اختروش واژه فشرده‌ای به معنی شبهه ستاره است که به تصویر اپتیکی هسته‌های فوق فعال کهکشانهای دور دست اطلاق می‌شود. این هسته‌ها از ستاره‌های دور و برشان بسیار درخشانترند و مانند چشمه‌های نقطه‌ای تفکیک نشده به نظر می‌رسند.

تاریخچه

اختروشها اولین بار در سال 1936 دیده شدند. در آن هنگام اخترشناس انگلیسی به نام سیریل هزارد که در استرالیا کار می‌کرد با استفاده از روشهای پرتو - اخترشناسی توانست موقیت چشمه رادیویی قوی به نام 3c273 را با دقتی که تا آن زمان نظیر نداشت تعیین کند. این کار اخترشناس هلندی به ام مارتین اشمیت را که در ایالت متحده امریکا کار می‌کرد، قادر ساخت که همتای اپتیکیش را شناسایی کند و طیف آن را بفهمد. اشمیت مشاهده کرد که خطوط طیفی 3c273 طول موجهایی دارد که نسبت به آنچه در آزمایشگاه می‌توان دید "انتقال به سرخ" پیدا کرده است.

به نظر می‌رسد که این چشمه با سرعت تقریبا شانزده درصد سرعت نور از زمین دور می‌شود. اشمیت توانست با استفاده از قانون هابل که می‌گوید فاصله کهکشانها مستقیما با استفاده از سرعت دور شدن آنها متناسب است، نتیجه گیری کند که 3c273 خیلی دور و در نتیجه بسیار درخشان است بطوری که توان آن در حدود 39¹⁹w و صد بار بشتر از توان کهکشان معمولی است.

نتایج کیهان شناختی مطالعه اختروشها

تعداد کل اختروشها را چندین بیلیون ، یعنی تقریبا یک دهم درصد کهکشانهای درخشان تخمین زده‌اند، فاصله بیشتر اختروشها از زمین بسیار بسیار زیاد است، بطوری که نوری که از آنها می‌بینیم هنگامی گسیل شده است که عالم خیلی جوانتر بوده است. انتقال به سرخ دورترین اختروشی که تا کنون کشف شده است با z = 4.9 مشخص می‌شود. یعنی طول موجهای خطوط طیفی‌اش با ضریب 1 + z = 5.9 افزایش می‌یابد. سن عالم در زمان گسیل نور این اختروش فقط در حدود 7 درصد سن کنونی‌اش بوده است.

مطالعه طیف سنجی اختروشها

از سال 1963 تاکنون اختر شناسان در مورد اختروشها اطلاعات زیادی بدست آورده‌اند. اختر وشها در تمام گستره طیف الکترومغناطیسی ، از بلندترین امواج رادیویی گرفته تا امواج فروسرخ و اشعه ایکس و پر انرژیترین پرتوها ، رصد شده‌اند. بیشترین توان گسیلی آنها در تابش فرابنفش است و اعتقاد بر این است که این تابش از هسته مرکزی اختروشها می‌آید. بخشی از این تابش فرابنفش در گاز اطراف اختروش جذب می‌شود و دوباره به صورت خطوط طیفی گسیل می‌شود.

در این میان بویژه خطهای گسیل شده از اتمهای هیدروژن , یونهای هلیوم ، کربن ، نیتروژن ، اکسیژن ، منیزیم و سدیم غلبه دارند. بسیاری از خطوط طیفی اختروشها به گذارهای اتمی و مولکولی در ناحیه فرابنفش مربوط می‌شود. اما چون بیشتر اختروشها انتقال به سرخ زیادی دارند، این خطوط در ناحیه مرئی دیده می‌شوند. گازی که این خطوط طیفی را گسیل می‌کند با سرعتی از مرتبه 10000km/s یا سه درصد سرعت نور حرکت می‌کند. این بدان معنا است که فوتونهایی که مشاهده می‌کنیم انتقالهای دوپلری بسیار متفاوتی دارند و در نتیجه با خطوط طیفی بسیار پهنی روبرو می‌شویم. این یکی از ویژگیهایی است که با آن می‌توان اختروشها را تشخیص داد.

