HE 1013-2136 നെ (മധ്യത്തിൽ) വലയം ചെയ്തുകൊണ്ട്, രൂപഭേദം വന്ന ആതിഥേയ താരാപഥത്തിൻ്റെ വേലിയേറ്റ വാലുകൾ ദൃശ്യമാകുന്നു. താരാപഥ സംയോജനവും ക്വാസാറിൻ്റെ ഊർജ്ജ സ്രോതസ്സും തമ്മിലുള്ള ബന്ധം ഇത് വ്യക്തമാക്കുന്നു

ക്വാസാറുകൾ എന്നാൽ വളരെ അകലെ സ്ഥിതി ചെയ്യുന്നതും അവിശ്വസനീയമാംവിധം ശക്തമായ പ്രകാശം പുറത്തുവിടുന്നതുമായ താരാപഥകേന്ദ്രങ്ങളാണ്. ഇവയെ ക്വാസി സ്റ്റെല്ലാർ റേഡിയോ സ്രോതസ്സുകൾ എന്നും വിളിക്കാറുണ്ട്. ഇവയുടെ തീവ്രമായ പ്രകാശത്തിനും റേഡിയോ വികിരണങ്ങൾക്കും കാരണം ഈ താരാപഥങ്ങളുടെ കേന്ദ്രത്തിലുള്ള ഭീമാകാരമായ തമോദ്വാരത്തിലേക്ക് ദ്രവ്യം അതിവേഗം പതിക്കുന്നതാണ്.

ക്വാസാറുകൾ ശാസ്ത്രജ്ഞരുടെ ശ്രദ്ധയിൽപ്പെട്ടത് അവയുടെ അമിതമായ ചുവപ്പുനീക്കം കാരണമാണ്. പ്രപഞ്ചത്തിലെ വസ്തുക്കൾ നമ്മിൽ നിന്ന് അകന്നുപോകുമ്പോൾ അവ പുറത്തുവിടുന്ന പ്രകാശം വർണ്ണരാജിയിൽ ചുവപ്പ് ഭാഗത്തേക്ക് നീങ്ങുന്ന പ്രതിഭാസമാണ് ചുവപ്പ് നീക്കം. ക്വാസാറുകളിൽ ഈ ചുവപ്പുനീക്കം വളരെ കൂടുതലാണ്, അതിനർത്ഥം അവ നമ്മിൽ നിന്ന് വളരെ വേഗത്തിൽ അകന്നുപോകുന്നു എന്നാണ്. ഹബ്ബിൾ നിയമം അനുസരിച്ച്, ക്വാസാറുകളാണ് പ്രപഞ്ചത്തിൽ ഇതുവരെ കണ്ടെത്തിയതിൽ വെച്ച് ഏറ്റവും അകലെയുള്ള വസ്തുക്കളിൽ ചിലത്. ഇവയുടെ അകന്നുപോകുന്ന വേഗം ഏകദേശം പ്രകാശവേഗത്തിന്റെ 80% വരെ വരും. നിലവിൽ, ULAS J1342+0928 എന്ന ക്വാസാറാണ് ഏറ്റവും ഉയർന്ന ചുവപ്പുനീക്കം (z = 7.54) രേഖപ്പെടുത്തിയിട്ടുള്ളത്. ഇത് ഏകദേശം 29.36 ബില്യൺ പ്രകാശവർഷം അകലെയാണ് സ്ഥിതിചെയ്യുന്നത്.

