Kvasaari

Kokeneet kirjoittajat eivät ole vielä tarkistaneet sivun nykyistä versiota, ja se voi poiketa merkittävästi 21.9.2022 tarkistetusta versiosta . vahvistus vaatii 1 muokkauksen .

Kvasaari ( englanniksi  quasar ) on tähtitieteellisten esineiden luokka, jotka ovat kirkkaimpia (absoluuttisesti mitattuna) näkyvässä maailmankaikkeudessa . Englanninkielinen termi kvasaari on johdettu sanoista quas i- stell ar ("quasi-stellar" tai "star-like " ) ja r adiosource (" radiolähde ") ja tarkoittaa kirjaimellisesti "tähtimäistä radiolähdettä" [1] .

Kompaktia kvasaaria kutsutaan blazariksi [2] .

Nykyaikaisten käsitysten mukaan kvasaarit ovat alkukehityksen alkuvaiheessa olevia aktiivisia galaktisia ytimiä , joissa supermassiivinen musta aukko imee ympäröivän aineen muodostaen akkretiolevyn . Se on säteilyn lähde, joka on poikkeuksellisen voimakas (joskus kymmeniä ja satoja kertoja suurempi kuin meidän kaltaisten galaksiemme kaikkien tähtien kokonaisteho ) ja jolla on A. Einsteinin yleisesti ennustaman kosmologisen painovoiman punasiirtymän lisäksi. suhteellisuusteoria (GR) [3] [4 ] [5] .

Kvasaarit löydettiin suuren punasiirtymän esineinä, joiden sähkömagneettinen säteily (mukaan lukien radioaallot ja näkyvä valo) ja kulmamitat niin pienet , että useiden vuosien ajan löytämisen jälkeen niitä ei voitu erottaa "pistelähteistä" - tähdistä (päinvastoin laajennetut lähteet ovat suurempia vastaavat galakseja [6] ; kirkkaimman kvasaarin magnitudi on +12,6). Jäljet ​​emogalakseista kvasaarien ympäriltä (ja suinkaan kaikista) löydettiin vasta myöhemmin.

Kvasaarit ovat havaittavissa hyvin laajalla etäisyysalueella, ja kvasaarien havaitsemistutkimukset ovat osoittaneet, että kvasaaritoiminta oli yleisempää kaukaisessa menneisyydessä. Kvasaaritoiminnan aikakauden huippu oli noin 10 miljardia vuotta sitten [7] .

Kvasaareja kutsutaan maailmankaikkeuden majakoiksi . Ne näkyvät suurilta etäisyyksiltä [8] [9] [10] [11] (punasiirtymään, joka ylittää z = 7,5) [12] [13] , ne tutkivat universumin rakennetta ja kehitystä , määrittävät aineen jakautumisen sädenäkymässä: vedyn voimakkaat spektriabsorptioviivat avautuvat viivojen metsäksi absorboivien pilvien punasiirtymää pitkin [14] . Suuresta etäisyydestä johtuen kvasaarit, toisin kuin tähdet, näyttävät käytännössä liikkumattomilta (niillä ei ole parallaksia ), joten kvasaarin radiosäteilyä käytetään määrittämään tarkasti automaattisen planeettojen välisen aseman liikeradan parametrit Maasta [15] .

Vuoden 2017 lopussa kaukaisin löydetty kvasaari on ULAS J1342+0928 , jonka punasiirtymä on 7,54 [12] [13] . Tämän kvasaarin valo säteili, kun maailmankaikkeus oli vain 690 miljoonaa vuotta vanha. Tämän kvasaarin supermassiivinen musta aukko, jonka aurinkomassaksi arvioidaan 800 miljoonaa, on kaukaisin tähän mennessä tunnistettu musta aukko.

Tammikuussa 2019 ilmoitettiin kirkkaimman kvasaarin löydöstä - sen kirkkauden arvioidaan olevan 600 biljoonaa aurinkoa [16] . Kvasaari on nimeltään J043947.08+163415.7 , etäisyys kohteeseen on noin 12,8 miljardia valovuotta (punasiirtymä z = 6,51 [17] ) [18] [19] .

