplar ve Hubble Uzay Teleskobu'nun yüksek çözünürlüklü görüntülemesiyle, bazı durumlarda kuasarları çevreleyen "ev sahibi galaksiler" tespit edilmiştir. Bu galaksiler normalde, özel teknikler dışında, kuasarın parıltısına karşı görülemeyecek kadar sönüktür. Ortalama görünür büyüklüğü 12,9 olan 3C 273 haricindeki kuasarların çoğu küçük teleskoplarla görülemez. ⓘ
Kuasarların, 1964 yılında Edwin Salpeter ve Yakov Zel'dovich tarafından öne sürüldüğü gibi, uzak galaksilerin çekirdeklerindeki süper kütleli kara deliklere malzeme yığılmasıyla güçlendiğine inanılır ve çoğu durumda doğrulanır. Işık ve diğer radyasyon bir kara deliğin olay ufkunun içinden kaçamaz. Bir kuasar tarafından üretilen enerji kara deliğin dışında, yörüngede dönerken ve içe doğru düşerken kara deliğe en yakın malzemenin içindeki yerçekimsel gerilimler ve muazzam sürtünme ile üretilir. Kuasarların devasa parlaklığı, Güneş benzeri yıldızlarda enerji üretimine hakim olan p-p zinciri nükleer füzyon süreci için sadece %0,7'ye kıyasla, bir nesnenin kütlesinin %6 ila %32'sini enerjiye dönüştürebilen merkezi süper kütleli kara deliklerin yığılma disklerinden kaynaklanmaktadır. Yankılanma haritalaması kullanılarak kuasarlarda 105 ila 109 güneş kütlesinde merkezi kütleler ölçülmüştür. Samanyolu galaksimiz de dahil olmak üzere, aktif bir merkeze sahip olmayan ve bir kuasara benzer herhangi bir aktivite göstermeyen birkaç düzine yakın büyük galaksinin çekirdeklerinde (galaktik merkez) benzer bir süper kütleli kara delik içerdiği doğrulanmıştır. Bu nedenle artık tüm büyük galaksilerin bu tür bir kara deliğe sahip olduğu, ancak sadece küçük bir kısmının merkezlerinde aktif hale gelmek ve kuasar olarak görülebilecek şekilde radyasyon yaymak için doğru türde bir yörüngede yeterli maddeye sahip olduğu düşünülmektedir. ⓘ
Bu aynı zamanda kuasarların evrenin erken dönemlerinde neden daha yaygın olduğunu da açıklar, çünkü bu enerji üretimi süper kütleli kara delik yakınındaki tüm gaz ve tozu tükettiğinde sona erer. Bu, Samanyolu da dahil olmak üzere çoğu galaksinin aktif bir aşamadan geçtiği, bir kuasar veya karadelik kütlesine ve yığılma oranına bağlı olan başka bir aktif galaksi sınıfı olarak ortaya çıktığı ve şimdi sakin oldukları anlamına gelir çünkü radyasyon üretmek için merkezi karadeliklerini besleyecek bir madde kaynağı yoktur. ⓘ
Kara deliğin üzerine yığılan maddenin doğrudan içine düşmesi olası değildir, ancak kara deliğin etrafında bir miktar açısal momentuma sahip olacak ve bu da maddenin bir yığılma diskinde toplanmasına neden olacaktır. Kuasarlar, normal galaksiler birleştiğinde ve kara deliğe yeni bir madde kaynağı aşılandığında da tutuşabilir veya yeniden ateşlenebilir. Aslında, Andromeda Galaksisi yaklaşık 3-5 milyar yıl içinde kendi Samanyolu galaksimizle çarpıştığında bir kuasar oluşabileceği öne sürülmüştür. ⓘ
1980'lerde, kuasarların belirli bir aktif galaksi türü olarak sınıflandırıldığı birleşik modeller geliştirildi ve çoğu durumda onları blazarlar ve radyo galaksileri gibi diğer aktif galaksilerden ayıran şeyin sadece görüş açısı olduğu konusunda bir fikir birliği ortaya çıktı. ⓘ
Bilinen en yüksek kırmızıya kayma değerine sahip kuasar (Aralık 2017 itibariyle), Dünya'dan yaklaşık 29,36 milyar ışık yılı uzaklığa karşılık gelen 7,54 kırmızıya kayma değerine sahip ULAS J1342+0928'dir (bu mesafeler ışığın evrenin 13,8 milyar yıllık tarihinde kat edebileceği mesafeden çok daha büyüktür çünkü uzayın kendisi de genişlemektedir). ⓘ
