اختروش: تفاوت میان نسخه‌ها
برچسب: افزودن فضای خالی زیاد(AF) |
|||
| خط ۹: | خط ۹: | ||
اختروش‌ها اجرام اسرارآمیزی هستند که ستاره‌شناسان آنها را در سال ۱۹۶۰ کشف کردند آنها همچون کهکشان‌ها منابعی از نور و امواج رادیویی اند به نظر می‌رسد که آنها دورترین اجرام شناخته شده باشند. با این حال بسیار نورانی اند یعنی به روشنایی صدها [[کهکشان]] ولی بسیار کوچکتر از بیشتر کهکشان‌ها. این پرسش مطرح است که چگونه یک جسم کوچک می‌تواند چنین نوری تولید کند. احتمالاً حفره‌ای سیاه درون مرکز اختروش باعث نابودی آن می‌شود و پیش از نابود شدن نوری شفاف و درخشان پدید می‌آورد.<ref>کتاب ۱۰۰۱ پرسش (جهان)</ref> |
اختروش‌ها اجرام اسرارآمیزی هستند که ستاره‌شناسان آنها را در سال ۱۹۶۰ کشف کردند آنها همچون کهکشان‌ها منابعی از نور و امواج رادیویی اند به نظر می‌رسد که آنها دورترین اجرام شناخته شده باشند. با این حال بسیار نورانی اند یعنی به روشنایی صدها [[کهکشان]] ولی بسیار کوچکتر از بیشتر کهکشان‌ها. این پرسش مطرح است که چگونه یک جسم کوچک می‌تواند چنین نوری تولید کند. احتمالاً حفره‌ای سیاه درون مرکز اختروش باعث نابودی آن می‌شود و پیش از نابود شدن نوری شفاف و درخشان پدید می‌آورد.<ref>کتاب ۱۰۰۱ پرسش (جهان)</ref> |
||
=='''کوازار (اختر نما )'''== |
|||
این مقاله درباره شی نجومی می باشد یک منبع رادیویی شبه ستاره ای یک کهکشان دور افتاده و پر انرژی با یک هسته کهکشانی فعال می باشد . آنها در خشانترین اجسام در کیهان می باشند . اختر نماها در ابتدا به صورت منابع قرمز تغییر یافته ی انرژی الکترو مغنا طیسی از جمله امواج رادیویی و نور مرئی ؛ شناسایی شدند که همانند نقطه و مشابه با ستاره ها بودند . در حالی که بحث در باره ماهیت این اشیاء وجود دا شت تا اوایل سال 1980 ، هیچ توافقی در باره ماهیت آنها وجود نداشت و حالا یک ، توافق علمی وجود دارد که اختر نما ، یک ناحیه متراکم و فشرده در مرکز ،یک کهکشان بزرگ می باشد که سیاهچاله بسیار بزرگی را احاطه کرده است . اندازه آن (000/10- 10) برابر شعاع شواتز شیلد سیاه چاله می باشد . اختر نما توسط صفحه به هم پیوسته اطراف سیاهچاله ، قدرت خود را به دست می آورد. |
|||
=='''بررسی''' == |
|||
اخترنماها انتقال سرخ بسیار بالایی را نشان می دهند که تاثیر گسترش کیهان در بین اختر نما و زمین می باشد . آنها در خشانترین ، قوی ترین ، و پر انرژی ترین اجسام شناخته شده در کیهان می باشند . آنها در مرکز کهکشانهای فعال و جوان قرار گرفته و می توانند هزاران برابر خروجی انرژی راه شیری را ساطع کنند . با ترکیب با قانون هابل مفهوم انتقال سرخ این است که اختر نماها ، بسیار دور می باشند و بنابراین این اجسام از تاریخ بسیار قبل از کیهان ناشی شده اند . درخشان ترین اختر نماها با سرعتی انرژی خود را ساطع می کنندکه می تواند فراتر از خروجی میانگین کهکشان ها باشد که معادل با یک تریلیون خورشید می باشد .این تابش در طیف از اشعهX به مادون قرمز با یک پیک در باندهای نوری فرابنفش ، ساطع می شود ودر بعضی از اختر نماها،منبع قوی تابش رادیویی اشعه های گاما محسوب میشوند.در تصاویر نوری اولیه،اختر نماها همانند نقاط نور واحد به نظر می رسندکه به جز در طیف های خاص خود غیر قابل تفکیک از ستاره ها می باشند . با تلسکوپ های مادون قرمز و تلسکوپ فضایی هابل ،کهکشان های میزبان در اطراف اختر نما ها در بعضی موارد تعیین شده اند این کهکشان ها معمولآ برای مشاهده در برابر درخشندگی اختر نما به جز با این تکنیک های خاص ، بسیار تاریک و تیره می باشند . اکثراختر نما ها نمی توانند با تلسکوپ های کوچک مشاهده شوند ولی (3273)با میانگین دامنه ظاهری 9/12 ، یک مورد استثناء می باشد . در فاصله 44/2 ، میلیارد سال نوری آن یکی از دورترین اجسام می باشد که به طور مستقیم با تجهیزات غیر حرفه ای قابل مشاهده می باشد . بعضی از اختر نماها نشان دهنده تغییر در درخشندگی می باشند که در دامنه نوری سریع و در اشعه های X سریع تر می باشند . این نشان می دهد که آنها کوچک هستند زیرا یک جسم نمی تواند سریع تر از زمان جا به جایی نور از یک طرف به سمت دیگر، سریع تر باشد ولی درخشش نسبی گرای جت که به طور مستقیم به سمت ما اشاره دارد ، موارد نهایی را شرح می دهد. |
|||
بالاترین انتقال سرخ برای یک اختر نما 43/6 می باشد که مطابق با فاصله تقریبآ 28 میلیارد سال نوری از زمین می باشد . اختر نما ها توسط به هم پیوستگی مواد در سیاهچاله های عظیم در هسته کهکشان های دور دست ، انرژی خود را به دست آورند . و این اشکال درخشان اشیاء را به نام کهکشان های فعال معرفی می کنند . از آنجایی که نور نمی تواند از سیاهچاله های عظیمی که در مراکز اختر نما ها هستند ، بگریزد ؛ انرژی گریز یافته در خارج از افق رویداد توسط تنش های گرانشی و اصطکاک شدید به روی موادوارد شونده ایجادمی شود . توده های مرکزی بزرگ در اختر نماها با استفاده از نقشه برداری برگشتی اندازه گیری می شوند . کهکشان های بزرگ مجاور بدون علامت هسته اختر نما ، شامل یک سیاه چاله مرکزی در هسته خود می باشند . بنا بر این تصور می شود که همه کهکشان های بزرگ دارای یک سیاهچاله می باشند ولی فقط یک بخش کوچک ، انرژی قوی را ساطع کرده و بنا براین به صورت اختر نما مشاهده می شود . مواد به هم پیوسته بر روی سیاه چاله به احتمال کم به طور مستقیم ، به آن فرو می ریزند ولی دارای گشتاور زاویه ای در اطراف سیاه چاله می باشند که باعث می شود تا مواد در صفحه به هم پیوسته جمع شوند. اخترنماها همچنین از کهکشان های عادی در زمان تزریق شدن با منبع تازه مواد، روشن می شوند . در حقیقت ، تصور می شود که یک اخترنما می تواند در زمانی شکل گیرد که کهکشان اندرومدا با کهکشان راه شیری ما در فاصله تقریبا 5 – 3 میلیارد سال برخورد یابد. |