സ്ലോൺ ഡിജിറ്റൽ സ്കൈ സർവേ, യുകെ ആർടി ഇൻഫ്രാറെഡ് ഡീപ് സ്കൈ സർവ്വേ എന്നിവയിൽ നിന്ന് നിർമ്മിച്ച ULAS J1120+0641 എന്ന സംയുക്ത ചിത്രം. മധ്യഭാഗത്തോട് അടുത്തിരിക്കുന്ന ഒരു ചുവന്ന ഡോട്ട് ആയി ഈ ക്വാസാർ കാണപ്പെടുന്നു

ക്വാസാറുകളുടെ ഘടനയും പ്രവർത്തനവും

1980-കൾ വരെ ക്വാസാറുകളുടെ പ്രവർത്തനത്തെക്കുറിച്ച് ജ്യോതിഃശാസ്ത്രജ്ഞർക്ക് വ്യക്തമായ വിശദീകരണം നൽകാൻ കഴിഞ്ഞിരുന്നില്ല.എന്നാൽ നിലവിലെ ശാസ്ത്രീയ കാഴ്ചപ്പാടനുസരിച്ച്, ക്വാസാറുകൾ എന്നത് ഒരു താരാപഥകേന്ദ്രത്താൽ ചുറ്റപ്പെട്ട അതിഭീമൻ തമോഗർത്തത്തിൽ നിന്ന് അവിശ്വസനീയമായ അളവിൽ ഊർജ്ജം പുറത്തുവിടുന്ന കേന്ദ്രങ്ങളാണ്. തമോഗർത്തത്തിലേക്ക് ദ്രവ്യം അതിവേഗം പതിക്കുമ്പോഴുണ്ടാകുന്ന പ്രതിഭാസമാണ് ഈ അസാധാരണമായ ഊർജ്ജ സ്രോതസ്സിന് കാരണം. ഈ ഉയർന്ന ഊർജ്ജ കേന്ദ്രങ്ങൾ, റേഡിയോ താരാപഥങ്ങളെക്കാൾ കൂടുതൽ ദൂരത്തിലും, പ്രായം കുറഞ്ഞ താരാപഥങ്ങളിലുമാണ് സാധാരണയായി കാണപ്പെടുന്നത്.

പ്രസരിക്കുന്ന ഊർജ്ജം

ക്വാസാറുകൾ വിദ്യുത്കാന്തിക വർണ്ണരാജിയിലെ ഏതാണ്ട് എല്ലാത്തരം വികിരണങ്ങളും പ്രസരിപ്പിക്കുന്നു. ഇവ എക്സ്-കിരണം മുതൽ ഇൻഫ്രാറെഡ് വരെ നീളുന്ന വികിരണങ്ങൾ പുറത്തുവിടുന്നു.അൾട്രാവയലറ്റ്-ദൃശ്യപ്രകാശ ബാൻഡിലാണ് ഊർജ്ജ പ്രസരണം ഏറ്റവും കൂടുതലായി കാണപ്പെടുന്നത്. ചില ക്വാസാറുകൾ ശക്തമായ റേഡിയോ തരംഗങ്ങളുടേയും ഗാമാ കിരണങ്ങളുടേയും സ്രോതസ്സുകളാണ്.

കണ്ടെത്തലിന്റെ ചരിത്രം

1940-കൾ മുതൽ ബഹിരാകാശത്ത് നടത്തിയ, വളരെ ചെറിയ റേഡിയോ സ്രോതസ്സുകൾക്കായുള്ള തുടർച്ചയായ തിരച്ചിലുകളാണ് ക്വാസാറുകളുടെ കണ്ടെത്തലിലേക്ക് നയിച്ചത്. തുടക്കത്തിൽ, ഇവ നമ്മുടെ ക്ഷീരപഥത്തിനുള്ളിൽ തന്നെയുള്ള വസ്തുക്കളാണെന്നാണ് കരുതിയിരുന്നത്. പ്രത്യക്ഷ നിരീക്ഷണങ്ങളിൽ നക്ഷത്രങ്ങളെപ്പോലെ കാണപ്പെട്ടതുകൊണ്ടാണ് ഇവയ്ക്ക് 'ക്വാസാർ' എന്ന പേര് ലഭിച്ചത്. എന്നാൽ, പിന്നീട് നടത്തിയ കൂടുതൽ വ്യക്തമായ നിരീക്ഷണങ്ങളിൽ, ഇവ ക്ഷീരപഥത്തിൽ നിന്ന് കോടിക്കണക്കിന് പ്രകാശവർഷം അകലെയാണ് സ്ഥിതിചെയ്യുന്നതെന്ന് മനസ്സിലായി.

