Радио галактика - Radio galaxy

Бұл мақала түрі туралы галактика. Ұлыбританияның радио желісі үшін қараңыз Galaxy желісі.
Жалған түсті жақын жердегі галактиканың бейнесі Centaurus A, көрсету радио (қызыл), 24 микрометр инфрақызыл (жасыл) және 0,5-5 keV Рентген эмиссия (көк). Реактивті сәуле шығаратын көрінеді синхротронды сәулелену үш толқын жолағында да. Бөлшектер радиожиілік диапазонында ғана шығарылады, сондықтан қызыл болып көрінеді. Галактикадағы газ бен шаң шығарады жылу сәулеленуі ішінде инфрақызыл. Ыстық газдың жылулық рентгендік сәулеленуі және релятивистік электрондардың жылулық емес сәулеленуі лобтардың айналасындағы, әсіресе оңтүстікке (төменгі) көк түсті «қабықшалардан» көрінеді.

Радио галактикалар және олардың туыстары радио арқылы квазарлар және blazars, түрлері болып табылады белсенді галактикалық ядролар олар өте жарқырайды радиотолқын ұзындығы, жарықтығы 10-ға дейін39 W 10 МГц пен 100 ГГц аралығында.[1] Радио эмиссиясы байланысты синхротронды процесс. Радио-эмиссиядағы байқалатын құрылым егіздердің өзара әрекеттесуімен анықталады реактивті ұшақтар және әсерінен өзгертілген сыртқы орта релятивистік сәулелену. The галактикалар тек қана үлкен эллиптикалық галактикалар. Радио-қатты белсенді галактикаларды үлкен қашықтықта анықтауға болады, бұл оларды құнды құралдарға айналдырады бақылау космологиясы. Жақында осы объектілердің әсерлері бойынша көп жұмыс жасалды галактикалық орта, әсіресе галактика топтары мен кластерлері.

Эмиссия процестері

The радио эмиссиясы радиоактивті белсенді галактикалардан синхротронды эмиссия, оның өте тегіс, кең жолақты табиғатынан және мықты екенінен көрінеді поляризация. Бұл радио шығаратындығын білдіреді плазма құрамында, кем дегенде, электрондар бірге релятивистік жылдамдықтар (Лоренц факторлары ~ 104) және магнит өрістері. Плазма бейтарап болуы керек болғандықтан, оның құрамында екеуі де болуы керек протондар немесе позитрондар. Синхротронды сәулеленудің бақылауларынан бөлшектердің құрамын тікелей анықтау әдісі жоқ. Сонымен қатар, бақылаудан алынған бөлшектердегі және магнит өрістеріндегі энергияның тығыздығын анықтауға мүмкіндік жоқ: бірдей синхротрондық сәуле шығару қабілеті бірнеше электрондар мен күшті өрістің, немесе әлсіз өріс пен көптеген электрондардың, немесе олардың арасындағы нәрсе нәтижесінде болуы мүмкін. Минималды энергетикалық жағдайды анықтауға болады, ол берілген эмиссиялық коэффициенті бар аймақ болуы мүмкін энергияның минималды тығыздығы, бірақ көптеген жылдар бойы шынайы энергиялар минималды энергияларға жақын жерде болатындығына нақты себеп болған жоқ.[2]

Синхротронды сәулеленудің сіңлілі процесі болып табылады кері-Комптон процесс, онда релятивистік электрондар қоршаған ортаның фотондарымен және Томсон шашыраңқы оларды жоғары қуатқа. Радио-қатты көздерден кері-комптондық сәуле шығару рентген сәулесінде ерекше маңызды болып шығады,[3] және бұл тек электрондардың тығыздығына байланысты болғандықтан, кері-Комптонның шашырауын анықтау бөлшектер мен магнит өрістеріндегі энергия тығыздығын модельге тәуелді бағалауға мүмкіндік береді. Бұл көптеген қуатты көздер минималды энергетикалық жағдайға жақын екенін дәлелдеу үшін қолданылды.