|||
=='''ویژگی اخترنماها'''== |
|||
بیش از 000/200 اخترنما شناخته شده اند که اکثر آنها از پیمایش آسمان دیجیتال sloan به دست آمده اند همه طیف های مشاهده شده اخترنماها دارای انتقال سرخ بین 06/0 و 5/6 می باشند . با کاربرد قانون هابل برای این انتقال سرخ، می توان نشان داد که آنها بین 780 میلیون و 28 میلیارد سال نوری فاصله دارند. به علت فاصله بزرگ با دورترین اخترنماها و سرعت محدود نور، ما آنها و فضای اطراف آنها را می توانیم مشاهده کنیم . اکثر اخترنماها دورتر از 3 میلیارد سال نوری فاصله دارند. اگرچه اخترنماها در زمانی که از زمین مشاهده شوند ، کمرنگ می باشند این حقیقت که آنها از فاصله های دور ، قابل رؤیت هستند به این معناست که اخترنماها درخشانترین اجسام در کیهان می باشند. اخترنمایی که در آسمان ، درخشان تر به نظر می رسد . |
|||
273 c 3 در منظومه virgo می باشد. آن دارای قدر ظاهری 8/12 می باشد ولی دارای قدرمطلق 7/26 می باشد. از فاصله حدود 23 سال نوری این جسم در آسمان همانند خورشید ما می درخشد . بنابراین درخشندگی این اخترنما، حدود 2 تریلیون برابر درخشندگی خورشید ما با حدود 100 برابر درخشندگی نور میانگین کهکشان های بزرگ مانند راه شیری می باشد . با وجود این ،نشان می دهد که اختر نما انرژی را در تمام جهات ساطع می کند . یک هسته کهکشانی فعال می تواند مرتبط با جهش قوی انرژی و مواد باشد و نیاز به ساطع شدن در تمام جهات ندارد. در کیهانی که شامل صدها میلیارد کهکشان می باشد . اکثر آنها دارای هسته فعال در میلیاردها سال پیش بوده و میلیاردها سال نوری فاصله دارند و از نظر آماری معلوم شده که هزاران جهش انرژی به سمت ما ، هدف گیری می کنند و بعضی ، مستقیم تر از دیگران می باشند. در بسیاری از موارد این احتمال وجود دارد که هر چه اختر نما درخشانتر باشد ، هدف گیری آن به سوی ما ، مستقیم تر می باشد . اختر نمای بسیار درخشان (5255 + 08279 Apm) در زمانی که در سال 1998 کشف شد ، دارای قدر مطلق 2/32- بود . اگرچه تصویر برداری با قدرت تفکیک بالابا تلسکوپ فضایی هابل و تلسکوپ m10 (keck) نشان می دهد که این سیستم دارای لنز گرانشی می باشد . مطالعه لنز گرانشی در این سیستم نشان می دهد که آن تا ضریب 10 ~ بزرگ نمایی شده است و هنوز بسیار درخشانتر از اخترنمای مجاور مانند 273 c 3 می باشد. اخترنماها در کیهان قدیم ، متداول تر بودند. این کشف توسط schmidt Maarten در سال 1967، شواهد قوی در برابر کیهان شناسی ثابت ltoylc Fred و طرفدار کیهان شناسی انفجاربزرگ بود . این سیاه چاله ها به طور همگام با توده ستاره های موجود در کهکشان میزبان خود به صورتی که در حال حاضر قابل درک نمی باشند، رشد یافته اند . یک تصور موجود این است که جهش ها ، تابش و باد از اخترنماها ، شکل گیری ستاره های جدید در کهکشان میزبان را متوقف می سازد که این فرایند بازخورد نامیده می شود . جهش هایی که امواج رادیویی قوی در بعضی از اخترنماهای موجود در مراکز دسته کهکشان ها ، ایجاد می کنند. دارای قدرت کافی برای بازداری خنک شدن و افتادن گاز گرم در این کهکشان ها بر روی کهکشان مرکزی می باشند. اخترنماها از نظر درخشندگی در مقیاس های زمانی مختلف، متفاوت می باشند . بعضی از آنها از نظر درخشندگی در هر چند ماه ، هفته ، روز یا ساعت ، متفاوت می باشند . این بدین معناست که اخترنماها انرژی خود را از ناحیه بسیار کوچکی ایجاد و ساطع می کنند، زیرا هر بخش از اخترنما در تماس با بخش های دیگر در مقیاس زمانی هماهنگ با اختلاف درخشندگی می باشد. همینطور ، اخترنمایی که در مقیاس زمانی چند هفته ای ، متفاوت می باشد نمی تواند بزرگتر از چند هفته نوری باشد. انتشار مقدار زیادی انرژی از یک ناحیه کوچک نیاز به منبع قدرت موثر و کارآمدتر از ترکیب هسته ای دارد که انرژی ستاره ها را تامین می کند. آزاد شدن انرژی گرانشی توسط موادی که وارد یک سیاهچاله بزرگ می شوند، تنها فرایندی است که می تواند این انرژی بالا را به طور پیوسته تولید کند. |
|||
