Tekst źródłowy strony Blazar

'''Blazar''' – typ [[galaktyka aktywna|galaktyki aktywnej]], której obserwowane [[widmo (spektroskopia)|widmo promieniowania]] w znacznej mierze pochodzi od relatywistycznego [[dżet (astronomia)|dżetu]] skierowanego pod niewielkim kątem w stronę obserwatora. Do klasy blazarów należą niektóre radiowo głośne [[kwazar]]y oraz [[lacertydy]] – obiekty typu [[BL Lacertae]]. Nazwa '''blazar''' jest kombinacją słowną wyrazów BL Lac i kwazar.

== Własności ==
Widma blazarów rozciągają się&nbsp;od [[fale radiowe|fal radiowych]] aż po wysokoenergetyczne [[promieniowanie gamma]] i są zdominowane dwiema składowymi [[promieniowanie nietermiczne|nietermicznymi]]. Składowa niskoenergetyczna rozpoczyna się na falach radiowych i w przypadku kwazarów sięga zakresu [[ultrafiolet]]owego, natomiast w lacertydach – [[promieniowanie rentgenowskie|promieniowania rentgenowskiego]]. W zakresie radiowym, milimetrowym i optycznym obserwuje się znaczną [[polaryzacja fali|polaryzację]] liniową (3–40%). Natomiast składowa wysokoenergetyczna w kwazarach rozciąga się&nbsp;do energii rzędu [[elektronowolt|GeV]], a w niektórych lacertydach sięga zakresu TeV. Oprócz składowych nietermicznych, we wszystkich kwazarach i w niektórych lacertydach obserwuje się termiczny składnik widmowy, o maksimum w zakresie ultrafioletowym, pochodzący z [[dysk akrecyjny|dysku akrecyjnego]] oraz szereg optycznych/ultrafioletowych linii emisyjnych o różnej szerokości. W większości blazarów linie te są znacząco [[przesunięcie ku czerwieni|przesunięte ku czerwieni]], co oznacza położenie na odległościach kosmologicznych. Najdalsze odkryte blazary mają przesunięcie ku czerwieni <math>z\sim 7,</math> a zatem ich światło zostało wyemitowane <math>\sim 12{,}9</math> mld lat temu.

Blazary zmieniają swoją jasność we wszystkich zakresach promieniowania. Zmienność ta ma charakter [[proces stochastyczny|stochastyczny]], tzn. chociaż [[Widmowa gęstość mocy|widmo mocy]] ma regularny [[funkcja potęgowa|potęgowy]] charakter, nie potrafimy przewidzieć kolejnych stanów jasności. Zmienność w poszczególnych zakresach, jak też zmienności strumienia całkowitego i spolaryzowanego mogą być słabo [[zależność zmiennych losowych|skorelowane]]. Skale czasowe zmienności sięgają od kilku minut do kilku lat. Najkrótsze skale czasowe obserwowane były w zakresie TeV.

Blazary są zwartymi [[radioźródło|radioźródłami]], na mapach radiowych wykazują morfologię typu jądro-dżet, tzn. grube optycznie jądro radiowe i odchodzący od niego cienki optycznie dżet. Położenie jądra radiowego nie jest tożsame z położeniem centralnej [[czarna dziura|czarnej dziury]], a odległość między nimi wzrasta wraz z długością fali obserwowanej emisji. Bardzo często można wyróżnić w dżecie zwarte pojaśnienia, które oddalają się od jądra z pozornymi [[prędkość nadświetlna|prędkościami nadświetlnymi]] sięgającymi 40 [[prędkość światła|c]].

== Obserwacje ==
Blazary obserwowane są przez bardzo wiele obserwatoriów, zarówno naziemnych i orbitalnych. Najjaśniejsze obiekty, takie jak [[3C 454.3]], [[3C 273]], [[3C 279]], [[PKS 1510-089]], [[AO 0235+164]], [[OJ 287]], [[BL Lacertae|BL Lac]], [[Markarian 421|Mrk 421]], [[Mrk 501]], [[PKS 2155-304]] monitorowane są regularnie w ramach kampanii wielozakresowych. Celem tych kampanii jest uzyskanie możliwie najlepszego jednoczesnego pokrycia widmowego oraz badanie korelacji pomiędzy zmiennościami w poszczególnych zakresach. Szczególną rolę odgrywają w nich obserwatoria promieniowania gamma: teleskopy czerenkowskie [[High Energy Stereoscopic System|HESS]], [[MAGIC]] i [[VERITAS]] (w zakresie TeV); kosmiczny teleskop [[Fermi Gamma-ray Space Telescope|Fermi]] (w zakresie GeV); oraz obserwatorium [[INTEGRAL]] (w zakresie MeV). W zakresie rentgenowskim blazary obserwowane są głównie przez teleskopy monitorujące o elastycznym programie obserwacyjnym: [[swift (satelita)|Swift]] (który dostarcza równocześnie danych ultrafioletowych) oraz [[Rossi X-ray Timing Explorer|RXTE]]. W zakresie optycznym obserwacje prowadzone są przez dziesiątki średniej wielkości teleskopów na całym świecie zrzeszone w konsorcjum [[WEBT]]. Niezwykle cennych danych o polaryzacji optycznej dostarcza teleskop [[KANATA]]. Blazary są regularnie monitorowane przez obserwatoria milimetrowe oraz radiowe. Na szczególną uwagę zasługują projekty [[interferometria wielkobazowa|interferometrii wielkobazowej (VLBI)]], które dostarczają mapy zarówno emisji, jak i polaryzacji o rozdzielczości liniowej lepszej niż parsek. Okazjonalnie do obserwacji blazarów używa się wielkich teleskopów orbitalnych, takich jak [[Kosmiczny Teleskop Spitzera|Spitzer]], [[Kosmiczne Obserwatorium Herschela|Herschel]], [[Kosmiczny Teleskop Hubble’a|Hubble]], [[Teleskop kosmiczny Chandra|Chandra]], [[XMM-Newton]].

