Кандидати в добрі статті

Квазар

Матеріал з Вікіпедії — вільної енциклопедії.
Перейти до навігації Перейти до пошуку
Художнє зображення квазара

Кваза́р (англ. quasar, скор. від quasi-stellar radio source — квазізоряне радіоджерело) — надзвичайно світні активні ядра галактик, що характеризуються яскраво вираженими емісійними лініями, сильно зсунутими в червоний бік спектру. Випромінювання квазарів походить з акреційного диску навколо надмасивної чорної діри в центрі галактики. Енергія випромінювання квазарів величезна — найпотужніші з них мають світність у тисячі разів більшу, ніж галактики подібні до Чумацького Шляху[1][2]. Червоні зсуви квазарів можуть сягати позначки в та навіть більше і мають космологічне походження, тобто виникають за рахунок розширення Всесвіту[3].

Квазари було виявлено 1963 року як джерела радіовипромінювання з дуже малими кутовими розмірами (менше 10″). Потім вони були ототожнені з тьмяними оптичними об'єктами 16—18m. Згодом було виявлено джерела, які за оптичними характеристиками від квазарів не відрізнялися, проте не випромінювали у радіо-діапазоні. Сьогодні квазарами називають обидва типи об'єктів: перші — радіогучними або радіоголосними, а другі — радіотихими. Радіоголосні квазари становлять декілька відсотків загальної кількості квазарів.

Художня візуалізація акреційного диска ULAS J1120+0641 — дуже далекого квазара, що живиться від надмасивної чорної діри з масою 2 млрд M☉[4]

У спектрах багатьох квазарів крім емісійних ліній, є одна або декілька систем ліній поглинання, червоний зсув яких менший, ніж емісійних ліній. Ці лінії поглинання формуються на шляху між квазарами й спостерігачем.

Квазари виявляють змінність у широкому часовому діапазоні — від кількох хвилин до кількох років. Амплітуда змінності в смузі В зазвичай складає 0,5 — 1,5m, хоча в деяких квазарів вона не перевищує 0,1m. Проте є група оптично змінних квазарів, зміни блиску яких досягають 6,0m. Оптично змінні квазари часто об'єднують із лацертидами в один клас — блазари. Наявність квазара в галактиці відносить цю галактику до галактик з активними ядрами. Галактики із квазарами, радіогалактики й галактики Сейферта – це об’єкти одного роду, які перебувають на різних етапах своєї еволюції. Схоже на те, що за віком галактики із квазарами молодші, а галактики Сейферта – старіші[5].

Огляди неба, метою яких є відкриття квазарів, показали, що квазари були більш поширені в далекому минулому; найбільше їх було близько 10 млрд років тому[6]. Концентрації кількох квазарів відомі як великі групи квазарів і можуть складати одні з найбільших відомих структур у Всесвіті, якщо спостережувані групи добре відстежують розподіл маси[7].

Історія спостереження квазарів[ред. | ред. код]

Квазари у взаємодіючих галактиках[8]

Початок досліджень[ред. | ред. код]

У 1950-х роках, із розвитком радіоастрономії, астрономи виявили поміж галактик невелику кількість аномальних об'єктів із властивостями, які не піддавалися поясненню. Об'єкти випромінювали на різних частотах, але їх не вдавалося виявити оптично, хоча в деяких випадках в оптичному діапазоні спостерігали лише слабкий точковий об'єкт, схожий на далеку зорю. Лінії в спектрі, за допомогою яких ідентифікують хімічні елементи, з яких складається об'єкт, також були нетиповими. Окрім того, деякі з цих об'єктів швидко змінювали свою світність в оптичному діапазоні і ще швидше — в рентгенівському, що обмежувало їх розмір — вони могли бути не більшими за Сонячну систему[9]. Це, в свою чергу, означало надзвичайно високу густину енергії[10]. Про те, що це можуть бути за об'єкти, точилися жваві дискусії. Їх описували як «квазізоряні (зореподібні) радіоджерела», або «квазізоряні об'єкти», назва, яка відображала їхню невідому природу. Термін «квазар» (англ. quasar) запропонував американський астрофізик китайського походження Хонг-Ї Чіу 1964 року в журналі «Physics Today» як альтернативу довгої назви «квазізоряні радіоджерела» (англ. quasi-stellar radio source)[9][11].

Зображення Слоанівського цифрового огляду небі квазара 3C 273, яке ілюструє зореподібний вигляд об’єкта. Видно, що струмінь квазара тягнеться вниз і вправо від квазара.

1960-1970[ред. | ред. код]

Перші квазари (3C 273 і 3C 48) як джерела радіовипромінювання виявили в радіооглядах неба наприкінці 1950-х років[12][13][14][15]. Відповідні оптичні об'єкти було знайдено не одразу. За допомогою інтерферометра з телескопів Ловеллівської обсерваторії було показано, що ці радіоджерела мають дуже малий кутовий розмір[16].
1960 року Елан Сендидж і Томас А. Метьюз виявили слабку блакитну зорю на місці радіоджерела 3C 48 й отримали її спектр[14]. Він містив велику кількість невідомих широких емісійних ліній, а фотометрія показувала змінність об'єкту й значний надлишок ультрафіолету порівняно зі звичайними зорями[17].

У 1962 році було передбачено, що радіоджерело 3C 273 зазнає п'ятиразового покриття Місяцем. Вимірювання, здійснені Сирілом Хазардом[en][18] і Джоном Болтоном з радіотелескопа ім. Паркса, дозволило Мартену Шмідту ідентифікувати оптичний об'єкт й отримати його спектр, використавши п'ятиметровий телескоп Гейла Паломарської обсерваторії. У цьому спектрі він виявив такі ж невідомі емісійні лінії. Шмідт усвідомив, що це спектральні лінії водню, зсунуті в червоний бік спектра на 15,8 %. Це означало, що 3C 273 віддаляється зі швидкістю 47 000 км/с. Відкриття призвело до суттєвих змін у розумінні природи квазарів і дозволило іншим астрономам знайти емісійні лінії, зсунуті в червоний бік спектру, для інших радіоджерел[19]. Таким чином для 3C 48 було виміряно червоний зсув, що відповідає швидкості руху 37 % від швидкості світла[20].

Протягом 1960-х років велася дискусія про те, чи є квазари близькими або віддаленими об'єктами. Були припущення, що червоний зсув у спектрах квазарів є свідченням не розширення простору, а потужного гравітаційного поля цих об'єктів. Проте це спростував Шмідт у 1964 році[21]. Незвичайні емісійні лінії квазарів нагадували лінії, що спостерігаються в гарячих газових туманностях низької густини. Однак вони є надто розрідженими, щоб пояснити спостережувану потужність ліній. Утім, космологічне пояснення зміщення спектрів квазарів також наштовхнулось на труднощі. Одним із вагомих аргументів проти цієї ідеї було те, що квазари в такому випадку мають випромінювати надто велику енергію, щоб це можливо було пояснити за допомогою відомих фізичних процесів, включно з ядерним синтезом. Висловлювалася гіпотеза, що квазари утворилися з досі невідомої форми стабільної антиречовини, і це може пояснити їхню світність. Інша гіпотеза полягала в тому, що квазари є білими дірами — протилежностями поглинаючих чорних дір[22].

