퀘이사 목록
List of quasars이 기사에는 퀘이사 목록이 포함되어 있습니다. 백만 개 이상의 퀘이사가 관측되었으므로 [1]위키백과의 모든 목록은 반드시 그들을 선택해야 합니다.
퀘이사의 적절한 명명은 카탈로그 엔트리, B1950 좌표를 사용하는 Qxxx±yy, 또는 J2000 좌표를 사용하는 QSO Jxxx±yyyy입니다. 접두사 QSR을 사용할 수도 있습니다. 현재 육안으로 볼 수 있는 퀘이사는 없습니다.
퀘이사 목록
이것은 특출난 퀘이사들의 특징에 대한 목록입니다. 그렇지 않으면 별도로 나열되지 않습니다.
퀘이사 | 메모들 |
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트윈 퀘이사 | 쌍둥이 퀘이사의 이미지를 두 배로 증가시키고 있는 중력 렌즈 은하의 가능한 행성 마이크로렌즈 사건과 관련이 있습니다. |
QSR J1819+3845 | 성간 매질로 인한 성간 섬광이 입증되었습니다. |
CTA-102 | 1965년 소련의 천문학자 니콜라이 S. 카다셰프는 이 퀘이사가 외계 문명으로부터 암호화된 메시지를 보내고 있다고 선언했습니다.[2] |
CID-42 | 그것의 초거대 블랙홀은 분출되고 있고 언젠가는 대체 퀘이사가 될 것입니다. |
TON 618 | TON 618은 매우 멀리 떨어져 있고 극도로 빛나는 퀘이사로, 엄밀히 말해 초광속 광흡수선인 전파음향 퀘이사입니다. |
퀘이사 목록
이것은 퀘이사의 목록으로, 조사, 카탈로그 또는 목록에서 지정하는 대신 일반적인 이름을 사용합니다.
퀘이사 | 명칭의 유래 | 메모들 |
---|---|---|
트윈 퀘이사 | 동일한 중력 렌즈 퀘이사의 두 개의 이미지가 생성된다는 사실로부터. | |
아인슈타인 크로스 | 퀘이사의 중력 렌즈가 거의 완벽한 아인슈타인 십자가를 형성한다는 사실로부터, 중력 렌즈의 개념입니다. | |
삼중 퀘이사 | 동일한 중력 렌즈 퀘이사의 밝은 이미지가 세 개 있다는 사실로부터. | 네 번째 이미지는 희미합니다. |
클로버잎 | 겉모습이 클로버의 잎과 비슷하다는 점에서. 중력 렌즈로 4개의 이미지가 만들어졌으며, 거의 비슷한 모양을 하고 있습니다. | |
찻잔 갤럭시 | 이름은 찻잔의 손잡이 모양인 확장 방출의 모양에서 유래했습니다. 손잡이는 퀘이사 바람이나 소규모 라디오 제트에 의해 모양을 갖춘 거품입니다. | 낮은 적색편이, 매우 가려진 2형 퀘이사. |
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다중 이미지 퀘이사 목록
이것은 중력 렌즈의 결과로 지구에 여러 장의 이미지로 나타나는 퀘이사의 목록입니다.
