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耀變體
密度極高的高變能量源
耀變體blazar。類星體中具有高能量和變化特征的一類，被認為在朝著地球的方向上具有物質噴流，導致呈現比其它類星體更為高能的特征。
典型的耀變體——S5 0014 + 81黑洞
耀變體是眾多活躍星系中的一種，也被稱為活躍星系核（AGN）。不過，被稱為耀變體的星體并非都完全相同，其仍可分為兩種：第一種是高變類星體，也被稱為光學劇變類星體（為類星體中的一類）；第二種為蝎虎座BL型天體。另外還有少量耀變體可能屬于“過渡耀變體”類型，即兼具光學劇變類星體和蝎虎座BL型天體的某些特征。耀變體（blazar）這個詞由天文學家埃德·施皮格爾于1978年創(chuàng)造，用以指稱上述兩類天體的集合。
基本信息
| 中文名 | 耀變體 |
| 外文名 | blazar |
| 地方 | 類星體中 |
| 具有 | 高能量和變化特征的一類 |
NASA與耀變體
NASA通過寬頻紅外探測儀（WISE）收集到超過200多個耀變體的信息，這些資料有助于黑洞的研究。天文學家們對此興奮異常，對該項研究的潛力有著樂觀的積極性。
耀變體是宇宙中最活躍的天體現象。巨型星系中間的黑洞吞噬者周圍的物質，因此而產生耀變體現象。當物質被拽向黑洞的時候，會有能量被釋放出來，其速度可以接近光速，稱之為“相對論性噴流（relativistic jets）”。耀變體的噴流特殊之處在于，只有徑直朝向地球的噴流才可以被清晰觀察到。
Francesco Massaro是來自Kavli 天體物理和粒子研究所的專家，在《Astrophysical Journal》雜志上發(fā)表過大量論文。談及此項研究，Massaro興奮之情溢于言表“耀變體現象非常罕見，因為黑洞產生相對性噴流的時候方向是隨機的，只有很少一部分是對著地球的。我們用WISE紅外觀測另辟蹊徑，用通常用于低能輻射研究的觀測方法，來研究高能輻射的耀變體，取得了出乎意料的成果。”
該發(fā)現最終會幫助研究人員探索相對論性粒子束中的極端物理現象，以及宇宙幼齡階段，黑洞的演化過程
WISE首次運用紅外線對整個宇宙空間進行掃描是在2010年，并根據得到的數據編制了一份索引，把成千上萬的天體進行分類。這次掃描收集到的部分數據于2011年4月首次向大型天文科研機構發(fā)放，并于2012年3月發(fā)放了收集到的全部天體的數據。
Massaro和他的團隊分析了首批數據，這些數據包含了超過一半的天體，通過仔細地分析，驗證了使用WISE來識別耀變體的想法。天文學上經常通用紅外線來尋找溫度較低的星體。耀變體本身有著極高的溫度，并且散發(fā)γ射線。在電磁波譜中，這種γ射線攜帶的能量最高。然而，耀變體產生噴射中的粒子，會被加速到接近光速，此時會放射出不同特征的紅外線，可以成為分辨它們的“指紋”。
通過對WISE早期數據的篩選，天文學家在超過300個未知的γ射線源中，發(fā)現了耀變體的紅外指紋。據推測，其中一半與耀變體的紅外特征非常吻合。這項成果在揭秘未知高強度γ射線源的道路上做出了巨大貢獻，有利于我們認識天空中這些神秘的領域究竟發(fā)生了什么。
耀變體
結構
耀變體和其他活躍星系核一樣，都以物質落入位于寄主星系中央的超大質量黑洞同時產生能量作為其能量的最終產生機制。在引力的作用下，黑洞周圍的氣體、塵埃，有時還包括星體朝黑洞下落，由于具有角動量，物質形成了一個圍繞黑洞的炙熱的吸積盤，并進入黑洞。在此過程中，產生了大量的以光子、電子、正電子和其它基本粒子形態(tài)存在的能量。這個作用區(qū)域十分狹小，大約只有10秒差距大小。
此外，在黑洞周圍數個秒差距的范圍內還會形成一個龐大的不透光圓環(huán)，在這個該密度的區(qū)域內包含著炙熱的氣體。這些“云”從更靠近黑洞的區(qū)域中吸收能量，并再次輻射出去。在地球上則可以通過耀變體電磁波譜范圍內的譜線探知這些“云”。
相對論性束射
耀變體發(fā)射的可被觀測到的輻射被噴流中的狹義相對論效應所增強了，這個過程被稱為相對論性束射。組成噴流的等離子體的速度能達到光速的95%-99%。(這并非典型的電子或質子的真實速度，但是由于單個粒子的運動方向不同，結果造成了等離子體的真實速度較低。)
關于束射的簡單模型揭示了基本相對論效應與處于靜止參考系中的噴流所產生的光亮亮度S以及從地球上觀測的亮度S的關系，這其中還需引進天體物理學中的一個要素——即多普勒因子D。在這里，S與S×D成比例。
下面列出了更多的細節(jié)，其中包括多種相對論效應：
示例
