اختروش: تفاوت میان نسخه‌ها

در حالی که بحث در باره ماهیت این اشیاء وجود داشت تا اوایل سال ۱۹۸۰، هیچ توافقی در باره ماهیت آنها وجود نداشت و حالا یک، توافق علمی وجود دارد که اختروش، یک ناحیه متراکم و فشرده در مرکز، یک کهکشان بزرگ می‌باشد که سیاهچاله بسیار بزرگی را احاطه کرده‌است. اندازه آن برابر شعاع شواتزشوارتز شیلد سیاه چاله می‌باشد. اختروش توسط صفحه به هم پیوسته اطراف سیاهچاله، قدرت خود را به دست می‌آورد.

این تابش در طیف از اشعهX به مادون قرمز با یک پیک در باندهای نوری فرابنفش، ساطع می‌شود و در بعضی از اختروشها، منبع قوی تابش رادیویی اشعه‌های گاما محسوب می‌شوند. در تصاویر نوری اولیه، اختروشها همانند نقاط نور واحد به نظر می‌رسند که به جز در طیف‌های خاص خود غیرقابل تفکیک از ستاره‌ها می‌باشند. با تلسکوپ‌های مادون قرمز و تلسکوپ فضایی هابل، کهکشان‌های میزبان در اطراف اختروشها در بعضی موارد تعیین شده‌اند. این کهکشان‌ها معمولآمعمولاً برای مشاهده در برابر درخشندگی اختر نما به جز با این تکنیک‌های خاص، بسیار تاریک و تیره می‌باشند. اکثر اختروشها نمی‌توانند با تلسکوپ‌های کوچک مشاهده شوند ولی (۳C273)با میانگین دامنه ظاهری ۱۲/۹، یک مورد استثناء می‌باشد. در فاصله ۲/۴۴، میلیارد سال نوری یکی از دورترین اجسام می‌باشد که به طور مستقیم با تجهیزات غیر حرفه‌ای قابل مشاهده می‌باشد. بعضی از اختروشها نشان دهنده تغییر در درخشندگی می‌باشند که در دامنه نوری سریع و در اشعه‌های X سریع تر می‌باشند. این نشان می‌دهد که آنها کوچک هستند زیرا یک جسم نمی‌تواند از جا به جایی نور از یک طرف به سمت دیگر، سریع‌تر باشد ولی درخشش نسبی گرای جت که به طور مستقیم به سمت ما اشاره دارد، موارد نهایی را شرح می‌دهد.

اختروشها از نظر درخشندگی در مقیاس‌های زمانی مختلف، متفاوت می‌باشند. بعضی از آنها از نظر درخشندگی در هر چند ماه، هفته، روز یا ساعت، متفاوت می‌باشند. این بدین معناست که اختروشها انرژی خود را از ناحیه بسیار کوچکی ایجاد و ساطع می‌کنند، زیرا هر بخش از اختروش در تماس با بخش‌های دیگر در مقیاس زمانی هماهنگ با اختلاف درخشندگی می‌باشد. همینطور، اختروشی که در مقیاس زمانی چند هفته‌ای، متفاوت می‌باشد نمی‌تواند بزرگتر از چند هفته نوری باشد. انتشار مقدار زیادی انرژی از یک ناحیه کوچک نیاز به منبع قدرت موثرمؤثر و کارآمدتر از ترکیب هسته‌ای دارد که انرژی ستاره‌ها را تامین می‌کند. آزاد شدن انرژی گرانشی توسط موادی که وارد یک سیاهچاله بزرگ می‌شوند، تنها فرایندی است که می‌تواند این انرژی بالا را به طور پیوسته تولید کند.

