Gli oggetti più luminosi e potenti del cosmo

Quali sono gli oggetti più potenti del cosmo? Le magnetar? I buchi neri? I buchi bianchi? No, si tratta di un fenomeno del tutto diverso: 

le quasar!

 Cosa sono le quasar?

Una quasar -o un quasar- ( / k w eɪ z ɑːr / ) (noto anche come un oggetto quasi-stellare abbreviato QSO ) è una estremamente luminosa galassia attiva (AGN), in cui un buco nero con massa da milioni a miliardi di volte la massa del Sole è circondato da un disco di accrescimento gassoso . Mentre il gas nel disco cade verso il buco nero, l' energia viene rilasciata sotto forma di radiazione elettromagnetica , che può essere osservata attraverso lo spettro elettromagnetico . Il potere irradiato dai quasar è enorme: i quasar più potenti hanno una luminosità migliaia di volte maggiore di quella di una galassia come la Via Lattea. Il termine quasar è nato come una contrazione della sorgente radio quasi stellare [simile a una stella] , perché i quasar sono stati identificati per la prima volta negli anni '50 come fonti di emissione di onde radio di origine fisica sconosciuta e quando identificati in immagini fotografiche a lunghezze d'onda visibili assomigliavano a deboli punti luce a forma di stella. Immagini ad alta risoluzione di quasar, in particolare dal telescopio spaziale Hubble , hanno dimostrato che i quasar si verificano nei centri delle galassie e che alcune galassie ospiti si stanno interagendo fortemente o fondendo galassie. Come per altre categorie di AGN, le proprietà osservate di un quasar dipendono da molti fattori, tra cui la massa del buco nero, la velocità di accrescimento del gas, l'orientamento del disco di accrescimento rispetto all'osservatore, la presenza o l'assenza di un getto e il grado di oscuramento da parte di gas e polvere all'interno della galassia ospite. I quasar si trovano su una vasta gamma di distanze e le indagini sulla scoperta di quasar hanno dimostrato che l'attività dei quasar era più comune in un lontano passato. L'epoca di picco dell'attività quasar è stata di circa 10 miliardi di anni fa. A partire dal 2017 , il quasar più distante conosciuto è ULAS J1342 + 0928 a redshift z = 7.54; la luce osservata da questo quasar fu emessa quando l'universo aveva solo 690 milioni di anni. Il buco nero supermassiccio in questo quasar, stimato in 800 milioni di masse solari, è il buco nero più distante identificato fino ad oggi.

L'animazione mostra gli allineamenti tra gli assi di spin dei quasar e le strutture su larga scala in cui abitano. Clicca sul bottone sottostante per vederla.

Poiché i quasar mostrano tutte le proprietà comuni ad altre galassie attive come le galassie di Seyfert , l'emissione dai quasar può essere prontamente confrontata con quelle delle galassie attive più piccole alimentate da piccoli buchi neri supermassicci. Per creare una luminosità di 10 40 watt (la luminosità tipica di un quasar), un buco nero super massiccio dovrebbe consumare l'equivalente materiale di 10 stelle all'anno. I quasar più luminosi conosciuti divorano ogni anno 1000 masse solari di materiale. Si stima che il più grande noto consumi materia equivalente a 10 terre al secondo. Le luminosità di Quasar possono variare considerevolmente nel tempo, a seconda dell'ambiente circostante. Dal momento che è difficile alimentare i quasar per molti miliardi di anni, dopo che un quasar finisce di accumulare gas e polvere circostanti, diventa una galassia ordinaria. Le radiazioni dai quasar sono parzialmente "non termiche" (cioè non dovute alla radiazione del corpo nero ) e si osserva che circa il 10% ha getti e lobi come quelli delle radio galassie che trasportano anche quantità significative (ma poco comprese) di energia in la forma di particelle che si muovono a velocità relativistiche . Energie estremamente elevate potrebbero essere spiegate da diversi meccanismi (vedi accelerazione di Fermi e meccanismo di accelerazione centrifugo ). I quasar possono essere rilevati sull'intero spettro elettromagnetico osservabile , tra cui radio , infrarossi , luce visibile , ultravioletti ,Raggi X e persino raggi gamma . La maggior parte dei quasar sono più luminosi nella loro lunghezza d' onda ultravioletta del telaio di riposo di 121,6 nm linea di emissione di Lyman-alpha di idrogeno, ma a causa degli enormi spostamenti rossi di queste fonti, è stata osservata una luminosità di picco fino al rosso fino a 900,0 nm, nel vicino infrarossi. Una minoranza di quasar mostra una forte emissione radio, generata da getti di materia che si avvicinano alla velocità della luce. Se visti verso il basso, questi appaiono come blasoni e spesso presentano regioni che sembrano allontanarsi dal centro più velocemente della velocità della luce ( espansione superluminale ). Questa è un'illusione ottica dovuta alle proprietà della relatività speciale . I redshift Quasar sono misurati dalle forti linee spettrali che dominano i loro spettri di emissione visibili e ultravioletti. Queste linee sono più luminose dello spettro continuo. Essi presentano Doppler corrispondente alla velocità media di diversi punti percentuali della velocità della luce. I movimenti rapidi indicano fortemente una grande massa. Le linee di emissione di idrogeno (principalmente delle serie Lyman e Balmer ), elio, carbonio, magnesio, ferro e ossigeno sono le linee più luminose. Gli atomi che emettono queste linee vanno da neutri a fortemente ionizzati, lasciandoli molto carichi. Questa vasta gamma di ionizzazione mostra che il gas è altamente irradiato dal quasar, non solo caldo, e non dalle stelle, che non può produrre una così vasta gamma di ionizzazione. Come tutte le galassie attive (non oscurate), i quasar possono essere potenti fonti di raggi X. I quasar radio-rumorosi possono anche produrre raggi X e raggi gamma invadendo la dispersione Compton di fotoni a bassa energia da parte degli elettroni che emettono radio nel getto.  I quasar di ferro mostrano forti linee di emissione risultanti dal ferro a bassa ionizzazione (Fe II ), come IRAS 18508-7815. Quasars anche fornire alcuni indizi utili a capire la fine del Big Bang 's reionizzazione . I quasar più antichi conosciuti ( z = 6) mostrano un trogolo di Gunn - Peterson e hanno regioni di assorbimento davanti a loro che indicano che il mezzo intergalattico in quel momento era gas neutro . I quasar più recenti non mostrano alcuna regione di assorbimento, ma piuttosto i loro spettri contengono un'area appuntita nota come foresta di Lyman-alfa ; questo indica che il mezzo intergalattico è stato sottoposto a reionizzazione nel plasma e che il gas neutro esiste solo in piccole nuvole. Anche l'intensa produzione di radiazioni ultraviolette ionizzanti è significativa, in quanto fornirebbe un meccanismo per la reionizzazione che si verifica quando si formano le galassie. Nonostante ciò, le attuali teorie suggeriscono che i quasar non erano la fonte primaria di reionizzazione; le cause primarie della reionizzazione furono probabilmente le prime generazioni di stelle , note come stelle della popolazione III (probabilmente il 70%) e galassie nane (primissime galassie ad alta energia molto piccole) (forse il 30%). I quasar mostrano prove di elementi più pesanti dell'elio , indicando che le galassie subirono una massiccia fase di formazione stellare , creando stelle di popolazione III tra il tempo del Big Bang e i primi quasar osservati. Luce da queste stelle possono essere stati osservati nel 2005 utilizzando NASA 's telescopio spaziale Spitzer, anche se questo resti di osservazione da confermare.