Alkuperäinen määritelmä termille "kvasaari"

Modernin määritelmän lisäksi oli olemassa myös alkuperäinen [20] : "Kvasaari (quasi-star object) on luokka taivaankappaleita, jotka ovat samanlaisia ​​kuin tähti optisella alueella, mutta joilla on voimakas radiosäteily ja äärimmäisen pienet kulmamitat (alle 10″)”; itsesäteilevä kosminen kappale, joka muistuttaa tähtiä, monta kertaa suurempi kuin Aurinko massaltaan ja valoisuudeltaan [21] [22] .

Alkuperäinen määritelmä muodostui 1950-luvun lopulla ja 1960-luvun alussa, kun ensimmäiset kvasaarit löydettiin ja niiden tutkimus oli juuri alkanut. Tämä määritelmä on yleisesti ottaen oikea, mutta ajan myötä löydettiin radiohiljaisia ​​kvasaareita, jotka eivät aiheuta voimakasta radiosäteilyä [20] [23] ; Vuodesta 2004 lähtien noin 90 % tunnetuista kvasaareista on sellaisia.

Havaintohistoria

Kvasaarien historia alkoi Jodrell Bankin radioobservatorion ohjelmasta, jolla mitattiin radiolähteiden näennäiset kulmamitat.

Ensimmäisen kvasaarin, 3C 48 , löysivät 1950-luvun lopulla Allan Sandage ja Thomas Matthews radiotutkimuksen aikana taivaasta. Vuonna 1963 tunnettiin jo 5 kvasaria. Uudentyyppisissä esineissä yhdisti joitain poikkeavia ominaisuuksia, joita ei tuolloin pystytty selittämään. Ne säteilivät suuren määrän laajaspektristä säteilyä, mutta suurinta osaa niistä ei havaittu optisesti, vaikka joissain tapauksissa oli mahdollista tunnistaa himmeä ja pistemäinen kohde, samanlainen kuin kaukainen tähti. Spektriviivat, jotka tunnistavat kohteen muodostavat kemialliset alkuaineet, olivat myös äärimmäisen outoja, eikä niitä voitu hajottaa kaikkien tuolloin tunnettujen alkuaineiden spektreiksi ja niiden erilaisiksi ionisoituneiksi tiloiksi.

Samana vuonna hollantilainen tähtitieteilijä Martin Schmidt osoitti, että kvasaarien spektrien viivat ovat voimakkaasti punasiirtyneitä . Schmidt, Greenstein ja Ocke tunnistivat nopeasti 3C 48:n oudon spektrin voimakkaasti punasiirtyneiksi vety- ja magnesiumlinjoiksi. Jos tämä johtui "tähden" fyysisestä liikkeestä, niin 3C 273 eteni meistä valtavalla nopeudella, noin 47 000 km/s, ylittäen huomattavasti minkä tahansa tunnetun tähden nopeuden [24] . Äärimmäinen nopeus ei myöskään auttaisi selittämään 3C 273:n valtavia radiopäästöjä. Jos punasiirtymä olisi kosmologinen (tämän oletuksen tiedetään nyt pitävän paikkansa ), suuri etäisyys tarkoitti, että 3C 273 oli paljon kirkkaampi kuin mikään galaksi, mutta paljon kompaktimpi.

Melkein välittömästi, 9. huhtikuuta 1963, Yu. N. Efremov ja A. S. Sharov löysivät lähteen 3C 273 kuvien fotometrisiä mittauksia käyttäen kvasaarien kirkkauden vaihtelua vain muutaman päivän ajanjaksolla [25] [26 ] . Kvasaarien epäsäännöllinen kirkkauden vaihtelu alle päivän mittakaavassa osoittaa, että niiden säteilyn tuottoalue on pieni koko, joka on verrattavissa aurinkokunnan kokoon , mutta niiden kirkkaus ylitti monta kertaa tavallisten galaksien kirkkauden. Lisäksi 3C 273 oli tarpeeksi kirkas havaittavaksi 1900-luvun arkistovalokuvissa; sen havaittiin vaihtelevan vuosittain, mikä viittaa siihen, että merkittävä osa valosta säteili alle 1 valovuoden kooltaan alueelta, joka on pieni galaksiin verrattuna. Olettaen, että tämä punasiirtymä johtuu kvasaarien poistamisesta johtuvan kosmologisen punasiirtymän vaikutuksesta , etäisyys niihin määritettiin Hubblen lain mukaan .

