Kuasar

Vikipedi, özgür ansiklopedi
Atla: kullan, ara

Kuasarlar, evrenin en uzak köşelerinde akıl almaz bir enerjiyle parlayan gökadalara verilen addır. Evrenin genç ve çalkantılı dönemindeyken oluştukları bilinmektedir. Merkezlerindeki dev karadeliklerin kütleçekim gücüne kapılan büyük miktarda maddenin ısınıp şiddetli ışınım yayması nedeniyle muazzam parlaklıklarını kazandıkları düşünülmekteydi. Bu nedenle de yaygın görüş, kuasarların gazca zengin dev gökadalarda ya da başkalarıyla çarpışıp hareketlenmiş gökadaların merkezlerinde bulundukları biçimindeydi. Ancak, dünyadan 10 milyar ışıkyılı uzaklıkta 10 kuasar üzerinde kızılötesi teleskopla yapılan gözlemler, ev sahibi gökadaların, küçük gökadalar olduğunu ortaya koydu.1045 ile 1048 erg/s aralığındaki enerji çıktıları ile en ışıtmalı etkin çekirdek gösterirler.

Artist's rendering of ULAS J1120+0641, a very distant quasar powered by a black hole with a mass two billion times that of the Sun.[1] Credit: ESO/M. Kornmesser

Bir kuasar çok uzakta bulunan radyo kaynağı olup içinde bir sürü takım yıldızı barındırır. Kuasarlar çok parlak ve enerjiktir, ilk kez kırmızıya kayma miktarları ile saptanmıştır. Bu elektromanyetik dalgaların boyları radyo dalgaları ve görünür ışığın arasındaki spektrumdadır. Bu dalgalar, galaksiler gibi geniş alanlı ışık kaynaklarından bizlere yıldız gibi görünen nokta kaynaklarından gelmektedir.

1980’in başlarına kadar bu objelerin doğası hakkında tartışmalı görüşler olsa da , şu an uzlaşılmış bilimsel kanı şu yöndedir: Kuasar çok büyük bir galaksinin merkezindeki sıkıştırılmış alandır. Ayrıca bu alanın merkezi birçok büyük kütleli karadelik çevrelemektedir. Büyüklükleri yaklaşık olarak Schwarzschild yarıçapının 10 ile 10000 katı olarak değişmektedir. Kuasar bir karadeliğin etrafından olan büyüme diski tarafından kuvvetlendirilir.

Genel bakış[değiştir | kaynağı değiştir]

Hubble teleskobundan bir gökcismi çekirdeğini gösteren resim.

Kuasarlarda çok hızlı kırmızıya kayma gözlenir. Bu efekt evrenin kuasar ve Dünya arasında genişlemesinden kaynaklanmaktadır. Bu olguyu Hubble yasası ile birlikte yorumlarsak, elden edilen kırmızıya kayma miktarı kuasarların çok uzağımızda olduğunu belirtir. Ayrıca çok yaşlı olduklarını da anlatır. Kuasarlar, en parlak, en geniş ve en enerjik en aktif olan objelerin merkezinde bulunmaktadırlar.(ayrıca yaydıkları enerji Samanyolunun yaydığı enerjinin 200-400 in katıdır)Bu yayılan radyasyon spekturum X- ışınların ve kızıl ötesine yakın ultraviyole ışınları arasındadır. Bazı kuasarlar ise güçlü radyo dalgaları ve gama dalgaları yayabilirler. Kuasarların ilk fotoğraflandıklarında birkaç noktaya benzedikleri için yıldızlardan ayırt edilememişlerdir ama kasarların kendine özgü yaydığı spektrum incelenince anlaşılabildiler. Kızıl ötesi teleskoplarıyla ve Hubble teleskobu bazı durumlarda sıcak galaksilerin kuasarlar tarafından çevrelendiği tespit edildi.