سیاهچاله ها توسط بعضی از منجمان در سال 1960 به صورت بسیار مرموز و غیرعادی در نظر گرفته می شدند و آنها بیان می کردند که انتقال سرخ از بعضی فرایندهای دیگر ناشی می شود بنابراین اخترنماها آن گونه که قانون هابل بیان می کند، دور نیستند . این بحث انتقال سرخ به مدت چند سال طول کشید.بسیاری از شواهد حالا نشان می دهند که انتقال سرخ اخترنماها به علت گسترش هابل بوده و اخترنماها، همانگونه که در ابتدا تصور می شد، قوی می باشند. اخترنماها دارای ویژگی های یکسان با کهکشان های فعال می باشند ولی قوی تر می باشند. تابش آنها به صورت غیر حرارتی بوده و بعضی دارای جهش و اجزائی مانند اجزای کهکشان های رادیویی می باشند که دارای مقدار قابل توجهی انرژی به شکل ذرات پر انرژی می باشند. اخترنماها می تواند به روی طیف کامل الکترومغناطیسی قابل مشاهده از جمله اشعه های رادیویی ، مادون قرمز ، نوری، فرابنفش، اشعه x و حتی اشعه گاما، شناسایی شوند. اکثر اخترنماها در نزدیک فرابنفش ، درخشان تر می باشند ولی به علت انتقال سرخ چشمگیر این منابع ، این حداکثر روشنایی به صورت قرمز در فاصله 9000 انگستروم در نزدیک مادون قرمز مشاهده می شوند. بخش کمی از اخترنماها انتشار رادیویی قوی را نشان می دهند که از جهش موادی که نزدیک به سرعت نور حرکت می کنند به وجود می اید. این جهش ها از نمای پایین به صورت نقاط قرمز و مشتعل در نظر گرفته شده و دارای نواحی می باشند که از مرکز، سریع تر از سرعت نور، دور می شوند این یک خطای دید به علت ویژگی های نسبیت خاص می باشد. انتقال سرخ اخترنماها از خطوط طیفی قوی اندازه گیری می شود که به طیف های نوری و فرابنفش آنها غالب می باشد. این خطوط ، روشن تر از طیف پیوسته می باشند. این پهنا به علت انتقال دوپلرمی باشد که توسط سرعت بالای گاز ساطع شده از این خطوط ایجاد می شود. حرکات سریع به طور قوی نشان دهنده یک توده بزرگ می باشند. خطوط انتشار هیدروژن ، هلیوم، کربن، منیزیم، آهن و اکسیژن ، درخشانترین خطوط می باشند. اتم هایی که از این خطوط ساطع می شوند ،از خنثی تا بسیار یونیزه، متغیر می باشند، یعنی بسیاری از الکترون ها از یون عاری بوده ، بنابراین به صورت باردار، باقی می ماند. این دامنه گسترده یونیزاسیون نشان می دهدکه گازتوسط اخترنمامنتشر می شودکه نمی توانداین دامنه گسترده یونیزاسیون را تولید کند . اخترنماهای آهنی نشان دهنده خطوط انتشار قوی ناشی از آهن پایین یونیزاسیون، مانند 7815 – 18508 IRAS می باشند. |
|||
=='''ایجاد انتشار اخترنما'''== |
|||
از آنجایی که اخترنماها دارای ویژگی های مشترک با همه کهکشان های فعال می باشند ، انتشار امواج از اخترنماها می تواند به آسانی با انتشار امواج از اخترنماهای کهکشان های فعال کوچک که توسط سیاهچاله های عظیم انرژی خود را می گیرند، مقایسه شود. به منظور ایجاد درخشندگی w 40 10 یا Joules در هر ثانیه، یک سیاهچاله عظیم باید ماده ای معادل با 10 ستاره در هر سال مصرف کند. درخشانترین اخترنماها 1000برابر جرم و ماده خورشیدی را در هر سال در خود فرو می برند. بزرگترین آنها ، موادی معادل با 600 زمین در هر دقیقه مصرف می کنند. اخترنماها وابسته به محیط اطراف خود، روشن و خاموش می شوند و از آن جایی که اخترنماها نمی توانند تغذیه در نرخ بالا را به مدت 10 میلیارد سال ادامه دهند، پس از این که یک اخترنما به هم پیوستگی گاز و غبار اطراف را به پایان می رساند، تبدیل به یک کهکشان عادی می شود. همچنین اخترنماها نشانه هایی برای پایان فرایند یونیزاسیون سازی مجدد انفجار بزرگ فراهم می کنند. قدیمی ترین اخترنماها ، حداقل موج petersonn - Gunn را نشان داده و دارای نواحی جذب در مقابل خود می باشند که این نشان می دهد که محیط بین کهکشانی در این زمان گاز خنثی بود. اخترنماهای اخیر ، هیچ ناحیه جذبی را نشان نمی دهند بلکه در عوض طیف های آنها شامل یک ناحیه پر گاز به نام جنگل alpha – Lyman می باشد. این نشان می دهد که محیط بین کهکشانی متحمل یونش مجدد در پلاسما شده و گاز خنثی فقط در توده های کوچک وجود دارد . یک ویزگی جالب دیگر اخترنماها این است که آنها شواهدی از عناصر سنگین تر از هلیوم را نشان می دهند که این نشان می دهد که کهکشان ها ، تحت مرحله عظیمی از شکل گیری ستاره قرار گرفته و ستاره های جمعیت 3 را در بین زمان انفجار بزرگ و اخترنماهای مشاهده شده در ابتدا، ایجاد می کنند. نور به دست آمده از این ستاره ها می تواند در 2005 با استفاده از تلسکوپ فضایی spitzer NASA مشاهده شود اگر چه این مشاهده تایید شده باقی مانده است. |
|||
=='''کوازار به عنوان یک منبع اشعه ایکس'''== |
|||
7107 + 0836 QsO یک جسم شبه ستاره ای است که مقدار زیادی از انرژی رادیویی را ساطع می کند. سیگنال رادیویی توسط الکترون هایی ایجاد می شود که در طول میدان مغناطیسی در حال چرخش می باشند این الکترون ها همچنین با نور مرئی ساطع شده توسط صفحه اطراف AGN یا سیاهچاله مرکز آن ، ساطع می شود و آنها را برای ساطع کردن اشعه x و گاما، پمپاژ می کند. |
|||
رصدخانه اشعه گاما compton یک مرکز آزمایش گذرا و متوالی ( BATSE) می باشد که در دامنه kev 20 تا Mev 8 شناسایی می شود. 7107 + 0836 QSO یا 7107 c 4 توسط BATSE به عنوان منبع اشعه های نرم گاما و اشعه های سخت x شناسایی شد. آنچه BATSE کشف کرد، این است که آن می تواند یک منبع نرم اشعه گاما باشد. |
|||
7107 + 0836 QsO کمرنگ ترین و دورترین شیء مشاهده شده در اشعه های نرم گاما می باشد. آن قبلا در اشعه های گاما توسط تلسکوپ آزمایش اشعه گاما در رصدخانه اشعه گاما compton مشاهده شد. |
|||
رصدخانه اشعه x chandra ، اخترنمای 145 – 1127 pks را به عنوان منبع درخشان اشعه های x و نور قابل رویت در حدود 10 میلیارد سال نوری از زمین تصویر برداری کرده است. جهش نمایش داده شده در اشعه x که ناشی از 145 – 1127 pks می باشند احتمالا به علت برخورد شعاع الکترون های پرانرژی با فوتون های ریزموج می باشد. |