Yksi lähimmistä ja kirkkaimmista kvasaareista, 3C 273, on magnitudi noin 13 m [27] ja punasiirtymä z = 0,158 [28] (vastaa noin 3 miljardin valovuoden etäisyyttä ) [29] . Kaukaisimmat kvasaarit, niiden jättimäisen kirkkauden vuoksi, joka on satoja kertoja tavallisten galaksien kirkkautta suurempi, tallennetaan radioteleskooppien avulla yli 12 miljardin valovuoden etäisyydeltä. vuotta . Heinäkuussa 2011 kaukaisin kvasaari ( ULAS J112001.48+064124.3 ) oli noin 13 miljardin valovuoden etäisyydellä. vuotta Maasta [ 30] .

Tähän mennessä löydettyjen kvasaarien tarkkaa määrää on erittäin vaikea määrittää. Tämä selittyy toisaalta uusien kvasaarien jatkuvalla löytämisellä ja toisaalta selkeän rajan puutteella kvasaarien ja muuntyyppisten aktiivisten galaksien välillä . Vuonna 1987 julkaistussa Hewitt-Burbridgen luettelossa kvasaarien lukumäärä on 3594. Vuonna 2005 tähtitieteilijöiden ryhmä käytti tutkimuksessaan tietoja 195 000 kvasaarista [31] .

Kvasaarien luonteen ymmärtämisen evoluutio

Kvasaarit aiheuttivat heti löytöstään lähtien paljon keskustelua ja kiistaa tiedeyhteisössä. Pienen koon vahvistettiin interferometria ja havainnointi nopeudesta, jolla kvasaari kokonaisuutena muuttui tehossa, ja kyvyttömyys nähdä mitään muuta kuin heikkoja tähtien pistelähteitä jopa tehokkaimmissa optisissa teleskoopeissa. Mutta jos esineet olisivat pieniä ja kaukana avaruudessa, niiden energian vapautuminen olisi erittäin suurta ja vaikeasti selitettävää. Päinvastoin, jos ne olisivat kooltaan paljon lähempänä galaksiamme, niin niiden näennäinen voima olisi helppo selittää, mutta silloin on vaikea selittää niiden punasiirtymiä ja havaittavien liikkeiden puuttumista universumin taustaa vasten (parallaksi). ).

Jos mitattu punasiirtymä johtuisi laajenemisesta, niin tämä tukisi tulkintaa hyvin kaukana olevista kohteista, joiden kirkkaus on epätavallisen korkea ja teho on paljon suurempi kuin mikään tähän mennessä nähty kohde. Tämä äärimmäinen kirkkaus selittää myös suuren radiosignaalin. Schmidt päätteli, että 3C 273 voi olla joko yksi tähti, jonka halkaisija on noin 10 km galaksimme sisällä (tai lähellä), tai etäinen aktiivinen galaksiydin. Hän totesi, että oletus kaukaisesta ja erittäin voimakkaasta esineestä on todennäköisesti oikea [24] .

Selitystä voimakkaalle punasiirtymälle ei tuolloin yleisesti hyväksytty. Suurin ongelma oli valtava energiamäärä, joka näiden esineiden olisi säteiltävä, jos ne olisivat niin kaukana. 1960-luvulla mikään yleisesti hyväksytty mekanismi ei pystynyt selittämään tätä. Tällä hetkellä hyväksytty selitys, jonka mukaan tämä johtuu aineen putoamisesta akkretiolevyssä supermassiiviseen mustaan ​​aukkoon, ehdottivat vasta vuonna 1964 Zeldovich ja Edwin Salpeter [32] , ja monet tähtitieteilijät hylkäsivät sen jo silloin, koska 1960 - 1900-luvun alussa mustien aukkojen olemassaoloa pidettiin edelleen laajalti teoreettisena ja liian eksoottisena, eikä monien galaksien (mukaan lukien meidän) keskuksissa ollut vielä vahvistettu supermassiivisia mustia aukkoja. Monet tähtitieteilijät ja kosmologit ovat selittäneet oudot spektriviivat niiden emissiossa ja muutosnopeudessa, joka on havaittu joissakin kvasaareissa, ja ne ovat suhteellisen pieniä ja siksi mahdollisesti kirkkaita, massiivisia, mutta eivät niin kaukana; vastaavasti, että niiden punasiirtymät eivät johtuneet etäisyydestä tai väistymisnopeudesta meistä universumin laajenemisen vuoksi, vaan jostain muusta syystä tai tuntemattomasta prosessista, mikä tarkoittaa, että kvasaarit eivät todellakaan olleet niin kirkkaita kohteita äärimmäisillä etäisyyksillä.

