Radio galakse - Radio galaxy

Denne artikkelen handler om typen galakse . For det britiske radionettverket, se The Galaxy Network .
Falske farger av radiogalaksen Centaurus A i nærheten , som viser radio (rød), 24 mikrometer infrarød (grønn) og 0,5-5 keV røntgenstråling (blå). Strålen kan sees å avgi synkrotronstråling i alle tre bølgebåndene. Lappene avgir bare i radiofrekvensområdet, og ser derfor rødt ut. Gass og støv i galaksen avgir termisk stråling i infrarødt . Termisk røntgenstråling fra varm gass og ikke-termisk utslipp fra relativistiske elektroner kan sees i de blå "skallene" rundt flikene, spesielt mot sør (nederst).

Radiogalakser og deres pårørende, radiohøye kvasarer og blazarer , er typer aktive galaktiske kjerner som er svært lysende ved radiobølgelengder , med lysstyrker opptil 10 39 W mellom 10 MHz og 100 GHz. Radioutslippet skyldes synkrotronprosessen . Den observerte struktur i radiostråling er bestemt av samvirket mellom to dyser og det ytre medium, modifisert av virkningene av relativistiske strålende . De vert galakser er nesten utelukkende store elliptiske galakser . Radiostore aktive galakser kan oppdages på store avstander, noe som gjør dem til verdifulle verktøy for observasjonell kosmologi . Nylig har det blitt gjort mye arbeid med effekten av disse objektene på det intergalaktiske mediet , spesielt i galaksegrupper og klynger .

Utslippsprosesser

Den radiostråling fra radioaktive høyt galakser er synkrotron emisjon , som fremgår av dets meget glatt, bredbåndet natur og sterk polarisasjon . Dette innebærer at den radio-mitterende plasma inneholder, i det minste, elektroner med relativistiske hastigheter ( Lorentz faktorer av ~ 10 4 ) og magnetiske felt . Siden plasmaet må være nøytralt, må det også inneholde enten protoner eller positroner . Det er ingen måte å bestemme partikkelinnholdet direkte fra observasjoner av synkrotronstråling. Videre er det ingen måte å bestemme energitettheten i partikler og magnetiske felt fra observasjon: den samme synkrotronemissiviteten kan være et resultat av noen få elektroner og et sterkt felt, eller et svakt felt og mange elektroner, eller noe i mellom. Det er mulig å bestemme en minimum energitilstand som er den minimale energitettheten som et område med en gitt emissivitet kan ha, men i mange år var det ingen spesiell grunn til å tro at de sanne energiene var i nærheten av minimumsenergiene.

En søsterprosess for synkrotronstrålingen er invers-Compton- prosessen, der de relativistiske elektronene samhandler med omgivende fotoner og Thomson sprer dem til høye energier. Invers-Compton-utslipp fra radiohøye kilder viser seg å være spesielt viktig i røntgenstråler, og fordi det bare avhenger av elektronens tetthet, tillater en deteksjon av invers-Compton-spredning et noe modellavhengig estimat av energitettheten i partiklene og magnetfeltene. Dette har blitt brukt for å argumentere for at mange kraftige kilder faktisk er ganske nær minimumsenergitilstanden.

Synkrotronstråling er ikke begrenset til radiobølgelengder: Hvis radiokilden kan akselerere partikler til høy nok energi, kan funksjoner som oppdages i radiobølgelengdene også sees i infrarød , optisk , ultrafiolett eller til og med røntgen . I sistnevnte tilfelle må de ansvarlige elektronene ha energier over 1 TeV i typiske magnetiske feltstyrker. Igjen brukes polarisering og kontinuumspektrum for å skille synkrotronstrålingen fra andre utslippsprosesser. Stråler og hotspots er de vanlige kildene til høyfrekvente synkrotronemisjoner. Det er vanskelig å skille observasjonelt mellom synkrotronen og invers-Compton-stråling, noe som gjør dem til gjenstand for pågående forskning.

Prosesser, samlet kjent som partikkelakselerasjon, produserer populasjoner av relativistiske og ikke-termiske partikler som gir opphav til synkrotron og invers-Compton-stråling. Fermi-akselerasjon er en sannsynlig prosess for akselerasjon av partikler i radioaktive, aktive galakser.

Radiostrukturer

Pseudo-fargebilde av den store radiostrukturen til FRII radiogalaksen 3C98. Lober, jet og hotspot er merket.

Radiogalakser, og i mindre grad, radiohøye kvasarer viser et bredt spekter av strukturer i radiokart. De vanligste storskala strukturene kalles fliker : Dette er doble, ofte ganske symmetriske, omtrent ellipsoide strukturer plassert på hver side av den aktive kjernen. En betydelig minoritet av kilder med lav lysstyrke viser strukturer som vanligvis kalles plumes som er mye mer langstrakte. Noen radiogalakser viser en eller to lange smale funksjoner kjent som jetfly (det mest kjente eksemplet er den gigantiske galaksen M87 i Jomfruhopen ) som kommer direkte fra kjernen og går til lappene. Siden 1970-tallet har den mest aksepterte modellen vært at lappene eller fjærene drives av bjelker av høyenergipartikler og magnetfelt som kommer nær den aktive kjernen. Strålene antas å være de synlige manifestasjonene av bjelkene, og ofte brukes begrepet jet for å referere både til den observerbare egenskapen og til den underliggende strømmen.

