Quasar Ini Merupakan Sebuah Inti Dari Galaxy Yang Sangat Berbahaya

Quasar Ini Merupakan Sebuah Inti Dari Galaxy Yang Sangat Berbahaya – Sebuah quasar adalah inti galaksi aktif yang sangat bercahaya (AGN), didukung oleh lubang hitam supermasif , dengan massa mulai dari jutaan hingga puluhan miliaran massa matahari , dikelilingi oleh piringan akresi gas .

diodati.org – Gas dalam piringan yang jatuh menuju lubang hitam memanas karena gesekan dan melepaskan energi dalam bentuk radiasi elektromagnetik . Energi pancaranquasar sangat besar; quasar paling kuat memiliki luminositas ribuan kali lebih besar dari galaksi seperti Bima Sakti. Biasanya, quasar dikategorikan sebagai subkelas dari kategori AGN yang lebih umum. Pergeseran merah quasar berasal dari kosmologis .

Baca Juga : Mengulas Lebih Jauh Tentang Achernar

Istilah quasar berasal dari singkatan “sumber radio quasi-stellar [mirip bintang] “—karena quasar pertama kali diidentifikasi selama tahun 1950-an sebagai sumber emisi gelombang radio yang asal fisiknya tidak diketahui—dan ketika diidentifikasi dalam gambar fotografi pada panjang gelombang yang terlihat. , mereka menyerupai titik cahaya redup seperti bintang.

Gambar quasar beresolusi tinggi, terutama dari Teleskop Luar Angkasa Hubble , telah menunjukkan bahwa quasar terjadi di pusat galaksi , dan bahwa beberapa galaksi induk berinteraksi atau menggabungkan galaksi dengan kuat. Seperti kategori AGN lainnya, sifat quasar yang diamati bergantung pada banyak faktor, termasuk massa lubang hitam, laju akresi gas, orientasi cakram akresi relatif terhadap pengamat, ada atau tidaknya jet . , dan tingkat pengaburan oleh gas dan debu di dalam galaksi induk.

Lebih dari satu juta quasar telah ditemukan, dengan yang terdekat diketahui berjarak sekitar 600 juta tahun cahaya dari Bumi. Rekor untuk quasar paling jauh yang diketahui terus berubah. Pada tahun 2017, quasar ULAS J1342+0928 terdeteksi pada pergeseran merah z = 7,54. Cahaya yang diamati dari quasar bermassa 800 juta massa matahari ini dipancarkan ketika alam semesta baru berusia 690 juta tahun.

Pada tahun 2020, quasar Pōniuāʻena terdeteksi dari waktu hanya 700 juta tahun setelah Big Bang , dan dengan perkiraan massa 1,5 miliar kali massa Matahari kita. Pada awal tahun 2021, quasar J0313–1806 , dengan lubang hitam bermassa 1,6 miliar massa matahari, dilaporkan pada z = 7,64, 670 juta tahun setelah Big Bang. Pada bulan Maret 2021, PSO J172.3556+18.7734 terdeteksi dan sejak itu disebut sebagai quasar keras radio terjauh yang pernah ditemukan, dengan pergeseran merah 6,82.

Survei penemuan quasar telah menunjukkan bahwa aktivitas quasar lebih umum di masa lalu; zaman puncak adalah sekitar 10 miliar tahun yang lalu. Konsentrasi beberapa quasar yang tertarik secara gravitasi dikenal sebagai kelompok quasar besar dan merupakan beberapa struktur terbesar yang diketahui di alam semesta.

Penamaan

Istilah “quasar” pertama kali digunakan dalam sebuah artikel oleh ahli astrofisika Hong-Yee Chiu pada Mei 1964, dalam Physics Today , untuk menggambarkan objek-objek astronomis tertentu yang membingungkan: Sejauh ini, nama panjang yang kikuk “sumber radio kuasi-bintang” digunakan untuk menggambarkan objek-objek ini. Karena sifat dari objek-objek ini sama sekali tidak diketahui, maka sulit untuk menyiapkan nomenklatur yang singkat dan tepat untuk mereka sehingga sifat-sifat esensialnya jelas dari namanya. Untuk kenyamanan, bentuk singkatan “quasar” akan digunakan di seluruh makalah ini.

Sejarah observasi dan interpretasi

Latar Belakang

Antara 1917 dan 1922, menjadi jelas dari karya Heber Curtis , Ernst pik dan lain-lain, bahwa beberapa objek (” nebula “) yang dilihat oleh para astronom sebenarnya adalah galaksi jauh seperti kita sendiri. Tetapi ketika astronomi radio dimulai pada 1950-an, para astronom mendeteksi, di antara galaksi-galaksi, sejumlah kecil objek anomali dengan sifat-sifat yang tidak dapat dijelaskan.