1970-…[ред. | ред. код]

Коли в 1970-х роках було успішно змодельовано виділення необхідної енергії в акреційному диску навколо чорної діри, аргументи про космологічні відстані до квазарів стали сприйматися майже всіма дослідниками. Ефективність випромінювання дисків становить в середньому 10 %. Квазари почали класифікувати як один із типів активних ядер галактик[23]. Така інтерпретація також пояснює, чому квазари були поширені в ранньому Всесвіті. Випромінювання енергії практично припиняється, коли надмасивна чорна діра поглинає весь газ і пил навколо себе. Ймовірно, більшість галактик, зокрема й Чумацький Шлях, пройшли через активну стадію, але зараз не мають достатньо речовини для утворення акреційного диску навколо центральної чорної діри[24][12].

1979 року було підтверджено, що подвійний квазар 0957+561 є насправді двома зображеннями того самого квазара, утвореними внаслідок гравітаційного лінзування — ефекту передбаченого Ейнштейном у загальній теорії відносності[25].

Спектр квазара HE 0940-1050 після подорожі міжгалактичним середовищем

У 13-й редакції каталогу VERON (2010 року) налічувалося близько 133 тис. квазарів[26].

Сучасне уявлення[ред. | ред. код]

Зараз відомо, що квазари є далекими, але надзвичайно яскравими об'єктами, тому будь-яке світло від квазарів, яке досягає Землі, має досить значне космологічне червоне зміщення[27].

Фотографія телескопа Hubble, зображено ядро квазара

Квазари знаходяться в центрах активних галактик і є одними з найбільш яскравих, потужних і енергетичних об'єктів, відомих у Всесвіті, випромінюючи в тисячу разів більше енергії, ніж Чумацький Шлях, який містить 200—400 мільярдів зір. Світло від квазарів настільки потужне, що зазвичай розгледіти світло від галактики, в центрі якої знаходиться квазар, неможливо[28]. Енергія квазарів випромінюється у всьому електромагнітному спектрі від рентгенівського до інфрачервоного діапазону з піком в ультрафіолетовому діапазоні, при цьому деякі квазари також є потужними джерелами радіовипромінювання та гамма-променів. За допомогою зображень із високою роздільною здатністю, зроблених наземними телескопами та космічним телескопом Габбла, у деяких випадках було виявлено материнські галактики квазарів. Зазвичай ці галактики занадто тьмяні, щоб їх можна було побачити на тлі блиску квазара, якщо не спостерігати їх за допомогою спеціальних методів[29]. Самі квазари теж дуже тьмяні для земного спостерігача через величезні відстані до них. Лише 7 з них мають зоряну величину менше +14[30], тобто для їх спостереження навіть за ідеальних умов потрібен телескоп з апертурою хоча б 30 см[31].

Згідно гіпотези Едвіна Солпітера і Якова Зельдовича, яку вони запропонували у 1964 році, і яке вже отримала чимало підтверджень, квазари випромінюють за рахунок акреції речовини в диск навколо надмасивних чорних дір в ядрах далеких галактик[12]. Випромінювання чорної діри не може вийти за межі горизонту подій, але випромінювання квазара генерується зовні чорної діри. Речовина, що наближається до чорної діри, навряд чи впаде прямо в неї, оскільки речовина має певний момент імпульсу, що спричиняє утворенню акреційного диску. В акреційному диску відбувається значне нагрівання газу через його в'язке тертя. Це нагрівання і призводить до дуже інтенсивного випромінювання[32]. На випромінювання перетворюється від 5,7 % до 32 % маси речовини[33], що набагато більше в порівнянні з 0,7 % для процесу термоядерного синтезу протон-протонного циклу, який домінує у виробництві енергії в сонцеподібних зорях. Центральні маси від 105 до 109 M☉ були виміряні в квазарах за допомогою ревербераційного картування[en]. Підтверджено, що кілька десятків сусідніх галактик (включаючи й Чумацький Шлях), які не мають активного центру і не виявляють жодної активності, мають у своїх ядрах подібну надмасивну чорну діру. Зараз вважається, що переважна більшість великих галактик містять надмасивні чорні діри, але лише невелика частка має достатню кількість речовини на необхідній відстані від центру, щоб стати активними та перейти в категорію квазарів[34].

Це також пояснює, чому квазари були більш поширеними в ранньому всесвіті — випромінювання майже припиняється, коли надмасивна чорна діра поглинає більшість газу й пилу навколо неї. Це означає, що більшість галактик, включно з Чумацьким Шляхом, ймовірно пройшли через активну стадію, коли вони були квазарами або активними галактиками іншого класу, що залежить від маси чорної діри та швидкості акреції. На нинішньому етапі еволюції вони перебувають у стані спокою, оскільки для генерації потужного випромінювання бракує речовини, яка падала б у їхні центральні чорні діри[34].

Хмара газу навколо далекого квазара SDSS J102009.99+104002.7 (зображення зроблене інструментом MUSE)[35]

Вважається, що квазари також можуть наново спалахнути, коли дві звичайні галактики зливаються і чорна діра отримує нове джерело матерії[36]. Припускається, що квазар може знову утворитися, коли Галактика Андромеди зіткнеться з галактикою Чумацький Шлях приблизно через 3–5 мільярдів років[37][38][39].

У 1980-х роках були розроблені уніфіковані моделі, в яких квазари класифікували як особливий вид активних ядер галактик, і склався консенсус, що від інших активних ядер галактик, таких як блазари та радіогалактики, квазари здебільшого відрізняє лише кут нахилу галактики до променя зору[40].

Основні характеристики квазарів[ред. | ред. код]

Кількість[ред. | ред. код]

Станом на липень 2023 року було знайдено щонайменше 900 000[41], більшість із яких відомі завдяки Слоанівському огляду неба. Деякі інші бази даних надають значно вищу оцінку кількості цих об'єктів. Наприклад, DESI Quasar Sample вказує на наявність близько 5 мільйонів квазарів[42].

Близько мільйона квазарів було ідентифіковано за допомогою спектроскопічних червоних зміщень[43], а від 2 до 3 мільйонів ідентифіковано у фотометричних каталогах[44][45].

Відстань[ред. | ред. код]

Усі спектри спостережуваних квазарів мають значний червоний зсув: одному з найближчих відомих квазарів (3C 273) відповідає значення 0,158[46][47][48], а найбільш віддаленому з відомих станом на 2021 рік (QSO J0313−1806[en]) — 7,64[49]. Ці червоні зміщення відповідають відстані від 2 до 30 млрд світлових років[50]. Через великі відстані до квазарів і скінчену швидкість світла, ми бачимо їх такими, якими вони були в дуже ранньому Всесвіті[47][48]. Рекорд відстані до найбільш віддаленого відомого квазара продовжує оновлюватися, оскільки вчені знаходять все більш віддалені об'єкти[51][49].