Gökyüzünde en parlak kuasar Virgo takım yıldızın da bulunan C 273 ‘tür. Görünür kadir derecesi 12.8 ‘dir ama mutlak kadir derecesi 26.7 ‘dir. Bu gök cismi 33 milyar ışık yılı uzakta olmasına rağmen, neredeyse güneşimiz kadar parlaktır. Bu kuasarın parlaklığı, güneşimizin trilyon katı başka bir şekilde söylemek gerekirse galaksimizin yaklaşık 100 katı büyüklüğündedir. Büyük aktif çekirdekleri çok güçlü madde ve enerji ile ilişkilendirilebilir. Ayrıca tercihen kendi jetinin yönünde olur. Evren milyarlarca galaksiyi içinde bulundurmasına rağmen milyarlarca aktif olan çekirdeği anacak bugün görülebilmektedir. İstatiksel olarak belli miktardaki jet enerjisi bize doğru işaret etmeli, bazısı ise başka yöne işaret etmelidir. Bu nedenden dolayı bazen kuasarlar daha parlak görünür. Çünkü jetleri bizi hedef almıştır.

Hiper aydınlık kuasar, APM 0827975155 1988 yılında keşfedilmiştir. Mutlak kadiri -32,2 dir. Hubble Uzay Teleskopu ve 10 m Keller teleskobu yüksek çözünürlüklü fotoğrafları yardımıyla belirlenmiştir. Bazı özel teknikleri saymazsak, bu galaksiler kuasarların yayınladıkları ışığa karşı gözükmeyecek kadar az ışık yayınlıyorlardı. Çoğu kuasarlar küçük teleskoplar tarafından gözükmez ama 3C373 teleskobu ortalama bir bir değere sahip olmasına rağmen bir istisnadır.2,44 milyar uzaktaki bir objeyi amatör bir ekipmanla gözlenebilen en uzak astronomik objelerden biridir.

Bazı kuasarlar görünür parlaklıkları optikal aralıkta değişir. Özellikle ve sıklıkla X-ışınlarında değişirler. Çünkü bu değişimler kuasarların tanımlanış üst limitleri için çok hızlı olur. Bu kuasarlar Güneş Sistemi’nden daha geniş değildirler. Bu parlaklık mekanizmasındaki değime olasılıklı olarak geln ışınların relativistik değişimi de etki eder. Kuasarlar için bilinen e büyük kırmızıya kayma Ulas J1120+0641 kuasarından kaydedilmiştir. Bu kırmızıya kaymanın sayısal değeri 7,085 dir.Bu değer gerçekçi bir uzaklık anlayışıyla yaklaşık 29 miyar ışık yılının işaret etmektedir.

Kuasarlar, uzaktaki galaksilerin çekirdeğindeki çok büyük kütleli kara deliklerin sahip olduğu güçlendirme maddesiyle güçlendiğine inanılıyor. Çünkü ışık çok büyük kütleli bir karadelikten kaçamaz. Bu kaçma enerjisi aslında yerçekimi bükülmesinde ve çok büyük bir sürtünme sayesinde sağlanır. Kuasarların içinde çok büyük kütleli cisimler saptanabilir.

Özellikleri[değiştir | kaynağı değiştir]

The Chandra PKS 1127-145 gökcismi X-ray görüntüsü. Gözlem tarihi: 28 Mayıs 2000. Gösterge: ACIS.

Bilinen 200000 kuasarın çoğu Sloan Sayısal Gökyüzü Araştırması (Sloan Digital Sky Survey) ile tespit edilmiştir. Gözlemlenen bütün kuasar tayfları 0.056 ile 7.085 arasında bir kırmızıya kayma (redshift) değerine sahiptir. Bu kırmızıya kaymalara Hubble kanunu uygulanarak bunların bizden 600 milyon ile 28.5 milyar ışık yılı (Comoving mesafesi olarak) arası uzaklıklarda olduğu bulunabilir. En uzak kuasarlarla aramızdaki mesafenin büyüklüğünden ve ışığın sınırlı hızından dolayı kuasarları ve etrafındaki boşluğu ancak evrenin çok eski zamanlarında var olduğu halleriyle görebiliriz.


