Kvasar

Kvasaritel on väga suur punanihe, mis tuleneb Universumi paisumisest Maa ja kvasari vahel.^[2] Nad on ühed kõige heledamad ja energiarikkamad teadaolevad objektid universumis. Nad kipuvad asuma noorte aktiivsete galaktikate keskmetes ja kiirgavad energiat kuni 1000 korda võimsamalt kui Linnutee. Hubble’i seadusega kombineerides vihjab punanihe, et kvasarid on väga kauged objektid ja pärinevad seega väga varasest Universumist. Kõige heledamad kvasarid kiirgavad hulgas, mis ületab keskmiste galaktikate võimsuse ja on võrdne triljoni (10¹²) Päikesega. Kiirgus jaotub peaaegu ühtlaselt üle elektromagnetkiirguse spektri, röntgenikiirgusest sügavale infrapunasesse, piigiga UV-nähtava vahemikus. Mõned kvasarid on tugevad raadio- ja gammakiirguse kiirgajad. Varastel optilistel piltidel nägid kvasarid välja nagu üksikud valguspunktid, tähtedest eristatavad ainult oma kummalise spektri tõttu. Infrapunateleskoopide ja Hubble’i teleskoobi abil on täheldatud kvasareid ümbritsevaid "peremeesgalaktikaid".^[3] Need galaktikad on üldiselt liiga tumedad, et neid kvasari heleduse kõrval näha, aga eritehnikate abil on seda saavutatud. Enamikku kvasareid ei ole võimalik väikeste teleskoopidega näha, kuid 3C 273, keskmise näilise tähesuurusega 12,9, on erand. See asub 2,44 miljardi valgusaasta kaugusel ja on üks kaugeimaid objekte, mida saab amatöörvarustusega vaadelda.

Mõnede kvasarite puhul võib täheldada heleduse muutumist, mis on kiire spektri nähtavas osas ja veelgi kiirem röntgenikiirguse alas. Kiired muutused seavad kvasarite suurusele ülempiiri; kvasarid ei ole kuigi palju suuremad kui Päikesesüsteem.^[4] Sellest võib järeldada kvasarite erakordselt suurt energiatihedust.^[5] Heleduse muutumise mehhanism kätkeb arvatavasti meie poole suunatud energiajugade relativistlikku kiirgumist. Suurima teadaoleva punanihkega (seisuga juuni 2011) kvasar on ULAS J1120+0641, mille punanihe on 7,085, mis tähendab, et kaasaliikuv kaugus (arvestab Universumi paisumist) Maast on ligikaudu 29 miljardit valgusaastat.

Usutakse, et kvasareid varustab energiaga kaugete galaktikate tuumades olevate supermassiivsete mustade aukudesse lisanduv aine. See teeb neist tavaklassi objektide – aktiivsete galaktikate helendavad versioonid. Kuna valgus ei suuda põgeneda supermassiivsetest mustadest aukudest kvasarite keskmes, toodetakse pääsenud energia väljaspool sündmuste horisonti gravitatsiooniliste pingete ja sissetuleva aine üüratu hõõrdumise abil.^[6] Kvasarite kesksed massid (10⁶–10⁹ Päikese massi) on mõõdetud kajakaardistamise abil. Mõnikümmend lähedalasuvat suur galaktikat, millel ei paista olevat kvasarist tuuma, omavad siiski sarnast musta auku oma keskmes. Selle põhjal arvatakse, et kõigil suurtel galaktikatel on selline must auk, kuid vähesed kiirgavad ja on nähtavad kvasaritena. On vähetõenäoline, et musta auku kogunev aine kukub sinna otse, pigem omab ta mingisugust pöördemomenti augu ümbruses ja koguneb nii juurdekasvu ketasteks. Kvasareid saab süüdata tavagalaktikatest pärinev aine. On oletatud, et Andromeeda ja Linnutee galaktika kokkupõrkel 3–5 miljardi aasta pärast võib tekkida uus kvasar.^[6][7][8]

Praeguseks on teada enam kui 200 000 kvasarit, neist enamik SDSS (Sloan Digital Sky Survey) uuringutest. Kõikide uuritud kvasarite spektrite punanihked jäävad 0,056 ja 7,085 vahele. Kui rakendada punanihetel Hubble’i seadust, ilmneb, et kvasarid on 600 miljoni^[10] kuni 28 miljardi valgusaasta kaugusel (kaasaliikuva kauguse mõistes). Hiiglaslike vahemaade ja valguse lõpliku kiiruse tõttu näeme me neid ja neid ümbritsevat ruumi nii, nagu need eksisteerisid väga noores Universumis.