ക്വാസാർ vs. ക്വാസി സ്റ്റെല്ലാർ ഒബ്ജക്ട്

കണ്ടെത്തിയ ക്വാസാറുകളിൽ 10% നു മാത്രമേ ശക്തമായ റേഡിയോ വികിരണം ഉള്ളുവെന്ന് പിന്നീട് വ്യക്തമായി. അതിനാൽ, ഈ വിഭാഗത്തിൽപ്പെട്ട എല്ലാ വസ്തുക്കൾക്കും 'റേഡിയോ സ്രോതസ്സ്' എന്ന അർത്ഥം വരുന്ന 'ക്വാസാർ' എന്ന പേര് യോജിക്കില്ല, എങ്കിലും ജ്യോതിഃശാസ്ത്രജ്ഞർ ഈ ജ്യോതിർവസ്തുക്കളെ പൊതുവായി ക്വാസാറുകൾ എന്ന് തന്നെയാണ് വിളിക്കുന്നത്.ശക്തമായ റേഡിയോ സ്രോതസ്സുകൾ അല്ലാത്ത ക്വാസാറുകളെ ക്വാസി സ്റ്റെല്ലാർ ഒബ്ജക്ട്സ് (QSOs) എന്നും വിളിക്കാറുണ്ട്. റേഡിയോ താരാപഥങ്ങൾ, സെയ്ഫർട്ട് ഗാലക്സി, BL Lac ഒബ്ജക്ട്സ് എന്നിവ ഈ വിഭാഗത്തിൽ ഉൾപ്പെടുന്നു.

അകലവും പ്രഭയും

ഭൂരിഭാഗം ക്വാസാറുകളും സാധാരണ ടെലിസ്കോപ്പുകൾ ഉപയോഗിച്ച് കാണാൻ കഴിയുന്നവയല്ല. എന്നാൽ, 3C 273 എന്ന ക്വാസാർ ഇതിനൊരു അപവാദമാണ്. 12.9 മാഗ്നിറ്റ്യൂഡ് പ്രഭയുള്ള ഇത്, ഏകദേശം 2.44 ബില്യൺ പ്രകാശവർഷം അകലെ സ്ഥിതിചെയ്യുന്നതും സാധാരണ ടെലിസ്കോപ്പുകൾ ഉപയോഗിച്ച് കാണാൻ കഴിയുന്നതുമായ ഏറ്റവും അകലെയുള്ള വസ്തുക്കളിൽ ഒന്നാണ്. ഇൻഫ്രാറെഡ്, ഹബ്ബിൾ ബഹിരാകാശ ദൂരദർശിനി എന്നിവയുടെ സഹായത്തോടെ ക്വാസാറുകളെ ഉൾക്കൊള്ളുന്ന ആതിഥേയ താരാപഥങ്ങളെ ചില അവസരങ്ങളിൽ തിരിച്ചറിഞ്ഞിട്ടുണ്ട്. ക്വാസാറിൻ്റെ അതിശക്തമായ പ്രകാശത്തിന് മുന്നിൽ ഈ താരാപഥങ്ങൾ മങ്ങിയ നിലയിലാകും കാണപ്പെടുക.

