Радио Галактика - Radio galaxy

Эта статья о типе галактика. Для радиосети Великобритании см. Сеть Галактики.
Ложный цвет изображение ближайшей радиогалактики Центавр А, показывая радио (красный), 24 мкм инфракрасный (зеленый) и 0,5-5 кэВ рентгеновский снимок выброс (синий). Видно, что струя испускает синхротронное излучение во всех трех диапазонах волн. Лепестки излучают только в радиодиапазоне, поэтому выглядят красными. Газ и пыль в галактике излучают тепловое излучение в инфракрасный. Тепловое рентгеновское излучение горячего газа и нетепловое излучение релятивистских электронов можно увидеть в синих «оболочках» вокруг лепестков, особенно на юге (внизу).

Радиогалактики и их родственники, радио-громкие квазары и блазары, являются типами активные галактические ядра которые очень светятся радиоволны, светимостью до 1039 W от 10 МГц до 100 ГГц.[1] Радиоизлучение связано с синхротронный процесс. Наблюдаемая структура радиоизлучения определяется взаимодействием двойниковых струи и внешняя среда, модифицированная под действием релятивистское излучение. В родительские галактики почти исключительно большие эллиптические галактики. Радио-громкий активные галактики могут быть обнаружены на больших расстояниях, что делает их ценными инструментами для наблюдательная космология. В последнее время было проделано много работы по влиянию этих объектов на межгалактическая среда, особенно в группы и скопления галактик.

Эмиссионные процессы

В радиоизлучение от радиоактивных активных галактик синхротронное излучение, как следует из его очень гладкой, широкополосной и сильной поляризация. Это означает, что радиоизлучающие плазма содержит, по крайней мере, электроны с релятивистский скорости (Факторы Лоренца из ~ 104) и магнитные поля. Поскольку плазма должна быть нейтральной, она также должна содержать либо протоны или же позитроны. Невозможно определить содержание частиц непосредственно из наблюдений синхротронного излучения. Более того, нет способа определить плотности энергии в частицах и магнитных полях на основе наблюдений: одна и та же излучательная способность синхротрона может быть результатом нескольких электронов и сильного поля, или слабого поля и большого количества электронов, или чего-то среднего. Можно определить условие минимальной энергии, которое является минимальной плотностью энергии, которую может иметь область с заданным коэффициентом излучения, но в течение многих лет не было особых причин полагать, что истинные энергии были где-то рядом с минимальными энергиями.[2]

Родственный процесс синхротронному излучению - это обратный комптоновский процесс, в котором релятивистские электроны взаимодействуют с окружающими фотонами и Разброс Томсона их к высоким энергиям. Обратно-комптоновское излучение от радио-громких источников оказывается особенно важным в рентгеновских лучах,[3] и, поскольку это зависит только от плотности электронов, обнаружение обратного комптоновского рассеяния позволяет получить в некоторой степени зависящую от модели оценку плотности энергии в частицах и магнитных полях. Это использовалось, чтобы доказать, что многие мощные источники на самом деле очень близки к условию минимальной энергии.

Синхротронное излучение не ограничивается радиоволнами: если радиоисточник может ускорять частицы до достаточно высоких энергий, особенности, которые обнаруживаются в радиоволнах, также могут быть видны в инфракрасный, оптический, ультрафиолетовый или даже рентгеновский снимок. В последнем случае ответственные электроны должны иметь энергию более 1 ТэВ при типичных значениях напряженности магнитного поля. Опять же, поляризация и непрерывный спектр используются, чтобы отличить синхротронное излучение от других процессов излучения. Струи горячие точки - обычные источники высокочастотного синхротронного излучения. С помощью наблюдений трудно отличить синхротронное излучение от инверсного комптоновского излучения, что делает их предметом постоянных исследований.

Процессы, в совокупности известные как ускорение частиц, порождают совокупности релятивистских и нетепловых частиц, которые вызывают синхротронное и обратное комптоновское излучение. Ферми ускорение - один из возможных процессов ускорения частиц в радиоактивных галактиках.