퀘이사 | 이미지들 | 렌즈 | 메모들 |
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트윈 퀘이사 | 2 | YGKOW G1 | 최초로 발견된 중력렌즈 천체 |
트리플 퀘이사 (PG 1115+080) | 4 | 원래 3개의 렌즈 이미지로 발견된 네 번째 이미지는 희미합니다. 그것은 중력렌즈를 낀 두 번째 퀘이사였습니다. | |
아인슈타인 크로스 | 4 | Huchra's Lens | 최초로 발견된 아인슈타인 크로스 |
RX J1131-1231's quasar | 4 | RX J1131-1231의 타원은하 | RX J1131-1231은 복합 은하, 퀘이사, 호스트 은하, 렌즈 은하의 이름입니다. 퀘이사의 호스트 은하는 렌즈 은하를 중심으로 한 추손 고리에도 렌즈가 끼워져 있습니다. 퀘이사의 네 개의 이미지가 링 이미지에 내장되어 있습니다. |
클로버잎 | 4[3] | CO 방출원[4] 중 가장 밝은 것으로 알려진 고적색편이원 | |
QSO B1359+154 | 6 | CLASS B1359+154 및 세 개의 은하계 | 최초의 6차 이미지 은하 |
SDSS J1004+4112 | 5 | z에서의 은하단 = 0.68 | 최초의 퀘이사는 은하단에 의해 이미지 렌즈가 다중화된 것으로 밝혀졌으며, 현재 15개의 ″ 이미지 사이에 분리된 세 번째로 큰 퀘이사 렌즈입니다. |
SDSS J1029+2623 | 3 | z = 0.6의 은하단 | 가장 먼 이미지 사이의 22.6 ″ 분리가 가능한 현재 가장 큰 분리 퀘이사 렌즈 |
SDSS J2222+2745 | 6[11] | z에서의 은하단 = 0.49 | 첫 번째 6중 렌즈 은하[11] 세 번째 퀘이사는 은하단에 의해 렌즈가 장착된 것으로 밝혀졌습니다.[12] z = 2.82에 위치한 퀘이사 |
가시적 퀘이사 연관성 목록
이것은 이중 퀘이사, 삼중 퀘이사 등의 목록으로, 퀘이사는 가시선에서 서로 가깝지만 물리적으로 관련이 없습니다.
퀘이사 | 세어보세요 | 메모들 |
---|---|---|
QSO 1548+115
| 2 | [13][14] |
QSO 1146+111 | 8 | [15] |
z는 적색편이를 나타내며, 이는 우주 팽창으로 인한 후퇴 속도와 추론된 거리의 척도입니다. |
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물리 퀘이사군 목록
이것은 쌍성 퀘이사, 삼중 퀘이사 등의 목록으로, 퀘이사들은 물리적으로 서로 가깝습니다.
퀘이사 | 세어보세요 | 메모들 |
---|---|---|
SDSS J0841+3921 원시성단의 퀘이사 | 4 | 최초로 발견된 퀘이사 4중주.[16][17] |
LBQS 1429-008 (QQQ 1432-0106) | 3 | 최초로 발견된 퀘이사 삼중항. 세 번째 퀘이사가 발견되기 전에 쌍성 퀘이사로 처음 발견되었습니다.[18] |
QQ2345+007 (Q2345+007)
| 2 | 원래는 이중 이미지의 퀘이사로 생각되었지만 실제로는 퀘이사 커플링입니다.[19] |
QQQ J1519+0627 | 3 | [20] |
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대규모 퀘이사군
큰 퀘이사 그룹(LQG)은 질량의 필라멘트에 결합되어 있으며, 서로 직접적으로 결합되지 않습니다.
LQG | 세어보세요 | 메모들 |
---|---|---|
웹스터 LQG (LQG 1) | 5 | LQG가 최초로 발견되었습니다. 발견 당시 이 건물은 알려진 구조물 중 가장 큰 규모였습니다.[21][22] |
거대-LQG (U1.27) | 73 | 2013년 현재 관측 가능한 우주에서 알려진 가장 큰 구조물입니다.[23][24] |
겉보기 초광속 제트 운동을 하는 퀘이사 목록
이것은 상대론적 효과와 가시선 방향으로 인해 초광속으로 보이는 제트를 가진 퀘이사의 목록입니다. 이러한 퀘이사를 초광속 퀘이사라고 부르기도 합니다.
