クエーサーとは何ですか？

クエーサー（QUASi-stellARレーダーソース）は、7億8000万から130億光年離れた巨大な発光体であり、それに対応して古くなっています。 それらは、中心の超巨大ブラックホールを含む活動的な銀河核であると考えられています。 最も明るいクエーサーは、私たちの太陽の2兆倍、または約100の天の川銀河です。 それらの光出力は連続的ですが、年、月、週、日、さらには時間のタイムスケールで強度が変動する可能性があり、非常に密であることを示唆しています。

1980年代になってからも、天体物理学者の間では、クエーサーが実際に何であるかについて、大きな意見の相違がありました。 いくつかのクエーサーが銀河に囲まれていることが判明したとき、科学的なコンセンサスが現れ、活発な銀河核理論が生まれました。 クエーサーは、彼らが行う光の量を生成するために、年間10から1000の太陽質量を飲み込む超大質量ブラックホールによって駆動されなければならないことが計算されています。 このようなブラックホールの降着円盤では、過熱ガスが光の速度に近くなるまで加速され、質量の大部分が直接エネルギーに変換されるため、膨大な量の電磁波が放出されます。 このような円盤では、物質の約10％がエネルギーに変換されますが、典型的な星の融合反応では、質量の0.7％だけがエネルギーに変換されます。

クエーサーは、より小さないとこパルサーのように、回転極から相対論的ジェットを放出すると考えられています。 1979年に、クエーサー光が地球に到達したときの重力レンズ効果の観測により、クエーサーがアインシュタインの相対性理論を確認するために使用されました。 最初はすべてのクエーサーが「放射音」であり、電波源としてのラベルを促していると考えられていましたが、その後の観測ではクエーサーのごく一部（約10％）だけが大量の無線エネルギーを放出していることが明らかになりました。 「電波が静かな」クエーサーはQSO（準恒星オブジェクト）と呼ばれ、初期の宇宙や星や銀河が最初に形成された方法の研究で非常に重要な役割を果たします。

クエーサーなどの初期の構造は、銀河の「誕生痛」と解釈される場合があります。 初期の宇宙では、ガスはより均等に分布していたため、新しく形成されたブラックホールには周囲の物質を吸い込む十分な機会がありました。 たとえば、天の川の中心にある私たち自身の超大質量ブラックホールには、これよりはるかに少ない質量で始まったにもかかわらず、約370万個の太陽質量が含まれています。 それは何十億年もの間他の星を吸い上げるのに忙しかったが、最も激しい恒星の消費はおそらくその初期の歴史の間に起こった。 これが、現代の宇宙にクエーサーが見られない理由を説明していますが、古い地域ではクエーサーは容易に観測できます。