|||
=='''تاریخچه مشاهده اخترنما'''== |
|||
اولین اخترنماها با تلسکوپ های رادیویی در اواخر سال 1950 کشف شدند. بسیاری از آنها به صورت منابع رادیویی بدون شیء مرئی، ثبت شدند. با استفاده از تلسکوپ های کوچک و تلسکوپ Lovell به عنوان تداخل سنج ، انها دارای اندازه زاویه ای بسیار کوچک بودند. صدها مورد از این اجسام تا سال 1960، ثبت شده و در سومین کاتالوگ کامبریج منتشر شدند. در سال 1960 منبع رادیویی 48 c 3 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، طیف های غیر مشابهی ، تفسیر را دچار مشکل کردند. در سال 1962 یک پیشرفت حاصل شد . منبع رادیویی دیگر به نام 273 c 3 تحت پنج خسوف توسط ماه قرار گرفت. اندازه گیری صورت گرفته شده توسط Hazard cyril و Bolton John در طی یکی از خسوف ها 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 200 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 8/15 درصد بودند. این کشف نشان می داد که 273 c 3 با سرعت 47000کیلومتر بر ثانیه روی می کند. |
|||
این کشف، مشاهده اخترنما را دچار تغییرات اساسی کرد. و این امکان را برای فضانوردان دیگر فراهم کرد تا انتقال سرخ را از خطوط انتشار منابع رادیویی دیگر، بیابند. همانگونه که توسط Bolton پیش بینی شد، ما دارای انتقال سرخ 37 درصد سرعت نور بودیم. کلمه "اخترنما" توسط متخصص فیزیک نجومی آمریکا که در چین متولد شده بود به نام chin lee- Hong در سال 1964 Today pphysics برای توصیف این اجسام گیج کننده ابداع شد. تاکنون منابع رادیویی شبه ستاره ای برای توصیف این اجسام استفاده می شود. از آن جایی که ماهیت این اجسام کاملا نامعلوم می باشد، اماده سازی یک اصطلاحات مناسب و کوتاه برای آنها ، دشوار می باشد، بنابراین ویژگی های اساسی آنها از نام آنها معلوم می باشد. به منظور سادگی، کلمه اختصاری اخترنما در این مقاله استفاده خواهد شد. یک موضوع بزرگ بحث در طی سال 1960، این بود که آیا اخترنماها، اجسام مجاور یا دور افتاده با توجه به انتقال سرخ در نظر گرفته می شدند یا نه. |
|||
به عنوان مثال ، انتقال سرخ اخترنماها به علت گسترش فضا نبود بلکه به علت گریز نور از سطح گرانشی عمیق بود. با وجود این ستاره ای با جرم کافی برای شکل دادن این سطح گرانشی ناپایدار و دارای حد Hayashi بیش از حد خواهد بود. همچنین اخترنماها، خطوط انتشار طیفی غیرعادی را نشان می دهند که فقط قبٍلاٌ در سحابی گازی گرم با چگالی پائین مشاهده می شدند که برای ایجاد انرژی مشاهده شده و قرار گیری در سطح گرانشی عمیق، بسیار پراکنده بودند. همچنین نگرانی های جدی در رابطه با ایده اخترنماهای دور افتاده وجود دارد. در این زمان بحث هایی وجود داشت که اخترنماها از شکل نامعلومی از صد ماده پایدار ، ساخته شده اند و این می تواند باعث ایجاددرخشندگی شود. افراد دیگر بیان کردند که اخترنماها یک چاله سفید از سوراخ کرم بودند. با وجود این زمانی که مکانیزم های تولید انرژی صفحه به هم پیوسته به طور موفق در سال 1970، مدلسازی شدند، این عبارت که اخترنماها بسیار درخشان بودند، قابل بحث بوده و امروزه فاصله کیهان شناسی اخترنماها توسط تقریبا همه محققان ، پذیرفته شده است . درسال 1979 تاثیر لنز گرانشی که توسط نظریه نسبیت اینشتین پیش بینی شد، برای اولین بار با تصاویر اخترنمای دوگانه 561 + 0957 تایید شد. در سال 1980 ، مدل های یکپارچه ای ایجاد شدند که در آن اخترنماها به صورت نوع خاصی از کهکشان فعال، دسته بندی می شدند و این توافق حاصل شد که در بسیاری از موارد، آن زاویه دید است که آنها را از گروه های دیگر مانند نقاط قرمز و مشتعل و کهکشان های رادیویی متمایز می سازد. درخشندگی زیاد اخترنماها از صفحه های به هم پیوسته سیاهچاله های عظیم مرکزی ناشی می شود که می تواند در دامنه 10 درصد جرم شیء به انرژی در مقایسه با 7/0 درصد برای فرایند ترکیب هسته ای زنجیر p-p ، تبدیل شود. این مکانیزم شرح می دهد که چرا اخترنماها در کیهان قدیم ، متداول بودند ، زیرا تولید انرژی در زمانی به پایان می رسد که سیاهچاله عظیم همه گازها و گردوغبار نزدیک خود را مصرف می کند. این بدین معناست که این امکان وجود دارد که اکثر کهکشان ها از جمله راه شیری وارد یک مرحله فعال شوند و حالا خاموش می باشند زیرا آنها فاقد منبع ماده برای تغذیه در سیاهچاله های مرکزی خود به منظور ایجاد امواج تابشی می باشند. در سال 2006، فضانوردان رادیویی در رصدخانه بانک Jordell دانشگاه منچستر، یک شیء عجیب و جدیدی را در کهکشان مجاور کشف کردند اگر این شیء ، یک اخترنمای کوچک برون کهکشانی باشد، آن در طول امواج رادیویی، شناسایی می شود. درخشندگی بسیار بالا نشان می دهد که آن مرتبط با سیستم سیاهچاله بزرگ می باشد. با وجود این سیستم و طول عمر آن اشاره به این امر دارد که این نوع جسم بسیار غیرعادی بوده و هنوز در کهکشان ما مشاهده نمی شود. |
|||
نسخهٔ ۲۱ ژوئن ۲۰۱۰، ساعت ۱۱:۳۹
اَختَروَش (به انگلیسی: Quasar) يک هستهٔ فعال به‌شدت‌نورانی و دوردست است که متعلق به يک کهکشان جوان می‌باشد.