Çoğu kuasar 3 milyar ışık yılından daha uzaktır. Kuasarlar, her ne kadar Dünya’dan bakıldığında zayıf görünseler de bu kadar uzaktan görülebilmeleri gerçekte evrendeki en parlak cisimler olmalarından kaynaklanmaktadır. Gökyüzünden görünen en parlak kuasar, Virgo takım yıldızındaki 3C 273’tür. Ortalama görünen büyüklüğü 12.8 olmakla beraber (orta boyutlu bir teleskopla görünebilecek kadar parlak) mutlak büyüklüğü -26.7’dir. 33 ışık yılı kadar bir mesafeden bakıldığında bu cisim gökyüzünde Güneş’in Dünya’da göründüğü kadar parlak görünür. Bu kuasar Güneş’in sahip olduğu aydınlığın 4 trilyon katına, Samanyolu gibi devasa galaksilerin ışık enerjilerinin toplamının 100 katına sahiptir. Bununla beraber, bu hesaplamalar kuasarın bütün yönlerde enerji yaydığı farz edilerek yapılmıştır. Bir aktif galaktik çekirdek madde ve enerjinin kuvvetli bir püskürmesi ile ilişkili olabilir ve öncelikli olarak kendi püskürmesinin yönünde yayılım yapıyor olabilir. Çoğu milyarlarca yıl önce aktif olan fakat ancak bugün görülebilen aktif çekirdeklere sahip milyarlarca galaksi içeren bir evrende –kimi diğerlerinden daha direkt bir biçimde- bize doğrulmuş olan binlerce enerji püskürmesinin olduğu istatiksel olarak kesindir. Pek çok durumda kuasarın parlaklığı arttıkça püskürmenin bize daha direkt bir biçimde yönelmiş olması olasıdır.

Hiper aydınlık APM 08279+5255 kuasarı 1998’de keşfedildiğinde -32.2 değerinde bir mutlak büyüklüğe sahipti. Hubble Uzay Teleskopu ve 10 metrelik Keck Teleskopu sistemin yer çekimsel mercekli olduğunu göstermiştir. Bu sistemin çekimsel mercek ile ilgili bir çalışma sistemin 10 katı kadar büyütüldüğünü göstermektedir. Bu kuasar hâlâ civarındaki 3C 273 gibi quasarlardan ciddi biçimde aydınlıktır.

Kuasarlar evrenin ilk zamanlarında çok daha yaygındı. Maarten Schmidt’in 1967’deki bu keşfi Fred Hoyle’un Kararlı Hal kozmolojisine karşı kuvvetli bir kanıtken Büyük Patlama kozmolojisinden yanaydı. Kuasarlar, devasa kara deliklerin birikme/yığılma yoluyla hızla büyüdüğü yerlerde ortaya çıkar. Bu kara delikler ev sahibi gezegendeki yıldızların kütlesiyle uyumlu bir şekilde büyürler ve henüz anlaşılmamıştırlar. Bir fikre göre püskürmeler, radyasyon ve rüzgârlar adına geri besleme denilen, ev sahibi gezegende yeni yıldızların oluşumunu durduran bir sürece neden olmuşturlar. Bazı galaksi kümelerinin merkezindeki kuasarların püskürmelerinin yarattığı radyo emisyonlarının bu kümelerdeki sıcak gazın soğuyup merkez galaksinin yüzeyine inmesini engellemeye yetecek güce sahip olduğu bilinmektedir.


Kuasarların saatlerden aylara varabilen zaman ölçeklerine sahip aydınlığı oldukça değişkendir. Bu, kuasarların aydınlanma değişikliklerinin koordinasyonuna izin verebilecek bir zaman ölçeğinde birbirleri ile temas halinde olmasını gerektirdiğinden dolayı kuasarların enerjiyi çok küçük bir bölgeden üretip yaydıklarını gösterir. Ayrıca bu, birkaç haftalık bir zaman ölçeğinde değişkenlik gösteren bir kuasarın birkaç ışık haftası kadar bir mesafeden daha uzak olamayacağı anlamına gelir. Küçük bir bölgeden büyük miktarda enerjinin salınımı yıldızlardaki nükleer enerji kaynaklarından çok daha etkili bir güç kaynağı gerektirir. Böyle büyük bir gücü sürekli üretebilecek bilinen tek süreç maddenin kara deliğe doğru düşmesi sonucu yer çekimsel enerjinin açığa çıkmasıdır. Süpernovalar ve gama ışını patlamaları gibi yıldız patlamaları da benzer bir şey yapabilir, fakat sadece birkaç haftalığına. Kara delikler 1960’larda kimi gökbilimciler tarafından fazlasıyla egzotik bulunmaktaydı. Bu gökbilimciler ayrıca kırmızıya kaymaların (redshifts) bilinmeyen birtakım bilinmeyen süreçlerden dolayı meydana geldiğini ve kuasarların gerçekte Hubble kanunun işaret ettiği kadar uzak olmadığını öne sürmekteydiler. Şu an pek çok kanıt (ev sahibi gezegenlerin optik görüntüsü, gravitational lensing v.b.) kuasar kırmızıya kaymalarının Hubble genişlemesinden dolayı meydana geldiğini ve kuasarların ilk düşünüldüğü kadar kuvvetli olduğunu göstermektedir.