퀘이사 | 초광도 | 메모들 |
---|---|---|
3C 279 | 4c | 초광속 제트로[25][26][27][28][29] 발견된 최초의 퀘이사 |
3C 179 | 7.6c | 다섯 번째 발견, 처음에는 이중 로브가[30] 있습니다. |
3C 273 | 이것은 또한 최초로 확인된[31] 퀘이사입니다. | |
3C 216 | ||
3C 345 | [31][32] | |
3C 380 | ||
4C 69.21 (Q1642+690, QSO B1642+690) | ||
8C 1928+738 (Q1928+738, QSO J1927+73, Quasar J192748.6+735802) | ||
PKS 0637-752 | ||
QSO B1642+690 |
빛의 속도(c)보다 더 큰 후퇴 속도를 가진 퀘이사는 매우 일반적입니다. z > 1인 퀘이사는 c보다 더 빨리 물러나는 반면, z는 정확히 1인 경우 빛의 속도로 후퇴함을 나타냅니다.[33] 초광속 퀘이사를 설명하려는 초기의 시도는 z = 2.326의 한계 또는 극단 z < 2.4의 한계를 가진 복잡한 설명을 낳았습니다. 대부분의 퀘이사는 z = 2에서 z = 5 사이에 있습니다.
제일 먼저
제목 | 퀘이사 | 연도 | 데이터. | 메모들 |
---|---|---|---|---|
최초로 발견된 퀘이사 | 3C 48 | 1960 | 최초로 광학적 식별이 발견된 전파원은 별처럼 보이는 물체였습니다. | |
나중에 발견된 최초의 "별"은 퀘이사로 밝혀졌습니다. | ||||
나중에 발견된 최초의 전파원은 퀘이사인 것으로 밝혀졌습니다. | ||||
최초로 확인된 퀘이사 | 3C 273 | 1962 | 최초의 전파 "별"은 stellar이 아닌 스펙트럼을 가진 높은 적색편이에 있는 것으로 밝혀졌습니다. | |
최초의 전파 조용한 퀘이사 | QSO B1246+377 (BSO 1) | 1965 | 최초의 전파 조용한 준성형 천체(QSO)는 별처럼 보이고 색깔이 파란색이기 때문에 청색 항성 천체 또는 BSO라고 불립니다. 그들은 또한 전파음이 큰 준별 전파원(QSR)과 같은 스펙트럼과 적색편이를 가지고 있어서 퀘이사가 되었습니다.[27][35][36] | |
최초로 발견된 퀘이사의 호스트 은하 | 3C 48 | 1982 | ||
겉보기에는 숙주은하가 없는 것으로 밝혀진 최초의 퀘이사 | HE0450-2958 (네이키드 퀘이사) | 2005 | 논란이 되고 있는 일부 관측은 숙주 은하를 시사하지만, 다른 관측은 그렇지 않습니다. | |
최초의 다중핵 퀘이사 | PG 1302-102 | 2014 | 퀘이사 내 쌍성 초질량 블랙홀 | [37][38] |
반동하는 초질량 블랙홀을 포함하는 최초의 퀘이사 | SDSS J0927+2943 | 2008 | 2650km/s로 분리된 두 개의 광 방출선 시스템 | |
최초로 확인된 중력 렌즈 퀘이사 | 트윈 퀘이사 | 1979 | 2개의 이미지로 렌즈 적용 | 렌즈는 YGKOW G1로 알려진 은하입니다. |
겉보기 초광속 운동을 하는 제트에서 발견된 최초의 퀘이사 | 3C 279 | 1971 | [25][26][27] | |
고전적인 이중 전파 고리 구조로 발견된 최초의 퀘이사 | 3C 47 | 1964 | ||
최초로 발견된 퀘이사는 X선 소스입니다. | 3C 273 | 1967 | [39] | |
최초로 발견된 "먼지 없는" 퀘이사 | QSO J0303-0019 and QSO J0005-0006 | 2010 | [40][41][42][43][44][45][46] | |
최초로 발견된 대형 퀘이사군 | 웹스터 LQG (LQG 1) | 1982 | [21][22] |
익스트림
제목 | 퀘이사 | 데이터. | 메모들 |