سیاهچاله‌ها توسط بعضی از منجمان در سال ۱۹۶۰ به صورت بسیار مرموز و غیرعادی در نظر گرفته می‌شدند و آنها بیان می‌کردند که انتقال سرخ از بعضی فرایندهای دیگر ناشی می‌شود بنابراین اختروشها آن گونه که قانون هابل بیان می‌کند، دور نیستند. این بحث انتقال سرخ به مدت چند سال طول کشید. بسیاری از شواهد حالا نشان می‌دهند که انتقال سرخ اختروشها به علت گسترش هابل بوده و اختروشها، همانگونه که در ابتدا تصور می‌شد، قوی می‌باشند. اختروشها دارای ویژگی‌های یکسان با کهکشان‌های فعال می‌باشند ولی قوی تر می‌باشند. تابش آنها به صورت غیر حرارتی بوده و بعضی دارای جهش و اجزائی مانند اجزای کهکشان‌های رادیویی می‌باشند که دارای مقدار قابل توجهی انرژی به شکل ذرات پر انرژی میvباشند. اختروشها می‌تواند به روی طیف کامل الکترومغناطیسی قابل مشاهده از جمله اشعه‌های رادیویی، مادون قرمز، نوری، فرابنفش، اشعه x و حتی اشعه گاما، شناسایی شوند. اکثر اختروشها در نزدیک فرابنفش، درخشان‌تر می‌باشند ولی به علت انتقال سرخ چشمگیر این منابع، این حداکثر روشنایی به صورت قرمز در فاصله ۹۰۰۰ انگستروم در نزدیک مادون قرمز مشاهده می‌شوند. بخش کمی از اختروشها انتشار رادیویی قوی را نشان می‌دهند که از جهش موادی که نزدیک به سرعت نور حرکت می‌کنند به وجود می‌اید. این جهش‌ها از نمای پایین به صورت نقاط قرمز و مشتعل در نظر گرفته شده و دارای نواحی می‌باشند که از مرکز، سریع‌تر از سرعت نور، دور می‌شوند این یک خطای دید به علت ویژگی‌های نسبیت خاص می‌باشد. انتقال سرخ اختروشها از خطوط طیفی قوی اندازه‌گیری می‌شود که به طیف‌های نوری و فرابنفش آنها غالب می‌باشد. این خطوط، روشن تر از طیف پیوسته می‌باشند. این پهنا به علت انتقال دوپلر می‌باشد که توسط سرعت بالای گاز ساطع شده از این خطوط ایجاد می‌شود. حرکات سریع به طور قوی نشان دهنده یک توده بزرگ می‌باشند. خطوط انتشار هیدروژن، هلیوم، کربن، منیزیم، آهن و اکسیژن، درخشانترین خطوط می‌باشند. اتم‌هایی که از این خطوط ساطع می‌شوند، از خنثی تا بسیار یونیزه، متغیر می‌باشند، یعنی بسیاری از الکترون‌ها از یون عاری بوده، بنابراین به صورت باردار، باقی می‌ماند. این دامنه گسترده یونیزاسیون نشان می‌دهد که گاز توسط اختروش منتشر می‌شود که نمی‌تواندایننمی‌تواند این دامنه گسترده یونیزاسیون را تولید کند. اختروشهای آهنی نشان دهنده خطوط انتشار قوی ناشی از آهن پایین یونیزاسیون، مانند ۷۸۱۵ – ۱۸۵۰۸ IRAS می‌باشند.