Yerçekimsel mercekli Kuasar HE 1104-1805.[2]

Kuasarlar, aktif galaksilerin tüm özelliklerine sahip olmakla beraber onlardan daha kuvvetlidirler; radyasyonları kısmen termal değildir ve yaklaşık olarak %10’unun önemli miktarda rölativist hızlarda hareket eden parçacık şeklinde enerjiye sahip radyo galaksileri ile benzer biçimde püskürmelere ve loblara (lobes) sahip olduğu gözlenmiştir. Kuasarlar, radyo, kızılötesi, görünür ışık, morötesi, X ışınları ve hatta gama ışınları da dahil olmak üzere gözlemlenebilir elektromanyetik tayfın tümü üzerinde tespit edilebilirler. Çoğu kuasar dinlenme yapısındayken hidrojenin morötesine yakın 121.6 nm Lyman-alpha emisyon çizgisinde en parlak halindedir; fakat bu kaynaklardaki devasa kırmızıya kaymalardan dolayı kırmızıya doğru en yüksek aydınlatma değeri, kızılötesine yakın aralıkta 900 nm olarak gözlemlenmiştir. Kuasarların ufak bir kısmı püskürtülen maddenin ışık hızına yakın bir hızda hareket etmesinden kaynaklanan kuvvetli bir radyo emisyonu gösterir. Püskürmelere bakıldığında bunlar blazar (optik açıdan şiddetli kuasarlar) olarak görünür ve çoğu zaman merkezden ışık hızından daha hızlı bir biçimde uzaklaşan bölgelere sahiptirler (superluminal genişleme). Bu, özel rölativitenin özelliklerinden kaynaklanan optik bir göz aldanmasıdır.


Kuasar kırmızıya kaymaları görülebilir ve morötesi tayflarına hakim olan tayf çizgileri sayesinde ölçülür. Bu çizgiler, sürekli tayftan daha parlaktırlar, bu yüzden bunlara emisyon çizgileri denir. Bunlar, ışık hızının yüzde birkaçına eşit genişliklere sahiptirler. Bu genişlikler, çizgileri çıkaran gazın yüksek hızından dolayı oluşan Doppler kaymalarından kaynaklanır. Hızlı hareketler, büyük bir kütleye kuvvetli bir biçimde işaret eder. Hidrojenin emisyon çizgileri (temel olarak Lyman ve Balmer serileri), helyumun, karbonun, magnezyumun, demirin ve oksijenin emisyon çizgileri en parlak olanlardır. Bu çizgileri çıkaran atomlar nötrden yüksek seviyede iyonizeye kadar değişen bir aralıkta yer alırlar. İyondan koparılan elektronlar atomun yüksek bir biçimde yüklü hale gelmesine sebep olur. Bu geniş iyonlaşma aralığı gazın sadece sıcak olmadığını, aynı zamanda bir kuasardan saçıldığını ve böyle bir iyonlaşma aralığına sahip olamayacak yıldızlar tarafından saçılamayacağını gösterir. IRAS 18508-7815 gibi demir kuasarları düşük seviyede iyonlaşmış demirden kaynaklanan güçlü emisyon çizgileri gösterirler.

Emisyon Üretimi[değiştir | kaynağı değiştir]

Kızılötesi ile çekilen bir resim.