---|---|---|---|
가장 밝음 | 3C 273 | 겉보기 등급 ~12.9 | 절대등급 : -26.7 |
겉보기에는 광학적으로 가장 밝습니다. | APM 08279+5255 | 절대 진도 -32.2로 보입니다. | 이 퀘이사는 중력렌즈를 끼고 있으며, 실제 절대등급은 -30.5로 추정됩니다. |
가장 빛나는 | SMSS J215728.21-360215.1 | 절대등급 -32.36 | 지금까지 발견된 가장 높은 절대 규모. |
가장 강력한 퀘이사 전파원 | 3C 273 | 또한 하늘에서 가장 강력한 전파원입니다. | |
가장 강력한 | SMSS J215728.21-360215.1 | ||
가장 가변적인 퀘이사 전파원 | QSO J1819+3845 (Q1817+387) | 또한 가장 가변적인 외계 전파원입니다. | |
최소 변광 퀘이사 전파원 | |||
가장 가변적인 퀘이사 광학원 | |||
최소 가변 퀘이사 광학원 | |||
가장 멀리 | UHZ1 | z = 10.1 | 2023년[47] 현재 가장 멀리 떨어진 퀘이사 |
가장 먼 전파 조용한 퀘이사 | |||
가장 먼 전파음이 큰 퀘이사 | QSO J1427+3312 | z = 6.12 | 2008년[48][49] 6월 발견 |
가장 먼 블레이저 퀘이사 | PSO J0309+27 | z > 6. | |
가장 멀리 | 마카리안 231 | 600밀리 | [50] 비활성: IC 2497 |
가장 큰 대형 퀘이사군 | 거대-LQG (U1.27) | 73개의 퀘이사 | [23][24] |
가장 빠르게 성장하는 퀘이사 | SMSS J052915.80–435152.0 (QSO J0529-4351) | ∼ 연간 413 태양질량 | [51][52] |
최초로 발견된 퀘이사
순위 | 퀘이사 | 발견일자 | 메모들 |
---|---|---|---|
1 | 3C 273 | 1963 | [53] |
2 | 3C 48 | 1963 | [53] |
3 | 3C 47 | 1964 | [53] |
3 | 3C 147 | 1964 | [53] |
5 | CTA 102 | 1965 | [54] |
5 | 3C 287 | 1965 | [54] |
5 | 3C 254 | 1965 | [54] |
5 | 3C 245 | 1965 | [54] |
5 | 3C 9 | 1965 | [54] |
이들은 최초로 발견되어 적색편이가 결정된 퀘이사입니다. |
가장 먼 퀘이사
![](http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/1/1d/Artist%27s_conception_of_the_quasar_J0313%E2%80%931806%2C_seen_as_it_was_only_670_million_years_after_the_Big_Bang._%28Version_with_labels.%29.jpg/350px-Artist%27s_conception_of_the_quasar_J0313%E2%80%931806%2C_seen_as_it_was_only_670_million_years_after_the_Big_Bang._%28Version_with_labels.%29.jpg)
1964년 퀘이사는 처음으로 우주에서 가장 먼 물체가 되었습니다. 퀘이사는 1997년까지 우주에서 가장 먼 천체로 남아 있다가, 퀘이사가 아닌 한 쌍의 은하가 이 명칭을 갖게 됩니다(은하 성단 CL 1358+62로 렌즈를 낀 은하 CL 1358+62 G1 & CL 1358+62 G2).[55]
우주 규모에서 거리는 일반적으로 우주 팽창으로 인한 후퇴 속도와 추론된 거리의 척도인 적색편이(z로 표시됨)로 표시됩니다.