Pseudo-fargebilde av den store radiostrukturen til FRI radiogalaksen 3C31 . Stråler og fjær er merket.

I 1974 ble radiokilder delt av Fanaroff og Riley i to klasser, nå kjent som Fanaroff og Riley klasse I (FRI), og klasse II (FRII) . Skillet ble opprinnelig gjort basert på morfologien til det store radioutslippet (typen ble bestemt av avstanden mellom de lyseste punktene i radioemisjonen): FRI-kilder var lyseste mot sentrum, mens FRII-kilder var lyseste i kantene . Fanaroff og Riley observerte at det var et rimelig skarpt skille i lysstyrke mellom de to klassene: FRI var lav lysstyrke, FRII var høy lysstyrke. Med mer detaljerte radioobservasjoner viser morfologien seg å gjenspeile metoden for energitransport i radiokilden. FRI -objekter har vanligvis lyse stråler i midten, mens FRII -er har svake dyser, men lyse hotspots i endene av flikene. FRII ser ut til å være i stand til å transportere energi effektivt til endene av lappene, mens FRI -bjelker er ineffektive i den forstand at de utstråler en betydelig mengde av energien sin mens de reiser.

Mer detaljert avhenger FRI/FRII-divisjonen av vert-galakse-miljøet i den forstand at FRI/FRII-overgangen vises ved høyere lysstyrker i mer massive galakser. Det er kjent at FRI-stråler bremser i områdene der radioutslippet er størst, og det ser derfor ut til at FRI/FRII-overgangen gjenspeiler om en stråle/stråle kan spre seg gjennom vertsgalaksen uten å bli bremset til sub-relativistiske hastigheter ved interaksjon med det intergalaktiske mediet. Fra analyse av relativistiske strålende effekter er det kjent at strålene til FRII -kilder forblir relativistiske (med hastigheter på minst 0,5c) ut til endene av flikene. Hotspots som vanligvis sees i FRII -kilder, tolkes som synlige manifestasjoner av sjokk som dannes når den raske, og derfor supersoniske , strålen (lydens hastighet ikke kan overstige c/√3) brått avsluttes på slutten av kilden, og deres spektrale energifordelinger er i samsvar med dette bildet. Ofte blir flere hotspots sett, noe som gjenspeiler enten fortsatt utstrømning etter sjokket eller bevegelsen av jettermineringspunktet: den totale hotspot -regionen kalles noen ganger hotspot -komplekset.

Navn er gitt til flere bestemte typer radiokilder basert på radiostrukturen:

  • Klassisk dobbel refererer til en FRII -kilde med klare hotspots.
  • Vidvinkelhale refererer normalt til en kilde mellomliggende mellom standard FRI- og FRII-struktur, med effektive stråler og noen ganger hotspots, men med fjær i stedet for fliker, funnet på eller i nærheten av klyngesentrene .
  • Smalvinklet hale eller hodehale-kilde beskriver en FRI som ser ut til å være bøyd av trykk på trykket når den beveger seg gjennom en klynge.
  • Fettdobbel er kilder med diffuse lapper, men verken jetfly eller hotspots. Noen slike kilder kan være relikvier hvis energiforsyning er permanent eller midlertidig slått av.

Livssykluser og dynamikk

De største radiogalakser har lober eller fjær som strekker seg til megaparsek skalaer (mer for gigantiske radiogalakser som 3C236 ), noe som innebærer en tidsskala for vekst i størrelsesorden titalls til hundrevis av millioner av år. Dette betyr at vi, bortsett fra når det gjelder veldig små, veldig unge kilder, ikke kan observere radiokildedynamikk direkte, og derfor må vi ty til teori og slutninger fra et stort antall objekter. Det er klart at radiokilder må begynne i det små og vokse seg større. Når det gjelder kilder med lober, er dynamikken ganske enkel: jetstrålene mater lober, trykket på lappene øker og lappene ekspanderer. Hvor raskt de ekspanderer avhenger av tettheten og trykket til det eksterne mediet. Den høyeste trykkfasen til det eksterne mediet, og dermed den viktigste fasen sett fra dynamikken, er røntgenstrålen som sender ut diffus varm gass. I lang tid ble det antatt at kraftige kilder ville ekspandere supersonisk og presse et sjokk gjennom det eksterne mediet. Imidlertid viser røntgenobservasjoner at det indre lobetrykket til kraftige FRII-kilder ofte er nær det eksterne termiske trykket og ikke mye høyere enn det ytre trykket, slik det ville være nødvendig for supersonisk ekspansjon. Det eneste entydig supersonisk ekspanderende systemet som er kjent, består av de indre lappene til laveffektsradiogalaksen Centaurus A som sannsynligvis er et resultat av et relativt nylig utbrudd av den aktive kjernen.