Синхротронды сәулелену тек радиотолқын ұзындығымен шектелмейді: егер радио көзі бөлшектерді жеткілікті жоғары энергияға дейін үдете алса, радиотолқын ұзындығында анықталатын ерекшеліктерді инфрақызыл, оптикалық, ультрафиолет немесе тіпті Рентген. Екінші жағдайда жауапты электрондардың энергиясы 1-ден асуы керек ТВ магнит өрісінің әдеттегі күштерінде. Синхротронды сәулеленуді басқа эмиссия процестерінен ажырату үшін поляризация және континуумды спектр қолданылады. Jets және ыстық нүктелер - синхротронды жоғары жиілікті эмиссияның әдеттегі көзі. Синхротронды және кері-комптондық сәулеленуді бақылаушы түрде ажырату қиын, оларды үнемі зерттеудің тақырыбына айналдырады.

Бөлшектердің үдеуі деп аталатын процестер релятивистік және термиялық емес бөлшектердің популяциясын тудырады, олар синхротронды және кері-Комптонды сәулеленуді тудырады. Ферми үдеуі - бұл радиоактивті белсенді галактикалардағы бөлшектердің жеделдеу үдерісі.

Радио құрылымдар

Жалған түс FRII 3C98 радиогалактикасының ауқымды радио құрылымының бейнесі. Лобтар, реактивті және ыстық нүктелер таңбаланған.

Радио галактикалар және аз дәрежеде радио-қатты квазарлар радиокарталарда көптеген құрылымдарды көрсетеді. Кең таралған ауқымды құрылымдар деп аталады лобтар: бұл белсенді ядроның екі жағында орналасқан қосарланған, көбінесе жеткілікті симметриялы, эллипсоидты құрылымдар. Жарықтылығы төмен көздердің едәуір аз бөлігі құрылымдарды ұсынады, олар әдетте белгілі шелектер олар әлдеқайда ұзартылған. Кейбір радиогалактикалар бір немесе екі ұзын тар ерекшеліктерін көрсетеді реактивті ұшақтар (ең танымал мысал - бұл галактика M87 ішінде Бикештер кластері ) тікелей ядродан келіп, лобтарға барады. 1970 жылдардан бастап,[4][5] ең көп қабылданған модель - бұл лобтар немесе шлейфтер электрмен қоректенеді сәулелер белсенді ядроға жақын келетін жоғары энергетикалық бөлшектер мен магнит өрісі. Ағындар сәулелердің көрінетін көріністері және көбінесе термин деп саналады реактивті бақыланатын ерекшелікке де, астындағы ағынға да сілтеме жасау үшін қолданылады.

Жалған түс ФРИ радио галактикасының ауқымды радио құрылымының бейнесі 3C31. Ағындар мен шұлықтар таңбаланған.

1974 жылы радио көздері бөлінді Фанароф және Райли екі классқа бөлінді, қазір олар белгілі Фанароф пен Райли I сынып (FRI) және II сынып (FRII).[6] Айырмашылық бастапқыда ауқымды радиосәуле шығарудың морфологиясына сүйене отырып жасалды (түрі радио сәулеленудің ең жарқын нүктелері арасындағы қашықтыққа байланысты анықталды): FRI көздері орталыққа, ал FRII көздері шеттеріне қарай ең жарқын болды . Фанарофф пен Райли байқады, бұл өте өткір бөліну болды жарқырау екі кластың арасында: ФРИ жарықтылығы аз, ФРІІ жоғары жарықтылығы болды.[6] Неғұрлым егжей-тегжейлі радиобақылау кезінде морфология радио көзінде энергия тасымалдау әдісін көрсетеді. FRI нысандарының ортасында әдетте жарқын ағындар болады, ал FRII-де әлсіз реактивтер болады, бірақ жарқын ыстық нүктелер лобтардың ұштарында. FRII сәулелері энергияны лобтардың ұшына дейін тиімді тасымалдауға қабілетті болып көрінеді, ал FRI сәулелері олар жүру кезінде энергияның едәуір бөлігін сәулелендіру мағынасында тиімсіз.

