Радиогалактика — это галактика с гигантскими областями радиоизлучения, простирающимися далеко за пределы ее видимой структуры. Эти энергичные радиолепестки питаются струями из ее активного галактического ядра . [1] Они имеют светимость до 10 39 Вт на радиодлинах от 10 МГц до 100 ГГц. [2] Радиоизлучение обусловлено синхротронным процессом . Наблюдаемая структура радиоизлучения определяется взаимодействием между парными струями и внешней средой, измененной эффектами релятивистского излучения . Хозяйские галактики — это почти исключительно большие эллиптические галактики . Радиогромкие активные галактики могут быть обнаружены на больших расстояниях, что делает их ценными инструментами для наблюдательной космологии . В последнее время было проделано много работы по влиянию этих объектов на межгалактическую среду , особенно в группах и скоплениях галактик .
Термин «радиогалактика» часто используется для обозначения всей системы струй, а не только ее галактики-хозяина. Некоторые ученые считают термин «система струй черной дыры» более точным и менее запутанным. [3] [4] Радиогалактики, достигающие размера около 0,7 мегапарсека или более, обычно называются «гигантскими радиогалактиками». [5]
Радиоизлучение от радиоактивных галактик является синхротронным излучением , как следует из его очень гладкой, широкополосной природы и сильной поляризации . Это подразумевает, что радиоизлучающая плазма содержит, по крайней мере, электроны с релятивистскими скоростями ( факторы Лоренца ~10 4 ) и магнитные поля . Поскольку плазма должна быть нейтральной, она также должна содержать либо протоны , либо позитроны . Не существует способа определить содержание частиц непосредственно из наблюдений синхротронного излучения. Более того, нет способа определить плотности энергии в частицах и магнитных полях из наблюдений: одна и та же синхротронная излучательная способность может быть результатом нескольких электронов и сильного поля, или слабого поля и многих электронов, или чего-то среднего. Можно определить минимальное энергетическое условие, которое является минимальной плотностью энергии, которую может иметь область с заданной излучательной способностью, но в течение многих лет не было особых оснований полагать, что истинные энергии были где-то вблизи минимальных энергий. [6]
Родственным процессом синхротронного излучения является процесс обратного Комптона , в котором релятивистские электроны взаимодействуют с окружающими фотонами и Томсон рассеивает их до высоких энергий. Обратное Комптоновское излучение от радиогромких источников оказывается особенно важным в рентгеновских лучах [7] , и, поскольку оно зависит только от плотности электронов, обнаружение обратного Комптоновского рассеяния позволяет получить несколько зависящую от модели оценку плотностей энергии в частицах и магнитных полях. Это использовалось для доказательства того, что многие мощные источники на самом деле довольно близки к условию минимальной энергии.
Синхротронное излучение не ограничивается радиоволнами: если радиоисточник может ускорять частицы до достаточно высоких энергий, особенности, которые обнаруживаются в радиоволнах, могут также наблюдаться в инфракрасном , оптическом , ультрафиолетовом или даже рентгеновском диапазонах . В последнем случае ответственные электроны должны иметь энергию, превышающую 1 ТэВ в типичных значениях напряженности магнитного поля. Опять же, поляризация и непрерывный спектр используются для различения синхротронного излучения от других процессов излучения. Струи и горячие точки являются обычными источниками высокочастотного синхротронного излучения. Трудно отличить наблюдательно синхротронное и обратно-комптоновское излучение, что делает их предметом текущих исследований.
Процессы, известные как ускорение частиц, производят популяции релятивистских и нетепловых частиц, которые порождают синхротронное и обратное комптоновское излучение. Ускорение Ферми является одним из вероятных процессов ускорения частиц в радиогромких активных галактиках.
Радиогалактики и, в меньшей степени, радиогромкие квазары демонстрируют широкий спектр структур на радиокартах. Наиболее распространенные крупномасштабные структуры называются долями : это двойные, часто довольно симметричные, примерно эллипсоидальные структуры, размещенные по обе стороны от активного ядра. Значительное меньшинство источников с низкой светимостью демонстрирует структуры, обычно известные как шлейфы , которые гораздо более вытянуты. Некоторые радиогалактики показывают одну или две длинные узкие особенности, известные как джеты (самый известный пример — гигантская галактика M87 в скоплении Девы ), исходящие непосредственно из ядра и идущие к долям. С 1970-х годов [8] [9] наиболее широко принятой моделью было то, что доли или шлейфы питаются пучками высокоэнергетических частиц и магнитного поля, исходящими из-под активного ядра. Считается, что джеты являются видимыми проявлениями пучков, и часто термин джет используется для обозначения как наблюдаемой особенности, так и лежащего в основе потока.
В 1974 году Бернард Фанарофф и Джулия Райли разделили радиоисточники на два класса, теперь известные как класс I Фанароффа и Райли (FRI) и класс II (FRII) . [10] Первоначально различие было сделано на основе морфологии крупномасштабного радиоизлучения (тип определялся расстоянием между самыми яркими точками в радиоизлучении): источники FRI были самыми яркими по направлению к центру, в то время как источники FRII были самыми яркими по краям. Фанарофф и Райли заметили, что между двумя классами существует достаточно резкое разделение по светимости : FRI были низкой светимости, FRII были высокой светимости. [10] При более подробных радионаблюдениях морфология, как оказалось, отражает метод переноса энергии в радиоисточнике. Объекты FRI обычно имеют яркие струи в центре, в то время как FRII имеют слабые струи, но яркие горячие точки на концах долей. Лучи FRII, по-видимому, способны эффективно транспортировать энергию к концам лепестков, в то время как лучи FRI неэффективны в том смысле, что они излучают значительную часть своей энергии по мере своего перемещения.