Özellikler
Çoğu Sloan Dijital Gökyüzü Araştırması'ndan olmak üzere 750.414'ten fazla kuasar bulunmuştur (Ağustos 2020 itibarıyla). Gözlenen tüm kuasar spektrumlarının kırmızıya kaymaları 0,056 ile 7,64 arasındadır (2021 itibariyle). Bu kırmızıya kaymalara Hubble yasası uygulandığında, kuasarların 600 milyon ila 29,36 milyar ışık yılı uzaklıkta oldukları gösterilebilir (comoving mesafe açısından). En uzak kuasarlara olan büyük mesafeler ve ışığın sonlu hızı nedeniyle, onlar ve çevrelerindeki uzay, evrenin çok erken dönemlerinde var oldukları gibi görünürler. ⓘ
Kuasarların gücü, çoğu galaksinin çekirdeğinde var olduğuna inanılan süper kütleli kara deliklerden kaynaklanır. Galaksilerin çekirdeklerine yakın yıldızların Doppler kaymaları, çok dik yerçekimi gradyanlarına sahip muazzam kütlelerin etrafında döndüklerini gösterir, bu da kara delikleri düşündürür. ⓘ
Kuasarlar Dünya'dan bakıldığında soluk görünmelerine rağmen, bilinen evrendeki en parlak nesneler olarak çok uzak mesafelerden görülebilirler. Gökyüzündeki en parlak kuasar Başak takımyıldızındaki 3C 273'tür. Ortalama görünür büyüklüğü 12,8'dir (orta büyüklükte bir amatör teleskopla görülebilecek kadar parlaktır), ancak mutlak büyüklüğü -26,7'dir. Yaklaşık 33 ışık yılı uzaklıktan bakıldığında, bu nesne gökyüzünde Güneşimiz kadar parlak bir şekilde parlayacaktır. Dolayısıyla bu kuasarın parlaklığı Güneş'in yaklaşık 4 trilyon (4×1012) katı ya da Samanyolu gibi dev galaksilerin toplam ışığının yaklaşık 100 katıdır. Bu, kuasarın her yöne enerji yaydığını varsayar, ancak aktif galaktik çekirdeğin tercihen jet yönünde yayıldığına inanılmaktadır. Çoğu milyarlarca yıl önce aktif çekirdeklere sahip olan ancak sadece bugün görülen yüz milyarlarca galaksiyi içeren bir evrende, bazıları diğerlerinden daha doğrudan olmak üzere binlerce enerji jetinin Dünya'ya doğru yönelmesi gerektiği istatistiksel olarak kesindir. Birçok durumda, kuasar ne kadar parlaksa, jeti de o kadar doğrudan Dünya'ya yöneliktir. Bu tür kuasarlar blazar olarak adlandırılır. ⓘ
Hiper parlak kuasar APM 08279+5255, 1998 yılında keşfedildiğinde mutlak büyüklüğü -32,2 olarak verilmişti. Hubble Uzay Teleskobu ve 10 m Keck Teleskobu ile yapılan yüksek çözünürlüklü görüntüleme, bu sistemin kütleçekimsel olarak merceklendiğini ortaya koymuştur. Bu sistemin kütleçekimsel merceklenmesi üzerine yapılan bir çalışma, yayılan ışığın ~10 kat büyütüldüğünü göstermektedir. Yine de 3C 273 gibi yakın kuasarlardan önemli ölçüde daha parlaktır. ⓘ
Kuasarlar evrenin erken dönemlerinde bugün olduğundan çok daha yaygındı. Maarten Schmidt tarafından 1967 yılında yapılan bu keşif, sabit durum kozmolojisine karşı ve Büyük Patlama kozmolojisi lehine güçlü bir kanıt olmuştur. Kuasarlar, süper kütleli kara deliklerin hızla büyüdüğü (yığılma yoluyla) yerleri gösterir. 2021'de bildirilen ayrıntılı simülasyonlar, spiral kollar gibi galaksi yapılarının, aksi takdirde galaksi merkezlerinin yörüngesinde sonsuza kadar dönecek olan gazı 'frenlemek' için yerçekimi kuvvetlerini kullandığını gösterdi; bunun yerine frenleme mekanizması, gazın süper kütleli kara deliklere düşmesini ve muazzam radyan enerjiler açığa çıkarmasını sağladı. Bu kara delikler, şu anda tam olarak anlaşılamayan bir şekilde, ev sahibi galaksilerindeki yıldızların kütlesi ile birlikte evrimleşmektedir. Bir görüşe göre kuasarlar tarafından yaratılan jetler, radyasyon ve rüzgarlar ev sahibi galaksideki yeni yıldızların oluşumunu durdurur, bu sürece "geri besleme" denir. Galaksi kümelerinin merkezlerindeki bazı kuasarlarda güçlü radyo emisyonu üreten jetlerin, bu kümelerdeki sıcak gazın soğuyup merkezi galaksiye düşmesini önleyecek kadar güçlü olduğu bilinmektedir. ⓘ