Толығырақ айтсақ, FRI / FRII бөлінуі иелік-галактикалық ортаға байланысты, FRI / FRII ауысуы үлкен массивтік галактикаларда жоғары жарықтылықта пайда болады.[7] FRI реактивті ұшақтары олардың радиациялық сәулеленуі күшті аймақтарда баяулайтыны белгілі,[8] сондықтан FRI / FRII ауысуы реактивті / сәуленің галактикааралық ортамен өзара әрекеттесу арқылы суб-релятивистік жылдамдыққа дейін баяуламай, хост галактикасы арқылы тарала алатынын көрсетеді. Релятивистік сәулелену эффектілерін талдаудан, FRII көздерінің ағындары лобтардың соңына дейін релятивистік болып қалады (жылдамдығы кем дегенде 0,5c). Әдетте FRII ақпарат көздерінде көрінетін ыстық нүктелер көрінетін көріністер ретінде түсіндіріледі күйзелістер ораза болған кезде қалыптасады, демек дыбыстан жоғары, реактивті (дыбыс жылдамдығы c / √3 аспауы керек) көздің соңында кенеттен аяқталады және олардың спектрлік энергия үлестірімдері осы суретке сәйкес келеді.[9] Көбінесе бірнеше ыстық нүктелер көрінеді, олар соққылардан кейін немесе реактивті тоқтату нүктесінің қозғалысынан кейін жалғасуын көрсетеді: жалпы ыстық нүкте аймағын кейде ыстық нүктелер кешені деп атайды.

Радио құрылымының негізінде бірнеше белгілі бір радио көздерінің түрлеріне атаулар беріледі:

  • Классикалық дубль ыстық ошақтары бар FRII көзіне сілтеме жасайды.
  • Кең бұрышты құйрық Әдетте стандартты FRI мен FRII құрылымы арасындағы тиімді ағындармен, кейде ыстық нүктелермен, бірақ орталықтарында немесе жанында орналасқан лобтармен емес шелектермен қайнар көзге сілтеме жасайды. кластерлер.
  • Тар бұрышты құйрық немесе Құйрық көзі иілген тәрізді FRI-ді сипаттайды қошқар қысымы ол кластер арқылы қозғалғанда.
  • Май екі еселенеді диффузды лобтармен қайнар көздер болып табылады, бірақ реактивті де, ыстық нүктелер де емес Кейбір осындай көздер болуы мүмкін жәдігерлер энергиямен жабдықтау тұрақты немесе уақытша өшірілген.

Өмірлік циклдар мен динамика

Ең үлкен радио галактикаларда лобтар немесе түтіктер бар мегапарсек таразылар (үлкен радио галактикалар жағдайында көбірек[10] сияқты 3C236 ), ондаған-жүздеген миллион жылдықтардың өсуінің уақыт шкаласын білдіреді. Бұл дегеніміз, өте кішкентай, өте жас көздерден басқа, біз радио көздерінің динамикасын тікелей бақылай алмаймыз, сондықтан көптеген объектілерден теория мен қорытынды жасауға жүгіну керек. Радио көздері кішіден басталып, ұлғаюы керек екені анық. Лобтары бар көздер жағдайында динамика өте қарапайым:[4] ағындар лобтарды тамақтандырады, лобтардың қысымы жоғарылайды және лобтар кеңейеді. Олардың қаншалықты тез кеңеюі сыртқы ортаның тығыздығы мен қысымына байланысты. Сыртқы ортаның ең жоғары қысымды фазасы, демек, динамика тұрғысынан алғанда ең маңызды фаза - бұл рентген сәулеленетін диффузиялық ыстық газ. Ұзақ уақыт бойы қуатты көздер дыбыстан жылдам кеңейеді деп болжанған болатын шок сыртқы орта арқылы. Алайда, рентгендік бақылаулар көрсеткендей, қуатты FRII көздерінің ішкі лоб қысымы сыртқы термиялық қысымға жақын және дыбыстан жоғары кеңею үшін қажет болатындай сыртқы қысымнан онша көп емес.[11] Дыбыстан жоғары кеңейтетін жалғыз белгілі жүйе аз қуатты радио галактиканың ішкі қабықшаларынан тұрады Centaurus A бұл, мүмкін, белсенді ядроның салыстырмалы түрде жақында пайда болуы.[12]