Kuasarlar bütün aktif galaksilerde ortak bulunan özellikleri gösterdiklerinden dolayı kuasar kaynaklı emisyonlar, dev karadelikler tarafından hayat verilen daha küçük aktif galaksilerinkilerle rahatlıkla kıyaslanabilir. 1040 wattlık bir aydınlatma (tipik bir kuasarın aydınlığı) yaratabilmek için bir dev kara deliğin her sene 10 yıldıza eşdeğer madde tüketmesi gerekmektedir. Bilinen en parlak kuasarlar her yıl 1000 güneş kütlesine eşit madde yutar. Bunların en büyüğünün dakikada 600 Dünya’ya eş değer madde yuttuğu tahmin edilmektedir. Kuasarlar, etraflarına göre “açılabilir” ve “kapanabilir”. Kuasarlar 10 milyar yıl boyunca aynı hızda beslenemeyeceği için bir kuasar etrafındaki gazı ve tozu biriktirmeyi bitirdikten sonra sıradan bir galaksiye dönüşür.

Kuasarlar aynı zamanda Büyük Patlama’daki yeniden iyonlaşmanın sonuyla alakalı ipuçları da sunar. Bilinen en eski kuasarlar (kırmızıya kayma ≥ 6) bir Gunn-Peterson trofu gösterirler ve önlerinde zamanında galaksiler arası ortamın nötr gaz olduğuna işaret eden absorpsiyon bölgeleri vardır. Bu durum, galaksiler arası ortamın yeniden iyonlaşmaya giderek plazmaya dönüştüğünü ve nötr gazın sadece küçük bulutlarda var olduğunu gösterir. Kuasarlar helyumdan daha ağır elementlerin kanıtlarını göstermektedir. Bu durum, galaksilerin devasa bir yıldız oluşturma evresinden geçerek Büyük Patlama ve gözlemlenen ilk kuasarlar arasında geçen zamanda popülasyon III yıldızlarını yarattığına işaret etmektedir. Her ne kadar doğrulanmamış olarak kalsa da, bu yıldızların ışığı 2005 yılında NASA’nın Spitzer Uzay Teleskopu ile gözlenmiş olabilir.

Perdelenmemiş/gizlenmemiş her aktif galaksi gibi kuasarlar da güçlü X ışını kaynakları olabilir. Radio şiddetinde kuasarlar aynı zamanda püskürmelerin içindeki radyo çıkaran düşük enerjili fotonların ters Compton dağılımına uğraması ile gama ve X ışınları da üretebilirler.

Gözlem tarihi[değiştir | kaynağı değiştir]

İlk kuasar (3C 48 and 3C 273) 1950 lerin başlarında Allen Sandange ve diğerleri tarafından keşfedildi.Diğer radyo kaynakları görünür değildi.Küçük teleskoplar ve Lovell teleskopu kullanılarak çok küçük boyutta ve evrensel büyüklükte olduğu gösterildi.Bu objelerin yüzlercesi 1960 yılında kayı altına alındı ve Cambridge Universitesi nin kataloğunda gösterildi.Astrnomi uzmanlarıda bu konu hakkında bilgi sahibi oldular ve bu objelerden olabilecek her yeri taradılar.1960 yılında radyo kaynağı olan 3C 48 oliptik bir cisme bağlandı.Gökbilimciler sönmüş mavi yıldızın frekans kaynağını ve ışık saçması yaptığı yeri tespit ettiler.Geniş ve bilinmeyen emisyon çizgilerine sahip bu anormal spectrumlar John Bolton tarafından anormal olan bir durum olarak kabul edildi

1962 yılında sınır aşıldı.Diğer radyo kaynağı, 3C 273 ayın beş engeli tarafından tutulmaya uğratıldı.Cyril Hazard ve John Bolton Parkes Radio Teleskopunu kullanarak tutulmaları incelerken ölçüm yaptılar.Bu gözlemleride Maarten Schmit bu objeleri tamamladı ve Palomar Dağı nda 200 inçlik Hale Teleskopunu kullanarak saçılmaları gözlemleyerek kaydetti. Bu saçılmalar diğer emisyon dalgaları gibiydi.Schmit Hidrojen in saçılma uzunluğunun %15.8 olduğunu söylemiştir.Bu gözlem bize 3C 273 ün 47.0000 km/s hızla düşüyor olduğunu göstermiştir. Bu gözlem aynı zamanda kuasarların gözlem tarzını değiştirdi ve diğer radyo kaynaklarının emisyon uzunluklarını bulmamıza imkan sağladı.