പ്രകാശതീവ്രത

ഏറ്റവും പ്രഭ കൂടിയ ക്വാസാറുകളുടെ ഊർജ്ജ പ്രസരണം ശരാശരി താരാപഥങ്ങളുടേതിനെക്കാൾ വളരെ കൂടുതലാണ്—ഏകദേശം 1 ട്രില്യൺ സൂര്യന് തുല്യം! സാധാരണ സൂര്യനെ പോലൊരു നക്ഷത്രം 100 കോടി വർഷം കൊണ്ട് പുറപ്പെടുവിക്കുന്ന ഊർജ്ജത്തിൻ്റെ 100 കോടി മടങ്ങ് ഊർജ്ജം ഒരു ക്വാസാർ പത്ത് വർഷം കൊണ്ട് പുറത്തുവിടുന്നു. 2011-ൽ കണ്ടെത്തിയ SDSS J010013.02+280225.8 എന്ന അതിസ്ഥൂല തമോഗർത്തവുമായി ബന്ധപ്പെട്ട ക്വാസാറിന് ഏകദേശം 420 ലക്ഷം കോടി സൂര്യന്മാരുടെ പ്രഭയുണ്ടായിരുന്നു. ഇത് ഇതുവരെ കണ്ടെത്തിയതിൽ ഏറ്റവും പ്രഭ കൂടിയ ക്വാസാറുകളിൽ ഒന്നാണ്.

നിരീക്ഷണ ചരിത്രം

ഹബിൾ ബഹിരാകാശ ദൂരദർശിനി ഉപയോഗിച്ച് എടുത്ത ക്വാസാർ 3C 273ന്റെ ചിത്രം. വലതു വശത്തെ ചിത്രത്തിൽ കൊറോണഗ്രാഫ് ഉപയോഗിച്ചിരിക്കുന്നു. ഇത് ക്വാസാറിന്റെ തീവ്രപ്രകാശത്തെ തടഞ്ഞ്, ചുറ്റുപാടുമുള്ള ആതിഥേയ താരാപഥങ്ങളെ കണ്ടെത്താൻ സഹായിക്കുന്നു

ക്വാസാറുകളുടെ കണ്ടെത്തൽ

റേഡിയോ ടെലിസ്കോപ്പുകളുടെ കണ്ടുപിടിത്തത്തിലൂടെയാണ് ക്വാസാറുകളെക്കുറിച്ചുള്ള ആദ്യ സൂചനകൾ ശാസ്ത്രലോകത്തിന് ലഭിക്കുന്നത്. ആദ്യമായി ലഭിച്ച ചിത്രങ്ങളിൽ, ഇവ പ്രകാശിക്കുന്ന ഒരു ബിന്ദു രൂപത്തിലാണ് കാണപ്പെട്ടത്. അതിനാൽ, സാധാരണ നക്ഷത്രങ്ങളിൽ നിന്ന് ക്വാസാറുകളെ വേർതിരിച്ചറിയാൻ തുടക്കത്തിൽ വളരെ പ്രയാസമായിരുന്നു. ക്വാസാറുകൾക്ക് 'ക്വാസി-സ്റ്റെല്ലാർ റേഡിയോ സ്രോതസ്സുകൾ' എന്ന പേര് ലഭിക്കാൻ കാരണം ഇതാണ് (നക്ഷത്രങ്ങളെപ്പോലെ കാണപ്പെടുന്ന റേഡിയോ സ്രോതസ്സുകൾ).

നാഴികക്കല്ലായ നിരീക്ഷണങ്ങൾ

1961-ൽ ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞനായ തോമസ് എ. മാത്യൂസ് 3C 48 എന്ന റേഡിയോ സ്രോതസ്സിന്റെ കൃത്യമായ സ്ഥാനം നിർണ്ണയിച്ചു. ഇതൊരു നക്ഷത്രവുമായി ബന്ധമുള്ളതാണെന്ന് അദ്ദേഹം മനസ്സിലാക്കി. എന്നാൽ, ഇതിന്റെ വർണ്ണരാജി (Spectrum) വളരെ വിചിത്രമായിരുന്നു—പരിചിതമായ ഒരു തരംഗദൈർഘ്യത്തിലുമുള്ള ഉദ്വമനരേഖകളും (Emission Lines) അതിൽ ഉണ്ടായിരുന്നില്ല. ഇതൊരു സാധാരണ 'റേഡിയോ നക്ഷത്രമാണ്' എന്ന ധാരണയിൽ, അടുത്ത രണ്ട് വർഷത്തേക്ക് ശാസ്ത്രജ്ഞർ ഇതിന് വലിയ പ്രാധാന്യം നൽകിയില്ല.