Хостинг галактикалары мен орталары

Бұл радио көздері барлық жерде дерлік кездеседі орналастырылды арқылы эллиптикалық галактикалар дегенмен, бір жақсы құжатталған ерекшелік бар, атап айтқанда NGC 4151.[13] Кейбіреулер Сейферт галактикалары әлсіз, кішігірім радио ағындарын көрсетіңіз, бірақ олар радиоқабылдағыш ретінде жіктелетіндей жарық сәулелі емес. Мұндай радионың негізгі галактикалары туралы ақпарат бар квазарлар және blazars оларды эллиптикалық галактикалар да орналастырады деп болжайды.

Бұл эллиптиктерге деген өте қатты артықшылықтың бірнеше себептері болуы мүмкін. Біреуі - эллиптиктердің ішіндегі ең массиві қара саңылаулар және сондықтан ең жарқыраған белсенді галактикаларға қуат беруге қабілетті (қараңыз) Эддингтонның жарықтығы ). Тағы біреуі - эллиптикалар, әдетте, ауқымды көлемді қамтамасыз ететін бай орталарда өмір сүреді галактикалық орта радио көзін шектеу. Сондай-ақ, суық газдың көп мөлшері болуы мүмкін спиральды галактикалар қандай да бір жолмен қалыптастырушы реактивті ағынды бұзады немесе тұншықтырады. Бүгінгі күнге дейін бақылауларға арналған бірде-бір түсініктеме жоқ.

Бірыңғай модельдер

Радио-қатты белсенді галактикалардың әртүрлі типтері бірыңғай модельдермен байланысты. Қуатты радио галактикалар мен радиодан қатты квазарлардың бірыңғай модельдерін қабылдауға әкеп соқтырған басты байқау барлық квазарлардың бізге бағытталғаны көрінеді суперлуминальды қозғалыс өзектерде[14] және бізге жақын көздің жағында жарқын ұшақтар ( Лаинг-Гаррингтон әсері:[15][16]). Егер бұл жағдай болса, онда бізге сәуле түсірілмеген объектілердің популяциясы болуы керек, және біз лобтарға сәуленің әсер етпейтінін білетіндіктен, олар көзі көрінген кезде квазар ядросы жасырын болған жағдайда, олар радио галактикалар түрінде көрінер еді. жанынан. Қазір, ең болмағанда, кейбір қуатты радио галактикалардың квадраттары «жасырылған» екендігі қабылданды, дегенмен, егер ондай радиакалактикалардың барлығы тік бұрышпен қаралса квазар болатындығы белгісіз. Дәл сол сияқты, қуаты аз радио галактикалар ата-аналық популяция болып табылады BL Lac нысандары.

Радио галактикалардың қолданылуы

Алыс ақпарат көздері

Радио галактикалар мен радиодан қатты квазарлар, әсіресе 80-90 жылдары алыстағы галактикаларды табуда кеңінен қолданылды: радиоспектр негізінде таңдап, содан кейін хост галактикасын бақылап, биіктікте объектілерді табуға болады. қызыл ауысу телескоп уақытында қарапайым шығындармен. Бұл әдістің проблемасы мынада: белсенді галактикалардың иелері галактикаларға қызыл жылжу кезінде тән болмауы мүмкін. Сол сияқты, бұрын радиакалактикалар алыс рентген сәулесін шығаратын кластерлерді табуда қолданылған, бірақ қазіргі таңда әділ таңдау әдісі қолданылуда. Қазіргі уақытта белгілі ең алыс радио галактика TGSS J1530 + 1049, а қызыл ауысу 5.72.[17]

Стандартты билеушілер

Радио галактикаларды қалай қолдануға болатыны туралы біраз жұмыс жасалды стандартты билеушілер анықтау космологиялық параметрлер. Бұл әдіс қиындықтарға толы, өйткені радиогалактиканың мөлшері оның жасына да, қоршаған ортасына да байланысты. Радио көзінің моделін қолданған кезде, радиокалактикаларға негізделген әдістер басқа космологиялық бақылаулармен жақсы келісім жасай алады.[18]