Яскравість[ред. | ред. код]

Квазари є тьмяними об'єктами для спостерігача на Землі, але те, що вони видимі з такої великої відстані, означає, що вони — одні з найяскравіших об'єктів у відомому Всесвіті[47]. Найяскравішим квазаром на небі є вже згаданий 3C 273 в сузір'ї Діви. Він має середню видиму зоряну величину 12,8m[52] і є досить яскравим, щоб його можна було побачити навіть в аматорський телескоп з апетурою від 15-20 см[53][48] та абсолютну зоряну величину −26,7m (що дорівнює видимій зоряній величині Сонця)[54][55]. Іншими словами, цей квазар випромінює енергії майже в 4 трлн разів більше, ніж Сонце, і є на понад 6 зоряних величин (в понад 250 разів) більш яскравим, ніж Чумацький Шлях[56][57].

Іншим, ще більш яскравим об'єктом ймовірно є квазар APM 08279+5255[en], який було відкрито 1998 року. Його абсолютна зоряна величина — 32,2m[58]. Подальші спостереження та зображення високої роздільної здатності, отнимані телескопом Габбла та 10-метровими телескопами Кека показали, що ця система гравітаційно лінзована, що збільшує яскравість квазара майже на порядок[59].

Яскраві гало навколо 18 далеких квазарів[60]

Змінність[ред. | ред. код]

Квазари змінюють свою яскравість із часом. Ці зміни відбуваються дуже хаотично та неперіодично, а їхня тривалість може складати від хвилин до годин[61]. Змінність квазарів відкрили Елан Сендидж і Томас А. Метьюз в 1963 році на основі спостережень квазара 3C 48[62]. Станом на 2024 рік відомо, що більшість електромагнітного випромінювання в ультрафіолетовому та видимому діапазоні утворюється завдяки акреційному диску, у той час як рентгенівське випромінювання походить з електронної корони, що оточує центральну надмасивну чорну діру, утворюючись за рахунок комптонівського розсіювання. Утім, конкретна причина, яка призводить до змінності квазарів, досі достеменно була невідома. Існувало дві основні гіпотези[61]:

  • Нестабільності в акрекційному диску та(або) зміна швидкості акреції, які утворюються внаслідок нерівномірного розподілу температур[63].
  • Перевипромінювання рентгенівських променів у видимому діапазоні[64].

Деякі астрофізики припускали, що змінність квазарів є наслідком комбінації кількох ефектів[61].

Станом на 2023 рік планувалося створити велику базу даних квазарів, що демонструють змінність. Ця база даних мала бути створена за допомогою 4-метрового Міжнародного телескопу з рідким дзеркалом (англ. International Liquid Mirror Telescope)[65].

Випромінювання та спектр[ред. | ред. код]

На рентгенівському знімку телескопа Чандра зображено квазар PKS 1127—145, яскраве джерело рентгенівських променів і видимого світла приблизно за 10 млрд св.р. від Землі. Величезний релятивістський струмінь простягається щонайменше на 1 млн св.р. від квазара.

Спектр квазарів в ультрафіолетовому та видимому діапазонах складається з рівномірного континууму та серії (як правило широких) емісійних ліній. На відміну від спектрів галактик та зір, спектри квазарів дуже подібні один до одного[66]. Більшість квазарів є найяскравішими у певній ділянці спектру в ультрафіолетовому діапазоні (близько 121,6 нм), але завдяки значному червоному зсуву пік яскравості зазвичай спостерігається вже в інфрачервоному діапазоні (до 1000 нм для найвіддаленіших квазарів). Варто зазначити, що квазари, як і більшість об'єктів у Всесвіті, випромінюють в усіх діапазонах спектру (від гамма- до радіо-)[66].

Певна частка випромінювання припадає на релятивістські струмені частинок, які рухаються зі швидкостями, близькими до швидкості світла, також відомі, як джети[67]. Випромінювання джетів також припадає одразу на всі діапазони спектру, однак в більшості випадків воно найсильніше в рентгенівському діапазоні. В меншості квазарів джети дають потужне радіовипромінювання[68], інтенсивність якого також корелює з інтенсивністю у видимому діапазоні спектру[69].

Існує багато доказів того, що червоний зсув спектрів квазарів зумовлено саме космологічним розширенням Всесвіту. Червоне зміщення квазарів вимірюється за яскравими спектральними лініями оптичного й ультрафіолетового спектрів. Ці лінії яскравіші, ніж основна частина неперервного спектру, тому їх називають емісійними лініями (або лініями випромінювання). Вони мають ширину, еквівалентну кільком відсоткам швидкості світла, спричинену допплерівським зсувом унаслідок швидкого руху газу, що їх випромінює. Швидкий рух газу чітко вказує на велику масу квазара. Емісійні лінії водню (переважно серія Лаймана й серія Бальмера), гелію, вуглецю, магнію, заліза і кисню — це найяскравіші лінії в спектрах квазарів[66]. Атоми, що випромінюють на цих довжинах хвиль, можуть бути як нейтральними, так і багатократно іонізованими. Такий широкий діапазон ступенів іонізації вказує на те, що газ далеко не скрізь є гарячим, і не утворює окремої зорі. Серед квазарів з особливостями в спектрі виділяють окрему категорію — «залізні квазари», в спектрах яких присутні яскраві емісійні лінії однократно іонізованого заліза (FeII), як наприклад IRAS 18508-7815[70].

Дослідження квазарів надають інформацію про один з ранніх етапів існування Всесвіту — кінець епохи рейонізації. Спектри найвіддаленіших квазарів (z ≥ 6) містять лінії поглинання, які свідчать про те, що міжгалактичне середовище у ті часи було заповнене нейтральним воднем. У спектрах ближчих квазарів немає ділянок, де домінють лінії поглинання, проте їхні спектри містять лінійчасту структуру, відому як ліс Лайман-альфа. Це є наслідком того, що міжгалактичне середовище зазнало повторної іонізації, а нейтральний газ існував тільки в невеликих хмарах. Інша цікава особливість квазарів полягає в тому, що вони містять хімічні елементи, важчі від гелію. Це означає, що в проміжку між Великим вибухом і найбільш ранніми квазарами, які спостерігаються, в галактиках відбувся спалах зореутворення — утворення зір найпершого, наразі гіпотетичного, третього покоління[71]. Світло від цих зір спостерігалося 2005 року на космічному телескопі «Спітцер», хоча ці спостереження ще потребують підтвердження[72].

Класифікація[ред. | ред. код]

Таксономія квазарів включає різні підтипи, що представляють підмножини популяції квазарів з різними властивостями.