രഹസ്യം ചുരുളഴിയുന്നു

1963-ൽ 3C 273 എന്ന മറ്റൊരു റേഡിയോ സ്രോതസ്സിനും 3C 48 നെപ്പോലെ സമാനമായ പ്രത്യേകതകളുണ്ടെന്ന് കണ്ടെത്തി (3C എന്നാൽ കേംബ്രിഡ്ജിലെ റേഡിയോ സ്രോതസ്സുകളുടെ മൂന്നാമത്തെ കാറ്റലോഗ്). ഈ സ്രോതസ്സിന്റെ കൃത്യമായ സ്ഥാനം ഹാസാർഡ്, മാക്കീ, ഷിമ്മിൻസ് എന്നിവർ ചേർന്ന് നിർണ്ണയിച്ചു. അതോടെ, മാർട്ടിൻ ഷിമിഡിറ്റ് എന്ന ശാസ്ത്രജ്ഞൻ പലോമർ വാനനിരീക്ഷണാലയത്തിലെ 100-ഇഞ്ച് ദൂരദർശിനി ഉപയോഗിച്ച് 3C 273 ന്റെ വർണ്ണരാജി പരിശോധിച്ചു. അദ്ദേഹം അതിലെ ഉദ്വമനരേഖകൾ പരിചിതമാണെന്ന് മനസ്സിലാക്കി—എന്നാൽ അവ സാധാരണ സ്ഥാനത്ത് നിന്ന് 0.158 അളവിൽ ചുവപ്പുനീക്കം സംഭവിച്ച ഹൈഡ്രജൻ രേഖകളായിരുന്നു! ഈ കണ്ടെത്തൽ നിർണ്ണായകമായിരുന്നു. 3C 273 ന്റെ ചുവപ്പുനീക്കം സ്ഥിരീകരിച്ചതോടെ, 3C 48 ന്റെ വർണ്ണരാജി വീണ്ടും പരിശോധിച്ചു. അതിലെ രേഖകൾക്ക് 0.367 അളവിൽ ചുവപ്പുനീക്കം സംഭവിച്ചതായി സ്ഥിരീകരിച്ചു. ഇങ്ങനെ, 3C 48, 3C 273 എന്നിവയാണ് ആദ്യം തിരിച്ചറിഞ്ഞ ക്വാസാറുകൾ. ഈ വലിയ ചുവപ്പുനീക്കം, അവ മറ്റെല്ലാ താരാപഥങ്ങളിൽ നിന്നും വളരെ അകലെയാണ് സ്ഥിതിചെയ്യുന്നതെന്നും സ്ഥിരീകരിക്കാൻ സഹായിച്ചു.

തമോദ്വാര ബന്ധം

M87 എന്ന താരാപഥത്തിന്റെ കേന്ദ്രത്തിൽ നിന്ന് പുറത്തുവരുന്ന വാതകജെറ്റ്. ഈ സജീവകേന്ദ്രത്തിൽ അതിസ്ഥൂലതമോദ്വാരം സ്ഥിതിചെയ്യുന്നുണ്ടെന്ന് സംശയിക്കുന്നു

