Quasar

Quasarra urruneko galaxia baten erdigunean dagoen energia formazioa da. Eguzki-sistemaren tamainakoak izaten dira. Galaxia aktiboetan izaten dira, eta energia gehien ekoizten duten astroak dira unibertsoan. Quasar batek urtean 1.000 eguzki-masa irensten ditu.

Quasarrak 1950eko eta 1960ko hamarkadetan aurkitu zituzten, zeruko irrati-uhinen lehengo kartografia egin zenean, Cambridgeko Unibertsitateak lau elementuko interferometroarekin ateratako 3C katalogoaren 159 eta 178 MHz-eko iturrien artean bereziki^[1]. 1962an, 3C273 iturriaren posizioa —lehen, bakarrik ±5 arku-minutuko doitasunez ezagutzen zen— ilargi-ezkutatzeen bidez zehaztu zen, eta haren kontrapartida ikusgaia, izar-itxurakoa, ondo kokatu zen zeruan. Espektro ikusgarria ez zen izar batena, ionizazio handiko igorpen-lerroz jositako Seyfert galaxia baten nukleo aktiboarena baizik; baina askoz lerratuago zegoen gorrirantz (${\displaystyle z\equiv \delta \lambda /\lambda _{0}=0{,}158}$), eta horrek adierazten zuen iturria 10 bat aldiz urrunago zegoela eta galaxia eliptiko argidunenak baino 10-30 aldiz argitasun handiagoa zuela. Laster, astrofisikariek quasarrak aurkitzeko beste metodo batzuk asmatu zituzten, quasarren energia gehiena igortzen duten uhin ikusgaien eta ultramoreen bidez bereziki, eta irrati-uhinaren intentsitatea ez da jada ezaugarri nagusia quasarrak izendatzeko.

Grabitazioa erreakzio nuklearrak baino ~20 aldiz eraginkorragoa izan daitekeenez masa-kantitate batetik energia ateratzeko, quasarren argi-igorpenaren mekanismoa lehengo printzipioan datza. 1964an eta 1966an, Zel’dovitx eta Novikov fisikari sobietarrek, batetik, eta Lynden-Bell fisikari britainiarrak, bestetik, proposatu zuten quasarren energia elektromagnetikoa zulo beltz supermasibo (~109 eguzki-masa) baten inguruan biraka dabilen materia likatsuak sor zezakeela, delako materia zulo beltzerantz erortzean. Horrela bada, eta akrezioak simetria esferikoa badu, quasarren argi-sorrerak Eddington limitearen barruan jazo behar du. Limite horrek adierazten du zer argitasun maximo igor dezakeen materia gehitzen duen uhin-iturri batek, fotoien presioz erakartzen duen materia sakabanatu gabe:

$${\displaystyle L_{E}={\frac {4\pi Gcm_{p}}{\sigma _{e}}}M,}$$

non ${\displaystyle G}$ grabitazioaren konstantea baita, ${\displaystyle c}$ argiaren abiadura, ${\displaystyle m_{p}}$ protoien masa, ${\displaystyle \sigma _{e}}$ elektroien sekzioa eta ${\displaystyle M}$ masa gehitzen ari den iturriaren masa. Beraz, quasarren ohiko argi-igorpen baten kasuan, L ~1046 erg/s, zulo beltza ~108 eguzki-masakoa litzateke. Masa-gehikuntza Eddingtonen limitearen azpitik gertatzen bada, zulo beltzak masa handiagoa izan dezake. Zulo beltz supermasiboen proposamenak berehala jaso zuen zientzialarien komunitatearen onespena, eta, ordutik, quasarren eredu estandarra bihurtu da. Zulo beltz erraldoien presentzia ez da oraindik zuzenean frogatu quasarretan, baina bai quasarra baino ahulagoak diren beste galaxia aktibo batzuetan. Horren froga finkoena NGC4258 galaxiarena da: 22 GHz-eko H20 maserraren behaketa interferometrikoek erakusten dute zentroaren inguruarekiko biraka ari den disko bat. Disko horren maserren Doppler lerrakuntzak (±900 km/s) eta zentroarekiko posizioak (0,14–0,28 parsec) konbinatuz, Newtonen mekanikak esaten digu zentroko gorputzak 3,9 × 107 eguzki-masa izan behar duela. Bestalde, neurtutako posizioek eta abiadurek planeten orbiten legeei horren zehazki jarraitzen dietenez, zentroko masak 0,012 parsec izan behar du, gehienenez, eta, dentsitate horrekin, gorputza zulo betza besterik ezin da izan.

Gaur egun, ehunka mila quasar ezagutzen dira, eta galaxia erraldoi lokalen % 10ek quasarrek bezalako nukleo aktibo bat dutela zenbatesten da. Quasar-ugaritasuna ez da beti bera izan unibertsoaren historian zehar: quasarrak ~100 aldiz ugariagoak ziren z~2 gorriranzko lerrakuntzan (unibertsoa ~1/4 gazteagoa zenean) gaur egun baino (z = 0). Hain zuzen ere, quasarren aroa deritzo z~2 garaiari. Atzerago jota, z handiagoetara, quasarren ugaritasuna murriztu egiten da berriro.

Quasarren eta galaxia erraldoi lokal ez-aktiboen antzeko ugaritasunak pentsarazten digu quasarren fenomenoa galaxia guztien eboluzio-fase bat besterik ez dela. Hipotesi hori eztabaidagai da oraindik, baina funtsezko osagaia da jadanik gaur egun lantzen ari diren galaxia eraikitzeko ereduetan.

Quasarren ondoan, hain argidunak ez diren beste galaxia aktibo hauek ditugu: Seyfert, LINER (ingelesezko Low Ionization Narrow Emission Line Region terminotik), irrati-galaxiak eta blazarrak.

• Zulo beltz

Wikimedia Commonsen badira fitxategi gehiago, gai hau dutenak: Quasar

• (Ingelesez) 3C 273, quasar distiratsuenari buruzko webgunea.