Kuasar
Özellikleri

Bilinen 200000 kuasarın çoğu Sloan Sayısal Gökyüzü Araştırması (Sloan Digital Sky Survey) ile tespit edilmiştir. Gözlemlenen bütün kuasar tayfları 0.056 ile 7.085 arasında bir kırmızıya kayma (redshift) değerine sahiptir. Bu kırmızıya kaymalara Hubble kanunu uygulanarak bunların bizden 600 milyon ile 28.5 milyar ışık yılı (Comoving mesafesi olarak) arası uzaklıklarda olduğu bulunabilir. En uzak kuasarlarla aramızdaki mesafenin büyüklüğünden ve ışığın sınırlı hızından dolayı kuasarları ve etrafındaki boşluğu ancak evrenin çok eski zamanlarında var olduğu halleriyle görebiliriz.
Çoğu kuasar 3 milyar ışık yılından daha uzaktır. Kuasarlar, her ne kadar Dünya'dan bakıldığında zayıf görünseler de bu kadar uzaktan görülebilmeleri gerçekte evrendeki en parlak cisimler olmalarından kaynaklanmaktadır. Gökyüzünden görünen en parlak kuasar, Virgo takım yıldızındaki 3C 273'tür. Ortalama görünen büyüklüğü 12.8 olmakla beraber (orta boyutlu bir teleskopla görünebilecek kadar parlak) mutlak büyüklüğü -26.7'dir. 33 ışık yılı kadar bir mesafeden bakıldığında bu cisim gökyüzünde Güneş'in Dünya'da göründüğü kadar parlak görünür. Bu kuasar Güneş'in sahip olduğu aydınlığın 4 trilyon katına, Samanyolu gibi devasa galaksilerin ışık enerjilerinin toplamının 100 katına sahiptir. Bununla beraber, bu hesaplamalar kuasarın bütün yönlerde enerji yaydığı farz edilerek yapılmıştır. Bir aktif galaktik çekirdek madde ve enerjinin kuvvetli bir püskürmesi ile ilişkili olabilir ve öncelikli olarak kendi püskürmesinin yönünde yayılım yapıyor olabilir. Çoğu milyarlarca yıl önce aktif olan fakat ancak bugün görülebilen aktif çekirdeklere sahip milyarlarca galaksi içeren bir evrende –kimi diğerlerinden daha direkt bir biçimde- bize doğrulmuş olan binlerce enerji püskürmesinin olduğu istatistiksel olarak kesindir. Pek çok durumda kuasarın parlaklığı arttıkça püskürmenin bize daha direkt bir biçimde yönelmiş olması olasıdır.
Hiper aydınlık APM 08279+5255 kuasarı 1998'de keşfedildiğinde -32.2 değerinde bir mutlak büyüklüğe sahipti. Hubble Uzay Teleskopu ve 10 metrelik Keck Teleskopu sistemin yer çekimsel mercekli olduğunu göstermiştir. Bu sistemin çekimsel mercek ile ilgili bir çalışma sistemin 10 katı kadar büyütüldüğünü göstermektedir. Bu kuasar hâlâ civarındaki 3C 273 gibi kuasarlardan ciddi biçimde aydınlıktır.
Kuasarlar evrenin ilk zamanlarında çok daha yaygındı. Maarten Schmidt'in 1967'deki bu keşfi Fred Hoyle'un Kararlı Hal kozmolojisine karşı kuvvetli bir kanıtken Büyük Patlama kozmolojisinden yanaydı. Kuasarlar, devasa kara deliklerin birikme/yığılma yoluyla hızla büyüdüğü yerlerde ortaya çıkar. Bu kara delikler ev sahibi gezegendeki yıldızların kütlesiyle uyumlu bir şekilde büyürler ve henüz anlaşılmamıştırlar. Bir fikre göre püskürmeler, radyasyon ve rüzgârlar adına geri besleme denilen, ev sahibi gezegende yeni yıldızların oluşumunu durduran bir sürece neden olmuşturlar. Bazı galaksi kümelerinin merkezindeki kuasarların püskürmelerinin yarattığı radyo emisyonlarının bu kümelerdeki sıcak gazın soğuyup merkez galaksinin yüzeyine inmesini engellemeye yetecek güce sahip olduğu bilinmektedir.