За інтенсивністю радіовипромінювання[ред. | ред. код]

  • Радіогучні квазари — квазари з потужними джетами, які є потужними джерелами радіовипромінювання. Вони складають приблизно 10 % від загальної популяції квазарів[73][74]. В україномовній літературі також використовують термін "радіоголосні квазари"[75].
  • Радіотихі квазари — квазари, у яких відсутні потужні струмені, та з відносно слабшим радіовипромінюванням порівняно з радіогучними квазарами. Більшість квазарів (близько 90 %) є радіотихими[73].

За типом емісійних ліній[ред. | ред. код]

  • Квазари з широкими емісійними лініями (BAL) — це квазари, у спектрах яких спостерігаються широкі емісійні лінії, зміщені в бік синього кольору відносно системи спокою квазара, що є результатом витікання газу з активного ядра в напрямку до спостерігача. Широкі емісійні лінії спостерігаються приблизно в 10 % квазарів. BAL-квазари зазвичай є радіотихими. В ультрафіолетових спектрах BAL-квазарів можна виявити широкі емісійні лінії іонізованого вуглецю, магнію, кремнію, азоту та інших елементів[73].
  • Квазари зі слабкими емісійними лініями — це квазари, які мають надзвичайно слабкі емісійні лінії в ультрафіолетовому або видимому спектрі[76].

За характером змінності[ред. | ред. код]

  • Червоні квазари — це квазари з оптичними кольорами ближчими до червоного, ніж у звичайних квазарів, що є результатом помірного пилового міжзоряного поглинання в материнській галактиці квазара. Інфрачервоні дослідження показали, що червоні квазари складають значну частину від загальної популяції квазарів[78].
  • Оптично активні квазари (OVV) — це радіогучні квазари, у яких релятивістський струмінь спрямований на спостерігача. Релятивістське випромінювання струменя призводить до сильної та швидкої зміни яскравості квазара. Квазари OVV також вважаються різновидом блазарів[79][80].

Кратні квазари[ред. | ред. код]

Хрест Ейнштейна — чотири зображення від одного квазара.

Якщо декілька квазарів розташовані візуально близько один до одного на небі (на відстані декілька кутових секунд або менше), це не гарантує, що вони є гравітаційно пов'язаною системою. Вони можуть бути розділені великою відстанню, тобто бути лише оптично кратними. Подібне явище спостерігається в оптично подвійних зорях (не плутати з візуально подвійними зорями), коли дві зорі візуально розташовані дуже близько одна до одної, однак насправді гравітаційно не пов'язані. У випадку зір це можна перевірити за допомогою проведення спектроскопічних спостережень та побудови кривої променевих швидкостей[81]. У випадку подвійних та кратних квазарів для підтвердження кратоності потрібно визначити їх червоний зсув. Якщо він для цих об'єктів однаковий (в межах похибок), відповідно ці об'єкти знаходяться на однаковій відстані від Землі, тобто фізично вони теж розташовані близько один до одного і можуть гравітаційно взаємодіяти[82]. Якщо така система складається з двох квазарів, їх називають «парою квазарів» або «подвійною системою квазарів»[82].

Через велику масу галактик (зокрема квазарів) може виникати інше явище — гравітаційне лінзування квазара іншим масивним об'єктом, наприклад, галактикою. Обидва явища — і лінзування, і подвійність — є нечастими для квазарів, оскільки для цього потрібно, щоб земний спостерігач, квазар та лінзуючий об'єкт знаходилися майже ідеально на одній прямій (а для подвійних квазарів ще й додатково має майже співпасти третя координата — відстань). Втім, станом на 2023 рік відомо вже 436 випадків спостереження пар квазарів та лінзування квазарів[42].

Гравітаційно лінзований квазар HE 1104—1805[83]

Першу потрійну систему квазарів знайдено у 2007 році під час спостережень в обсерваторії Кека на горі Мауна-Кеа, що розташована на Гаваях[84]. Цей об'єкт з назвою LBQS 1429-008● (також відомий під назвою QQQ J1432-0106) вперше спостерігали в 1989 році, і на той час було встановлено, що це подвійний квазар. Коли астрономи виявили третю компоненту, вони підтвердили, що це окремі квазари, а не зображення того самого квазару, утворені внаслідок гравітаційного лінзування[85]. Цей потрійний квазар має червоний зсув z = 2,076[84]. Компоненти розділені відстанню приблизно 30–50 кілопарсек (97 000–160 000 світлових років), що є типовим для взаємодіючих галактик[86]. У 2013 році було відкрито другий потрійний квазар QQQ J1519+0627, що має червоний зсув z = 1,51 та відстань між компонентами близько 25 кпк (близько 80 000 св.р.)[87][88].

Першу систему з 4-х квазарів під назвою SDSSJ0841+3921 було відкрито в 2015 році на червоному зміщенні z = 2,0412 і має загальний розмір приблизно 200 кпк (650 000 св.р.). Система оточена гігантською туманністю, маса тільки холодного газу якої складає порядка 10 мільярдів мас Сонця[89]. В англомовній літературі такі об'єкти називають квартетами квазарів[90][91].

Гравітаційне лінзування[ред. | ред. код]

Якщо світло від квазара зазнає гравітаційного лінзування, воно може утворювати два, три або чотири зображення. Першим відкритим квазаром, для якого спостерігалося це явище, Q0957+561[en] у 1979 році; він мав два зображення[92]. Цей об'єкт також відомий під назвою Квазари-близнюки (англ. Twin Quasar) та Подвійний квазар (англ. Double Quasar; це власна назва, об'єкт не має нічого спільного зі справжніми гравітаційно пов'язаними подвійними квазарами)[93]. Прикладом квазара з трьома зображеннями є PG1115+08[94]. Відомо кілька квазарів із чотирма зображеннями, зокрема Хрест Ейнштейна[95] та Квазар Конюшина[en][96].

Мікроквазари[ред. | ред. код]

На відміну від "звичайних" квазарів, які є активними ядрами галактик, термін "мікроквазари" застосовується по відношенню до подвійних зоряних систем, в яких одним з компонентів є чорна діра зоряної маси з акреційним диском навколо неї, завдяки чому така система інтенсивно випромінює в рентгенівському діапазоні. Такі об'єкти ще називають рентгенівськими подвійними з чорними дірами (англ. Black hole X-ray binaries, скорочено BHXB)[97]. Припускається, що такі об'єкти також є джерелами античастинок, зокрема позитронів, які є частиною космічних променів[98].

Такі об'єкти поділяють на два типи: масивні (High Mass X-ray Binaries, HMXB) та маломасивні (Low Mass X-ray Binaries, HMXB). Масивні утворюються з подвійних зоряних систем, де дві зорі мають помітно різні маси. Більш масивна зоря еволюціонує значно швидше, утворюючи після своєї смерті чорну діру. Водночас, фізичний процес, який призводить до утворення маломасивних мікроквазарів, залишаєтся не до кінця відомим[99].