Enamik kvasareid asub enam kui kolme miljardi valgusaasta kaugusel. Kuigi kvasarid näivad Maalt vaadelduna ähmased, on nende nägemine tõestuseks, et kvasarid on ühed heledaimad objektid vaadeldavas universumis. Maa pealt vaadeldavas taevas on heledaimaks kvasariks 3C 273, mis asub Neitsi tähtkujus. Selle näiv tähesuurus on 12,8 (piisavalt ere, et vaadelda läbi keskmise suurusega amatöörteleskoobi), aga absoluutne tähesuurus −26,7. Ligikaudu 33 valgusaasta kauguselt oleks see objekt taevas sama ere kui meie Päike. Seega on selle kvasari eredus umbes 2*10¹² (2, millele järgneb 12 nulli) korda suurem Päikese omast, või umbes sada korda suurem keskmise hiidgalaktika, nagu meie Linnutee, koguvalgusest. See aga eeldaks, et kvasar kiirgab energiat igas suunas. Aktiivsed galaktikate tuumad on tavaliselt aga seotud võimsate ühesuunaliste mateeria- ja energiapursetega ja ei pea seega kiirgama igas suunas. Universumis, mis sisaldab sadu miljardeid galaktikaid, millest enamikul oli aktiivne tuum miljardeid aastaid tagasi ja mis on meist miljardite valgusaastate kaugusel, on statistiliselt kindel, et tuhanded sellised pursked on suunatud meie poole, mõned neist otsesuunalisemalt kui teised. Paljudel juhtudel kehtib seos, et mida eredam kvasar, seda otsesemalt on purse suunatud meie poole.

Hüpereredale kvasarile APM 08279+5255 määrati tema avastamisel aastal 1998 absoluutseks tähesuuruseks −32,2, kuid kõrglahutusega pildistamisel Hubble’i teleskoobi ja 10 m Kecki teleskoobiga ilmnes, et see süsteem on moonutatud gravitatsiooniläätse poolt. Selle efekti uurimisel tuli välja, et kvasari absoluutne tähesuurus on suurendatud ~10 korda. Sellest hoolimata on see oluliselt eredam teistest lähedalolevatest kvasaritest.

Varajases universumis esines kvasareid palju sagedamini. See avastus esimese kvasari avastaja Maarten Schmidti poolt aastal 1967 oli üks esimesi tugevaid tõendeid Fred Hoyle’i statsionaarse kosmoloogia vastu ja Suure Paugu teooria poolt. Kvasarid osutavad aladele, kus toimub kiire massiivsete mustade aukude kasvamine (juurdekasvu tõttu). Need mustad augud kasvavad koos tähtede massidega nende peremeesgalaktikates viisil, mida praegusel ajal veel ei mõisteta. Üks idee seisneb selles, et kvasaritelt pursatavad mateeriajoad, kiirgus ja tuuled lülitavad välja uute tähtede loomise peremeesgalaktikas. Need joad, mis mõne galaktikaparve keskmes asuvatel kvasaritel toodavad ülitugevat kiirgust, omavad piisavalt energiat, et takistada galaktikaparves oleval kuumal gaasil jahtumist ja keskgalaktikale langemist, lülitades sellega tähtede tootmisprotsessi välja.