Kuasarların parlaklıkları değişkendir ve zaman ölçekleri aylar ile saatler arasında değişir. Bu, kuasarların enerjilerini çok küçük bir bölgeden ürettikleri ve yaydıkları anlamına gelir, çünkü kuasarın her bir parçasının, parlaklık değişimlerinin koordinasyonuna izin verecek bir zaman ölçeğinde diğer parçalarla temas halinde olması gerekir. Bu, birkaç haftalık bir zaman ölçeğinde değişen bir kuasarın birkaç ışık haftasından daha büyük olamayacağı anlamına gelir. Küçük bir bölgeden büyük miktarda güç yayılması, yıldızlara güç veren nükleer füzyondan çok daha verimli bir güç kaynağı gerektirir. Bir kara deliğe infalling yoluyla yerçekimi potansiyel enerjisinin radyasyona dönüştürülmesi, Güneşimiz gibi bir yıldızda kütlenin enerjiye dönüşümü için %0,7'ye kıyasla kütlenin %6 ila %32'sini enerjiye dönüştürür. Bu, çok uzun bir süre boyunca bu kadar yüksek güç üretebilen bilinen tek süreçtir. (Süpernovalar ve gama ışını patlamaları gibi yıldız patlamaları ve doğrudan madde-antimadde yok oluşu da çok yüksek güç çıkışı üretebilir, ancak süpernovalar yalnızca günlerce sürer ve evren ilgili zamanlarda büyük miktarlarda antimaddeye sahip görünmemektedir). ⓘ
Kuasarlar, Seyfert galaksileri gibi diğer aktif galaksilerle ortak olan tüm özellikleri sergilediğinden, kuasarlardan gelen emisyon, daha küçük süper kütleli kara delikler tarafından desteklenen daha küçük aktif galaksilerinkiyle kolayca karşılaştırılabilir. Süper kütleli bir kara deliğin 1040 watt'lık bir parlaklık (bir kuasarın tipik parlaklığı) yaratabilmesi için yılda 10 güneş kütlesine eşdeğer malzeme tüketmesi gerekir. Bilinen en parlak kuasarlar her yıl 1000 güneş kütlesi malzeme tüketmektedir. Bilinen en büyüğünün saniyede 10 Dünya'ya eşdeğer madde tükettiği tahmin edilmektedir. Kuasar parlaklıkları, çevrelerine bağlı olarak zaman içinde önemli ölçüde değişebilir. Kuasarları milyarlarca yıl boyunca beslemek zor olduğundan, bir kuasar çevresindeki gaz ve tozu biriktirmeyi bitirdikten sonra sıradan bir galaksi haline gelir. ⓘ
Kuasarlardan gelen radyasyon kısmen "termal değildir" (yani kara cisim radyasyonundan kaynaklanmaz) ve yaklaşık %10'unun radyo galaksilerindeki gibi jetler ve loblara sahip olduğu ve bunların da rölativistik hızlarda hareket eden parçacıklar şeklinde önemli miktarda (ancak tam olarak anlaşılamayan) enerji taşıdığı gözlemlenmiştir. Son derece yüksek enerjiler çeşitli mekanizmalarla açıklanabilir (bkz. Fermi ivmesi ve Merkezkaç ivme mekanizması). Kuasarlar radyo, kızılötesi, görünür ışık, morötesi, X-ışını ve hatta gama ışınları dahil olmak üzere gözlemlenebilir elektromanyetik spektrumun tamamında tespit edilebilir. Kuasarların çoğu, hidrojenin 121.6 nm Lyman-alfa emisyon çizgisinin dinlenme çerçevesi morötesi dalga boyunda en parlaktır, ancak bu kaynakların muazzam kırmızıya kaymaları nedeniyle, bu tepe parlaklığı yakın kızılötesinde 900.0 nm'ye kadar kırmızıya kadar gözlemlenmiştir. Kuasarların azınlığı, ışık hızına yakın hareket eden madde jetleri tarafından üretilen güçlü radyo emisyonu gösterir. Aşağı doğru bakıldığında bunlar blazar olarak görünür ve genellikle merkezden ışık hızından daha hızlı uzaklaşıyormuş gibi görünen bölgelere sahiptir (süperluminal genişleme). Bu, özel göreliliğin özelliklerinden kaynaklanan optik bir yanılsamadır. ⓘ