1960- ja 1970-luvuilla tarjottiin erilaisia ​​selityksiä, joista jokaisessa oli omat puutteensa. On ehdotettu, että kvasaarit ovat lähellä olevia esineitä ja että niiden punasiirtymä ei johdu avaruuden laajenemisesta (joka selittyy erityissuhteellisuusteorialla ), vaan syvästä gravitaatiokuopasta tulevasta valosta (painovoiman punasiirtymä selittyy yleisellä suhteellisuusteorialla ). Tämä vaatisi massiivisen esineen, mikä myös selittäisi suuren kirkkauden. Kuitenkin tähti, jolla on tarpeeksi massaa mitatun punasiirtymän saavuttamiseksi, on epävakaa ja ylittää Hayashi-rajan [33] . Kvasaarit osoittavat myös kiellettyjä spektriemissioviivoja, joita nähtiin aiemmin vain kuumissa, matalatiheyksisissä kaasusumuissa, jotka olisivat liian hajaantuneita sekä tuottamaan havaittavaa tehoa että sopimaan syvään gravitaatiokaivoon [34] . Kaukaisten kvasaarien ideasta oli myös vakavia kosmologisia huolenaiheita. Yksi vahva argumentti heitä vastaan ​​oli, että ne sisälsivät energioita, jotka ylittivät huomattavasti tunnetut energian muunnosprosessit, mukaan lukien ydinfuusio. On esitetty joitakin ehdotuksia, että kvasaarit tehtiin jostakin aiemmin tuntemattomasta antiaineen stabiilien alueiden muodosta, ja näemme sen tuhoutuneen tavallisen aineen kanssa, mikä saattaa selittää niiden kirkkauden [35] . Toiset ovat ehdottaneet, että kvasaarit olivat valkoisen aukon madonreiän loppu [36] [37] tai lukuisten supernovien ketjureaktio.

Lopulta 1970-luvulta alkaen monet todisteet (mukaan lukien varhaiset röntgenavaruuden observatoriot, mustien aukkojen tuntemus ja nykyiset kosmologian mallit) osoittivat vähitellen, että kvasaarien punasiirtymät ovat aitoja, ja avaruuden laajenemisen vuoksi kvasaarit itse asiassa aivan yhtä voimakas ja yhtä kaukana kuin Schmidt ja jotkut muut tähtitieteilijät ovat ehdottaneet, ja että heidän energialähteensä on ainetta supermassiiviseen mustaan ​​aukkoon putoavasta akkretiolevystä. Tätä olettamusta vahvistivat tärkeimmät tiedot kvasaari-isäntägalaksien optisista ja röntgenhavainnoista, erilaisia ​​spektraalisia poikkeavuuksia selittävien "välitason" absorptioviivojen löytäminen, gravitaatiolinssien havainnot, Petersonin ja Gannin vuonna 1971 tekemä havainto. että kvasaarit sisältävät galaksit osoittivat saman punaisen siirtymän kuin kvasaarit ja Christianin vuonna 1973 tekemä löytö, että monien kvasaarien "sumuinen" ympäristö vastasi vähemmän valoisaa isäntägalaksia.

Tämä malli on myös hyvin sopusoinnussa muiden havaintojen kanssa, jotka viittaavat siihen, että monissa tai jopa useimmissa galakseissa on massiivinen keskellä oleva musta aukko. Tämä selittää myös sen, miksi kvasaarit ovat yleisempiä varhaisessa maailmankaikkeudessa: kun kvasaari syö ainetta akkretiolevystään, tulee kohta, jolloin läheisyydessä on vähän ainetta ja energian virtaus laskee tai pysähtyy, ja sitten kvasaarista tulee normaali galaksi.

Energiantuotannon mekanismi akkretiolevyssä mallinnettiin lopulta 1970-luvulla, ja näyttöä itse mustien aukkojen olemassaolosta täydennettiin myös uudella tiedolla (mukaan lukien todisteet siitä, että supermassiivisia mustia aukkoja löytyy omien ja monien keskuksista muut galaksit), mikä mahdollisti kvasaariongelman ratkaisemisen.