On avastatud, et kvasarite eredus varieerub väga erinevatel perioodidel. On leitud kvasareid, mille eredus muutub igas kuus, nädalas, päevas või isegi tunnis. See tähendab, et kvasarid toodavad ja eraldavad energiat väga väikesest alast. Mõne nädala jooksul eredust muutev kvasar ei saa olla suurema läbimõõduga kui mõni valgusnädal. Suurte energiakoguste tootmine väikesest alast nõuab aga palju efektiivsemat energiaallikat kui tähti toitev tuumasüntees. Musta augu poole kukkuvate objektide vallandatav gravitatsioonienergia on seni ainus teadaolev protsess, mis suudab selliseid energiakoguseid pidevalt toota (supernoovad ja gammakiirte pursked on ka selliseks energiatootmiseks suutelised, kuid maksimaalselt vaid mõneks nädalaks). Musti auke pidasid mõned astronoomid 1960. aastatel liiga eksootiliseks ja pakuti välja, et punanihked tulenesid mõnest teisest (teadmata) protsessist, millest tulenevalt kvasarid ei oleks tegelikult nii kauged kui Hubble’i seadusest järelduks. See "punanihke väitlus" kestis mitu aastat. Mitmed tõendid (peremeesgalaktikate nägemine, gravitatsiooniläätsed) näitavad nüüd, et kvasarite punanihked tulenevad siiski Hubble’i paisumisest, ja kvasarid on tegelikult nii võimsad kui algselt arvati.^[11]

Kvasaritel on kõik samad omadused, mis on aktiivsetel galaktikatel, aga kvasarid on võimsamad: nende kiirgus on osaliselt mittesoojuslik (ei tulene mustast kehast), ja umbes 10%-l on avastatud ka jugasid ja sagaraid sarnaselt raadiogalaktikate vastavate nähtustega, mis kannavad olulist (kuid vähemõistetud) osa energiast kõrge energiaga (s.o valguse kiiruse lähedase kiirusega liikuvate) osakeste (kas elektronide ja prootonite või elektronide ja positronide) näol. Kvasarid kiirgavad elektromagnetlaineid igal uurimist võimaldaval lainepikkusel – raadio-, infrapuna-, optilisel, ultraviolett-, röntgeni- ja isegi gammakiirgusel. Enamik kvasareid on eredaimad iseenda taustsüsteemi suhtes UV-lainepikkuste ümbruses (u 1216 ongströmit (121,6 nm) ümbruses, vesiniku Lyman-alfa kiirguspiigi juures), kuid kvasarite hiiglaslike punanihete tõttu on maapealsed uuringud mõõtnud suurimat eredust isegi 9000 ongströmit (900 nm) juures, varases infrapunases. Vähestel kvasaritel on mõõdetud tugevat raadiokiirgust, mis tuleneb ligi valguse kiirusel liikuvatest väljapursatud mateeriajugadest. Sellised kvasarid näivad, kui piki juga vaadelda, blasaritena (blazing quasi-stellar object – 'lõõskav tähesarnane objekt') ja neil on tihti piirkondi, mis näivad keskmest eemalduvat kiiremini kui valguse kiirus (superluminaalne paisumine). See on aga erirelatiivsusest tulenev optiline illusioon.

Kvasarite punanihkeid mõõdetakse tugevatest spektrijoontest, mis on nende optilises ja UV-spektris ülekaalus. Need jooned on üldisest spektrist eredamad, mistõttu kutsutakse neid emissioonijoonteks. Nende laiused ulatuvad mitme protsendini valguse kiirusest. Joonte laiused tulenevad Doppleri nihetest, mida põhjustavad jooni andvate gaaside ülikiire liikumine. Eredaimad on vesiniku- (peamiselt Lymani ja Balmeri jadade omad), heeliumi-, süsiniku-, magneesiumi-, raua- ja hapnikujooned. Emiteerivad aatomid varieeruvad neutraalsetest tugevalt ioniseerituteni. Selline lai ionisatsiooni ulatus näitab, et gaas saab tugevat kiiritust kvasari poolt, mitte ei ole pelgalt kuum, ega ole kiiritatud tähtede poolt, mis ei ole võimelised tootma nii laia ulatust.