== Interpretacja fizyczna ==
Nietermiczny charakter widm blazarów świadczy o tym, że ich emisja produkowana jest w bardzo rozrzedzonej [[plazma|plazmie]]. Obserwacja pozornie nadświetlnej propagacji elementów radiowych jest bezpośrednim dowodem na to, że plazma ta porusza się z wysoce relatywistycznymi prędkościami, z [[czynnik Lorentza|czynnikiem Lorentza]] <math>\Gamma= 10-40,</math> oraz że kierunek jej propagacji jest bliski linii widzenia. W takiej sytuacji zachodzi bardzo silny [[relatywistyczny efekt Dopplera]], który powoduje wzmocnienie obserwowanej jasności blazarów o czynnik <math>\sim\Gamma^4,</math> a także przyspieszenie obserwowanej skali czasowej zmienności o czynnik <math>\sim\Gamma.</math> Dlatego też blazary są najjaśniejszymi obserwowanymi aktywnymi galaktykami i obserwowane są na odległościach kosmologicznych.

Jeśli blazary są aktywnymi galaktykami wyposażonymi w dżety o wyróżnionej orientacji względem obserwatora, muszą odpowiadać im poszczególne klasy [[radiogalaktyka|radiogalaktyk]], w których dżety zorientowane są pod dużym kątem do obserwatora. W modelu unifikacji radiowo głośnych aktywnych galaktyk, lacertydy interpretuje się jako radiogalaktyki typu FR I, zaś kwazary są odpowiednikami radiogalaktyk typu FR II.

Ze względu na znaczną polaryzację, niskoenergetyczny składnik widmowy w blazarach interpretuje się jako [[promieniowanie synchrotronowe]] wysokoenergetycznych [[elektron]]ów (lub par elektronowo-[[pozyton|pozytronowych]]).
Implikuje obecność znaczących [[pole magnetyczne|pól magnetycznych]], niekiedy o wysokim stopniu uporządkowania. [[absorpcja (optyka)|Samoabsorpcja]] promieniowania synchrotronowego tłumaczy występowanie na mapach radiowych jąder o położeniu zależnym od obserwacyjnej długości fali.

Interpretacja wysokoenergetycznego składnika widmowego zależy od efektywności przyspieszania poszczególnych rodzajów cząstek do odpowiednio wysokich energii. W najczęściej przyjmowanych modelach [[lepton (mechanika kwantowa)|leptonowych]] promieniowanie gamma produkowane jest przez elektrony w procesie [[zjawisko Comptona|odwrotnej komptonizacji]]. Źródłem [[foton]]ów do komptonizacji mogą być fotony synchrotronowe lub zewnętrzne promieniowanie: bezpośrednio z dysku akrecyjnego, przetworzone przez częściowo zjonizowany gaz w obszarze szerokich linii emisyjnych albo przetworzone na emisję podczerwoną w obszarze pyłowego torusa. Natomiast w modelach [[hadrony|hadronowych]], inspirowanych próbą wyjaśnienia ultrarelatywistycznych [[promieniowanie kosmiczne|promieni kosmicznych]], promieniowanie gamma jest produkowane z udziałem wysokoenergetycznych [[proton]]ów.

Szerokości widm wskazują na efektywne przyspieszanie elektronów do czynników Lorentza rzędu <math>10^{3-4}</math> w przypadku kwazarów i <math>10^{6-7}</math> w przypadku lacertyd. Przyspieszanie cząstek do takich energii może następować w obecności [[fala uderzeniowa|fal uderzeniowych]] w [[przyspieszenie Fermiego|procesie Fermiego]] lub w rejonach [[rekoneksja magnetyczna|rekoneksji pól magnetycznych]].

{{Czarne dziury}}
{{Galaktyki}}

{{Kontrola autorytatywna}}

[[Kategoria:Blazary| ]]