Objek memancarkan radiasi dalam jumlah besar dari banyak frekuensi, tetapi tidak ada sumber yang dapat ditemukan secara optik, atau dalam beberapa kasus hanya objek yang samar dan mirip titik seperti bintang yang jauh . Garis – garis spektral dari objek-objek ini, yang mengidentifikasi unsur- unsur kimia yang menyusun objek tersebut, juga merupakan penjelasan yang sangat aneh dan menantang.

Beberapa dari mereka mengubah luminositasnya dengan sangat cepat dalam rentang optik dan bahkan lebih cepat dalam rentang sinar-X, menunjukkan batas atas ukurannya, mungkin tidak lebih besar dari Tata Surya kita . [16] Ini menyiratkan kepadatan daya yang sangat tinggi . Diskusi yang cukup besar terjadi tentang apa objek-objek ini. Mereka digambarkan sebagai ” sumber radio kuasi-bintang [artinya: seperti bintang] ” , atau “objek kuasi-bintang” (QSOs), nama yang mencerminkan sifat mereka yang tidak diketahui, dan ini disingkat menjadi “quasar”.

Pengamatan awal (1960-an dan sebelumnya)

Quasar pertama ( 3C 48 dan 3C 273 ) ditemukan pada akhir 1950-an, sebagai sumber radio dalam survei radio langit. Mereka pertama kali dicatat sebagai sumber radio tanpa objek terlihat yang sesuai. Menggunakan teleskop kecil dan Teleskop Lovell sebagai interferometer , mereka terbukti memiliki ukuran sudut yang sangat kecil.

Pada tahun 1960, ratusan objek ini telah direkam dan dipublikasikan di Katalog Cambridge Ketiga sementara para astronom memindai langit untuk mencari rekan optik mereka. Pada tahun 1963, identifikasi pasti dari sumber radio 3C 48dengan objek optik diterbitkan oleh Allan Sandage dan Thomas A. Matthews . Para astronom telah mendeteksi apa yang tampak sebagai bintang biru redup di lokasi sumber radio dan memperoleh spektrumnya, yang berisi banyak garis emisi luas yang tidak diketahui. Spektrum anomali menentang interpretasi.

Astronom Inggris-Australia John Bolton melakukan banyak pengamatan awal quasar, termasuk terobosan pada tahun 1962. Sumber radio lain, 3C 273 , diprediksi mengalami lima okultasi oleh Bulan . Pengukuran yang dilakukan oleh Cyril Hazard dan John Bolton selama salah satu okultasi menggunakan Teleskop Radio Parkes memungkinkan Maarten Schmidt menemukan pasangan yang terlihat dari sumber radio dan memperoleh spektrum optik menggunakan Teleskop Hale 200 inci (5,1 m) di Gunung Palomar. Spektrum ini mengungkapkan garis emisi aneh yang sama.

Schmidt mampu menunjukkan bahwa ini mungkin garis spektrum biasa hidrogen yang mengalami pergeseran merah sebesar 15,8%, pada saat itu, pergeseran merah yang tinggi (dengan hanya segelintir galaksi yang jauh lebih redup yang dikenal dengan pergeseran merah yang lebih tinggi). Jika ini disebabkan oleh gerakan fisik “bintang”, maka 3C 273 sedang surut dengan kecepatan yang sangat besar, sekitar47.000 km /s , jauh melampaui kecepatan bintang mana pun yang diketahui dan menentang penjelasan yang jelas.

Kecepatan ekstrem juga tidak akan membantu menjelaskan emisi radio 3C 273 yang sangat besar. Jika pergeseran merah itu kosmologis (sekarang diketahui benar), jarak yang jauh menyiratkan bahwa 3C 273 jauh lebih bercahaya daripada galaksi mana pun, tetapi jauh lebih kompak. Juga, 3C 273 cukup terang untuk dideteksi pada foto-foto arsip yang berasal dari tahun 1900-an; itu ditemukan menjadi variabel pada rentang waktu tahunan, menyiratkan bahwa sebagian besar cahaya dipancarkan dari wilayah yang berukuran kurang dari 1 tahun cahaya, kecil dibandingkan dengan galaksi.

Meskipun menimbulkan banyak pertanyaan, penemuan Schmidt dengan cepat merevolusi pengamatan quasar. Spektrum aneh 3C 48 dengan cepat diidentifikasi oleh Schmidt, Greenstein dan Oke sebagai hidrogen dan magnesium bergeser merah sebesar 37%. Tak lama setelah itu, dua spektrum quasar lagi pada tahun 1964 dan lima lagi pada tahun 1965 juga dikonfirmasi sebagai cahaya biasa yang telah mengalami pergeseran merah ke tingkat yang ekstrim.

Sementara pengamatan dan pergeseran merah itu sendiri tidak diragukan, interpretasi yang benar mereka sangat diperdebatkan, dan saran Bolton bahwa radiasi yang terdeteksi dari quasar adalah garis spektral biasa dari sumber pergeseran merah yang sangat jauh dengan kecepatan ekstrim tidak diterima secara luas pada saat itu.