Міжнародна небесна система відліку[ред. | ред. код]

Оскільки квазари надзвичайно далекі (завдяки чому мають майже нульовий власний рух), відносно яскраві та малі за видимим розміром, їх використано як опорні точки для реалізації Міжнародної небесної системи координат (англ. ICRS). Міжнародна небесна система відліку (англ. ICRF) базується на сотнях позагалактичних радіоджерел, переважно квазарів, розподілених на всьому небі[100]. Наприкінці XX-го сторіччя їхні положення виміряно за допомогою радіоінтерферометрії з наддовгою базою з точністю до 0,001″, що було на порядки точнішим, ніж найкращі оптичні вимірювання тих часів (FK5, 1988)[101].

Див. також[ред. | ред. код]

Література[ред. | ред. код]

  • Загальна теорія відносності: випробування часом: Моногр. / Я. С. Яцків, О. М. Александров, І. Б. Вавилова, В. І. Жданов, Ю. М. Кудря; Голов. астрон. обсерваторія. Цетр дослідж. наук.-техн. потенціалу та історії науки ім. Г. М. Доброва. Київ. нац. ун-т ім. Т. Шевченка. Астрон. обсерваторія. — К.: ГАО НАН України, 2005. — 287 с. — ISBN 966-02-3728-6. — укр.
  • Курс загальної астрономії: підручник для студ. вузів / С. М. Андрієвський, Д. О. Климишин; ОНУ ім. І.І. Мечникова, Прикарпатський нац. ун-т ім. В. Стефаника. — Одеса : Астропринт, 2010. — 475 с. : рис. — ISBN 978–966–318–773–0 — укр.

Примітки[ред. | ред. код]