유형 | 퀘이사 | 날짜. | 거리 | 메모들 |
---|---|---|---|---|
가장 멀리 | QSO J0313–1806 | 2021 | z = 7.64 | [57] |
가장 먼 전파 소리가 큰 퀘이사 | QSO B1425+3326 / QSO J1427+3312 | 2008 | z = 6.12 | |
가장 먼 전파 조용한 퀘이사 | ||||
가장 먼 OVV 퀘이사 |
퀘이사 | 날짜. | 거리 | 메모들 |
---|---|---|---|
QSO J0313–1806 | 2021~현재 | z = 7.64 | 현재 기록 보유자.[57] |
ULAS J1342+0928 | 2017–2021 | z = 7.54 | [75] |
ULAS J1120+0641 | 2011–2017 | z = 7.085 | 발견했을 때 가장 멀리 있는 물체가 아닙니다. z > 7인 첫 번째 퀘이사.[58] |
CFHQS J2329-0301 (CFHQS J232908-030158) | 2007–2011 | z = 6.43 | 발견했을 때 가장 멀리 있는 물체가 아닙니다. 2006년에 발견된 IOK-1(z = 6.96)을 넘지 못했습니다. |
SDSS J114816.64+525150.3 (SDSS J1148+5251) | 2003–2007 | z = 6.419 | 발견했을 때 가장 멀리 있는 물체가 아닙니다. 2002년에 발견된 아벨 370이 z = 6.56에서 렌즈를 착용한 HCM 6A 은하를 넘지 못했습니다. 또한 발견 당시 가장 먼 새로운 은하인 SDF J132418.3+271455가 z = 6.58에서 발견되었습니다. |
SDSS J1030+0524 (SDSSp J103027.10+052455.0) | 2001–2003 | z = 6.28 | 발견했을 때 가장 멀리 있는 물체. z > 6인 첫 번째 개체.[68][66][69][70][72][73] |
SDSS 1044-0125 (SDSSp J104433.04-012502.2) | 2000–2001 | z = 5.82 | 발견했을 때 가장 멀리 있는 물체. 가장 먼 천체로 은하 SSA22-HCM1(z = 5.74; 1999년 발견)을 넘어섰습니다. |
RD300 (RD J030117+002025) | 2000 | z = 5.50 | 발견했을 때 가장 멀리 있는 물체가 아닙니다. 은하 SSA22-HCM1(z = 5.74; 1999년 발견)을 능가하지 못했습니다. |
SDSSp J120441.73−002149.6 (SDSS J1204-0021) | 2000 | z = 5.03 | 발견했을 때 가장 멀리 있는 물체가 아닙니다. 은하 SSA22-HCM1(z = 5.74; 1999년 발견)을 능가하지 못했습니다. |
SDSSp J033829.31+002156.3 (QSO J0338+0021) | 1998–2000 | z = 5.00 | z > 5로 발견된 최초의 퀘이사. 발견되었을 때 가장 먼 물체는 아닙니다. 은하 BR1202-0725 LAE(z = 5.64; 1998년 초 발견)를 넘지 못했습니다. |
PC 1247+3406 | 1991–1998 | z = 4.897 | 발견했을 때 가장 멀리 있는 물체.[84][96][97][98][99] |
PC 1158+4635 | 1989–1991 | z = 4.73 | 발견했을 때 가장 멀리 있는 물체.[84][99][100][101][102][103] |
Q0051-279 | 1987–1989 | z = 4.43 | 발견했을 때 가장 멀리 있는 물체.[104][100][103][105][106][107] |
Q0000-26 (QSO B0000-26) | 1987 | z = 4.11 | 발견했을 때 가장 멀리 있는 물체.[104][100][108] |
PC 0910+5625 (QSO B0910+5625) | 1987 | z = 4.04 | 발견되었을 때 가장 먼 물체; z > 4인 두 번째 퀘이사.[84][100][109][110] |
Q0046–293 (QSO J0048-2903) | 1987 | z = 4.01 | 발견되었을 때 가장 먼 물체; z > 4인 최초의 퀘이사.[104][100][109][111][112] |
Q1208+1011 (QSO B1208+1011) | 1986–1987 | z = 3.80 | 발견되었을 때 가장 먼 물체와 중력 렌즈가 있는 이중 이미지 퀘이사. 발견 당시부터 1991년까지 이미지 사이의 각도 간격이 0.45 ″로 가장 적었습니다. |