അതിവിദൂരങ്ങളിലുള്ള താരാപഥങ്ങളുടെ കേന്ദ്രങ്ങളിൽ അതിസ്ഥൂല തമോദ്വാരങ്ങൾ (S.M.B.H.) ഉണ്ടെന്നു കരുതുന്നു. പത്തുലക്ഷത്തിനും നൂറുകോടിക്കും ഇടയിലുള്ള സൂര്യപിണ്ഡത്തിന് തുല്യമായ ദ്രവ്യം കൂടി ചേർന്നാണ് ഇത്തരം ഭീമൻ തമോദ്വാരങ്ങൾ ഉണ്ടാകുന്നത്. അതിനാൽ തന്നെ ശക്തമായ ഗുരുത്വബലവും, കാന്തികമണ്ഡലവും അവയ്ക്കുണ്ടാകും. ശക്തമായ ഗുരുത്വാകർഷണബലത്താൽ സമീപമുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളുടെയും നക്ഷത്രാന്തരീയ മാധ്യമത്തിലെയും വാതകങ്ങളും ധൂളികളും ഇതിലേക്ക് ആകർഷിക്കപ്പെടുന്നു. ഈ ദ്രവ്യം അതിസ്ഥൂല തമോദ്വാരത്തിനു ചുറ്റും വലയം ചെയ്ത് ഒരു ഭീമൻ അക്രീഷൻ ഡിസ്ക്ക് ഉണ്ടാകുന്നതിന് കാരണമായിത്തീരുന്നു. ഇങ്ങനെ ഉണ്ടായ അക്രീഷൻ ഡിസ്കിൽ നിന്നും ദ്രവ്യം അതിസ്ഥൂല തമോദ്വാരത്തിലേക്ക് പതിക്കുമ്പോൾ ഉണ്ടാകുന്ന ഘർഷണം വാതകത്തെയും, ധൂളികളെയും ചൂട് പിടിപ്പിച്ച് ഊർജ്ജം വർദ്ധിക്കുകയും അങ്ങനെ എക്സ്-റേ ഉത്സർജ്ജനം നടക്കുന്നു. അതോടൊപ്പം ശക്തമായ കാന്തിക മണ്ഡലത്തിൽപ്പെട്ട ഇലക്ട്രോണുകൾ എക്സ്-റേ ബഹിർഗമനവും സൃഷ്ടിക്കുന്നു. ഇതു അക്രീഷൻ ഡിസ്കിനു ലംബമായി രണ്ട് വാതകജെറ്റുകളെ സൃഷ്ടിക്കുന്നതിനും കാരണമാകുന്നു. ഇതാണു ക്വാസാറുകളെ അതീവ പ്രകാശമുള്ളതാക്കുന്ന വിപുലമായ ഊർജ്ജത്തിന്റെ ഉറവിടം. അതിനാൽ ക്വാസാറുകൾ എന്നാൽ അതിസ്ഥൂല തമോദ്വാരങ്ങളുടെ ചുറ്റുമുള്ള അക്രീഷൻ ഡിസ്കാണെന്ന് പറയാം.

സമീപമുള്ള നക്ഷത്രത്തിൽ നിന്നും ദ്രവ്യം അടിഞ്ഞ് കൂടി തമോദ്വാരത്തിനു ചുറ്റും ഒരു അക്രീഷൻ ഡിസ്ക് രൂപപ്പെടുന്നത് ചിത്രകാരന്റെ ഭാവനയിൽ

ചില ക്വാസാറുകൾ അവയുടെ പ്രഭയിൽ പെട്ടെന്നുള്ള മാറ്റം പ്രകടമാക്കുന്നു ദൃശ്യപ്രകാശ മേഖലയിലാണ്‌ ഇത് കൂടുതലെങ്കിൽ ചിലപ്പോൾ എക്സ് കിരണങ്ങളിലും ഇത് കാണിക്കുന്നു. ഇതുവഴി അത്തരം ക്വാസാറുകൾ സൗരയൂഥത്തിന്റെ വലിപ്പത്തിനു സമാനമായത്ര ചെറുതാണെന്ന് അനുമാനിക്കുന്നു. കാരണം ഈ വ്യത്യാസം പ്രകാശത്തിനു ഒരറ്റം മുതൽ മറ്റേയറ്റം വരെ സഞ്ചരിക്കാനെടുക്കുന്നതിനേക്കാൾ ചെറിയ സമയമായിരിക്കാൻ കഴിയില്ല, അപൂർവ്വമായി ഇത് വീക്ഷിക്കുന്ന ദിശയിലുള്ള ശക്തമായ ഊർജ്ജ പ്രവാഹമാണെന്ന് വിശദീകരിക്കപ്പെട്ടിട്ടുണ്ട്.