اختروش‌ها پیشتر به عنوان منابع تناوب قرمز دارای انرژی الکترومغناطيسی شامل امواج راديويی و نور مرئی شناخته می‌شدند که به ستاره ها شبيه بودند باوجود بحث های مختلف بر سر وجوديت
اين شئ آسمانی همگی دانشمندان به يک توافق علمی رسيدند که يک اخترنما هاله متراکم شده
ماده است که ابر سياهچاله يک کهکشان جوان را احاطه کرده است.
اختروش ها دارای کاربردها زیادی هستند مثلاً در تعین سرعت چرخش زمین و تهیج های آن کاربرد دارند.
در مباحث ژئودزی از این امکان جهت اندازه گیری فواصل بسیار بلند با دقت میلیمتری و تعیین تهیج مدار چرخش زمین استفاده می‌کنند.[نیازمند منبع]
اختروش‌ها اجرام اسرارآمیزی هستند که ستاره‌شناسان آنها را در سال ۱۹۶۰ کشف کردند آنها همچون کهکشان‌ها منابعی از نور و امواج رادیویی اند به نظر می‌رسد که آنها دورترین اجرام شناخته شده باشند. با این حال بسیار نورانی اند یعنی به روشنایی صدها کهکشان ولی بسیار کوچکتر از بیشتر کهکشان‌ها. این پرسش مطرح است که چگونه یک جسم کوچک می‌تواند چنین نوری تولید کند. احتمالاً حفره‌ای سیاه درون مرکز اختروش باعث نابودی آن می‌شود و پیش از نابود شدن نوری شفاف و درخشان پدید می‌آورد.[۱]
کوازار (اختر نما )
این مقاله درباره شی نجومی می باشد یک منبع رادیویی شبه ستاره ای یک کهکشان دور افتاده و پر انرژی با یک هسته کهکشانی فعال می باشد . آنها در خشانترین اجسام در کیهان می باشند . اختر نماها در ابتدا به صورت منابع قرمز تغییر یافته ی انرژی الکترو مغنا طیسی از جمله امواج رادیویی و نور مرئی ؛ شناسایی شدند که همانند نقطه و مشابه با ستاره ها بودند . در حالی که بحث در باره ماهیت این اشیاء وجود دا شت تا اوایل سال 1980 ، هیچ توافقی در باره ماهیت آنها وجود نداشت و حالا یک ، توافق علمی وجود دارد که اختر نما ، یک ناحیه متراکم و فشرده در مرکز ،یک کهکشان بزرگ می باشد که سیاهچاله بسیار بزرگی را احاطه کرده است . اندازه آن (000/10- 10) برابر شعاع شواتز شیلد سیاه چاله می باشد . اختر نما توسط صفحه به هم پیوسته اطراف سیاهچاله ، قدرت خود را به دست می آورد.
بررسی
اخترنماها انتقال سرخ بسیار بالایی را نشان می دهند که تاثیر گسترش کیهان در بین اختر نما و زمین می باشد . آنها در خشانترین ، قوی ترین ، و پر انرژی ترین اجسام شناخته شده در کیهان می باشند . آنها در مرکز کهکشانهای فعال و جوان قرار گرفته و می توانند هزاران برابر خروجی انرژی راه شیری را ساطع کنند . با ترکیب با قانون هابل مفهوم انتقال سرخ این است که اختر نماها ، بسیار دور می باشند و بنابراین این اجسام از تاریخ بسیار قبل از کیهان ناشی شده اند . درخشان ترین اختر نماها با سرعتی انرژی خود را ساطع می کنندکه می تواند فراتر از خروجی میانگین کهکشان ها باشد که معادل با یک تریلیون خورشید می باشد .این تابش در طیف از اشعهX به مادون قرمز با یک پیک در باندهای نوری فرابنفش ، ساطع می شود ودر بعضی از اختر نماها،منبع قوی تابش رادیویی اشعه های گاما محسوب میشوند.در تصاویر نوری اولیه،اختر نماها همانند نقاط نور واحد به نظر می رسندکه به جز در طیف های خاص خود غیر قابل تفکیک از ستاره ها می باشند . با تلسکوپ های مادون قرمز و تلسکوپ فضایی هابل ،کهکشان های میزبان در اطراف اختر نما ها در بعضی موارد تعیین شده اند این کهکشان ها معمولآ برای مشاهده در برابر درخشندگی اختر نما به جز با این تکنیک های خاص ، بسیار تاریک و تیره می باشند . اکثراختر نما ها نمی توانند با تلسکوپ های کوچک مشاهده شوند ولی (3273)با میانگین دامنه ظاهری 9/12 ، یک مورد استثناء می باشد . در فاصله 44/2 ، میلیارد سال نوری آن یکی از دورترین اجسام می باشد که به طور مستقیم با تجهیزات غیر حرفه ای قابل مشاهده می باشد . بعضی از اختر نماها نشان دهنده تغییر در درخشندگی می باشند که در دامنه نوری سریع و در اشعه های X سریع تر می باشند . این نشان می دهد که آنها کوچک هستند زیرا یک جسم نمی تواند سریع تر از زمان جا به جایی نور از یک طرف به سمت دیگر، سریع تر باشد ولی درخشش نسبی گرای جت که به طور مستقیم به سمت ما اشاره دارد ، موارد نهایی را شرح می دهد. بالاترین انتقال سرخ برای یک اختر نما 43/6 می باشد که مطابق با فاصله تقریبآ 28 میلیارد سال نوری از زمین می باشد . اختر نما ها توسط به هم پیوستگی مواد در سیاهچاله های عظیم در هسته کهکشان های دور دست ، انرژی خود را به دست آورند . و این اشکال درخشان اشیاء را به نام کهکشان های فعال معرفی می کنند . از آنجایی که نور نمی تواند از سیاهچاله های عظیمی که در مراکز اختر نما ها هستند ، بگریزد ؛ انرژی گریز یافته در خارج از افق رویداد توسط تنش های گرانشی و اصطکاک شدید به روی موادوارد شونده ایجادمی شود . توده های مرکزی بزرگ در اختر نماها با استفاده از نقشه برداری برگشتی اندازه گیری می شوند . کهکشان های بزرگ مجاور بدون علامت هسته اختر نما ، شامل یک سیاه چاله مرکزی در هسته خود می باشند . بنا بر این تصور می شود که همه کهکشان های بزرگ دارای یک سیاهچاله می باشند ولی فقط یک بخش کوچک ، انرژی قوی را ساطع کرده و بنا براین به صورت اختر نما مشاهده می شود . مواد به هم پیوسته بر روی سیاه چاله به احتمال کم به طور مستقیم ، به آن فرو می ریزند ولی دارای گشتاور زاویه ای در اطراف سیاه چاله می باشند که باعث می شود تا مواد در صفحه به هم پیوسته جمع شوند. اخترنماها همچنین از کهکشان های عادی در زمان تزریق شدن با منبع تازه مواد، روشن می شوند . در حقیقت ، تصور می شود که یک اخترنما می تواند در زمانی شکل گیرد که کهکشان اندرومدا با کهکشان راه شیری ما در فاصله تقریبا 5 – 3 میلیارد سال برخورد یابد.