Kuasar kırmızıya kaymaları, görünür ve morötesi emisyon spektrumlarına hakim olan güçlü spektral çizgilerden ölçülür. Bu çizgiler sürekli spektrumdan daha parlaktır. Işık hızının yüzde birkaçının ortalama hızına karşılık gelen Doppler genişlemesi sergilerler. Hızlı hareketler büyük bir kütleye işaret eder. Hidrojen (çoğunlukla Lyman serisi ve Balmer serisi), helyum, karbon, magnezyum, demir ve oksijen emisyon çizgileri en parlak çizgilerdir. Bu çizgileri yayan atomlar nötrden yüksek oranda iyonize olmuşa kadar değişir ve yüksek oranda yüklüdür. Bu geniş iyonlaşma aralığı, gazın kuasar tarafından yüksek oranda ışınlandığını, sadece sıcak olmadığını ve bu kadar geniş bir iyonlaşma aralığı üretemeyen yıldızlar tarafından da ışınlanmadığını göstermektedir. ⓘ
Tüm (gizlenmemiş) aktif galaksiler gibi kuasarlar da güçlü X-ışını kaynakları olabilirler. Radyo-gürültülü kuasarlar, jetteki radyo-yayan elektronlar tarafından daha düşük enerjili fotonların ters Compton saçılmasıyla X-ışınları ve gama ışınları da üretebilir. ⓘ
Demir kuasarlar, IRAS 18508-7815 gibi düşük iyonizasyonlu demirden (Fe II) kaynaklanan güçlü emisyon çizgileri gösterir. ⓘ
Spektral çizgiler, reiyonizasyon ve erken evren
Kuasarlar ayrıca Büyük Patlama'nın reiyonizasyonunun sonuna ilişkin bazı ipuçları da sağlar. Bilinen en eski kuasarlar (z = 6) bir Gunn-Peterson çukuru sergiler ve önlerinde o zamanki galaksiler arası ortamın nötr gaz olduğunu gösteren soğurma bölgeleri vardır. Daha yeni kuasarlar soğurma bölgesi göstermez, bunun yerine spektrumları Lyman-alfa ormanı olarak bilinen dikenli bir alan içerir; bu, galaksiler arası ortamın plazmaya reiyonizasyona uğradığını ve nötr gazın sadece küçük bulutlarda bulunduğunu gösterir. ⓘ
İyonlaştırıcı ultraviyole radyasyonun yoğun üretimi de önemlidir, çünkü galaksiler oluşurken reiyonizasyonun gerçekleşmesi için bir mekanizma sağlayacaktır. Buna rağmen, mevcut teoriler kuasarların reiyonizasyonun birincil kaynağı olmadığını öne sürmektedir; reiyonizasyonun birincil nedenleri muhtemelen Popülasyon III yıldızları olarak bilinen en eski yıldız nesilleri (muhtemelen %70) ve cüce galaksilerdir (çok erken küçük yüksek enerjili galaksiler) (muhtemelen %30). ⓘ
Kuasarlarda helyumdan daha ağır elementlerin bulunduğuna dair kanıtlar vardır, bu da galaksilerin Büyük Patlama ile ilk gözlemlenen kuasarlar arasında Popülasyon III yıldızlarını yaratarak büyük bir yıldız oluşumu evresinden geçtiğini göstermektedir. Bu yıldızlardan gelen ışık 2005 yılında NASA'nın Spitzer Uzay Teleskobu kullanılarak gözlemlenmiş olabilir, ancak bu gözlem henüz doğrulanmamıştır. ⓘ
Kuasar alt türleri
Kuasarların taksonomisi, farklı özelliklere sahip kuasar popülasyonunun alt kümelerini temsil eden çeşitli alt türleri içerir. ⓘ
- Radyo-gürültülü kuasarlar, güçlü radyo dalga boyu emisyon kaynakları olan güçlü jetleri olan kuasarlardır. Bunlar genel kuasar popülasyonunun yaklaşık %10'unu oluşturur.