Қоршаған ортаға әсері

Радио көзі дыбыстан жылдам кеңейе ме, жоқ па, ол кеңеюде сыртқы ортаға қарсы жұмыс істеуі керек, сондықтан ол сыртқы плазманы жылытуға және көтеруге энергияны жұмсайды. Қуатты радио көзінің лобтарында жинақталған минималды энергия 10 болуы мүмкін53 Дж. Мұндай көздің сыртқы ортада жасаған жұмысының төменгі шегі бұдан бірнеше есе көп. Қазіргі кездегі радио көздеріне деген қызығушылық олардың кластерлердің қазіргі кездегі әсеріне бағытталған.[19] Космологиялық уақыт ішінде олардың құрылымның пайда болуына әсер етуі бірдей қызықты: олар ең массивтік нысандардың түзілуін баяулататын кері байланыс механизмін ұсына алады деп ойлайды.

Терминология

Кең қолданыстағы терминология қазіргі кезде квазарлар мен радио галактикалар бірдей объектілер болып саналатындықтан ыңғайсыз (қараңыз) жоғарыда ). Қысқарған сөз ҰЗАТУ ('Галактикалық ядросымен байланысты қос радиосурет' ') ұсынылды.[20]бірақ әлі көтерілмеген. Экстрагалактикалық радио көзі жиі кездеседі, бірақ шатасуға әкелуі мүмкін, өйткені көптеген басқа экстрагалактикалық нысандар радиобақылау кезінде анықталады жұлдызды галактикалар. Радио-қатты белсенді галактика бірмәнді және осы мақалада жиі қолданылады.