PKS 2000-330 (QSO J2003-3251, Q2000-330) | 1982–1986 | z = 3.78 | 발견했을 때 가장 멀리 있는 물체.[33][109][115][116] |
OQ172 (QSO B1442+101) | 1974–1982 | z = 3.53 | 발견했을 때 가장 멀리 있는 물체.[117][118][119] |
OH471 (QSO B0642+449) | 1973–1974 | z = 3.408 | 발견되었을 때 가장 먼 물체; z > 3인 최초의 퀘이사. "우주의 가장자리를 장식하는 불꽃"이라는 별명을 얻었습니다.[117][119][120][121][122] |
4C 05.34 | 1970–1973 | z = 2.877 | 발견했을 때 가장 멀리 있는 물체. 적색편이는 이전 기록보다 훨씬 커서 오류가 있거나 가짜라고 여겨졌습니다.[33][34][119][123][124] |
5C 02.56 (7C 105517.75+495540.95) | 1968–1970 | z = 2.399 | 발견했을 때 가장 멀리 있는 물체.[124][125][55] |
4C 25.05 (4C 25.5) | 1968 | z = 2.358 | 발견했을 때 가장 멀리 있는 물체.[124][55][126] |
PKS 0237-23 (QSO B0237-2321) | 1967–1968 | z = 2.225 | 발견했을 때 가장 멀리 있는 물체.[33][126][127][128][129] |
4C 12.39 (Q1116+12, PKS 1116+12) | 1966–1967 | z = 2.1291 | 발견했을 때 가장 멀리 있는 물체.[55][129][130][131] |
4C 01.02 (Q0106+01, PKS 0106+1) | 1965–1966 | z = 2.0990 | 발견했을 때 가장 멀리 있는 물체.[55][129][130][132] |
3C 9 | 1965 | z = 2.018 | 발견되었을 때 가장 먼 물체; z > 2인 최초의 퀘이사.[2][35][129][133][134][135] |
3C 147 | 1964–1965 | z = 0.545 | 전파은하 3C 295를 제치고 우주에서 가장 먼 천체가 된 최초의 퀘이사.[136][137][138][139] |
3C 48 | 1963–1964 | z = 0.367 | 두 번째 퀘이사 적색편이가 측정되었습니다. 적색편이는 3C273의 결과가 발표된 후 연구자들이 분광 데이터를 다시 조사하도록 유도한 후 발견되었습니다. 발견했을 때 가장 멀리 있는 물체가 아닙니다. 전파은하 3C 295는 1960년 z = 0.461로 발견되었습니다. |
3C 273 | 1963 | z = 0.158 | 최초로 측정된 퀘이사 적색편이. 발견했을 때 가장 멀리 있는 물체가 아닙니다. 전파은하 3C 295는 1960년 z = 0.461로 발견되었습니다. |
가장 강력한 퀘이사
순위 | 퀘이사 | 데이터. | 메모들 |
---|---|---|---|
1 | SMSS J215728.21-360215.1 | 볼로메트릭 고유 광도는 ~ 6.9 × 1014 태양 또는 ~ 2.6 × 1041 와트입니다. | [144] |
2 | HS 1946+7658 | 10선14 또는 10와트를41 초과하는 고유 볼로메트릭 광도를 가지고 있습니다. | [145][146] |
3 | SDSS J155152.46+191104.0 | 10와트41 이상의 광도를 가지고 있습니다. | [147][148] |
4 | HS 1700+6416 | 10와트41 이상의 광도를 갖습니다. | [149] |
5 | SDSS J010013.02+280225.8 | 약 1.62 × 10와트의41 광도를 갖습니다. | [150] |
6 | SBS 1425+606 | 10와트41 이상의 광도 – z>3의 경우 광학적으로 가장 밝음 | [151] |
J1144-4308 | 4.7 x 10 와트 또는 M_i(z=2) = -29.74 mag의 광도를 가지며, 지난 9 Gyr에서 광학적으로 가장 밝습니다. | [152] | |
SDSS J074521.78+473436.2 | [153][154] | ||
S5 0014+813 | [149][155] | ||
SDSS J160455.39+381201.6 | z = 2.51, M(i) = 15.84 | ||
SDSS J085543.40-001517.7 | [156] |
참고 항목
참고문헌
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