  1. ↑ Wu, Xue-Bing та ін. (2015). An ultraluminous quasar with a twelve-billion-solar-mass black hole at redshift 6.30. Nature. 518 (7540): 512—515. arXiv:1502.07418. Bibcode:2015Natur.518..512W. doi:10.1038/nature14241. PMID 25719667.
  2. ↑ Frank, Juhan; King, Andrew; Raine, Derek J. (February 2002). Accretion Power in Astrophysics (вид. Third). Cambridge, UK: Cambridge University Press. Bibcode:2002apa..book.....F. ISBN 0521620538.
  3. ↑ Quasars and Active Galactic Nuclei. ned.ipac.caltech.edu. Процитовано 31 серпня 2020.
  4. ↑ Most Distant Quasar Found. ESO Science Release. Процитовано 4 липня 2011.
  5. ↑ Головко, М.В.; Крячко, І.П. (2018). Астрономія (навчальний посібник для профільної школи). м. Київ: «КОНВІ ПРІНТ». с. 175—176. ISBN 978-617-7724-24-6.
  6. ↑ Schmidt, Maarten; Schneider, Donald; Gunn, James (1995). Spectroscopic CCD Surveys for Quasars at Large Redshift. IV. Evolution of the Luminosity Function from Quasars Detected by Their Lyman-Alpha Emission. The Astronomical Journal. 110: 68. Bibcode:1995AJ....110...68S. doi:10.1086/117497.
  7. ↑ Clowes, R. G. (2001). Large Quasar Groups - A Short Review (англ.). Т. 232. The New Era of Wide Field Astronomy. с. 108. Bibcode:2001ASPC..232..108C.
  8. ↑ Quasars in interacting galaxies. ESA/Hubble. Процитовано 19 червня 2015.
  9. ↑ а б Quasar | Discovery, Structure & Evolution. Britannica (англ.). 5 квітня 2024. Процитовано 10 травня 2024.
  10. ↑ 7. HIGH-ENERGY ASTROPHYSICS ELECTROMAGNETIC RADIATION. web.archive.org. 7 липня 2011. Процитовано 10 травня 2024.
  11. ↑ Chiu, Hong-Yee (1964). Gravitational collapse. Physics Today. 17 (5): 21. Bibcode:1964PhT....17e..21C. doi:10.1063/1.3051610.
  12. ↑ а б в Shields, Gregory A. (1999). A Brief History of Active Galactic Nuclei. The Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 111 (760): 661—678. arXiv:astro-ph/9903401. Bibcode:1999PASP..111..661S. doi:10.1086/316378. Процитовано 21 квітня 2024.
  13. ↑ Our Activities. European Space Agency. Процитовано 3 жовтня 2014.
  14. ↑ а б Matthews, Thomas A.; Sandage, Allan R. (1963). Optical Identification of 3c 48, 3c 196, and 3c 286 with Stellar Objects. Astrophysical Journal. 138: 30—56. Bibcode:1963ApJ...138...30M. doi:10.1086/147615.
  15. ↑ Wallace, Philip Russell (1991). Physics: Imagination and Reality. World Scientific. ISBN 9789971509293.
  16. ↑ The History of Jodrell Bank. Jodrell Bank Centre for Astrophysics. Процитовано 17 квітня 2024.
  17. ↑ G. Shields (1999). A Brief History of AGN. The Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 111 (760): 661—678. arXiv:astro-ph/9903401. doi:10.1086/316378. Процитовано 10 травня 2024. The spectrum of the object showed broad emission lines at unfamiliar wavelengths, and photometry showed the object to be variable and to have an excess of ultraviolet emission compared with normal stars. {{cite journal}}: Проігноровано |chapter= (довідка)
  18. ↑ Hazard, C. ; Mackey, M. B. ; Shimmins, A. J. (1963). Investigation of the Radio Source 3C 273 By The Method of Lunar Occultations. Nature. 197 (4872): 1037—1039. Bibcode:1963Natur.197.1037H. doi:10.1038/1971037a0.
  19. ↑ Schmidt Maarten (1963). 3C 273: a star-like object with large red-shift. Nature. 197 (4872): 1040. Bibcode:1963Natur.197.1040S. doi:10.1038/1971040a0.
  20. ↑ Greenstein, Jesse L.; Matthews, Thomas A. (1963-03). Red-Shift of the Unusual Radio Source: 3C 48. Nature (англ.). Т. 197, № 4872. с. 1041—1042. doi:10.1038/1971041a0. ISSN 0028-0836. Процитовано 10 травня 2024.
  21. ↑ Kellermann, K. I. (1 листопада 2014). The discovery of quasars and its aftermath. Journal of Astronomical History and Heritage. Т. 17. с. 267—282. ISSN 1440-2807. Процитовано 18 квітня 2024.
  22. ↑ Biała dziura ma być odwrotnością czarnej dziury. Czy taki obiekt w ogóle może istnieć?. National Geographic.
  23. ↑ Trakhtenbrot, Benny; Volonteri, Marta; Natarajan, Priyamvada (3 лютого 2017). On the Accretion Rates and Radiative Efficiencies of the Highest-redshift Quasars. The Astrophysical Journal Letters. Т. 836, № 1. с. L1. doi:10.3847/2041-8213/836/1/l1. ISSN 2041-8205. Процитовано 18 квітня 2024.{{cite news}}: Обслуговування CS1: Сторінки із непозначеним DOI з безкоштовним доступом (посилання)
  24. ↑ updated, Keith Cooper last (24 лютого 2018). Quasars: Brightest Objects in the Universe. Space.com (англ.). Процитовано 18 квітня 2024.
  25. ↑ Walsh∗, D.; Carswell†, R. F.; Weymann‡, R. J. (1979-05). 0957 + 561 A, B: twin quasistellar objects or gravitational lens?. Nature (англ.). Т. 279, № 5712. с. 381—384. doi:10.1038/279381a0. ISSN 1476-4687. Процитовано 1 квітня 2024.
  26. ↑ Veron-Cetty M.P., Veron P. (2010 (13th Ed.)). Quasars and Active Galactic Nuclei. VizieR archives. Архів оригіналу за 16 Травня 2021. Процитовано 10.02.2016.
  27. ↑ Grupen, Claus; Cowan, Glen (2005). Astroparticle physics. Springer. с. 11–12. ISBN 978-3-540-25312-9.
  28. ↑ Simulations Show Webb Telescope Can Reveal Distant Galaxies Hidden in Quasars’ Glare - NASA (амер.). 14 жовтня 2020. Процитовано 14 травня 2024.
  29. ↑ Hubble Surveys the «Homes» of Quasars. Hubblesite News Archive, Release ID 1996–35.
  30. ↑ Universe Today. How to see quasars with backyard telescopes. phys.org (англ.). Процитовано 10 травня 2024.
  31. ↑ newbie (22 березня 2022). Stars: What Magnitude can I see with my Telescope?. Telescope Nights (амер.). Процитовано 10 травня 2024.
  32. ↑ Thomsen, D. E. (20 червня 1987). End of the World: You Won't Feel a Thing. Science News. 131 (25): 391. doi:10.2307/3971408. JSTOR 3971408.
  33. ↑ Lambourne, Robert J. A. (2010). Relativity, Gravitation and Cosmology (вид. Illustrated). Cambridge University Press. с. 222. ISBN 978-0521131384.
  34. ↑ а б Tiziana Di Matteo та ін. (10 лютого 2005). Energy input from quasars regulates the growth and activity of black holes and their host galaxies. Nature. 433 (7026): 604—607. arXiv:astro-ph/0502199. Bibcode:2005Natur.433..604D. doi:10.1038/nature03335. PMID 15703739.
  35. ↑ MUSE spies accreting giant structure around a quasar. www.eso.org. Процитовано 20 листопада 2017.
  36. ↑ Pierce, J S C та ін. (13 лютого 2023). Galaxy interactions are the dominant trigger for local type 2 quasars. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 522 (2): 1736—1751. arXiv:2303.15506. doi:10.1093/mnras/stad455.
  37. ↑ Thomsen, D. E. (20 червня 1987). End of the World: You Won't Feel a Thing. Science News. 131 (25): 391. doi:10.2307/3971408. JSTOR 3971408.
  38. ↑ Galaxy für Dehnungsstreifen (PDF). Архів оригіналу (PDF) за 17 грудня 2008. Процитовано 30 грудня 2009.