Modernit näkymät

Kvasaarit ovat aktiivisten galaksien keskellä ja kuuluvat maailmankaikkeuden kirkkaimpiin tunnetuihin objekteihin, jotka säteilevät tuhat kertaa enemmän energiaa kuin Linnunrata, joka sisältää 200-400 miljardia tähteä. Kvasaarien bolometrinen (integroituna koko spektriin ) kirkkaus voi olla 1046-1047 erg / s [ 38] . Kvasaari tuottaa keskimäärin noin 10 biljoonaa kertaa enemmän energiaa sekunnissa kuin aurinkomme (ja miljoona kertaa enemmän energiaa kuin tehokkain tunnettu tähti), ja sen säteily vaihtelee kaikilla aallonpituusalueilla [20] . Kvasaarien säteilyn spektritiheys jakautuu lähes tasaisesti röntgensäteistä kauko- infrapunaan , huippunsa ultraviolettisäteilyssä ja näkyvässä säteilyssä, ja jotkut kvasaarit ovat myös vahvoja radio- ja gammasäteilyn lähteitä . Maan kaukoputkien ja Hubble-avaruusteleskoopin korkearesoluutioisia kuvia käyttämällä on joissain tapauksissa havaittu kvasaareja ympäröiviä "isäntägalakseja" [25] . Nämä galaksit ovat yleensä liian himmeitä nähtäväksi kvasaarin kirkkaassa valossa. Useimpien kvasaarien keskimääräinen näennäinen magnitudi on pieni, eikä sitä voi nähdä pienillä kaukoputkilla. Poikkeuksena on kohde 3C 273 , jonka näennäinen magnitudi on 12,9.

Kvasaarien säteilymekanismi tunnetaan: aineen kertyminen supermassiivisiin mustiin aukkoihin, jotka sijaitsevat galaksien ytimissä. Valo ja muu säteily ei voi poistua mustan aukon tapahtumahorisontin sisäpuolelta, mutta kvasaarin luoma energia syntyy ulkopuolelta, kun painovoiman ja valtavan kitkan vaikutuksesta (johtuen kaasun viskositeetista akkretiolevyssä) , mustaan ​​aukkoon putoava aine kuumennetaan erittäin korkeisiin lämpötiloihin. Tällä mekanismilla 6–32 % kohteen massasta voidaan muuntaa säteilyenergiaksi, mikä on esimerkiksi suuruusluokkaa suurempi kuin 0,7 % lämpöydinfuusioprosessissa vallitsevassa protoni-protonisyklissä . Auringon kaltaisissa tähdissä. Kvasaarien keskimassat on mitattu jälkikaiuntakartoituksen avulla, ja ne vaihtelevat 10 5 - 10 9 auringon massasta. Useiden kymmenien lähellä olevien suurten galaksien, mukaan lukien oma Linnunrata-galaksimme, joilla ei ole aktiivista keskustaa ja joilla ei ole kvasaarien kaltaista aktiivisuutta, on vahvistettu sisältävän samanlaisen supermassiivisen mustan aukon (galaktisen keskuksen) ytimissään. Siten nykyään uskotaan, että vaikka kaikissa suurissa galakseissa on tämän tyyppinen musta aukko, vain pienellä osalla on tarpeeksi ainetta sen läheisyydessä aktivoituakseen ja säteilemään energiaa siten, että sitä voidaan pitää kvasaarina [39] .

Se selittää myös, miksi kvasaarit olivat yleisempiä varhaisessa universumissa, koska energian vapautuminen päättyy, kun supermassiivinen musta aukko kuluttaa kaiken ympärillään olevan kaasun ja pölyn. Tämä tarkoittaa, että on mahdollista, että useimmat galaksit, mukaan lukien Linnunrata, ovat ylittäneet aktiivisen vaiheensa, näyttäen kvasaarilta tai muulta aktiivisen galaksiluokan joukolta, joka riippui mustan aukon massasta ja akkretaationopeudesta, ja ovat nyt levätä, koska niiden välittömässä läheisyydessä ei ole tarpeeksi ainetta säteilyn tuottamiseksi. Galaksissamme on todisteita mustien aukkojen toiminnasta menneisyydessä, kuten Fermi-kuplat. .