ویژگی اخترنماها
بیش از 000/200 اخترنما شناخته شده اند که اکثر آنها از پیمایش آسمان دیجیتال sloan به دست آمده اند همه طیف های مشاهده شده اخترنماها دارای انتقال سرخ بین 06/0 و 5/6 می باشند . با کاربرد قانون هابل برای این انتقال سرخ، می توان نشان داد که آنها بین 780 میلیون و 28 میلیارد سال نوری فاصله دارند. به علت فاصله بزرگ با دورترین اخترنماها و سرعت محدود نور، ما آنها و فضای اطراف آنها را می توانیم مشاهده کنیم . اکثر اخترنماها دورتر از 3 میلیارد سال نوری فاصله دارند. اگرچه اخترنماها در زمانی که از زمین مشاهده شوند ، کمرنگ می باشند این حقیقت که آنها از فاصله های دور ، قابل رؤیت هستند به این معناست که اخترنماها درخشانترین اجسام در کیهان می باشند. اخترنمایی که در آسمان ، درخشان تر به نظر می رسد . 273 c 3 در منظومه virgo می باشد. آن دارای قدر ظاهری 8/12 می باشد ولی دارای قدرمطلق 7/26 می باشد. از فاصله حدود 23 سال نوری این جسم در آسمان همانند خورشید ما می درخشد . بنابراین درخشندگی این اخترنما، حدود 2 تریلیون برابر درخشندگی خورشید ما با حدود 100 برابر درخشندگی نور میانگین کهکشان های بزرگ مانند راه شیری می باشد . با وجود این ،نشان می دهد که اختر نما انرژی را در تمام جهات ساطع می کند . یک هسته کهکشانی فعال می تواند مرتبط با جهش قوی انرژی و مواد باشد و نیاز به ساطع شدن در تمام جهات ندارد. در کیهانی که شامل صدها میلیارد کهکشان می باشد . اکثر آنها دارای هسته فعال در میلیاردها سال پیش بوده و میلیاردها سال نوری فاصله دارند و از نظر آماری معلوم شده که هزاران جهش انرژی به سمت ما ، هدف گیری می کنند و بعضی ، مستقیم تر از دیگران می باشند. در بسیاری از موارد این احتمال وجود دارد که هر چه اختر نما درخشانتر باشد ، هدف گیری آن به سوی ما ، مستقیم تر می باشد . اختر نمای بسیار درخشان (5255 + 08279 Apm) در زمانی که در سال 1998 کشف شد ، دارای قدر مطلق 2/32- بود . اگرچه تصویر برداری با قدرت تفکیک بالابا تلسکوپ فضایی هابل و تلسکوپ m10 (keck) نشان می دهد که این سیستم دارای لنز گرانشی می باشد . مطالعه لنز گرانشی در این سیستم نشان می دهد که آن تا ضریب 10 ~ بزرگ نمایی شده است و هنوز بسیار درخشانتر از اخترنمای مجاور مانند 273 c 3 می باشد. اخترنماها در کیهان قدیم ، متداول تر بودند. این کشف توسط schmidt Maarten در سال 1967، شواهد قوی در برابر کیهان شناسی ثابت ltoylc Fred و طرفدار کیهان شناسی انفجاربزرگ بود . این سیاه چاله ها به طور همگام با توده ستاره های موجود در کهکشان میزبان خود به صورتی که در حال حاضر قابل درک نمی باشند، رشد یافته اند . یک تصور موجود این است که جهش ها ، تابش و باد از اخترنماها ، شکل گیری ستاره های جدید در کهکشان میزبان را متوقف می سازد که این فرایند بازخورد نامیده می شود . جهش هایی که امواج رادیویی قوی در بعضی از اخترنماهای موجود در مراکز دسته کهکشان ها ، ایجاد می کنند. دارای قدرت کافی برای بازداری خنک شدن و افتادن گاز گرم در این کهکشان ها بر روی کهکشان مرکزی می باشند. اخترنماها از نظر درخشندگی در مقیاس های زمانی مختلف، متفاوت می باشند . بعضی از آنها از نظر درخشندگی در هر چند ماه ، هفته ، روز یا ساعت ، متفاوت می باشند . این بدین معناست که اخترنماها انرژی خود را از ناحیه بسیار کوچکی ایجاد و ساطع می کنند، زیرا هر بخش از اخترنما در تماس با بخش های دیگر در مقیاس زمانی هماهنگ با اختلاف درخشندگی می باشد. همینطور ، اخترنمایی که در مقیاس زمانی چند هفته ای ، متفاوت می باشد نمی تواند بزرگتر از چند هفته نوری باشد. انتشار مقدار زیادی انرژی از یک ناحیه کوچک نیاز به منبع قدرت موثر و کارآمدتر از ترکیب هسته ای دارد که انرژی ستاره ها را تامین می کند. آزاد شدن انرژی گرانشی توسط موادی که وارد یک سیاهچاله بزرگ می شوند، تنها فرایندی است که می تواند این انرژی بالا را به طور پیوسته تولید کند. سیاهچاله ها توسط بعضی از منجمان در سال 1960 به صورت بسیار مرموز و غیرعادی در نظر گرفته می شدند و آنها بیان می کردند که انتقال سرخ از بعضی فرایندهای دیگر ناشی می شود بنابراین اخترنماها آن گونه که قانون هابل بیان می کند، دور نیستند . این بحث انتقال سرخ به مدت چند سال طول کشید.