  39. ↑ T. J. Cox; Abraham Loeb (9 December 2007). The Collision Between The Milky Way And Andromeda (PDF). Архів оригіналу (PDF) за 2 лютого 2010. Процитовано 1 липня 2011. {{cite web}}: Cite має пустий невідомий параметр: |1= (довідка)
  40. ↑ Peter J. Barthel (1989). Is every Quasar beamed?. The Astrophysical Journal. 336: 606—611. Bibcode:1989ApJ...336..606B. doi:10.1086/167038.
  41. ↑ Million Quasars Catalog, Version 8 (2 August 2023). MILLIQUAS. 2 серпня 2023. Процитовано 20 листопада 2023.
  42. ↑ а б Dawes, C.; Storfer, C.; Huang, X.; Aldering, G.; Cikota, Aleksandar; Dey, Arjun; Schlegel, D. J. (1 грудня 2023). Finding Multiply Lensed and Binary Quasars in the DESI Legacy Imaging Surveys. The Astrophysical Journal Supplement Series. Т. 269, № 2. с. 61. doi:10.3847/1538-4365/ad015a. ISSN 0067-0049. Процитовано 10 травня 2024.{{cite news}}: Обслуговування CS1: Сторінки із непозначеним DOI з безкоштовним доступом (посилання)
  43. ↑ Million Quasars Catalog, Version 8 (2 August 2023). MILLIQUAS. 2 серпня 2023. Процитовано 20 листопада 2023.
  44. ↑ Shu, Yiping; Koposov, Sergey E; Evans, N Wyn; Belokurov, Vasily; McMahon, Richard G; Auger, Matthew W; Lemon, Cameron A (5 вересня 2019). Catalogues of active galactic nuclei from Gaia and unWISE data. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Oxford University Press (OUP). 489 (4): 4741—4759. arXiv:1909.02010. doi:10.1093/mnras/stz2487. ISSN 0035-8711.
  45. ↑ Storey-Fisher, Kate; Hogg, David W.; Rix, Hans-Walter; Eilers, Anna-Christina; Fabbian, Giulio; Blanton, Michael; Alonso, David (2023). Quaia, the Gaia-unWISE Quasar Catalog: An All-Sky Spectroscopic Quasar Sample. AAS journals. arXiv:2306.17749.
  46. ↑ Ren, Bin B.; Fogarty, Kevin; Debes, John H.; Meyer, Eileen T.; Mo, Youbin; Mawet, Dimitri; Perrin, Marshall D.; Ogle, Patrick M.; Sahlmann, Johannes (2024-03). 3C 273 host galaxy with Hubble Space Telescope coronagraphy. Astronomy & Astrophysics. Т. 683. с. L5. doi:10.1051/0004-6361/202348254. ISSN 0004-6361. Процитовано 10 травня 2024.
  47. ↑ а б в Kruesi, Liz (27 серпня 2013). Astronomy 101: Quasars and other AGNs | Astronomy.com. Astronomy Magazine (амер.). Процитовано 10 травня 2024.
  48. ↑ а б в updated, Keith Cooper last (24 лютого 2018). Quasars: Brightest Objects in the Universe. Space.com (англ.). Процитовано 10 травня 2024.
  49. ↑ а б Wang, Feige; Yang, Jinyi; Fan, Xiaohui; Hennawi, Joseph F.; Barth, Aaron J.; Banados, Eduardo; Bian, Fuyan; Boutsia, Konstantina; Connor, Thomas (1 січня 2021). A Luminous Quasar at Redshift 7.642. The Astrophysical Journal Letters. Т. 907, № 1. с. L1. doi:10.3847/2041-8213/abd8c6. ISSN 2041-8205. Процитовано 10 травня 2024.{{cite news}}: Обслуговування CS1: Сторінки із непозначеним DOI з безкоштовним доступом (посилання)
  50. ↑ Ned Wright's Javascript Cosmology Calculator. www.astro.ucla.edu. Процитовано 10 травня 2024.
  51. ↑ Landau, Elizabeth; Bañados, Eduardo (6 грудня 2017). Found: Most Distant Black Hole. NASA. Процитовано 6 грудня 2017.
  52. ↑ NASA/IPAC Extragalactic Database. ned.ipac.caltech.edu. Процитовано 10 травня 2024.
  53. ↑ Talcott, Richard (17 листопада 2023). Target acquired: Observe Quasar 3C 273. Astronomy Magazine (амер.). Процитовано 10 травня 2024.
  54. ↑ Greenstein, Jesse L.; Schmidt, Maarten (1964-07). The Quasi-Stellar Radio Sources 3c 48 and 3c 273. The Astrophysical Journal (англ.). Т. 140. с. 1. doi:10.1086/147889. ISSN 0004-637X. Процитовано 10 травня 2024.
  55. ↑ Sun Fact Sheet. web.archive.org (англійською) . NASA. 15 липня 2010. Процитовано 10 травня 2024.
  56. ↑ Karachentsev, Igor D.; Karachentseva, Valentina E.; Huchtmeier, Walter K.; Makarov, Dmitry I. (2004-04). A Catalog of Neighboring Galaxies. The Astronomical Journal (англ.). Т. 127, № 4. с. 2031—2068. doi:10.1086/382905. ISSN 0004-6256. Процитовано 10 травня 2024.
  57. ↑ Absolute Magnitude. web.archive.org. 13 вересня 2011. Процитовано 10 травня 2024.
  58. ↑ Irwin, Michael J.; Ibata, Rodrigo A.; Lewis, Geraint F.; Totten, Edward J. (1998-10). APM 08279+5255: An Ultraluminous Broad Absorption Line Quasar at a Redshift z = 3.87. The Astrophysical Journal (англ.). Т. 505, № 2. с. 529—535. doi:10.1086/306213. ISSN 0004-637X. Процитовано 10 травня 2024.
  59. ↑ Lewis, Geraint F.; Ibata, Rodrigo A.; Ellison, Sara L.; Aracil, Bastien; Petitjean, Patrick; Pettini, Max; Srianand, Raghunathan (2002-07). Spatially resolved STIS spectra of the gravitationally lensed broad absorption line quasar APM08279+5255: the nature of component C and evidence for microlensing. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (англ.). Т. 334, № 1. с. L7—L10. doi:10.1046/j.1365-8711.2002.05700.x. ISSN 0035-8711. Процитовано 10 травня 2024.
  60. ↑ Bright halos around distant quasars. www.eso.org. Процитовано 26 жовтня 2016.
  61. ↑ а б в Petrecca, Vincenzo; Papadakis, Iossif; Paolillo, Maurizio; De Cicco, Demetra; Bauer, Franz (2024). Ensemble power spectral density of SDSS quasars in UV/optical bands. doi:10.48550/ARXIV.2404.06983. Процитовано 10 травня 2024.
  62. ↑ Matthews, Thomas A.; Sandage, Allan R. (1963-07). Optical Identification of 3c 48, 3c 196, and 3c 286 with Stellar Objects. The Astrophysical Journal (англ.). Т. 138. с. 30. doi:10.1086/147615. ISSN 0004-637X. Процитовано 10 травня 2024.
  63. ↑ Hare, Thomas; Gabel, Jack (06/2023). Modeling Quasar Variability With Simulations of Mass Accretion Rate Perturbations (англ.). Т. 242. American Astronomical Society Meeting Abstracts. с. 341.08. Bibcode:2023AAS...24234108H.
  64. ↑ Kammoun, Elias (10/2021). Probing the inner accretion flow of a luminous highly variable Seyfert (англ.). XMM-Newton Proposal. с. 78. Bibcode:2021xmm..prop...78K.
  65. ↑ Sun, Ethen; Ailawadhi, Bhavya; Akhunov, Talat; Borra, Ermanno; Dubey, Monalisa; Dukiya, Naveen; Fu, Jiuyang; Grewal, Baldeep; Hickson, Paul (2023). SunPhot: Preparations for an upcoming quasar variability survey with the International Liquid Mirror Telescope. doi:10.48550/ARXIV.2311.05622. Процитовано 10 травня 2024.
  66. ↑ а б в Vanden Berk, Daniel E.; Richards, Gordon T.; Bauer, Amanda; Strauss, Michael A.; Schneider, Donald P.; Heckman, Timothy M.; York, Donald G.; Hall, Patrick B.; Fan, Xiaohui (2001-08). Composite Quasar Spectra from the Sloan Digital Sky Survey. The Astronomical Journal. Т. 122, № 2. с. 549—564. doi:10.1086/321167. Процитовано 10 травня 2024.
  67. ↑ The Recipe for Powerful Quasar Jets - NASA (амер.). Процитовано 10 травня 2024.
  68. ↑ Dżet z czarnej dziury w M87 osiąga prędkości bliskie prędkości światła. www.urania.edu.pl (пол.). Процитовано 2 квітня 2024.