Kuna kvasaritel on kõigile aktiivsetele galaktikatele ühised omadused, siis saab nende kiirgamist võrrelda väiksemate aktiivsete galaktikatega, mida "toidavad" väiksemad supermassiivsed mustad augud. Selleks, et genereerida 10⁴⁰ W võimsusega valgust (tüüpiline kvasari heledus), peaks super massiivne must auk tarbima 10 tähe massi väärtuses ainet aastas. Heledaimad teadaolevad kvasarid "õgivad" 1000 päikese massi väärtuses ainet aastas. Suurima teadaoleva oleva tarbimiseks hinnatakse 600 Maa massi minutis. Kvasarid lülituvad "sisse ja välja" sõltuvalt enda ümbrusest ja kuna nad ei saa sellisel kiirusel "toitumist" jätkata 10 miljardit aastat, siis pärast lähedal asuva gaasi ja tolmu ära tarbimist muutub ta tavaliseks galaktikaks.

Kvasarid annavad vihjeid suure paugu teoorias reionisatsiooni lõppemise kohta. Vanimad kvasarid (punanihe ≥ 6) demonstreerivad Gunni-Petersoni efekti ning nende ees toimub neeldumine, mis viitab sellele, et tol ajal oli galaktikate vahel neutraalne gaas. Noorematel kvasaritel puudub neeldumispiirkond, kuid nende spektris on terava tipuline ala, mida tuntakse ka Lymani-alfa joontena. See näitab, et galaktikate vaheline mateeria on vahepeal reioniseeritud plasmaks, ja et neutraalne gaas eksisteerib vaid väikestes gaasipilvedes.

Kvasarid annavad tõendeid heeliumist raskemate elementide kohta, mis omakorda näitab, et galaktikates toimus massiivne tähtede moodustumise faas. Loodi III generatsiooni tähed Suure Paugu ja esimeste vaadeldud kvasarite tekke vahele jääval ajal. Praeguseks veel kinnitamata vaatluse käigus 2005. aastal võidi NASA Spitzeri kosmoseteleskoobiga^[13] vaadelda nendelt kvasaritelt pärinevat valgust.

Kvasarid võivad olla suured röntgenikiirguse allikad, nagu kõik (varjamata) aktiivsed galaktikad. Raadiosagedusel kiirgavad kvasarid võivad tekitada röntgenikiirgust ja gammakiirgust madalama energiaga footonite Comptoni pöördhajumise tõttu raadiosagedusel kiirgavate elektronide vahel kiirgusjoas.^[14]

Esimesed kvasarid avastati raadioteleskoopide abil 1950. aastate lõpus. Need registreeriti raadiolaineallikatena, millel puudus visuaalne kujutis. Väikseid teleskoope ja Lovelli teleskoopi interferomeetrina kasutades tõestati, et vaatlusobjektidel on väga väike nurksuurus.^[15] 1960. aastaks oli selliseid objekte salvestatud sadu ja need avaldati kolmandas Cambridge'i kataloogis. Lõpuks, 1960. aastal suudeti raadiolaine allikas 3C 48 siduda visuaalse objektiga. Astronoomid avastasid objekti, mida nad nimetasid ähmaseks siniseks täheks, täpselt sama koha peal, kust levisid raadiolained. Samuti suudeti saada antud objekti spekter, mis sisaldas palju teadmata laiu kiirgusjooni. Astronoom John Bolton pakkus välja, et spektri puhul võib tegemist olla suure punanihkega, aga suure hälbe tõttu normaalsest spektrist seda versiooni ei tunnustatud.

Läbimurre saabus 1962. aastal, kui järjekordse raadiolaine allika 3C 273 mõõtmisel saadi Hale'i teleskoobi abil optiline spekter. Saadud spekter sisaldas taas samasuguseid laiu kiirgusjooni. Maarten Schmidt, kes spektri avastas, mõistis, et tegemist oli vesinikspektraaljoonte punanihkega 15,8% juures. See avastus näitas, et antud allikas eemaldus meist umbes 47 000 km/s.^[16] Tänu Schmidti avastusele toimus läbimurre kvasarite vaatluses ja see võimaldas teiste raadiolaine allikate spektrite punanihke määramist. Nagu oli ennustanud J. Bolton, oli ka esimesena avastatud objekti 3C 48 puhul tegemist punanihkega (37%).