?下面列出了更多的細節(jié)，其中包括多種相對論效應：
?相對論性像差（洛倫茲收縮）：該效應對應公式中的D。像差是狹義相對論作用的結果，在這種情況下，靜止參考系中的同方向運動（在該例子中為噴流），在觀察者（在該例子中為地球）看來即會在運動的那個軸向產生收縮。
?時間膨脹效應（愛因斯坦延緩）：該效應對應D的因素。該效應加速了能量的釋放過程。如果在耀變體自身的靜止參考系中其每分鐘發(fā)生一次能量噴發(fā)，在地球上的觀測者看來，則可能變?yōu)槊?0秒中發(fā)生一次。
?窗口效應(Windowing)：該效應對應公式總的D因素。該效應減緩了物質的推進速度。這種效應發(fā)生在噴流穩(wěn)定的情況下，因為這時從觀察者的“窗口”進行觀察，作用于結果的要素較少——此時這些要素已經由于多普勒要素而被放大。然而對處于自由傳播中的物質點來說，輻射仍會在D要素作用下被加速。
如果噴流和地球觀察者的視線存在著5度的交角(θ)，且噴流的速度達到了光速的99.9%，那么地球觀察者所觀測到的亮度將會是發(fā)射亮度的70倍。如果交角(θ)達到了最小值即0度，那么從地球上觀測到的亮度則會是發(fā)射亮度的600倍。
束射擴散
相對論性束射同時還會產生另外一個重要結果?；谙嗤南鄬φ撔吹厍蚍较虻哪莻€噴流的光亮將會變得昏暗朦朧。所以一對兩個完全相同的噴流看起來將會極不對稱。這在上面的示例中就可得到證明，即交角(θ)大于35度的噴流，從地球上觀測到的亮度將會小于處于靜止參考系中的噴流實際的發(fā)射亮度。
此外，相對論性束射還有一個后果，即活躍星系核以隨機噴射方向向四面八方噴射的、實際上均勻分布的物質，在地球上觀測則會認為其分布是不均勻的。少部分交角較小的噴流會非常明亮，而其他的則顯得暗弱得多。交角若不為90度，在觀測中則必然會發(fā)現兩個噴流的不對稱現象。
這就是耀變體與射電群之間的本質聯系。即使是兩個本質上相同的活躍星系核，如果其中一個的噴流噴射方向接近于地球觀察者的視線，另外一個又非如此，則觀測結果則會大有不同。
發(fā)現
許多明亮的耀變體最初都被鑒定歸類為銀河系中的不規(guī)則變星，而非耀眼的遙遠星系。這些耀變體和真正的不規(guī)則變星類似，都會在以年計或以天計的時間里發(fā)生亮度的變化，但是這種變化并沒有固定的模式。
在射電天文學發(fā)展之伊始，即在天空中發(fā)現了眾多的明亮的射電源。到20世紀50年代末射電望遠鏡得到改善、其能夠有效地將個別射電源與其他可見光源區(qū)別開來之后，科學家發(fā)現了類星體。耀變體即這些早期發(fā)現的類星體中的典型代表，而首個被發(fā)現的紅移星體——3C 273即是一個屬于耀變體的高變類星體。
使用哈勃太空望遠鏡的先進巡天照相機拍攝的3C 273。
1968年再次發(fā)現了“變星”蝎虎BL與一個強烈射電源VRO 42.22.01之間的類似聯系。蝎虎BL表現出許多類星體的特征，但是其光譜中卻缺少用于確定紅移的譜線。1974年，又發(fā)現了蝎虎BL可能是河外星系的微弱跡象，這可以證明蝎虎BL不是一顆恒星。
蝎虎BL是河外星系的真相并不出人意料。1972年，綜合可變光和射電源等現象，科學家提議設立一個新的星系類型——蝎虎座BL型天體（BL Lacertae-type objects）。后來這個名稱被縮短為"BL Lac object"或"BL Lac"。（注意后一個簡稱亦被用于指稱首個被發(fā)現的蝎虎座BL型天體，而非整個類型。）
耀變體
現今觀點
耀變體被認為是其噴流噴射方向接近觀察者視線的活躍星系核。
這種特別的噴流噴射方向解釋了耀變體的一般特征：如被觀測到的高亮度、高變性、高極化性（與非耀變體類星體比較）和在大多數耀變體附近數個秒差距范圍內都可觀測到的超光速運動現象。
對相對論性噴流和統一模型進行解釋的其他理論則涉及到了引力透鏡效應和相對論性噴流的連續(xù)噴射理論。這些理論都無法全面的解釋耀變體的全部特征。如引力透鏡效應即具有消色性，能夠將光譜的所有部分都進行提升和降低；很明顯，這種現象沒有在耀變體中發(fā)現。不過這些理論以及更多的復雜等離子物理學理論可能能夠解釋一些特別現象和細節(jié)。
典型的耀變體包括：3C 454.3、3C 273、3C 279、蝎虎BL、PKS 2155-304、Markarian 421和Markarian 501。后兩者由于其攜帶及高能量（達到了萬億電子伏特級別）的伽馬射線而被稱為“TeV型耀變體”。
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