Perkembangan pemahaman fisik (1960-an)

Pergeseran merah yang ekstrem dapat menyiratkan jarak dan kecepatan yang sangat jauh, tetapi bisa juga disebabkan oleh massa yang ekstrem atau mungkin beberapa hukum alam lainnya yang tidak diketahui. Kecepatan dan jarak yang ekstrem juga akan menyiratkan keluaran daya yang sangat besar, yang tidak memiliki penjelasan. Ukuran kecil dikonfirmasi oleh interferometridan dengan mengamati kecepatan quasar secara keseluruhan bervariasi dalam output, dan oleh ketidakmampuan mereka untuk dilihat bahkan di teleskop cahaya tampak yang paling kuat sebagai sesuatu yang lebih dari titik cahaya redup seperti bintang. Tetapi jika mereka kecil dan jauh di luar angkasa, output daya mereka pasti sangat besar dan sulit untuk dijelaskan. Demikian pula, jika mereka sangat kecil dan lebih dekat dengan galaksi kita, akan mudah untuk menjelaskan output daya yang tampak, tetapi kurang mudah untuk menjelaskan pergeseran merah mereka dan kurangnya gerakan yang dapat dideteksi dengan latar belakang alam semesta.

Schmidt mencatat bahwa pergeseran merah juga terkait dengan perluasan alam semesta, sebagaimana dikodifikasikan dalam hukum Hubble . Jika pergeseran merah yang diukur adalah karena ekspansi, maka ini akan mendukung interpretasi objek yang sangat jauh dengan luminositas dan output daya yang luar biasa tinggi, jauh melampaui objek apa pun yang terlihat hingga saat ini. Luminositas ekstrim ini juga akan menjelaskan sinyal radio yang besar. Schmidt menyimpulkan bahwa 3C 273 bisa menjadi bintang individu dengan lebar sekitar 10 km di dalam (atau dekat) galaksi kita, atau inti galaksi aktif yang jauh. Dia menyatakan bahwa objek yang jauh dan sangat kuat tampaknya lebih mungkin benar.

Penjelasan Schmidt untuk pergeseran merah yang tinggi tidak diterima secara luas pada saat itu. Perhatian utama adalah jumlah energi yang sangat besar yang harus dipancarkan benda-benda ini, jika mereka jauh. Pada tahun 1960-an tidak ada mekanisme yang diterima secara umum yang dapat menjelaskan hal ini. Penjelasan yang diterima saat ini, bahwa itu disebabkan oleh materi dalam piringan akresi yang jatuh ke dalam lubang hitam supermasif , hanya diusulkan pada tahun 1964 oleh Edwin Salpeter dan Yakov Zel’dovich , itupun ditolak oleh banyak astronom, karena pada tahun 1960-an, keberadaan lubang hitam masih dipandang secara luas sebagai teori dan terlalu eksotik, dan karena belum dipastikan bahwa banyak galaksi (termasuk kita sendiri) memiliki lubang hitam supermasif di pusat mereka.

Garis spektral aneh dalam radiasinya, dan kecepatan perubahan yang terlihat pada beberapa quasar, juga memberi kesan kepada banyak astronom dan kosmolog bahwa objek tersebut relatif kecil dan oleh karena itu mungkin terang, masif, dan tidak jauh; karenanya pergeseran merah mereka bukan karena jarak atau kecepatan, dan pasti karena beberapa alasan lain atau proses yang tidak diketahui, yang berarti bahwa quasar bukanlah objek yang sangat kuat atau pada jarak yang ekstrem, seperti yang tersirat dari cahaya pergeseran merahnya.. Penjelasan alternatif yang umum adalah bahwa pergeseran merah disebabkan oleh massa ekstrem ( pergeseran merah gravitasi dijelaskan oleh relativitas umum ) dan bukan oleh kecepatan ekstrem (dijelaskan oleh relativitas khusus ).

Berbagai penjelasan diajukan selama tahun 1960-an dan 1970-an, masing-masing dengan masalahnya sendiri. Disarankan bahwa quasar adalah objek terdekat, dan pergeseran merahnya bukan karena perluasan ruang melainkan karena cahaya yang keluar dari sumur gravitasi yang dalam . Ini akan membutuhkan objek besar, yang juga akan menjelaskan luminositas tinggi. Namun, bintang dengan massa yang cukup untuk menghasilkan pergeseran merah yang terukur akan menjadi tidak stabil dan melebihi batas Hayashi . Quasar juga menunjukkan garis emisi spektral terlarang , yang sebelumnya hanya terlihat di nebula gas panas dengan kepadatan rendah, yang akan terlalu menyebar untuk menghasilkan daya yang diamati dan cocok di dalam sumur gravitasi yang dalam.