3C 48

3C48は1960年に発見されたクエーサーであり、クエーサーとして確定的に特定された2番目の天体である。^{[ 3 ]}

3C48は、1960年にアラン・サンデージとトーマス・A・マシューズが干渉計を用いて光学的に同定した、第3ケンブリッジ電波源カタログの最初の天体でした。^{[ 4 ]} 1963年にジェシー・L・グリーンスタインとトーマス・マシューズは、3C48の赤方偏移が0.367であることを発見し、当時知られていた中で最も高い赤方偏移の天体の1つとなりました。^{[ 5 ]} 周囲の淡い銀河の「星雲」が3C48と同じ赤方偏移を持つことが確認され、遠方の銀河にある天体であることが確固たるものとなったのは1982年になってからのことでした。^{[ 6 ]} これはまた、同じ赤方偏移の周囲の銀河を持つクエーサーの最初の確実な同定でもありました。

3C 48 は、 VLAで使用される 4 つの主要な較正源の 1 つです( 3C 138、3C 147 、および3C 286と共に)。他のすべてのソースの可視性は、これら 4 つの較正源のいずれかの観測された可視性を使用して較正されます。^{[ 7 ]}

研究により、3C 48 は現在、銀河合体進行段階にあり、合体した銀河の構成要素はわずか 2.5 キロパーセクしか離れていないことが確認されています。この合体は、2 つの類似した円盤銀河の衝突によって発生しました。^{[ 8 ]}片側には電波ジェットがあり、電波画像に基づいて微弱な電波放射の兆候が見られます。[ 9 ]^{このジェットは}破壊されているとも考えられています。^{[ 10 ]}

オブジェクト名「3C 48」は、2つの重要な部分から構成されています。最初の部分「3C」は、そのオブジェクトが第3ケンブリッジ電波源カタログに属していることを意味します。2番目の部分「48」は、赤経順に並べられたカタログ内の通し番号です。

3C 48は、1960年にアラン・サンデージとトーマス・マシューズによって干渉計を用いて光学的に同定された、ケンブリッジ電波源第3カタログに掲載されている最初の電波源である。

ジェシー・グリーンスタインとトーマス・マシューズは、その赤方偏移が0.367であることを発見した。これは当時知られていたどの天体よりも高い赤方偏移の一つであった。1982年になって初めて、周囲の淡い銀河の「星雲」が3C 48と同じ赤方偏移を持つことが測定され、遠方の銀河にある天体であることが確認された。これはまた、同じ赤方偏移を持つ周囲の銀河を持つクエーサーの初めての信頼できる同定でもあった。^{[ 11 ]}

1960年9月26日、マシューズとサンデージは、200インチ望遠鏡で、そのような電波源の1つである3C48を含む空の領域を撮影した。驚いたことに、この領域の座標の誤差範囲内には、16.2^等級の星以外に天体は存在しなかった。確かに、その周囲にはかすかな小さな星雲の痕跡があったが、その天体は確かに星のように見えた。電波源を星と特定できるかどうかについての疑念は、1960年10月22日にサンデージがその天体のスペクトルを取得したときに消え去った。そのスペクトルには、特定を拒むような、珍しい組み合わせの広輝線が含まれていた。3C48の色指数も異常であった。サンデージは、それらが高温の白色矮星やかつての新星、つまり紫外線過剰の非常に高温の天体と一致することを発見した。1960年12月、サンデージは、アメリカ天文学会の第107回会合で、3C48の最初の光学観測の結果を発表した。 3C48が新星、あるいは超新星（「最初の真の電波星」）の残骸であるという仮説を検証するため、H. スミスとD. ホフライトは、ハーバード・スカイ・サーベイが1897年から1958年にかけて収集した写真乾板を調べたが、かつての新星によく見られるような、0.3等級を超える明るさの顕著な変動は見つからなかった。最も可能性の高いのは、それが中性子星、つまり超新星の残骸であるということだった。