بسیاری از شواهد حالا نشان می دهند که انتقال سرخ اخترنماها به علت گسترش هابل بوده و اخترنماها، همانگونه که در ابتدا تصور می شد، قوی می باشند. اخترنماها دارای ویژگی های یکسان با کهکشان های فعال می باشند ولی قوی تر می باشند. تابش آنها به صورت غیر حرارتی بوده و بعضی دارای جهش و اجزائی مانند اجزای کهکشان های رادیویی می باشند که دارای مقدار قابل توجهی انرژی به شکل ذرات پر انرژی می باشند. اخترنماها می تواند به روی طیف کامل الکترومغناطیسی قابل مشاهده از جمله اشعه های رادیویی ، مادون قرمز ، نوری، فرابنفش، اشعه x و حتی اشعه گاما، شناسایی شوند. اکثر اخترنماها در نزدیک فرابنفش ، درخشان تر می باشند ولی به علت انتقال سرخ چشمگیر این منابع ، این حداکثر روشنایی به صورت قرمز در فاصله 9000 انگستروم در نزدیک مادون قرمز مشاهده می شوند. بخش کمی از اخترنماها انتشار رادیویی قوی را نشان می دهند که از جهش موادی که نزدیک به سرعت نور حرکت می کنند به وجود می اید. این جهش ها از نمای پایین به صورت نقاط قرمز و مشتعل در نظر گرفته شده و دارای نواحی می باشند که از مرکز، سریع تر از سرعت نور، دور می شوند این یک خطای دید به علت ویژگی های نسبیت خاص می باشد. انتقال سرخ اخترنماها از خطوط طیفی قوی اندازه گیری می شود که به طیف های نوری و فرابنفش آنها غالب می باشد. این خطوط ، روشن تر از طیف پیوسته می باشند. این پهنا به علت انتقال دوپلرمی باشد که توسط سرعت بالای گاز ساطع شده از این خطوط ایجاد می شود. حرکات سریع به طور قوی نشان دهنده یک توده بزرگ می باشند. خطوط انتشار هیدروژن ، هلیوم، کربن، منیزیم، آهن و اکسیژن ، درخشانترین خطوط می باشند. اتم هایی که از این خطوط ساطع می شوند ،از خنثی تا بسیار یونیزه، متغیر می باشند، یعنی بسیاری از الکترون ها از یون عاری بوده ، بنابراین به صورت باردار، باقی می ماند. این دامنه گسترده یونیزاسیون نشان می دهدکه گازتوسط اخترنمامنتشر می شودکه نمی توانداین دامنه گسترده یونیزاسیون را تولید کند . اخترنماهای آهنی نشان دهنده خطوط انتشار قوی ناشی از آهن پایین یونیزاسیون، مانند 7815 – 18508 IRAS می باشند.
ایجاد انتشار اخترنما
از آنجایی که اخترنماها دارای ویژگی های مشترک با همه کهکشان های فعال می باشند ، انتشار امواج از اخترنماها می تواند به آسانی با انتشار امواج از اخترنماهای کهکشان های فعال کوچک که توسط سیاهچاله های عظیم انرژی خود را می گیرند، مقایسه شود. به منظور ایجاد درخشندگی w 40 10 یا Joules در هر ثانیه، یک سیاهچاله عظیم باید ماده ای معادل با 10 ستاره در هر سال مصرف کند. درخشانترین اخترنماها 1000برابر جرم و ماده خورشیدی را در هر سال در خود فرو می برند. بزرگترین آنها ، موادی معادل با 600 زمین در هر دقیقه مصرف می کنند. اخترنماها وابسته به محیط اطراف خود، روشن و خاموش می شوند و از آن جایی که اخترنماها نمی توانند تغذیه در نرخ بالا را به مدت 10 میلیارد سال ادامه دهند، پس از این که یک اخترنما به هم پیوستگی گاز و غبار اطراف را به پایان می رساند، تبدیل به یک کهکشان عادی می شود. همچنین اخترنماها نشانه هایی برای پایان فرایند یونیزاسیون سازی مجدد انفجار بزرگ فراهم می کنند. قدیمی ترین اخترنماها ، حداقل موج petersonn - Gunn را نشان داده و دارای نواحی جذب در مقابل خود می باشند که این نشان می دهد که محیط بین کهکشانی در این زمان گاز خنثی بود. اخترنماهای اخیر ، هیچ ناحیه جذبی را نشان نمی دهند بلکه در عوض طیف های آنها شامل یک ناحیه پر گاز به نام جنگل alpha – Lyman می باشد. این نشان می دهد که محیط بین کهکشانی متحمل یونش مجدد در پلاسما شده و گاز خنثی فقط در توده های کوچک وجود دارد . یک ویزگی جالب دیگر اخترنماها این است که آنها شواهدی از عناصر سنگین تر از هلیوم را نشان می دهند که این نشان می دهد که کهکشان ها ، تحت مرحله عظیمی از شکل گیری ستاره قرار گرفته و ستاره های جمعیت 3 را در بین زمان انفجار بزرگ و اخترنماهای مشاهده شده در ابتدا، ایجاد می کنند. نور به دست آمده از این ستاره ها می تواند در 2005 با استفاده از تلسکوپ فضایی spitzer NASA مشاهده شود اگر چه این مشاهده تایید شده باقی مانده است.
کوازار به عنوان یک منبع اشعه ایکس
7107 + 0836 QsO یک جسم شبه ستاره ای است که مقدار زیادی از انرژی رادیویی را ساطع می کند. سیگنال رادیویی توسط الکترون هایی ایجاد می شود که در طول میدان مغناطیسی در حال چرخش می باشند این الکترون ها همچنین با نور مرئی ساطع شده توسط صفحه اطراف AGN یا سیاهچاله مرکز آن ، ساطع می شود و آنها را برای ساطع کردن اشعه x و گاما، پمپاژ می کند. رصدخانه اشعه گاما compton یک مرکز آزمایش گذرا و متوالی ( BATSE) می باشد که در دامنه kev 20 تا Mev 8 شناسایی می شود. 7107 + 0836 QSO یا 7107 c 4 توسط BATSE به عنوان منبع اشعه های نرم گاما و اشعه های سخت x شناسایی شد. آنچه BATSE کشف کرد، این است که آن می تواند یک منبع نرم اشعه گاما باشد. 7107 + 0836 QsO کمرنگ ترین و دورترین شیء مشاهده شده در اشعه های نرم گاما می باشد. آن قبلا در اشعه های گاما توسط تلسکوپ آزمایش اشعه گاما در رصدخانه اشعه گاما compton مشاهده شد. رصدخانه اشعه x chandra ، اخترنمای 145 – 1127 pks را به عنوان منبع درخشان اشعه های x و نور قابل رویت در حدود 10 میلیارد سال نوری از زمین تصویر برداری کرده است. جهش نمایش داده شده در اشعه x که ناشی از 145 – 1127 pks می باشند احتمالا به علت برخورد شعاع الکترون های پرانرژی با فوتون های ریزموج می باشد.