Vert galakser og miljøer

Disse radiokilder er nesten universelt funnet hostet av elliptiske galakser , men det er en godt dokumentert unntak, nemlig NGC 4151 . Noen Seyfert-galakser viser svake, små radiostråler, men de er ikke radiolysende nok til å bli klassifisert som radiohøye. Slik informasjon som det er om vertsgalakser av radiohøyde kvasarer og blazarer antyder at de også er vert for elliptiske galakser.

Det er flere mulige årsaker til denne meget sterke preferansen for elliptiske. Den ene er at ellipseformene generelt inneholder de mest massive sorte hullene , og derfor er i stand til å drive de mest lysende aktive galakser (se Eddington -lysstyrken ). En annen er at elliptiske mennesker generelt bor i rikere miljøer, og gir et intergalaktisk medium i stor skala for å begrense radiokilden. Det kan også være at de større mengder kald gass i spiralgalakser på en eller annen måte forstyrrer eller kveler en formingsstråle. Til dags dato er det ingen overbevisende enkelt forklaring på observasjonene.

Forenede modeller

De forskjellige typene radioaktive aktive galakser er knyttet sammen av enhetlige modeller. Den viktigste observasjonen som førte til vedtakelse av enhetlige modeller for kraftige radiogalakser og radiohøye kvasarer var at alle kvasarer ser ut til å være strålte mot oss, og viser superluminal bevegelse i kjernene og lyse stråler på siden av kilden nærmest oss ( den Laing-Garrington effekt :). Hvis dette er tilfellet, må det være en populasjon av objekter som ikke stråler mot oss, og siden vi vet at lappene ikke påvirkes av stråling, vil de fremstå som radiogalakser, forutsatt at kvasarkernen er skjult når kilden blir sett side-på. Det er nå akseptert at i det minste noen kraftige radiogalakser har 'skjulte' kvasarer, selv om det ikke er klart om alle slike radiogalakser ville være kvasarer hvis de ble sett fra riktig vinkel. På lignende måte er lav-effekt radiogalakser en sannsynlig overordnet populasjon for BL Lac-objekter .

Bruk av radiogalakser

Fjerne kilder

Radiogalakser og radiohøye kvasarer har blitt mye brukt, spesielt på 80- og 90-tallet, for å finne fjerne galakser: ved å velge basert på radiospektrum og deretter observere vertsgalaksen var det mulig å finne objekter med høy rødskift til beskjeden pris i teleskopet tid. Problemet med denne metoden er at verter av aktive galakser kanskje ikke er typiske for galakser ved rødskift. Tilsvarende har radiogalakser tidligere blitt brukt til å finne fjerntliggende røntgenstråler, men objektive seleksjonsmetoder er nå foretrukket. Den fjerneste radiogalaksen som er kjent for tiden er TGSS J1530+1049, i et rødskift på 5,72.

Standard herskere

Noe arbeid er gjort for å bruke radiogalakser som standardherskere for å bestemme kosmologiske parametere . Denne metoden er full av vanskeligheter fordi størrelsen på en radiogalakse avhenger av både alder og miljø. Når en modell av radiokilden brukes, kan imidlertid metoder basert på radiogalakser gi god overensstemmelse med andre kosmologiske observasjoner.

Påvirkning av miljøet

Uansett om en radiokilde ekspanderer supersonisk eller ikke, må den arbeide mot det eksterne mediet ved å ekspandere, og det legger derfor energi til oppvarming og løft av det eksterne plasmaet. Den minimale energi som er lagret i de fliker av en kraftig radiokilde kan være 10 53 J . Den nedre grensen for arbeidet utført på det eksterne mediet av en slik kilde er flere ganger dette. En god del av den nåværende interessen for radiokilder fokuserer på effekten de må ha i klyngesentrene i dag. Like interessant er deres sannsynlige effekt på strukturdannelse over kosmologisk tid: det antas at de kan gi en tilbakemeldingsmekanisme for å bremse dannelsen av de mest massive objektene.

Terminologi

Mye brukt terminologi er vanskelig nå som det er generelt akseptert at kvasarer og radiogalakser er de samme objektene (se ovenfor ). Akronymet DRAGN (for 'Double Radiosource Associated with Galactic Nucleus') er blitt til, men har ikke tatt av ennå. Ekstragalaktisk radiokilde er vanlig, men kan føre til forvirring, siden mange andre ekstragalaktiske objekter blir oppdaget i radioundersøkelser, spesielt stjerneskudd -galakser . Radiolydende aktiv galakse er utvetydig, og brukes ofte i denne artikkelen.

Se også

Referanser

Eksterne linker