Mustan aukon lähelle kerääntyvä aine ei todennäköisesti putoa suoraan siihen, mutta jonkin alkukulmaliikkeen vuoksi aine kerääntyy akkrektiolevyyn, ja liikemäärän säilymislain vuoksi sitä lähempänä mustaa se on reikä, sitä suurempi pyörimisnopeus, itse asiassa lähestyy valonnopeutta. Kvasaarit voivat myös syttyä uudelleen, kun normaalit galaksit sulautuvat yhteen ja mustan aukon lähialue täyttyy uudella aineen lähteellä. On ehdotettu, että kvasaari voisi muodostua viereisen Andromeda-galaksin ja oman Linnunrata-galaksin törmäyksen jälkeen noin 3-5 miljardissa vuodessa [40] [41] [42] .

Ominaisuudet

Luster Variations

Monet kvasaarit muuttavat valovoimaansa lyhyessä ajassa. Tämä on ilmeisesti yksi kvasaarien perusominaisuuksista (lyhyin vaihtelu jaksolla t ≈ 1 h, maksimikirkkaus muuttuu 50 kertaa). Koska vaihtelevan kirkkauden omaavan kohteen mitat eivät saa ylittää ct :tä ( c  on valon nopeus) , kvasaarien (tai niiden aktiivisten osien) mitat ovat hyvin pieniä, valotuntien luokkaa.