اعتقاد بر این است که بیشتر تابش فروسرخ در واقع تابش فرابنفش است که از گازهای غبارآلود دورتر بازتابیده می‌شود، همچنین مشاهده شده است که در اختروشها تغییراتی پدید می‌آید که مقیاس زمانی آنها ممکن است چند روز باشد که دست کم برای این مورد ، این بدان معنا است که تابش از ناحیه‌ای سرچشمه می‌گیرد که از منظومه شمسی بزرگتر نیست.

نحوه مشاهده اختروشها

تعداد کمی از اختروشها از جمله 3c273 ، چشمه رادیویی قوی هستند و "رادیو قوی" نامیده می‌شود (اغلب اختروشها "رادیو ضعیف" هستند (واژه اختروش در ابتدا به اجسام رادیو - ضعیف اطلاق می‌شد، اما حالا معمولا شامل اجسام رادیو - ضعیف هم می شود). اختروشهای رادیو قوی یک جفت فواره تولید می‌کند که در دو جهت پاد موازی از هسته و در نهایت از کهکشان بیرون می‌زند و دو ناحیه عظیم مولد امواج رادیویی را پدید می‌آاورد.

پلاسمای موجود در این فواره‌ها که امواج رادیویی تولید می‌کنند، می‌توانند با سرعتی خیلی نزدیک به سرعت نور حرکت کنند. وقتی که جهت یکی از فواره‌ها به سمت زمین باشد، ویژگیهایی مشاهده می‌شود که گویی سرعتی بیش از سرعت نور دارند. اما این انبساط "ابر نوری" فقط یک خطای دید است. برخی از این فواره‌ها در بسامدهای بالاتر هم دیده می‌شوند که در یک مورد انرژی پرتوهای ایکس آن به هزار میلیارد الکترون ولت هم می‌رسد.

نمونه‌ای از کهکشانهای رادیویی

اختروشها جالب توجه‌ترین نمونه‌های کهکشانهایی هستند که هسته فعال دارند. نمونه کمتر درخشان ، اختروشهای رادیو ضعیف "کهکشانهای رادیو ضعیف " و نمونه‌های بیشتر درخشان ، اختروشهای رادیو قوی که کهکشانهای رادیو قوی نام دارند. بسیاری از اختر شناسان گمان می‌کنند که بیشتر کهکشانهای درخشان خیلی سریع از مرحله اختروشی می‌گذرند اما این امکان نیز وجود دارد که در عوض تعداد کمی از کهکشانها بشتر عمرشان را در همان مرحله اختروشی بمانند.

اختروشها نه تنها به نوبه خود درخور توجه هستند، بلکه برای ماده‌ای که در امتداد خط دید آنها قرار می‌گیرد هم کاونده‌های ارزشمندی به شمار می‌آیند. در طیف بیشتر اختروشها با خطوطی جذبی روبرو می‌شویم که انتقال به سرخشان کمتر از انتقال به سرخ خود اختروشهاست. خطوط طیفی مربوط به گذارهای یونی اتمهایی که در ستاره‌ها ساخته می‌شوند، مثل کربن و منیزیم به گازهای درون کهکشانها نسبت داده می‌شود. مجموعه بزرگ خطوطی که فقط به هیدروژن مربوط است ، به گاز اولیه‌ای نسبت داده می‌شود که هنوز به صورت کهکشانها و ستاره‌های معمولی چگالیده نشده است.

اثر کاملا جداگانه‌ای که فقط در یک صدم اختروشها دیده می‌شود، انحراف نور اختروشهای دور دست است که بر اثر میدان گرانشی کهکشانهای بین راهی حاصل می‌شود. همگرایی این نوع عدسیهای گرانشی ممکن است آنقدر قوی باشد که از هر چشمه اختروش چند تصویر ساخته شود. عدسهای گرانشی می‌توانند درباره کهکشانهای دور دست و اندازه شکل عالم اطلاعات زیادی را فراهم آورند.

مباحث مرتبط با عنوان

• اختر فیزیک نسبیتی
• انتقال سرخ گرانشی
• پلاسمای ستاره‌ای
• چشمه موج رادیویی
• طیف ستاره
• عدسی گرانشی
• قانون هابل
• کهکشان رادیویی
• گرانش علیه گرانش