Bolton un önceki tahminlerine göre 3C 48 in kızıla kayma oranı normal ışığın %37 si olacaktı.İlk olarak quasar terimi Çin doğumlu Amerikalı fizikçi Hong-Yee Chiu tarafından 1964 yılında ortaya atılmıştır.Halen fizikçilere göre quasarlar merak konusudur.Bu güne kadar bu objeler Quasi Staller radyo kaynakları olarak tanımlanmıştır.Çünkü bu objeler zaten bilinmiyordu.Uygun terimleme ancak bu objelerin yapısı ile ilgili olabilirdi.Kolaylık olması için bu cisimlere biz quasar diyeceğiz.Daha sonraları radyo emisyonuna sahip olmayan(%10 kadar)birçok kuasar bulundu.Bu cisimleri tanımlarken ‘QSO’ kısaltmasını kullanacağız.Bu kısaltma (quasi-Stellar Object) anlamına gelmektedir.o konusu olmuştur.Başka bir düşünceye göre kızıl renk uzayın genişlemesinden değil ışığın çok büyük orandaki yerçekimi ne karşı koymasından kaynaklanıyordu.Yeterli kütleye sahip Hayashi limitini aşan yıldızlar ancak böyle davranabilirdi.

Bu kuasarlar sınırlı quasar emisyon çizgilerini ancak nebula tipindeki gazların sıcak formlarında yayılabilirdi.Aynı zamanda bu kuasarlar gözlenebilir ölçüde gücü düşük yoğunlukta yüksek çekim kuvvetinde verirler.Bize göre uzak olan uzaydaki quasarlar hakkında görüşler vardı.Kuasarlar hakkındaki en güçlü iddia ise nükleer tepkimelerin quasarların enerjilerini oluşturduğu yönündeydi.Diğer bir görüş ise quasarların düzenli bir antimaddeden oluştuğu yönündeydi.Bu iddialara ek olarak quasarlar çok parlaktı.Diğe bilim insanları ise quasarların karadeliğe benzer başka bir gökcisminin bir uzantısı olduğu yönündeydi.

1970 yılındaki disk enerji modellemesine göre quasarların çok parlak ve enerji yüklü oldukları gösterilmişti.Günümüzdede birçok araştırmacı tarafından kuasarların varlığı kabul edilmiştir. Einstein in genel görelilik teorisine göre 1979 yılında iki quasar gözlemlenmiştir.0957+561 1980 lerde bu quasar modellemeleri aktif galaksiler olarak geliştirilmişti.Büyük kısım ise basit bakış açısıyla düşünerek quasarları blazarlar ve radyo galaksileri olarak sınıflandırabileceğimizi belirtmiştir.Quasarların büyük bir biçimde ışık saçmaları merkezlerindeki büyük kütlelerle ve bu kütlelerin % 10 unun enerjiye çevrilmesiyle açıklanabilir.P-P zincir reaksiyonuna göre bu enerjinin % 0.7 si güneş gibi yıldızlarda enerjiye dönüşüyordu.

Bu mekanizmaya göre quasarlar evrenin ilk aşamalarında bile mevcuttu.Bu quasarlar büyük kütleli kara delikler olduklarında etrflarındaki gazları ve tozları yutuyordu.Bunun anlamı ise bizim bulunduğumuz Samanyolu Galaksisinde ve diğer Galaksilerde aktif bir biçimde her zaman gerçekleşiyor olmasıdır.Bu zamanlarda durağan bir şekilde varlığı devam edem quasarlar vardır.Bunun sebebi ise çevrelerinde kendisini besleyecek bir maddenin kalmamış olmasıdır.Bu sebepten ötürü ışıma yapamazlar

Göksel referans sistemlerinin rolü[değiştir | kaynağı değiştir]

The energetic radiation of the quasar makes dark galaxies glow, helping astronomers to understand the obscure early stages of galaxy formation.[3]

Kuasarlar gökyüzünde bir ölçüm çubuğu kurulan yararlı referans noktalarıdır, çünkü onlar aşırı uzak, parlak ve belirgin boyutta küçüktür. International Celestial Reference System (ICRS) yüzlerce ekstra galaktik radyo kaynaklarına, çoğunlukla bütün gökyüzüne dağılmış kuasarlara dayanmaktadır. Çünkü onlar çok uzak, onlar bizim mevcut teknolojimize göre görünüşte durağandır, fakat onların pozisyonu Very Long Baseline Interferometry ile en uzak doğruluk ölçülebilinir. Çoğunun pozisyonları 0.001 arcsecond ya da dahası (büyüklük sıralaması en iyi optik ölçümlerden daha kesin) bilinilir.