Katso myös

Muistiinpanot

  1. ↑ Kvasaarit // Suuri Neuvostoliiton tietosanakirja (30 osassa) / A. M. Prokhorov. - 3. painos - M . : Sov. Encyclopedia, 1973. - T. XI. - S. 564-565. — 608 s.
  2. ↑ Medvedeva, A. Tähtitieteilijät ovat tutkineet yhtä maailmankaikkeuden vanhimmista ja kirkkaimmista blasaareista  : [ arch. 25. joulukuuta 2020 ] // Indikaattori. - 2020 - 25. joulukuuta.
  3. ↑ #Quasar  : [ arch. 20. syyskuuta 2020 ] // Indikaattori.
  4. ↑ BBC: Supermassive Black Holes = Supermassive Black Holes (2000): Elokuva. - Sojuz-video, 2006. - 50 min.
  5. ↑ Daukurt, 1985 , s. neljä.
  6. ↑ Zasov, A.V. Galaksien ytimet. Yleistä tietoa. // Yleinen astrofysiikka / A. V. Zasov, K. A. Postnov. - Fryazino: Century 2, 2006. - T. 3. - S. 371. - 496 s. — ISBN 5-85099-169-7 .  (Käytetty: 7. heinäkuuta 2011)
  7. ↑ Schmidt, M. Spektrskooppiset CCD-tutkimukset kvasaareille suuressa punasiirtymässä IV. Lyman-alfa-emission havaitsemien kvasaarien valoisuusfunktion kehitys: [ eng. ]  / M. Schmidt, DP Schneider, JE Gunn // The Astronomical Journal . - IOP Publishing , 1995. - Voi. 110 (heinäkuu). - s. 68. - ISSN 0004-6256 . - doi : 10.1086/117497 .
  8. ↑ Warren S., Mortlock D., Venemans B., Simpson C., Hewett P., McMahon R. Fotometria z=7.08 kvasaarista ULAS J1120+0641  //  Spitzer Proposals. – 2011, toukokuu. — Ei. 80114 .  (Käytetty: 7. heinäkuuta 2011)
  9. ↑ Daniel J. Mortlock, Stephen J. Warren, Bram P. Venemans, et ai. Valoisa kvasaari punasiirtymällä z = 7,085  //  Luonto. - 2011. - Vol. 474 . - s. 616-619 . - doi : 10.1038/luonto10159 . - arXiv : 1106.6088 .  (Englanti)
  10. ↑ ESO. Kaikkein kaukaisin löydetty kvasaari . Astronomy Magazine (29. kesäkuuta 2011). Haettu 4. heinäkuuta 2011. Arkistoitu alkuperäisestä 23. elokuuta 2011.  (Englanti)
  11. ↑ Amos, Jonathan . "Monster" ajaa kosmista majakkaa  (30. kesäkuuta 2011). Arkistoitu alkuperäisestä 11. syyskuuta 2021. Haettu 4. heinäkuuta 2011.  (englanniksi)
  12. ↑ 1 2 Bañados, Eduardo et al. 800 miljoonan aurinkomassan musta aukko merkittävästi neutraalissa universumissa punasiirtymällä 7,5  // Nature  :  Journal. - 2017 - 6. joulukuuta. - doi : 10.1038/luonto25180 .
  13. ↑ 1 2 Choi, Charles Q. Vanhin koskaan löydetty hirviö musta aukko on 800 miljoonaa kertaa aurinkoa massiivisempi .  Space.com (6. joulukuuta 2017). Haettu 6. joulukuuta 2017. Arkistoitu alkuperäisestä 6. joulukuuta 2017.
  14. ↑ B. Stern. Gamma Ray Bursts: Galactic-Scale Secondary Disasters Arkistoitu 27. syyskuuta 2007 Wayback Machinessa .
  15. ↑ Eismont N., Batanov O. "ExoMars": tehtävästä 2016 tehtävään 2020  // Tiede ja elämä . - 2017. - Nro 4 . - S. 7 .
  16. ↑ [email protected] . Hubble näkee varhaisen universumin kirkkaimman kvasaarin  . www.spacetelescope.org. Haettu 11. tammikuuta 2019. Arkistoitu alkuperäisestä 10. tammikuuta 2019.
  17. ↑ Fan, X. Gravitationaalisesti linssoidun kvasaarin löytö z = 6,51 : [ eng. ]  / X. Fan, F. Wang, J. Yang … [ et al. ] . — The Astrophysical Journal Letters. - 2019. - Vol. 870, nro 2. - arXiv : 1810.11924 . - doi : 10.3847/2041-8213/aaeffe .
  18. ↑ Zakharov, R. Nuoren universumin kirkkain kvasaari on löydetty, mikä auttaa paljastamaan reionisaatioajan salaisuudet  : [ arch. 13. tammikuuta 2019 ] // In-Space. - 2019 - 10. tammikuuta.
  19. ↑ Universumin kirkkain esine on löydetty . Sähköposti uutiset . Mail News (11. tammikuuta 2019). Haettu 11. tammikuuta 2019. Arkistoitu alkuperäisestä 11. tammikuuta 2019.
  20. ↑ 1 2 3 Stephen P. Maran. Astronomy for dummies = Astronomy for dummies. - M .: Williams Publishing House, 2004. - S. 198-200. — 256 s. — ISBN 5-8459-0612-1 .
  21. ↑ Fyysinen tietosanakirja. - M . : Neuvostoliiton tietosanakirja, 1984.
  22. ↑ MKI ja kvasaarien löytäminen . Jodrell Bankin observatorio . Haettu 23. marraskuuta 2006. Arkistoitu alkuperäisestä 23. elokuuta 2011.