Радио структуры

Псевдоцвет изображение крупномасштабной радиоструктуры радиогалактики FRII 3C98. Маркируются лепестки, жиклер и горячая точка.

Радиогалактики и, в меньшей степени, радиогромкие квазары отображают на радиокартах широкий спектр структур. Самые распространенные крупномасштабные конструкции называются доли: это двойные, часто довольно симметричные, примерно эллипсоидальные структуры, расположенные по обе стороны от активного ядра. Значительное меньшинство источников с низкой светимостью имеет структуры, обычно известные как перья которые гораздо более вытянутые. Некоторые радиогалактики имеют одну или две длинные узкие детали, известные как струи (самый известный пример - гигантская галактика M87 в Скопление Девы ) идущие непосредственно от ядра и идущие к долям. С 1970-х годов[4][5] наиболее распространенной моделью было то, что лепестки или шлейфы питаются от балки частиц высоких энергий и магнитного поля, идущего от активного ядра. Считается, что струи являются видимыми проявлениями лучей, и часто термин струя используется для ссылки как на наблюдаемый объект, так и на базовый поток.

Псевдоцвет изображение крупномасштабной радиоструктуры радиогалактики FRI 3C31. Маркируются форсунки и шлейфы.

В 1974 г. радиоисточники были разделены на Fanaroff и Райли на два класса, теперь известные как Fanaroff и Riley Класс I (FRI) и Класс II (FRII).[6] Изначально различие проводилось на основе морфологии крупномасштабного радиоизлучения (тип определялся расстоянием между наиболее яркими точками радиоизлучения): источники FRI были наиболее яркими к центру, а источники FRII были наиболее яркими по краям. . Фанаров и Райли заметили, что между яркость между двумя классами: FRI имели низкую светимость, FRII - высокую светимость.[6] При более подробных радионаблюдениях оказывается, что морфология отражает способ переноса энергии в радиоисточнике. Объекты FRI обычно имеют яркие струи в центре, в то время как FRII имеют слабые, но яркие струи. горячие точки на концах долей. Похоже, что FRII способны эффективно транспортировать энергию к концам лепестков, в то время как лучи FRI неэффективны в том смысле, что они излучают значительное количество своей энергии во время движения.

Более подробно, разделение FRI / FRII зависит от окружения родительской галактики в том смысле, что переход FRI / FRII появляется при более высоких светимостях в более массивных галактиках.[7] Известно, что струи ВКИ замедляются в тех областях, где их радиоизлучение наиболее ярко.[8] и поэтому кажется, что переход FRI / FRII отражает, может ли джет / луч распространяться через родительскую галактику без замедления до субрелятивистских скоростей из-за взаимодействия с межгалактической средой. Из анализа эффектов релятивистского излучения известно, что струи источников FRII остаются релятивистскими (со скоростью не менее 0,5c) до концов лепестков. Горячие точки, которые обычно видны в источниках FRII, интерпретируются как видимые проявления потрясения формируется при посте, и поэтому сверхзвуковой, струя (скорость звука не может превышать c / √3) резко обрывается в конце источника, и их спектральное распределение энергии согласуется с этой картиной.[9] Часто наблюдаются множественные горячие точки, отражающие либо продолжающийся отток после толчка, либо движение точки прекращения струи: общую область горячей точки иногда называют комплексом горячих точек.

Названия даны нескольким конкретным типам радиоисточников в зависимости от их радиоструктуры:

  • Классический двухместный относится к источнику FRII с четкими горячими точками.
  • Широкоугольный хвост обычно относится к источнику, промежуточному между стандартной структурой FRI и FRII, с эффективными струями и иногда горячими точками, но с шлейфами, а не лепестками, находящимися в центрах или рядом с ними. кластеры.
  • Узкоугольный хвост или же Источник "голова-хвост" описывает FRI, который, кажется, изгибается давление тарана когда он движется через кластер.
  • Жирные двойники источники с диффузными лепестками, но без струй и горячих точек. Некоторые такие источники могут быть реликвии энергоснабжение которого было отключено навсегда или временно.