Quasar multipli

Un raggruppamento di due o più quasar nel cielo può derivare da un allineamento casuale, in cui i quasar non sono fisicamente associati, dalla reale vicinanza fisica o dagli effetti della gravità che piega la luce di un singolo quasar in due o più immagini per gravità lente. Quando due quasar sembrano essere molto vicini l'uno all'altro visti dalla Terra (separati da qualche secondo d' arco o meno), vengono comunemente chiamati "doppio quasar". Quando i due sono anche vicini nello spazio (cioè osservati per avere redshift simili), vengono definiti "coppia quasar" o "quasar binario" se sono abbastanza vicini da far interagire fisicamente le loro galassie ospiti. Poiché i quasar sono oggetti nel complesso rari nell'universo, la probabilità che tre o più quasar separati vengano trovati vicino alla stessa posizione fisica è molto bassa e determinare se il sistema è strettamente separato fisicamente richiede un notevole sforzo osservativo. Il primo vero triplo quasar è stato trovato nel 2007 dalle osservazioni dell'Osservatorio WM Keck Mauna Kea , Hawaii .  LBQS 1429-008 (o QQQ J1432-0106) fu osservato per la prima volta nel 1989 e all'epoca si scoprì che era un doppio quasar. Quando gli astronomi hanno scoperto il terzo membro, hanno confermato che le fonti erano separate e non il risultato di lenti gravitazionali. Questa tripla quasar ha un redshift di z = 2.076. I componenti sono separati da una stima di 30-50 kpc, tipica delle galassie interagenti. Nel 2013, la seconda vera tripletta di quasar, QQQ J1519 + 0627, è stata trovata con uno spostamento verso il rosso z = 1,51, l'intero sistema si inseriva in una separazione fisica di 25 kpc.  Il primo vero sistema quasar quadruplo è stato scoperto nel 2015 con un redshift z = 2.0412 e ha una scala fisica complessiva di circa 200 kpc. Un quasar ad immagini multiple è un quasar la cui luce viene sottoposta a lente gravitazionale , risultando in immagini doppie, triple o quadruple dello stesso quasar. La prima lente gravitazionale da scoprire fu la quasar a doppia immagine Q0957 + 561 (o Twin Quasar) nel 1979. Un esempio di quasar con tripla lente è PG1115 + 08. [66] Sono noti diversi quasar a quadrupla immagine, tra cui la croce di Einstein e il quadrifoglio Quasar , con le prime scoperte simili avvenute a metà degli anni '80.

Lente gravitazionale

In astronomia una lente gravitazionale è una distribuzione di materia, come una galassia o un buco nero, in grado di curvare la traiettoria della luce in transito in modo analogo a una lente ottica. Le lenti gravitazionali sono previste dalla teoria della relatività generale, secondo la quale la traiettoria della radiazione elettromagnetica, come la luce, è determinata dalla curvatura dello spazio-tempo prodotta dai corpi celesti. Le prime evidenze sperimentali di tale effetto furono raccolte nel 1919 osservando durante un'eclissi totale la deflessione dei raggi luminosi delle stelle prodotta dal Sole, da allora un grande numero di lenti gravitazionali è stato scoperto grazie agli sviluppi tecnologici della strumentazione astronomica. L'effetto di una lente gravitazionale è la deformazione apparente dell'immagine dei corpi celesti la cui luce emessa si trovi a passare nei pressi delle masse che producono la curvatura dello spazio-tempo. Può accadere che la deviazione dei raggi faccia apparire la loro sorgente spostata rispetto alla sua posizione reale. Per gli stessi motivi, possono verificarsi distorsioni più o meno nette dell'immagine della sorgente per effetto di una lente gravitazionale, come l'anello di Einstein. Le lenti gravitazionali possono agire anche su scala galattica o su ammassi di galassie e sono stati rilevati anche effetti di lente gravitazionale attribuibili alla materia oscura presente nell'universo.