Mõistet "kvasar" kasutas esimesena Hiinas sündinud USA astrofüüsik Hong-Yee Chiu ajakirja Physics Today 1964. aasta artiklis, kus ta kirjeldas uuritavaid raadiolaine allikaid järgmiselt:

„Siiani oleme kasutanud pikka lohisevat väljendit "tähetaoline raadiolaine allikas" (quasi-stellar radio source) objektide kohta, mille olemus on meile täpselt teadmata. On raske luua mingit lühikest nomenklatuuri nii, et see võtaks lühidalt kokku kõik nende vajalikud omadused ja mugavuse huvides kasutan ülejäänud artiklis sellest pikast väljendist tehtud lühendit "kvasar" (quasar).“

– Hong-Yee Chiu in Physics Today, May, 1964

Hiljem avastati, et ainult umbes 10% kvasaritest on tugevad raadiolainete allikad ehk nad on nii-öelda "raadiovaljud". Sellest alates on "tähetaolised objektid" või siis kvasarid jagatud kahte rühma: 1) raadiovaljud ja 2) raadiovaiksed.

1960. aastate jooksul oli üheks suurimaks väitlusteemaks kvasarite kaugus. Arvati, et kvasarite punanihe polnud tingitud universumi paisumisest vaid pigem on tegemist valguse väljumisega gravitatsiooniaugust. Siiski tekitas küsimusi tõik, et täht, mis oleks vajaliku massiga sellise gravitatsiooniaugu tekitamiseks, oleks ebastabiilne ja ületaks Hayasi piiri.^[17] Samuti ilmneb kvasarite spektraaljoontes "keelatud" kiirgusjooni, mida varem on nähtud ainult kuumades väikse tihedusega gaasudukogudes, mis on liiga laiali hajunud, et üldse mahtuda ja tekitada vajaliku tugevusega gravitatsiooniauku.^[18] Samuti oli probleem ideega kosmiliselt kaugetest kvasaritest. Üks tugev argument selle vastu oli fakt, et kvasaritest tulenev energia ületas kaugelt kõik võimalikud energiatootmisprotsessid, kaasa arvatud termotuumareaktsioonid. Mõned arvasid, et kvasarid koosnesid siiani teadmata stabiilsest antiaine vormist, mis tingis kvasarite võimatult suure heleduse. Teised spekuleerisid, et kvasarid on ussiaugu valge augu ots. Viimased väited lükkas ümber nn juurdekasvu ketta teooria, mis lõpuks 1970. aastatel edukalt modelleeriti. Viimased väited muutusid selle valguses üsna tähtsusetuteks ja tänapäeval on teooria kosmiliselt kaugetest kvasaritest väga levinud.

1979. aastal kinnitati gravitatsioonilise läätse teooria, millele pani aluse Einsteini üldine relatiivsusteooria, kui saadi pildid topeltkvasarist 0957+561.^[19]

1980. aastatel loodi ühendatud mudelid kvasaritest, mis klassifitseeriti kui kindlad osad aktiivsetest galaktikatest, ja lepiti kokku, et paljudel juhtudel eristab neid teistest galaktika tüüpidest ainult vaatleja vaatlusnurk.^[20] Kvasarite suur heledus on tingitud nende keskel asuvatest supermassiivsetest mustadest aukudest, mis võivad muuta 10% keha massist energiaks. Võrdluseks: termotuumareaktsioonid Päikse-sarnastes tähtedes muudavad energiaks 0,7% massist.

See mehhanism seletab ka, miks kvasarid olid rohkem levinud varajases universumis. Nimelt, energia tootmine lõppeb kui kvasari tuumas olev must auk tarbib ära kõik läheduses oleva gaasi ja tähetolmu. See kinnitab asjaolu võimalikkust, et samast protsessist on läbi käinud enamik galaktikaid, sh meie enda Linnutee galaktika. Kuna musta augu lähedal olev gaas ja tolm on tarbitud, siis nüüd on meie galaktika jõudnud vaiksesse perioodi ja kvasarit kui sellist Linnutee südames enam ei eksisteeri.

• Kvasarite loend
• Suur kvasarirühm