Жизненные циклы и динамика

У крупнейших радиогалактик есть лепестки или плюмы, простирающиеся до мегапарсек масштабы (больше в случае гигантских радиогалактик[10] подобно 3C236 ), подразумевая временную шкалу роста от десятков до сотен миллионов лет. Это означает, что, за исключением случая очень маленьких, очень молодых источников, мы не можем наблюдать динамику радиоисточников напрямую, и поэтому должны прибегать к теории и выводам из большого числа объектов. Ясно, что радиоисточники должны начинаться с малого, а затем увеличиваться. В случае источников с лепестками динамика довольно проста:[4] струи питают лепестки, давление лепестков увеличивается, и лепестки расширяются. Скорость их расширения зависит от плотности и давления внешней среды. Фаза с самым высоким давлением внешней среды и, следовательно, наиболее важная фаза с точки зрения динамики - это диффузный горячий газ, излучающий рентгеновские лучи. Долгое время предполагалось, что мощные источники будут расширяться сверхзвуковыми путями, подталкивая шок через внешнюю среду. Однако рентгеновские наблюдения показывают, что внутренние лепестковые давления мощных источников FRII часто близки к внешним тепловым давлениям и ненамного превышают внешние давления, которые потребуются для сверхзвукового расширения.[11] Единственная известная однозначно сверхзвуковая расширяющаяся система состоит из внутренних долей маломощной радиогалактики. Центавр А которые, вероятно, являются результатом сравнительно недавней вспышки активного ядра.[12]

Материнские галактики и окружающая среда

Эти радиоисточники встречаются почти повсеместно. принимал к эллиптические галактики, хотя есть одно хорошо задокументированное исключение, а именно NGC 4151.[13] Немного Сейфертовские галактики показывают слабые, маленькие радиоактивные двигатели, но они не обладают достаточной радиосветимостью, чтобы их можно было отнести к категории радиогромких. Такая информация, как есть о родительских галактиках радиогромкого квазары и блазары предполагает, что они также находятся в эллиптических галактиках.

Существует несколько возможных причин такого сильного предпочтения эллиптических тренажеров. Во-первых, эллиптические тренажеры обычно содержат самые массивные черные дыры, и поэтому способны питать самые яркие активные галактики (см. Светимость Эддингтона ). Другой заключается в том, что эллиптические тренажеры обычно обитают в более богатых средах, обеспечивая крупномасштабный межгалактическая среда чтобы ограничить радиоисточник. Также может быть, что большее количество холодного газа в спиральные галактики каким-то образом нарушает или подавляет формирующуюся струю. На сегодняшний день нет однозначного объяснения наблюдений.

Унифицированные модели

Различные типы радиоактивных активных галактик связаны едиными моделями. Ключевое наблюдение, которое привело к принятию унифицированных моделей мощных радиогалактик и радиогромких квазаров, заключалось в том, что все квазары, кажется, излучаются в нашу сторону, показывая, что сверхсветовое движение в ядрах[14] и яркие струи на ближайшей к нам стороне источника ( Эффект Лэнга-Гаррингтона:[15][16]). Если это так, то должна быть группа объектов, которые не направляются в нашу сторону, и, поскольку мы знаем, что на доли не влияет излучение, они будут выглядеть как радиогалактики, при условии, что ядро ​​квазара скрыто, когда источник виден. бок о бок. Сейчас принято считать, что по крайней мере некоторые мощные радиогалактики имеют «скрытые» квазары, хотя неясно, будут ли все такие радиогалактики квазарами, если смотреть под прямым углом. Точно так же маломощные радиогалактики являются вероятным родительским населением для BL Lac объекты.