Kuasarların saatlerden aylara varabilen zaman ölçeklerine sahip aydınlığı oldukça değişkendir. Bu, kuasarların aydınlanma değişikliklerinin koordinasyonuna izin verebilecek bir zaman ölçeğinde birbirleri ile temas halinde olmasını gerektirdiğinden dolayı kuasarların enerjiyi çok küçük bir bölgeden üretip yaydıklarını gösterir. Ayrıca bu, birkaç haftalık bir zaman ölçeğinde değişkenlik gösteren bir kuasarın birkaç ışık haftası kadar bir mesafeden daha uzak olamayacağı anlamına gelir. Küçük bir bölgeden büyük miktarda enerjinin salınımı yıldızlardaki nükleer enerji kaynaklarından çok daha etkili bir güç kaynağı gerektirir. Böyle büyük bir gücü sürekli üretebilecek bilinen tek süreç maddenin kara deliğe doğru düşmesi sonucu yer çekimsel enerjinin açığa çıkmasıdır. Süpernovalar ve gama ışını patlamaları gibi yıldız patlamaları da benzer bir şey yapabilir, fakat sadece birkaç haftalığına. Kara delikler 1960'larda kimi gök bilimciler tarafından fazlasıyla egzotik bulunmaktaydı. Bu gök bilimciler ayrıca kırmızıya kaymaların (redshifts) bilinmeyen birtakım bilinmeyen süreçlerden dolayı meydana geldiğini ve kuasarların gerçekte Hubble kanunun işaret ettiği kadar uzak olmadığını öne sürmekteydiler. Şu an pek çok kanıt (ev sahibi gezegenlerin optik görüntüsü, gravitational lensing vb.) kuasar kırmızıya kaymalarının Hubble genişlemesinden dolayı meydana geldiğini ve kuasarların ilk düşünüldüğü kadar kuvvetli olduğunu göstermektedir.
Kuasarlar, aktif galaksilerin tüm özelliklerine sahip olmakla beraber onlardan daha kuvvetlidirler; radyasyonları kısmen termal değildir ve yaklaşık olarak %10'unun önemli miktarda rölativist hızlarda hareket eden parçacık şeklinde enerjiye sahip radyo galaksileri ile benzer biçimde püskürmelere ve loblara (lobes) sahip olduğu gözlenmiştir. Kuasarlar, radyo, kızılötesi, görünür ışık, morötesi, X ışınları ve hatta gama ışınları da dahil olmak üzere gözlemlenebilir elektromanyetik tayfın tümü üzerinde tespit edilebilirler. Çoğu kuasar dinlenme yapısındayken hidrojenin morötesine yakın 121.6 nm Lyman-alpha emisyon çizgisinde en parlak halindedir; fakat bu kaynaklardaki devasa kırmızıya kaymalardan dolayı kırmızıya doğru en yüksek aydınlatma değeri, kızılötesine yakın aralıkta 900 nm olarak gözlemlenmiştir. Kuasarların ufak bir kısmı püskürtülen maddenin ışık hızına yakın bir hızda hareket etmesinden kaynaklanan kuvvetli bir radyo emisyonu gösterir. Püskürmelere bakıldığında bunlar blazar (optik açıdan şiddetli kuasarlar) olarak görünür ve çoğu zaman merkezden ışık hızından daha hızlı bir biçimde uzaklaşan bölgelere sahiptirler (superluminal genişleme). Bu, özel  rölativitenin özelliklerinden kaynaklanan optik bir göz aldanmasıdır.
Kuasar kırmızıya kaymaları görülebilir ve morötesi tayflarına hakim olan tayf çizgileri sayesinde ölçülür. Bu çizgiler, sürekli tayftan  daha parlaktırlar, bu yüzden bunlara emisyon çizgileri denir. Bunlar, ışık hızının yüzde birkaçına eşit genişliklere sahiptirler. Bu genişlikler, çizgileri çıkaran gazın yüksek hızından dolayı oluşan Doppler kaymalarından kaynaklanır. Hızlı hareketler, büyük bir kütleye kuvvetli bir biçimde işaret eder. Hidrojenin emisyon çizgileri (temel olarak Lyman ve Balmer serileri), helyumun, karbonun, magnezyumun, demirin ve oksijenin emisyon çizgileri en parlak olanlardır. Bu çizgileri çıkaran atomlar nötrden yüksek seviyede iyonizeye kadar değişen bir aralıkta yer alırlar. İyondan koparılan elektronlar atomun yüksek bir biçimde yüklü hale gelmesine sebep olur. Bu geniş iyonlaşma aralığı gazın sadece sıcak olmadığını, aynı zamanda bir kuasardan saçıldığını ve böyle bir iyonlaşma aralığına sahip olamayacak yıldızlar tarafından saçılamayacağını gösterir.
IRAS 18508-7815 gibi demir kuasarları düşük seviyede iyonlaşmış demirden kaynaklanan güçlü emisyon çizgileri gösterirler.