Кваза́ры (от англ. quasar, сокращённо от quasistellar radiosource – квазизвёздный источник радиоизлучения), внегалактические компактные радиоисточники, отождествляемые со слабыми голубыми звездообразными объектами. Впервые подобные объекты были обнаружены в 1960 г. Как выяснилось позднее, квазары связаны со сверхмассивными чёрными дырами, находящимися в центрах массивных галактик. На их внегалактическую природу впервые указал в 1963 г. М. Шмидт, получивший спектр звезды 13-й звёздной величины со странным узким голубым выбросом, которая отождествлялась с радиоисточником 3С 273. Шмидт пришёл к выводу, что самые сильные линии излучения в спектре 3С 273 являются линиями бальмеровской серии водорода, но сдвинутыми в сторону длинных волн на относительную величину $\lambda_{набл}/\lambda_0=1,\!16$ (где $\lambda_{набл}$ – наблюдаемая длина волны, $\lambda_0$ – несмещённая длина волны), что соответствует космологическому красному смещению $z=(\lambda_{набл}-\lambda_0)/\lambda_0=0,\!16.$ Это означало, что источник 3С 273 расположен на расстоянии около 700 мегапарсек (Мпк) от наблюдателя и его светимость в оптическом диапазоне достигает 10⁴⁰ Вт, что почти в 1000 раз превышает оптическую светимость всей нашей Галактики. Догадка Шмидта дала ключ к объяснению спектров и других квазаров. Оказалось, что все квазары находятся за пределами нашей Галактики и их светимость превышает светимость самых крупных известных галактик.

К началу 21 в. в оптических обзорах всего неба с предельной звёздной величиной 19^m отождествлены десятки тысяч квазаров с красными смещениями от 0,04 до 7 и абсолютными звёздными величинами от –23 до –32 (средняя абсолютная звёздная величина равна –27). Поиск кандидатов в квазары ведётся в широком диапазоне длин волн (от радиодиапазона до рентгеновского и даже гамма-диапазона) на основе особенности их цвета в оптическом диапазоне, компактности в радиодиапазоне или заметной переменности излучения с характерным периодом от нескольких месяцев до нескольких лет. На последнее свойство квазаров первым обратил внимание И. С. Шкловский; по его предсказанию переменность в оптическом диапазоне была обнаружена у квазара 3С 273. В радиодиапазоне впервые переменность обнаружил российский радиоастроном Г. Б. Шоломицкий у квазара СТА-102. У некоторых квазаров амплитуда переменности может достигать нескольких звёздных величин за месяцы наблюдений.

В 1965 г. А. Сэндидж показал, что существует гораздо более многочисленная популяция т. н. радиотихих квазаров (иногда их называют квазагами), не обладающих заметным радиоизлучением. По мере увеличения чувствительности радиообзоров и добавления к ним выборок в оптическом и рентгеновском диапазонах наметилась тенденция к размыванию границы между этими подтипами.

Из наблюдений следует, что первые квазары появились на очень ранних этапах эволюции Вселенной, соответствующих $z\approx6\!-\!7$ (что соответствует возрасту Вселенной около 500 млн лет), а к эпохе $z\!\approx\!3$ (что соответствует возрасту Вселенной около 4 млрд лет) темп их появления достиг максимума. По мере приближения к современной эпохе ($z\!=\!0,$ около 13 млрд лет) темп появления квазаров замедлился. Поскольку время жизни квазаров в своей активной фазе не превышает 10⁷–10⁸ лет, то первые квазары успели «прогореть» задолго до современной эпохи. Квазары, которые наблюдаются при небольших $z$, – это вновь возникающие молодые образования. Именно поэтому свойства далёких и близких квазаров не сильно различаются, т. к. и те и другие – молодые образования.

Исходя из вида непрерывного спектра $F_\nu(\nu)$ (где $\nu$ – частота излучения, $F$ – поток излучения) и интенсивности линий излучения, все квазары подразделяют на несколько типов: тип I – во всём диапазоне длин волн преобладает нетепловое излучение со степенным видом спектра $F_\nu\sim\nu^{-\alpha},$ $\alpha\approx1;$ тип II – излучение в оптическом диапазоне сильно поглощено и преобладает инфракрасное излучение или/и жёсткое рентгеновское излучение; лацертиды (объекты типа BL Ящерицы) – по виду спектра похожи на квазары типа I, но с очень слабыми линиями излучения, сильной переменностью и поляризацией. Лацертиды вместе с радиоквазарами, имеющими в оптическом диапазоне степень поляризации >3%, составляют группу, получившую название блазары. Энергетический спектр блазаров имеет характерный двугорбый вид. Низкочастотный горб возникает за счёт излучения релятивистских электронов в магнитных полях (синхротронное излучение), высокочастотный – за счёт рассеяния мягких квантов релятивистскими электронами (обратный эффект Комптона).