Çoklu kuasarlar[değiştir | kaynağı değiştir]

Çoklu görüntülenmiş bir kuasar yer çekimi merceğine (aynı kuasarın çift, üçlü ya da dört katlı şekilleriyle sonuçlanan ) maruz kalan bir kuasarın ışığıdır.1979 da, ilk keşfedilen yerçekimi merceği çift resmedilmiş kuasardır Q0957+561 ( ya da ikiz kuasarlar).İki ya da daha fazla kuasarların gruplaşması tesadüf hizalanmasından, fiziksel yakınlık, gerçek yakın fiziksel çekimden ya da iki ya da daha fazla görüntünün içindeki yalnız bir kuasarın ışığı büken yer çekiminin etkilerinden kaynaklanır.

Aynı yerin etrafında bulunan üç ya da daha ayrı kuasarların olasılığı çok düşüktür, çünkü kuasarlar nadir objelerdir.İlk doğru üçlü kuasar 2007 de gözlemlerle W. M. Keck Observatory Mauna Kea Hawai’de bulunuldu.1989 da LBQS1429-008 (ya da QQQ J1432-0106) ilk olarak gözlenildi ve bir çift kuasar bulunuldu; kendisinin nadir oluşumu. Gökbilimciler üçüncü üyeyi keşfettiğinde, onlar kaynakların ayrı olduğunu ve yer çekimsel merceğin sonucu olmadığını onayladı.Bu üçlü kuasarın bir z=2.076 (10.5 milyar ışık yılına eşdeğer) redshift’i vardır. Bu parçalar tahmin edilmiş 30-50 kpc ( eşleşen galaksilerin kendine özgü) ayırıldı. Üçlü kuasarın mercekleşme tarafından oluşturulan bir diğer örneği PG1115+08 dir.

2013 de, ikinci gerçek üçlü kuasarlar QQQ J1519+0627 z=1.51 ( yaklaşık 9 milyar ışık yılı) redshift ile gökbilimcilerin uluslararası takımı tarafından Insubria Ünivesitesi Farina liderliğinde bulunuldu, bütün sistem 25’’ içinde barındırılır ( 200 kpc tahmini uzaklık). Takım, European Southern Observatory’ ın (ESO) yeni teknoloji teleskoplarla (NTT) La Silla Observatory den toplanan ve Centro Astronomico Hispano Aleman (CAHA) ‘nın 3.5 metre teleskopuyla Calar Alto Observatory’ deki gözlemlerden verilere ulaştı.

İki kuasarın neredeyse aynı yönde olduğu Dünya’dan görünüldüğü üzere onların yalnız kuasar olduğu görünür fakat teleskopların kullanımından ayırılabilir, onlar çift kuasar olarak ima edilir örneğin İkiz Kuasar. Bunlar iki farklı kuasarlardır, yer çekimsel merceği aynı kuasar değildir. Bu gruplaşma optik çift yıldızla benzerdir. İki kuasar, kuasar çifti, belki yakından zaman ve uzayla alakalı olabilir ve yer çekimsel birbirine bağlanmış olabilir. Bu kuasarlar aynı galaksi kümesinde yer alabilir. Bu gruplaşma yıldız kümesinde iki öne çıkan yıldıza benzer. ‘’İkili kuasar ‘’ yakın olarak yer çekimsel olarak bağlantılı olabilir ve etkileşen galaksi çiftini oluşturabilir. Bu gruplaşma bu ikili yıldız sistemine benzerdir.


Ayrıca bakınız[değiştir | kaynağı değiştir]

Ikiz Kuasar

Kaynak[değiştir | kaynağı değiştir]

Genel;
  • Bilim ve Teknik Dergisi/Temmuz 2004 S: 11
Özel;