Сразу после обнаружения в 1979 г. [D.Walsh et al., Nature, 279, 381, 79] тесной пары квазаров Q 0957+561 A, B (с красным смещением z = 1.41 и угловым разделением DQ = 6”) встал вопрос о природе этого феномена. На основании сходства спектров компонент А и В и намека на изображение слабой галактики в одной секунде дуги от “В” с z = 0.4, авторы склонялись к гипотезе гравлинзового расщепления изображения, о котором говорил еще Ф.Цвикки в 1937 г. [Phys. Rev.(Lett) 51, 290]. Однако высказывались и сомнения по этому поводу (например, Б.Комберг [Астрофизика, 20, 351, 1984]). Дело в том, что галактика–гравлинза расположена очень асимметрично по отношению к изображениям А и В, а это означает, что яркости изображений должны быть сильно разными. Но этого не наблюдается, например, звездные величины в красном фильтре: R_A = 17.33, а R_B = 17.62. Кроме того, VLA радиоизображения А и В были не похожи между собой. Через несколько лет были получены более убедительные доказательства гравлинзовой природы этой пары. Во-первых, VLBI – радиоизображения А и В показали сходство радиовыбросов на масштабе ~ десятков угловых секунд. Во-вторых, были получены корреляции между оптическими кривыми блеска А и В с задержкой по времени ~4 года, что согласуется с теорией гравлинз. Правда,для согласования с наблюдаемой картиной пришлось привлекать кроме галактики в качестве добавочной гравлинзы еще и скопление галактик, членом которого эта галактика является.

За последние годы были найдены десятки гравлинзовых изображений далеких квазаров, включая не только пары, но и более сложные “системы” (кольца, 3-х и более компонентные изображения). В направлениях на богатые близкие скопления галактик были открыты многочисленные дугообразные голубые изображения, представляющие из себя гравлинзовые искажения далеких галактик со вспышками звездообразования, определяющими голубой цвет. Оценки показали (например, S.Wyithe, A.Loeb в astro-ph/0203116 и astro-ph/0203119 ), что при z = 6 около 30 % далеких квазаров должны подвергаться гравлинзовым искажениям на галактиках “по дороге”.

Слева вверху область вокруг пары квазаров Q2345+007 A, B в видимом свете, справа внизу рентгеновское изображение. Credit: X-ray: NASA/SAO/CXC/P.Green et al., Optical: NOAO

Все эти очень интересные сведения о роли гравлинзовых эффектов, однако, не закрыли вопрос о возможном существовании истинных тесных парах квазаров. Действительно, простые оценки показывают, что примерно 10^-3 от всех QSO могут быть истинными парами. Дело в том, что время яркой фазы QSO не превышает, скорее всего, 10⁷ лет, что как раз и составляет долю ~10^-3 от времени жизни массивной галактики, ядром которой является квазар. Значит, в паре массивных галактик с вероятностью 10^-3 квазары могут переживать свою бурную фазу одновременно. Именно на основании таких рассуждений я в 1977 г. обратился с письмом к И.Д.Караченцеву (САО) с предложением начать поиски таких пар QSO (к сожалению, честь их обнаружения принадлежит не САО). В своей работе 1989 г. [Астрофизика, 30, 399, 1989] я предложил простой статистический способ различия гравлинзовых пар QSO от истинных. Если пары QSO - истинные, то должна существовать зависимость их угловых разделений от красного смещения, так как среднее линейное расстояние между парами их хозяйских галактик можно считать за “стандартный размер” ( ~ 50 кпк).

Рентгеновское изображение телескопа Chandra квазаров Q2345+007 A, B показывает, что они сильно отличаются. Credit: NASA/SAO/CXC/P.Green et al.

За последние годы было обнаружено с дюжину истинных пар QSO. В одном случае (PHL 1222)) видны две спиральные взаимодействующие галактики на проекционном расстоянии ~ 50 кпк ( = 3.”3) на z = 1.91 с ядрами – радиоспокойными квазарами [G.Djozyovski et al., New Scientist, 10/02 1990 г.]. Спектры этой пары QSO очень разные. В работе V.Junkkarinen et al. [Ap.J., 549, L155 ,2001] была обнаружена еще одна физическая пара QSO на z = 0.85 с DQ = 0.”3 (2.3 кпк) опять-таки с очень непохожими спектрами. По имеющейся пока небогатой статистике авторы пришли к выводу, что большинство пар QSO с DQ > 3” являются истинными парами, а не гравлинзами. Статистически, на 1000 QSO приходится 1-2 пары QSO с разносом между компонентами в несколько десятков кпк.

Наблюдения пары квазаров Q2345+007 A,B, проведенные 26 мая 2000 г. на космической обсерватории Чандра, P.Green et al. astro-ph/0202081 показали, что рентгеновские потоки и спектры двух квазаров очень разные. Кроме того, Чандра не видит никаких признаков массивного скопления, которое могло бы дать эффект линзирования.

В недавней работе С.D.Impey et al. astro-ph/0204084 была обнаружена пара LB QS 0015+0239 с z = 2.45 и = 2,2” (18 кпк) опять с разными спектрами. Авторы приходят к выводу, что в обзоре QSO большой яркости (LBQS) число обнаруженных истинных пар квазаров превосходит число пар – гравлинзированных в 4 раза. Отсюда они делают предположение, что именно взаимодействие между близкими галактиками в тесных парах способствует возникновению мощных активных ядер, т.е. квазаров.

Б.Комберг