- Radyo-sessiz kuasarlar, güçlü jetleri olmayan ve radyo-gürültülü popülasyona göre nispeten daha zayıf radyo emisyonu olan kuasarlardır. Kuasarların çoğunluğu (yaklaşık %90'ı) radyo-sessizdir.
- Geniş soğurma çizgisi (BAL) kuasarları, spektrumları kuasarın dinlenme çerçevesine göre maviye kaymış geniş soğurma çizgileri sergileyen kuasarlardır, bu da aktif çekirdekten gözlemciye doğru akan gazdan kaynaklanır. Geniş soğurma çizgileri kuasarların yaklaşık %10'unda bulunur ve BAL kuasarları genellikle radyo-sessizdir. BAL kuasarlarının dinlenme çerçevesi morötesi spektrumlarında, iyonize karbon, magnezyum, silikon, azot ve diğer elementlerden geniş soğurma çizgileri tespit edilebilir.
- Tip 2 (veya Tip II) kuasarlar, yığılma diskinin ve geniş emisyon çizgilerinin yoğun gaz ve toz tarafından büyük ölçüde gizlendiği kuasarlardır. Bunlar Tip 2 Seyfert galaksilerinin daha yüksek parlaklıktaki muadilleridir.
- Kırmızı kuasarlar, normal kuasarlardan daha kırmızı olan optik renklere sahip kuasarlardır ve kuasar ev sahibi galaksideki orta seviyedeki toz sönmesinin bir sonucu olduğu düşünülmektedir. Kızılötesi araştırmalar, kırmızı kuasarların toplam kuasar popülasyonunun önemli bir bölümünü oluşturduğunu göstermiştir.
- Optik olarak şiddetli değişken (OVV) kuasarlar, jetin gözlemciye doğru yönlendirildiği radyo-bulut kuasarlardır. Jet emisyonunun rölativistik ışınımı, kuasar parlaklığının güçlü ve hızlı değişkenliğine neden olur. OVV kuasarları da bir blazar türü olarak kabul edilir.