Использование радиогалактик

Далекие источники

Радиогалактики и радиогромкие квазары широко использовались, особенно в 80-х и 90-х годах, для поиска далеких галактик: путем выбора на основе радиоспектра и последующего наблюдения за родительской галактикой можно было находить объекты на больших расстояниях. красное смещение по умеренной цене в телескоп времени. Проблема с этим методом заключается в том, что множество активных галактик могут не быть типичными для галактик с их красным смещением. Точно так же радиогалактики в прошлом использовались для поиска далеких скоплений, излучающих рентгеновское излучение, но теперь предпочтение отдается несмещенным методам отбора. Самая далекая из известных в настоящее время радиогалактик - TGSS J1530 + 1049, расположенная на красное смещение из 5,72.[17]

Стандартные линейки

Была проделана некоторая работа по использованию радиогалактик в качестве стандартные линейки определить космологические параметры. Этот метод сопряжен с трудностями, поскольку размер радиогалактики зависит как от ее возраста, так и от окружающей среды. Однако при использовании модели радиоисточника методы, основанные на радиогалактиках, могут дать хорошее согласие с другими космологическими наблюдениями.[18]

Воздействие на окружающую среду

Независимо от того, расширяется ли радиоисточник сверхзвуковым путем, он должен действовать против внешней среды при расширении, и поэтому он вкладывает энергию в нагрев и подъем внешней плазмы. Минимальная энергия, запасенная в лепестках мощного радиоисточника, может составлять 1053 J. Нижний предел работы такого источника над внешней средой в несколько раз больше. Значительная часть нынешнего интереса к радиоисточникам сосредоточена на том эффекте, который они должны оказывать в центрах скоплений в наши дни.[19] Не менее интересным является их вероятное влияние на формирование структуры в течение космологического времени: считается, что они могут обеспечить механизм обратной связи для замедления образования наиболее массивных объектов.

Терминология

Сейчас широко используемая терминология неудобна, поскольку принято считать, что квазары и радиогалактики - это одни и те же объекты (см. над ). Акроним ДРАГН (для «Двойного радиоисточника, связанного с галактическим ядром»).[20]но пока не взлетел. Внегалактический радиоисточник является обычным явлением, но может привести к путанице, так как многие другие внегалактические объекты обнаруживаются в радиообзорах, особенно звездообразования галактики. Радиогромкая активная галактика однозначно и поэтому часто используется в этой статье.