Через 10 лет после открытия М. Шмидта было установлено, что квазары являются активными ядрами галактик, называемых «хозяйскими». Для некоторых из них, связанных с близкими и не слишком яркими квазарами, удалось получить спектры, которые показали сходство красных смещений у «хозяйских» галактик и квазаров. Этот факт подтверждал внегалактическую природу квазаров. Кроме того, выяснилось, что «хозяйские» галактики вокруг близких и далёких квазаров имеют некоторые отличия: у далёких наблюдается меньшее содержание тяжёлых химических элементов при высоком темпе звездообразования. В среднем более яркие в оптическом и радиодиапазоне квазары находятся в центрах более массивных сфероидальных звёздных систем, являясь кратковременной и очень активной фазой эволюции их ядер.

Модель квазара как аккрецирующей сверхмассивной чёрной дыры была впервые предложена М. Рисом и Я. Б. Зельдовичем с сотрудниками. Ими было показано, что светимость квазара может обеспечить аккреция вещества на чёрную дыру массой не менее 10⁸ масс Солнца. Чёрные дыры в ядрах галактик становятся активными, когда вокруг них формируются аккреционные диски, в которых гравитационная энергия за счёт вязкости вещества преобразуется в тепловую. Если аккрецирующее вещество является замагниченным, то картина усложняется; кроме того, необходимо учитывать вклад в энерговыделение вращения самой чёрной дыры. Светимость квазара со временем ослабевает, хотя возможны и повторные её всплески. Наблюдаемая картина может зависеть и от угла между осью вращения аккреционного диска и лучом зрения: активные ядра массивных сфероидальных галактик наблюдаются или как квазары (когда этот угол мал), или как радиогалактики (когда угол велик).

Квазары, так же как и галактики, распределены в пространстве неоднородно. Степень их скучивания возрастает по мере увеличения их красного смещения. Обнаружены десятки больших групп квазаров с количеством членов >10 и размерами ≤70 Мпк на расстояниях, соответствующих красным смещениям $z\!<\!2.$ Внутри этих групп найдено много слабых галактик, что подтверждает предположение о том, что квазары входят в скопления и сверхскопления галактик. Таким образом, изучение квазаров позволяет определить, на каких этапах эволюции Вселенной начинается формирование крупномасштабной структуры распределения галактик.

В силу очень высокой светимости квазары позволили раздвинуть границы наблюдаемой Вселенной и, кроме того, служат её своеобразными «щупами». В спектрах далёких квазаров наблюдаются многочисленные линии поглощения, которые несут информацию о попавших на луч зрения облаках газа, расположенных как внутри галактик, так и в межгалактической среде. В спектрах двух десятков хорошо изученных ярких квазаров наблюдается множество линий поглощения, образующихся как в окрестностях самих квазаров (широкие линии, формирующиеся в высокоскоростном околоядерном ветре), так и в объектах на луче зрения: газовых комплексах в галактиках (линии ионов металлов и водорода) и в межгалактической среде (многочисленные линии водорода – лес Лайман-альфа). Линии металлов и «ассоциированные» с ними линии водорода по красным смещениям распределены неоднородно, повторяя особенности распределения скоплений галактик. Такой тенденции к скученности у линий леса Лайман-альфа не наблюдается – их плотность растёт сначала плавно до $z\approx2,$ а затем очень резко, и линии леса Лайман-альфа превращаются в сплошную «стену».

Ещё одним важным космологическим эффектом, связанным с квазарами, является расщепление их изображений вследствие гравитационного линзирования со стороны галактик и их скоплений, расположенных вблизи луча зрения. Эти изображения, разнесённые на углы менее 10″, имеют одинаковые красные смещения и одинаковые спектры, а их кривые блеска показывают некоторую временнýю задержку (в сотни суток), по которой можно оценивать величину параметра Хаббла. Первый такой радиоквазар Q 0957+561 A,B $(z\!\approx\!1,\!4)$ открыт английскими астрономами в 1979 г. Разнос его изображений (около 6″) объясняется гравитационным линзированием со стороны галактики и скопления галактик, расположенных на $z\!\approx\!0,\!4.$ К началу 21 в. открыто уже несколько сотен подобных квазаров в радио- и оптическом диапазонах. Эффект гравитационного линзирования богатыми скоплениями галактик играет важную роль в наблюдательной астрономии, поскольку усиливает блеск очень далёких объектов, расположенных за этими скоплениями. Кроме того, статистика таких квазаров позволяет оценить плотность объектов-линз на луче зрения и характер их распределения в пространстве, что важно для построения модели Вселенной.