  23. ↑ Sandage A. Universumin uuden tärkeän osan olemassaolo : kvasistallari galaksit . - Astrophysical Journal, 1965. - Voi. 141 . - s. 1560 .  
  24. ↑ 1 2 M. Schmidt. 3C 273 : Tähtimäinen esine, jolla on suuri punasiirtymä   // Luonto . - 1963-3. — Voi. 197 , iss. 4872 . - s. 1040-1040 . — ISSN 1476-4687 0028-0836, 1476-4687 . - doi : 10.1038/1971040a0 . Arkistoitu 2. toukokuuta 2019.
  25. ↑ 1 2 Daniel Fischer, Hilmar Duerbeck. Saarimaailmat avaruudessa ja ajassa: galaksit ja kvasaarit  // Hubble. - New York, NY: Springer New York, 1996. - S. 73-92 . - ISBN 9781461275244 , 9781461223900 .
  26. ↑ A. D. Chernin, L. N. Berdnikov, A. S. Rastorguev. "The Great Science of Astronomy" Arkistoitu 10. kesäkuuta 2012 Wayback Machinessa .
  27. ↑ 3C 273  . NASA/IPAC ekstragalaktinen tietokanta . IPAC. Haettu 6. kesäkuuta 2011. Arkistoitu alkuperäisestä 23. elokuuta 2011.
  28. ↑ 3C 273  . SIMBAD astronominen tietokanta . CDS. Käyttöpäivä: 6. kesäkuuta 2011. Arkistoitu alkuperäisestä 29. tammikuuta 2016.
  29. ↑ Ian Nicholson. Painovoima, mustat aukot ja maailmankaikkeus = Gravity, Black Holes and the Universe. - M .: Mir, 1983. - S. 155. - 240 s.
  30. ↑ Tähtitieteilijät ovat löytäneet kaukaisimman kvasaarin . Käyttöönottopäivämäärä: 5. heinäkuuta 2011. Arkistoitu alkuperäisestä 5. heinäkuuta 2011.
  31. ↑ Scranton et ai., Detection of Cosmic Magnification with the Sloan Digital Sky Survey. The Astrophysical Journal, 2005, v. 633, s. 589.
  32. ↑ Gregory A. Shields. Aktiivisten galaktisten ytimien lyhyt historia  // Tyynenmeren tähtitieteellisen seuran julkaisut  . - 1999-6. — Voi. 111 , iss. 760 . - s. 661-678 . — ISSN 1538-3873 0004-6280, 1538-3873 . - doi : 10.1086/316378 . Arkistoitu alkuperäisestä 9. helmikuuta 2021.
  33. ↑ S. Chandrasekhar. Kaasumassojen dynaaminen epävakaus, jotka lähestyvät Schwarzschildin rajaa yleisessä suhteellisuusteoriassa  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1964-8. — Voi. 140 . - s. 417 . — ISSN 1538-4357 0004-637X, 1538-4357 . - doi : 10.1086/147938 . Arkistoitu alkuperäisestä 16. heinäkuuta 2019.
  34. ↑ Jesse L. Greenstein, Maarten Schmidt. Quasi-Stellar Radio Sources 3c 48 ja 3c 273  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1964-7. — Voi. 140 . — s. 1 . — ISSN 1538-4357 0004-637X, 1538-4357 . - doi : 10.1086/147889 . Arkistoitu alkuperäisestä 28. huhtikuuta 2019.
  35. ↑ G.K. Grey. Kvasaarit ja antimateria  (englanniksi)  // Luonto. - 1965-04. — Voi. 206 , iss. 4980 . - s. 175 . — ISSN 1476-4687 . - doi : 10.1038/206175a0 . Arkistoitu alkuperäisestä 6. elokuuta 2020.
  36. ↑ Haven, Kendall F. Se on outoa! : mahtavia tieteen mysteereitä . - Golden, Colo.: Fulcrum Resources, 2001. - xii, 244 sivua s. — ISBN 1555919995 , 9781555919993.
  37. ↑ Santilli, Ruggero Maria, 1935-. Isodaalinen antimateriaaliteoria: sovelluksia antigravitaatioon, suureen yhdistymiseen ja kosmologiaan . - Dordrecht: Springer, 2006. - 1 online-lähde (xvi, 329 sivua) s. - ISBN 9781402045189 , 1402045182, 1402045174, 9781402045172, 1280616806, 9781280616808, 6610619686801, 661061968686
  38. ↑ Dibay, 1986 , s. 295.
  39. ↑ Tiziana Di Matteo, Volker Springel, Lars Hernquist. Kvasaarien energiansyöttö säätelee mustien aukkojen ja niiden isäntägalaksien kasvua ja toimintaa   // Luonto . - 2005-02-10. — Voi. 433 , iss. 7026 . - s. 604-607 . — ISSN 1476-4687 . - doi : 10.1038/luonto03335 . Arkistoitu alkuperäisestä 28. maaliskuuta 2019.
  40. ↑ D.E. Thomsen. Maailmanloppu: Et tunne mitään  // Tiedeuutiset. - 20.6.1987. - T. 131 , no. 25 . - S. 391 . - doi : 10.2307/3971408 . Arkistoitu 28. marraskuuta 2020.
  41. ↑ GALAXY FÜR DEHNUNGSSTREIFEN  (saksa) . Haettu 17. heinäkuuta 2019. Arkistoitu alkuperäisestä 17. heinäkuuta 2019.
  42. ↑ Wayback Machine . web.archive.org (2. helmikuuta 2010). Haettu: 17.7.2019.

Kirjallisuus

Linkit

  Siirry Wikidata-kohteeseen  Sanakirjat ja tietosanakirjat