Сондай-ақ қараңыз

Пайдаланылған әдебиеттер

  1. ^ FANAROFF-RILEY классификациясы
  2. ^ Бербидж, Г (1956). «Messier 87 синхротронды сәулеленуі туралы». Astrophysical Journal. 124: 416. Бибкод:1956ApJ ... 124..416B. дои:10.1086/146237.
  3. ^ Croston JH; Hardcastle MJ; Харрис ДЕ; Belsole E; т.б. (2005). «FRII радио көздеріндегі магнит өрісінің күші мен бөлшектердің рентгендік зерттеуі». Astrophysical Journal. 626 (2): 733–47. arXiv:astro-ph / 0503203. Бибкод:2005ApJ ... 626..733C. дои:10.1086/430170.
  4. ^ а б Scheuer, PAG (1974). «Орталық объектіден үздіксіз энергиямен жабдықталатын экстрагалактикалық радио көздерінің модельдері». Корольдік астрономиялық қоғам туралы ай сайынғы хабарламалар. 166 (3): 513–528. Бибкод:1974MNRAS.166..513S. дои:10.1093 / mnras / 166.3.513.
  5. ^ Бландфорд RD; Рис МДж (1974). «Қосарланған радио көздеріне арналған» қосарланған «модель». Корольдік астрономиялық қоғам туралы ай сайынғы хабарламалар. 169 (3): 395–415. Бибкод:1974MNRAS.169..395B. дои:10.1093 / mnras / 169.3.395.
  6. ^ а б Фанарофф, Бернард Л .; Райли Джулия М. (мамыр 1974). «Жарықтықтың жоғары және төмен экстрагалактикалық радио көздерінің морфологиясы». Корольдік астрономиялық қоғам туралы ай сайынғы хабарламалар. 167: 31P – 36P. Бибкод:1974MNRAS.167P..31F. дои:10.1093 / mnras / 167.1.31б.
  7. ^ Оуэн Ф.Н.; Ledlow MJ (1994). «FRI / II үзілісі және галактикалардың Абель кластерлеріндегі екі шамалы жарқырау функциясы». Г.В. Бикнелл; М.А.Допита; П.Ж. Куинн (ред.) Бірінші стромло симпозиумы: белсенді галактикалар физикасы. ASP конференциялар сериясы. 54. Тынық мұхит астрономиялық қоғамы конференциялар сериясы. б. 319. ISBN  978-0-937707-73-9.
  8. ^ La RA; Bridle AH (2002). «Релятивистік модельдер және 3С31 радио галактикасындағы реактивті жылдамдық өрісі». Корольдік астрономиялық қоғам туралы ай сайынғы хабарламалар. 336 (1): 328–57. arXiv:astro-ph / 0206215. Бибкод:2002MNRAS.336..328L. дои:10.1046 / j.1365-8711.2002.05756.x.
  9. ^ Мейзенгеймер К; Röser H-J; Hiltner PR; Йейтс МГ; т.б. (1989). «Радио-ыстық нүктелердің синхротронды спектрлері». Астрономия және астрофизика. 219: 63–86. Бибкод:1989A & A ... 219 ... 63M.
  10. ^ Пратик Дабхаде- https://astronomycommunity.nature.com/posts/giant-radio-galaxies-the-cosmic-behemoths
  11. ^ Hardcastle MJ; Биркиншоу М; Кэмерон Р.А.; Харрис ДЕ; т.б. (2003). «Үш қуатты FRII радио көздерінің ыстық нүктелері мен лобтарындағы магнит өрісінің кернеулігі». Astrophysical Journal. 581 (2): 948–973. arXiv:astro-ph / 0208204. Бибкод:2002ApJ ... 581..948H. дои:10.1086/344409.
  12. ^ Kraft RP; Васкес С; Forman WR; Джонс С; т.б. (2003). «Жақын орналасқан Centaurus A радиокалактикасының ыстық ISM және SW радиобөлшегінен рентген сәулеленуі». Astrophysical Journal. 592 (1): 129–146. arXiv:astro-ph / 0304363. Бибкод:2003ApJ ... 592..129K. дои:10.1086/375533.
  13. ^ Ледлов МДж; Оуэн Ф.Н.; Кил WC (1998). «Abell 428-дегі әдеттен тыс радио галактика: дискіде басым хостта үлкен, қуатты FR I көзі». Astrophysical Journal. 495 (1): 227–238. arXiv:astro-ph / 9709213. Бибкод:1998ApJ ... 495..227L. дои:10.1086/305251.
  14. ^ Barthel PD (1989). «Әрбір квазар сәулеленген бе?». Astrophysical Journal. 336: 606. Бибкод:1989ApJ ... 336..606B. дои:10.1086/167038.
  15. ^ Laing RA (1988). «Қуатты экстрагалактикалық радио көздеріндегі реактивті реакциялар және деполяризация». Табиғат. 331 (6152): 149–151. Бибкод:1988 ж.31..149L. дои:10.1038 / 331149a0.
  16. ^ Гаррингтон С; Leahy JP; Conway RG; Laing RA (1988). «Қосарланған радио көздерінің поляризациялық қасиеттеріндегі жүйелік асимметрия». Табиғат. 331 (6152): 147–149. Бибкод:1988 ж.33..147G. дои:10.1038 / 331147a0.
  17. ^ Саксена А .; Маринелло М .; Оверцье Р.А .; Үздік P.N .; т.б. (2018). «Z = 5.72 кезінде радио галактиканың ашылуы». Корольдік астрономиялық қоғам туралы ай сайынғы хабарламалар. 480: 2733. arXiv:1806.01191. Бибкод:2018MNRAS.480.2733S. дои:10.1093 / mnras / sty1996.
  18. ^ Дэйли РА; Джорговский С.Г. (2003). «Әлемнің кеңеюі мен үдеу жылдамдығын модельге тәуелсіз анықтау, қараңғы энергияға қызыл ауысу мен шектеулер функциясы ретінде». Astrophysical Journal. 597 (1): 9–20. arXiv:astro-ph / 0305197. Бибкод:2003ApJ ... 597 .... 9D. дои:10.1086/378230.
  19. ^ «Персей кластері: Чандра» Персейдегі супермассивті қара тесікті естиді «. Алынған 2008-08-24.
  20. ^ Leahy JP (1993). «DRAGNs». Розерде, H-J; Мейзенгеймер, К (редакция.) Экстрагалактикалық радио көздеріндегі реактивтер. Шпрингер-Верлаг.

Сыртқы сілтемелер