- Zayıf emisyon çizgisi kuasarları, morötesi/görünür spektrumda alışılmadık derecede soluk emisyon çizgilerine sahip kuasarlardır. ⓘ
Göksel referans sistemlerinin rolü
Kuasarlar gökyüzünde bir ölçüm çubuğu kurulan yararlı referans noktalarıdır, çünkü onlar aşırı uzak, parlak ve belirgin boyutta küçüktür. International Celestial Reference System (ICRS) yüzlerce ekstra galaktik radyo kaynaklarına, çoğunlukla bütün gökyüzüne dağılmış kuasarlara dayanmaktadır. Çünkü onlar çok uzak, onlar bizim mevcut teknolojimize göre görünüşte durağandır, fakat onların pozisyonu Very Long Baseline Interferometry ile en uzak doğruluk ölçülebilinir. Çoğunun pozisyonları 0.001 arcsecond ya da dahası (büyüklük sıralaması en iyi optik ölçümlerden daha kesin) bilinilir. ⓘ
Çoklu kuasarlar
Çoklu görüntülenmiş bir kuasar yer çekimi merceğine (aynı kuasarın çift, üçlü ya da dört katlı şekilleriyle sonuçlanan ) maruz kalan bir kuasarın ışığıdır.1979 da, ilk keşfedilen yerçekimi merceği çift resmedilmiş kuasardır Q0957+561 ( ya da ikiz kuasarlar).İki ya da daha fazla kuasarların gruplaşması tesadüf hizalanmasından, fiziksel yakınlık, gerçek yakın fiziksel çekimden ya da iki ya da daha fazla görüntünün içindeki yalnız bir kuasarın ışığı büken yer çekiminin etkilerinden kaynaklanır. ⓘ
Aynı yerin etrafında bulunan üç ya da daha ayrı kuasarların olasılığı çok düşüktür, çünkü kuasarlar nadir objelerdir.İlk doğru üçlü kuasar 2007 de gözlemlerle W. M. Keck Observatory Mauna Kea Hawai’de bulunuldu.1989 da LBQS1429-008 (ya da QQQ J1432-0106) ilk olarak gözlenildi ve bir çift kuasar bulunuldu; kendisinin nadir oluşumu. Gökbilimciler üçüncü üyeyi keşfettiğinde, onlar kaynakların ayrı olduğunu ve yer çekimsel merceğin sonucu olmadığını onayladı.Bu üçlü kuasarın bir z=2.076 (10.5 milyar ışık yılına eşdeğer) redshift’i vardır. Bu parçalar tahmin edilmiş 30-50 kpc ( eşleşen galaksilerin kendine özgü) ayırıldı. Üçlü kuasarın mercekleşme tarafından oluşturulan bir diğer örneği PG1115+08 dir. ⓘ
2013'te, ikinci gerçek üçlü kuasarlar QQQ J1519+0627 z=1.51 ( yaklaşık 9 milyar ışık yılı) redshift ile gökbilimcilerin uluslararası takımı tarafından Insubria Ünivesitesi Farina liderliğinde bulunuldu, bütün sistem 25’’ içinde barındırılır ( 200 kpc tahmini uzaklık). Takım, European Southern Observatory’ ın (ESO) yeni teknoloji teleskoplarla (NTT) La Silla Observatory den toplanan ve Centro Astronomico Hispano Aleman (CAHA) ‘nın 3.5 metre teleskopuyla Calar Alto Observatory’ deki gözlemlerden verilere ulaştı. ⓘ
İki kuasarın neredeyse aynı yönde olduğu Dünya’dan görünüldüğü üzere onların yalnız kuasar olduğu görünür fakat teleskopların kullanımından ayırılabilir, onlar çift kuasar olarak ima edilir örneğin İkiz Kuasar. Bunlar iki farklı kuasarlardır, yer çekimsel merceği aynı kuasar değildir. Bu gruplaşma optik çift yıldızla benzerdir. İki kuasar, kuasar çifti, belki yakından zaman ve uzayla alakalı olabilir ve yer çekimsel birbirine bağlanmış olabilir. Bu kuasarlar aynı galaksi kümesinde yer alabilir. Bu gruplaşma yıldız kümesinde iki öne çıkan yıldıza benzer. ‘’İkili kuasar ‘’ yakın olarak yer çekimsel olarak bağlantılı olabilir ve etkileşen galaksi çiftini oluşturabilir. Bu gruplaşma bu ikili yıldız sistemine benzerdir. ⓘ
İlk gerçek dörtlü kuasar sistemi 2015 yılında kırmızıya kayma z = 2.0412'de keşfedilmiştir ve toplam fiziksel ölçeği yaklaşık 200 kpc'dir (kabaca 650.000 ışık yılı). ⓘ
Galeri
Birleşen Galaksilerdeki Çift Kuasarların Gösterimi
Bu iki NASA/ESA Hubble Uzay Teleskobu görüntüsü, 10 milyar yıl önce var olan ve birleşen galaksilerin kalbinde yer alan iki kuasar çiftini ortaya koyuyor. ⓘ