  69. ↑ Tadhunter, C. N.; Morganti, R.; Robinson, A.; Dickson, R.; Villar-Martin, M.; Fosbury, R. A. E. (1998-08). The nature of the optical-radio correlations for powerful radio galaxies. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (англ.). Т. 298, № 4. с. 1035—1047. doi:10.1046/j.1365-8711.1998.01706.x. ISSN 0035-8711. Процитовано 10 травня 2024.
  70. ↑ Marinello, Murilo; Rodríguez-Ardila, Alberto; Marziani, Paola; Sigut, Aaron; Pradhan, Anil (21 травня 2020). Panchromatic properties of the extreme Fe ii emitter PHL 1092. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (англ.). Т. 494, № 3. с. 4187—4202. doi:10.1093/mnras/staa934. ISSN 0035-8711. Процитовано 10 травня 2024.
  71. ↑ Gnedin, Nickolay Y.; Ostriker, Jeremiah P. (10 вересня 1997). Reionization of the Universe and the Early Production of Metals. The Astrophysical Journal (англ.). Т. 486, № 2. с. 581—598. doi:10.1086/304548. ISSN 0004-637X. Процитовано 10 травня 2024.
  72. ↑ NASA Goddard Space Flight Center: News of light that may be from population III stars. Nasa.gov. Архів оригіналу за 16 квітня 2011. Процитовано 1 липня 2011.
  73. ↑ а б в Peterson, Bradley (1997). Active Galactic Nuclei. Cambridge University Press. ISBN 0-521-47911-8.
  74. ↑ Активні_ядра_галактик // Велика українська енциклопедія : [у 30 т.] / проф. А. М. Киридон (відп. ред.) та ін. — К. : ДНУ «Енциклопедичне видавництво», 2018— . — ISBN 978-617-7238-39-2.
  75. ↑ Квазар // Астрономічний енциклопедичний словник / за заг. ред. І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів : Голов. астроном. обсерваторія НАН України : Львів. нац. ун-т ім. Івана Франка, 2003. — С. 210. — ISBN 966-613-263-X.
  76. ↑ Diamond-Stanic, Aleksandar та ін. (2009). High-redshift SDSS Quasars with Weak Emission Lines. The Astrophysical Journal. 699 (1): 782—799. arXiv:0904.2181. Bibcode:2009ApJ...699..782D. doi:10.1088/0004-637X/699/1/782.
  77. ↑ Zakamska, Nadia та ін. (2003). Candidate Type II Quasars from the Sloan Digital Sky Survey. I. Selection and Optical Properties of a Sample at 0.3 < Z < 0.83. The Astronomical Journal. 126 (5): 2125. arXiv:astro-ph/0309551. Bibcode:2003AJ....126.2125Z. doi:10.1086/378610.
  78. ↑ Glikman, Eilat та ін. (2007). The FIRST-2MASS Red Quasar Survey. The Astrophysical Journal. 667 (2): 673. arXiv:0706.3222. Bibcode:2007ApJ...667..673G. doi:10.1086/521073.
  79. ↑ Darling, David. 2004. The Universal Book of Astronomy.
  80. ↑ Urry, C. Megan; Padovani, Paolo (1995-09). Unified Schemes for Radio-Loud Active Galactic Nuclei. Publications of the Astronomical Society of the Pacific (англ.). Т. 107. с. 803. doi:10.1086/133630. ISSN 0004-6280. Процитовано 10 травня 2024.
  81. ↑ Heintz, Wulff Dieter (1978). Double stars. Geophysics and astrophysics monographs. Dordrecht Boston London: D. Reidel. ISBN 978-90-277-0885-4.
  82. ↑ а б Myers, A. та ін. (2008). Quasar Clustering at 25 h−1 kpc from a Complete Sample of Binaries. The Astrophysical Journal. 678 (2): 635—646. arXiv:0709.3474. Bibcode:2008ApJ...678..635M. doi:10.1086/533491.
  83. ↑ Gravitationally lensed quasar HE 1104-1805. ESA/Hubble Press Release. Процитовано 4 листопада 2011.
  84. ↑ а б Triple quasar QQQ 1429-008. ESO. Архів оригіналу за 8 лютого 2009. Процитовано 23 квітня 2009.
  85. ↑ Rincon, Paul (9 січня 2007). Astronomers see first quasar trio. BBC News.
  86. ↑ Djorgovski, S. G.; Courbin, F.; Meylan, G.; Sluse, D.; Thompson, D.; Mahabal, A.; Glikman, E. (2007). Discovery of a Probable Physical Triple Quasar. The Astrophysical Journal. 662 (1): L1—L5. arXiv:astro-ph/0701155. Bibcode:2007ApJ...662L...1D. doi:10.1086/519162.
  87. ↑ Extremely rare triple quasar found. phys.org. Процитовано 12 березня 2013.
  88. ↑ Farina, E. P. та ін. (2013). Caught in the Act: Discovery of a Physical Quasar Triplet. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 431 (2): 1019—1025. arXiv:1302.0849. Bibcode:2013MNRAS.431.1019F. doi:10.1093/mnras/stt209.
  89. ↑ Hennawi, J. та ін. (2015). Quasar quartet embedded in giant nebula reveals rare massive structure in distant universe. Science. 348 (6236): 779—783. arXiv:1505.03786. Bibcode:2015Sci...348..779H. doi:10.1126/science.aaa5397. PMID 25977547.
  90. ↑ Gibson, Carl H. (2014). Formation of Plasma Proto-Galaxies by Turbulent Fragmentation: Quasar Quartet Images of Young Chain-Cluster-Galaxie (PDF) (англійською) . Т. 24. Journal of Cosmology. с. 12731—12739. Bibcode:2014JCos...2412731G.
  91. ↑ Quasar quartet in galactic nursery. Nature (англ.). Т. 521, № 7552. 2015-05. с. 263—263. doi:10.1038/521263a. ISSN 0028-0836. Процитовано 10 травня 2024.
  92. ↑ Blandford, R. D.; Narayan, R. (1992). Cosmological applications of gravitational lensing. Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 30: 311—358. Bibcode:1992ARA&A..30..311B. doi:10.1146/annurev.aa.30.090192.001523.
  93. ↑ information@eso.org. Seeing double. www.spacetelescope.org (англ.). Процитовано 10 травня 2024.
  94. ↑ Henry, J. Patrick; Heasley, J. N. (8 травня 1986). High-resolution imaging from Mauna Kea: the triple quasar in 0.3-arc s seeing. Nature. 321 (6066): 139—142. Bibcode:1986Natur.321..139H. doi:10.1038/321139a0.
  95. ↑ Huchra, J.; Gorenstein, M.; Kent, S.; Shapiro, I.; Smith, G.; Horine, E.; Perley, R. (1985-05). 2237 + 0305 - A new and unusual gravitational lens. The Astronomical Journal. Т. 90. с. 691. doi:10.1086/113777. Процитовано 10 травня 2024.
  96. ↑ Chantry, V.; Magain, P. (2007-08). Deconvolution of HST images of the Cloverleaf gravitational lens: Detection of the lensing galaxy and a partial Einstein ring. Astronomy & Astrophysics. Т. 470, № 2. с. 467—473. doi:10.1051/0004-6361:20066839. ISSN 0004-6361. Процитовано 10 травня 2024.
  97. ↑ Bouchet, T.; Rodriguez, J.; Cangemi, F.; Laurent, P. (2024). Observation of microquasars high-energy emission with INTEGRAL. doi:10.48550/ARXIV.2404.10705. Процитовано 9 травня 2024.
  98. ↑ Adriani, O.; Barbarino, G. C.; Bazilevskaya, G. A.; Bellotti, R.; Boezio, M.; Bogomolov, E. A.; Bonechi, L.; Bongi, M.; Bonvicini, V. (2009-04). An anomalous positron abundance in cosmic rays with energies 1.5–100 GeV. Nature (англ.). Т. 458, № 7238. с. 607—609. doi:10.1038/nature07942. ISSN 0028-0836. Процитовано 10 травня 2024.
  99. ↑ Introduction to X-ray Astronomy. www-xray.ast.cam.ac.uk. Процитовано 10 травня 2024.
  100. ↑ ICRS Narrative. U.S. Naval Observatory Astronomical Applications. Архів оригіналу за 9 липня 2011. Процитовано 7 червня 2012.
  101. ↑ International Celestial Reference System (ICRS). aa.usno.navy.mil. Процитовано 9 травня 2024.
Ця стаття є кандидатом у добрі статті. Обговорення номінації відбувається на сторінці пропозицій.
Отримано з https://uk.wikipedia.org/w/index.php?title=Квазар&oldid=42574836