از آنجایی که اختروشها دارای ویژگی‌های مشترک با همه کهکشان‌های فعال می‌باشند، انتشار امواج از اختروشها می‌تواند به آسانی با انتشار امواج از اختروشهای کهکشان‌های فعال کوچک که توسط سیاهچاله‌های عظیم انرژی خود را می‌گیرند، مقایسه شود. به منظور ایجاد درخشندگی w ۴۰ ۱۰ یا Joules در هر ثانیه، یک سیاهچاله عظیم باید ماده‌ای معادل با ۱۰ ستاره در هر سال مصرف کند. درخشان‌ترین اختروشها ۱۰۰۰ برابر جرم و ماده خورشیدی را در هر سال در خود فرو می‌برند. بزرگترین آنها، موادی معادل با ۶۰۰ زمین در هر دقیقه مصرف می‌کنند. اختروشها وابسته به محیط اطراف خود، روشن و خاموش می‌شوند و از آن جایی که اختروشها نمی‌توانند تغذیه در نرخ بالا را به مدت ۱۰ میلیارد سال ادامه دهند، پس از این که یک اختروش به هم پیوستگی گاز و غبار اطراف را به پایان می‌رساند، تبدیل به یک کهکشان عادی می‌شود. همچنین اختروشها نشانه‌هایی برای پایان فرایند یونیزاسیون سازی مجدد انفجار بزرگ فراهم می‌کنند. قدیمی‌ترین اختروشها، حداقل موج petersonn - Gunn را نشان داده و دارای نواحی جذب در مقابل خود می‌باشند که این نشان می‌دهد که محیط بین کهکشانی در این زمان گاز خنثی بود. اختروشهای اخیر، هیچ ناحیه جذبی را نشان نمی‌دهند بلکه در عوض طیف‌های آنها شامل یک ناحیه پر گاز به نام جنگل alpha – Lyman می‌باشد. این نشان می‌دهد که محیط بین کهکشانی متحمل یونش مجدد در پلاسما شده و گاز خنثی فقط در توده‌های کوچک وجود دارد. یک ویزگیویژگی جالب دیگر اختروشها این است که آنها شواهدی از عناصر سنگین تر از هلیوم را نشان می‌دهند که این نشان می‌دهد که کهکشان‌ها، تحت مرحله عظیمی از شکل گیری ستاره قرار گرفته و ستاره‌های جمعیت ۳ را در بین زمان انفجار بزرگ و اختروشهای مشاهده شده در ابتدا، ایجاد می‌کنند. نور به دست آمده از این ستاره‌ها می‌تواند در ۲۰۰۵ با استفاده از تلسکوپ فضایی spitzer NASA مشاهده شود اگر چه این مشاهده تایید شده باقی مانده‌است.

اولین اختروشها با تلسکوپ‌های رادیویی در اواخر سال ۱۹۵۰ کشف شدند. بسیاری از آنها به صورت منابع رادیویی بدون شیء مرئی، ثبت شدند. با استفاده از تلسکوپ‌های کوچک و تلسکوپ Lovell به عنوان تداخل سنج، انها دارای اندازه زاویه‌ای بسیار کوچک بودند. صدها مورد از این اجسام تا سال ۱۹۶۰، ثبت شده و در سومین کاتالوگ کامبریجکمبریج منتشر شدند. در سال ۱۹۶۰ منبع رادیویی ۴۸ c ۳ در نهایت وابسته به یک جسم نوری بود. فضانوردان ستاره آبی کم رنگ را در محل منبع رادیویی، شناسایی کرده و به طیف آن دست یافتند. با شامل کردن بسیاری از خطوط انتشار نامعلوم، طیف‌های غیر مشابهی، تفسیر را دچار مشکل کردند. در سال ۱۹۶۲ یک پیشرفت حاصل شد. منبع رادیویی دیگر به نام ۲۷۳ c 3 تحت پنج خسوف توسط ماه قرار گرفت. اندازه‌گیری صورت گرفته شده توسط Hazard cyril و Bolton John در طی یکی از خسوف‌ها با استفاده از تلسکوپ رادیویی parkes، این امکان را برای Schmidt Maarten فراهم کرد تا به صورت نوری جسم را شناسایی کرده و با استفاده از تلسکوپ Hale ۲۰۰ اینچی بر روی palomar Mount به یک طیف نوری دست یابد. این طیف نشان دهنده خطوط انتشار یکسان بود. Schmidt متوجه شد که اینها، خطوط طیفی هیدروژن با انتقال سرخ در نرخ ۸/۱۵ درصد بودند. این کشف نشان می‌داد که ۲۷۳ c ۳ با سرعت ۴۷۰۰۰کیلومتر بر ثانیه روی می‌کند.