تاریخچه مشاهده اخترنما
اولین اخترنماها با تلسکوپ های رادیویی در اواخر سال 1950 کشف شدند. بسیاری از آنها به صورت منابع رادیویی بدون شیء مرئی، ثبت شدند. با استفاده از تلسکوپ های کوچک و تلسکوپ Lovell به عنوان تداخل سنج ، انها دارای اندازه زاویه ای بسیار کوچک بودند. صدها مورد از این اجسام تا سال 1960، ثبت شده و در سومین کاتالوگ کامبریج منتشر شدند. در سال 1960 منبع رادیویی 48 c 3 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، طیف های غیر مشابهی ، تفسیر را دچار مشکل کردند. در سال 1962 یک پیشرفت حاصل شد . منبع رادیویی دیگر به نام 273 c 3 تحت پنج خسوف توسط ماه قرار گرفت. اندازه گیری صورت گرفته شده توسط Hazard cyril و Bolton John در طی یکی از خسوف ها 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 200 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 8/15 درصد بودند. این کشف نشان می داد که 273 c 3 با سرعت 47000کیلومتر بر ثانیه روی می کند. این کشف، مشاهده اخترنما را دچار تغییرات اساسی کرد. و این امکان را برای فضانوردان دیگر فراهم کرد تا انتقال سرخ را از خطوط انتشار منابع رادیویی دیگر، بیابند. همانگونه که توسط Bolton پیش بینی شد، ما دارای انتقال سرخ 37 درصد سرعت نور بودیم. کلمه "اخترنما" توسط متخصص فیزیک نجومی آمریکا که در چین متولد شده بود به نام chin lee- Hong در سال 1964 Today pphysics برای توصیف این اجسام گیج کننده ابداع شد. تاکنون منابع رادیویی شبه ستاره ای برای توصیف این اجسام استفاده می شود. از آن جایی که ماهیت این اجسام کاملا نامعلوم می باشد، اماده سازی یک اصطلاحات مناسب و کوتاه برای آنها ، دشوار می باشد، بنابراین ویژگی های اساسی آنها از نام آنها معلوم می باشد. به منظور سادگی، کلمه اختصاری اخترنما در این مقاله استفاده خواهد شد. یک موضوع بزرگ بحث در طی سال 1960، این بود که آیا اخترنماها، اجسام مجاور یا دور افتاده با توجه به انتقال سرخ در نظر گرفته می شدند یا نه. به عنوان مثال ، انتقال سرخ اخترنماها به علت گسترش فضا نبود بلکه به علت گریز نور از سطح گرانشی عمیق بود. با وجود این ستاره ای با جرم کافی برای شکل دادن این سطح گرانشی ناپایدار و دارای حد Hayashi بیش از حد خواهد بود. همچنین اخترنماها، خطوط انتشار طیفی غیرعادی را نشان می دهند که فقط قبٍلاٌ در سحابی گازی گرم با چگالی پائین مشاهده می شدند که برای ایجاد انرژی مشاهده شده و قرار گیری در سطح گرانشی عمیق، بسیار پراکنده بودند. همچنین نگرانی های جدی در رابطه با ایده اخترنماهای دور افتاده وجود دارد. در این زمان بحث هایی وجود داشت که اخترنماها از شکل نامعلومی از صد ماده پایدار ، ساخته شده اند و این می تواند باعث ایجاددرخشندگی شود. افراد دیگر بیان کردند که اخترنماها یک چاله سفید از سوراخ کرم بودند. با وجود این زمانی که مکانیزم های تولید انرژی صفحه به هم پیوسته به طور موفق در سال 1970، مدلسازی شدند، این عبارت که اخترنماها بسیار درخشان بودند، قابل بحث بوده و امروزه فاصله کیهان شناسی اخترنماها توسط تقریبا همه محققان ، پذیرفته شده است . درسال 1979 تاثیر لنز گرانشی که توسط نظریه نسبیت اینشتین پیش بینی شد، برای اولین بار با تصاویر اخترنمای دوگانه 561 + 0957 تایید شد. در سال 1980 ، مدل های یکپارچه ای ایجاد شدند که در آن اخترنماها به صورت نوع خاصی از کهکشان فعال، دسته بندی می شدند و این توافق حاصل شد که در بسیاری از موارد، آن زاویه دید است که آنها را از گروه های دیگر مانند نقاط قرمز و مشتعل و کهکشان های رادیویی متمایز می سازد. درخشندگی زیاد اخترنماها از صفحه های به هم پیوسته سیاهچاله های عظیم مرکزی ناشی می شود که می تواند در دامنه 10 درصد جرم شیء به انرژی در مقایسه با 7/0 درصد برای فرایند ترکیب هسته ای زنجیر p-p ، تبدیل شود. این مکانیزم شرح می دهد که چرا اخترنماها در کیهان قدیم ، متداول بودند ، زیرا تولید انرژی در زمانی به پایان می رسد که سیاهچاله عظیم همه گازها و گردوغبار نزدیک خود را مصرف می کند. این بدین معناست که این امکان وجود دارد که اکثر کهکشان ها از جمله راه شیری وارد یک مرحله فعال شوند و حالا خاموش می باشند زیرا آنها فاقد منبع ماده برای تغذیه در سیاهچاله های مرکزی خود به منظور ایجاد امواج تابشی می باشند. در سال 2006، فضانوردان رادیویی در رصدخانه بانک Jordell دانشگاه منچستر، یک شیء عجیب و جدیدی را در کهکشان مجاور کشف کردند اگر این شیء ، یک اخترنمای کوچک برون کهکشانی باشد، آن در طول امواج رادیویی، شناسایی می شود. درخشندگی بسیار بالا نشان می دهد که آن مرتبط با سیستم سیاهچاله بزرگ می باشد. با وجود این سیستم و طول عمر آن اشاره به این امر دارد که این نوع جسم بسیار غیرعادی بوده و هنوز در کهکشان ما مشاهده نمی شود.
منابع
- ويکی پديای انگليسی
- ↑ کتاب ۱۰۰۱ پرسش (جهان)
 | این یک مقالهٔ خرد اخترشناسی است. می‌توانید با گسترش آن به ویکی‌پدیا کمک کنید. |