Смотрите также

Рекомендации

  1. ^ КЛАССИФИКАЦИЯ ФАНАРОФФ-РАЙЛИ
  2. ^ Бербидж, Г. (1956). «О синхротронном излучении Мессье 87». Астрофизический журнал. 124: 416. Bibcode:1956ApJ ... 124..416B. Дои:10.1086/146237.
  3. ^ Croston JH; Хардкасл MJ; Harris DE; Belsole E; и другие. (2005). «Рентгеновское исследование напряженности магнитного поля и содержания частиц в радиоисточниках FRII». Астрофизический журнал. 626 (2): 733–47. arXiv:Astro-ph / 0503203. Bibcode:2005ApJ ... 626..733C. Дои:10.1086/430170.
  4. ^ а б Scheuer, PAG (1974). «Модели внегалактических радиоисточников с непрерывной подачей энергии от центрального объекта». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 166 (3): 513–528. Bibcode:1974МНРАС.166..513С. Дои:10.1093 / минрас / 166.3.513.
  5. ^ Blandford RD; Рис MJ (1974). «Модель с двойным выхлопом для двойных радиоисточников». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 169 (3): 395–415. Bibcode:1974МНРАС.169..395Б. Дои:10.1093 / мнрас / 169.3.395.
  6. ^ а б Fanaroff, Bernard L .; Райли Джулия М. (май 1974 г.). «Морфология внегалактических радиоисточников высокой и низкой светимости». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 167: 31P – 36P. Bibcode:1974МНРАС.167П..31Ф. Дои:10.1093 / mnras / 167.1.31p.
  7. ^ Оуэн Ф.Н.; Ледлоу MJ (1994). "Разрыв FRI / II и двумерная функция светимости в скоплениях галактик Абелла". В Г.В. Бикнелл; M.A. Dopita; П.Дж. Куинн (ред.). Первый симпозиум Стромло: Физика активных галактик. Серия конференций ASP. 54. Астрономическое общество серии тихоокеанских конференций. п. 319. ISBN  978-0-937707-73-9.
  8. ^ Laing RA; Уздечка AH (2002). «Релятивистские модели и поле скорости струи в радиогалактике 3C31». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 336 (1): 328–57. arXiv:Astro-ph / 0206215. Bibcode:2002МНРАС.336..328Л. Дои:10.1046 / j.1365-8711.2002.05756.x.
  9. ^ Meisenheimer K; Röser H-J; Hiltner PR; Йейтс MG; и другие. (1989). «Синхротронные спектры горячих точек». Астрономия и астрофизика. 219: 63–86. Bibcode:1989 A&A ... 219 ... 63M.
  10. ^ Pratik Dabhade- https://astronomycommunity.nature.com/posts/giant-radio-galaxies-the-cosmic-behemoths
  11. ^ Хардкасл MJ; Birkinshaw M; Кэмерон Р.А.; Harris DE; и другие. (2003). «Напряженность магнитного поля в горячих точках и лепестках трех мощных радиоисточников FRII». Астрофизический журнал. 581 (2): 948–973. arXiv:Astro-ph / 0208204. Bibcode:2002ApJ ... 581..948H. Дои:10.1086/344409.
  12. ^ Крафт РП; Васкес С; Forman WR; Джонс С; и другие. (2003). "Рентгеновское излучение горячего радиолуза ISM и SW близлежащей радиогалактики Центавр A". Астрофизический журнал. 592 (1): 129–146. arXiv:Astro-ph / 0304363. Bibcode:2003ApJ ... 592..129K. Дои:10.1086/375533.
  13. ^ Ледлоу MJ; Оуэн Ф.Н.; Киль WC (1998). "Необычная радиогалактика в Abell 428: большой, мощный источник FR I в хосте с преобладанием диска". Астрофизический журнал. 495 (1): 227–238. arXiv:Astro-ph / 9709213. Bibcode:1998ApJ ... 495..227L. Дои:10.1086/305251.
  14. ^ Бартел П.Д. (1989). «Каждый квазар излучается?». Астрофизический журнал. 336: 606. Bibcode:1989ApJ ... 336..606B. Дои:10.1086/167038.
  15. ^ Laing RA (1988). «Односторонность джетов и деполяризация в мощных внегалактических радиоисточниках». Природа. 331 (6152): 149–151. Bibcode:1988Натура 331..149л. Дои:10.1038 / 331149a0.
  16. ^ Гаррингтон С; Leahy JP; Конвей Р.Г.; Laing RA (1988). «Систематическая асимметрия поляризационных свойств двойных радиоисточников». Природа. 331 (6152): 147–149. Bibcode:1988Натура 331..147Г. Дои:10.1038 / 331147a0.
  17. ^ Saxena A .; Marinello M .; Overzier R.A .; Best P.N .; и другие. (2018). «Открытие радиогалактики на z = 5,72». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 480: 2733. arXiv:1806.01191. Bibcode:2018МНРАС.480.2733С. Дои:10.1093 / mnras / sty1996.
  18. ^ Дэли Р.А.; Джорговский С.Г. (2003). «Независимое от модели определение скорости расширения и ускорения Вселенной как функции красного смещения и ограничений темной энергии». Астрофизический журнал. 597 (1): 9–20. arXiv:astro-ph / 0305197. Bibcode:2003ApJ ... 597 .... 9D. Дои:10.1086/378230.
  19. ^ "Скопление Персея: Чандра" слышит "сверхмассивную черную дыру в Персее". Получено 2008-08-24.
  20. ^ Лихи JP (1993). «DRAGNs». In Röser, HJ; Meisenheimer, K (ред.). Джеты во внегалактических радиоисточниках. Springer-Verlag.

внешняя ссылка