Более подробно, разделение FRI/FRII зависит от среды родительской галактики в том смысле, что переход FRI/FRII появляется при более высокой светимости в более массивных галактиках. [11] Известно, что струи FRI замедляются в областях, в которых их радиоизлучение наиболее яркое, [12] и поэтому кажется, что переход FRI/FRII отражает, может ли струя/луч распространяться через родительскую галактику, не замедляясь до субрелятивистских скоростей из-за взаимодействия с межгалактической средой. Из анализа эффектов релятивистского излучения известно, что струи источников FRII остаются релятивистскими (со скоростями не менее 0,5c) вплоть до концов долей. Горячие точки, которые обычно видны в источниках FRII, интерпретируются как видимые проявления ударных волн, образующихся, когда сверхзвуковая струя внезапно обрывается в конце источника, и их спектральные распределения энергии согласуются с этой картиной. [13] Часто можно увидеть несколько горячих точек, отражающих либо продолжающийся отток после ударной волны, либо перемещение точки окончания струи: общая область горячих точек иногда называется комплексом горячих точек.
Названия даны нескольким конкретным типам радиоисточников на основе их радиоструктуры:
Крупнейшие радиогалактики имеют доли или шлейфы, простирающиеся до масштабов мегапарсек (больше в случае гигантских радиогалактик [14], таких как 3C236 ), что подразумевает временную шкалу роста порядка десятков-сотен миллионов лет. Это означает, что, за исключением случая очень маленьких, очень молодых источников, мы не можем наблюдать динамику радиоисточников напрямую, и поэтому должны прибегнуть к теории и выводам из большого количества объектов. Очевидно, что радиоисточники должны начинаться с малого и расти больше. В случае источников с долями динамика довольно проста: [8] струи питают доли, давление долей увеличивается, и доли расширяются. То, как быстро они расширяются, зависит от плотности и давления внешней среды. Фаза самого высокого давления внешней среды и, следовательно, самая важная фаза с точки зрения динамики, - это рентгеновское излучение диффузного горячего газа. Долгое время предполагалось, что мощные источники будут расширяться сверхзвуково, проталкивая ударную волну через внешнюю среду. Однако рентгеновские наблюдения показывают, что внутренние давления в долях мощных источников FRII часто близки к внешним тепловым давлениям и не намного выше внешних давлений, которые требуются для сверхзвукового расширения. [15] Единственная известная однозначно сверхзвуково расширяющаяся система состоит из внутренних долей маломощной радиогалактики Центавр А , которые, вероятно, являются результатом сравнительно недавней вспышки активного ядра. [16]
Эти радиоисточники почти повсеместно находятся в эллиптических галактиках , хотя есть одно хорошо документированное исключение, а именно NGC 4151. [ 17] Некоторые сейфертовские галактики показывают слабые, небольшие радиоструи, но они недостаточно радиояркие, чтобы их можно было классифицировать как радиогромкие. Такая информация, которая есть о родительских галактиках радиогромких квазаров и блазаров, предполагает, что они также находятся в эллиптических галактиках.
Существует несколько возможных причин такого сильного предпочтения эллиптических галактик. Одна из них заключается в том, что эллиптические галактики обычно содержат самые массивные черные дыры , и поэтому способны питать энергией самые яркие активные галактики (см. светимость Эддингтона ). Другая причина заключается в том, что эллиптические галактики обычно обитают в более богатых средах, обеспечивая крупномасштабную межгалактическую среду для ограничения радиоисточника. Также может быть, что большее количество холодного газа в спиральных галактиках каким-то образом нарушает или подавляет формирующуюся струю. На сегодняшний день нет убедительного единого объяснения для наблюдений.
Различные типы радиогромких активных галактик связаны унифицированными моделями. Ключевым наблюдением, которое привело к принятию унифицированных моделей для мощных радиогалактик и радиогромких квазаров, было то, что все квазары кажутся направленными к нам, показывая сверхсветовое движение в ядрах [18] и яркие струи на стороне источника, ближайшего к нам ( эффект Лэйнга-Гаррингтона : [19] [20] ). Если это так, должна быть популяция объектов, не направленных к нам, и, поскольку мы знаем, что доли не подвержены влиянию излучения, они будут выглядеть как радиогалактики, при условии, что ядро квазара закрыто, когда источник виден сбоку. В настоящее время 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. Аналогичным образом, маломощные радиогалактики являются вероятной родительской популяцией для объектов BL Lac .
Радиогалактики и радиогромкие квазары широко использовались, особенно в 80-х и 90-х годах, для поиска далеких галактик: выбирая на основе радиоспектра и затем наблюдая за родительской галактикой, можно было найти объекты с высоким красным смещением при умеренных затратах времени телескопа. Проблема с этим методом заключается в том, что хозяева активных галактик могут быть нетипичны для галактик с их красным смещением. Аналогично, радиогалактики в прошлом использовались для поиска далеких рентгеновских излучающих скоплений, но сейчас предпочтительны методы беспристрастного отбора. Самая далекая радиогалактика, известная в настоящее время, — TGSS J1530+1049 с красным смещением 5,72. [21]
Была проделана некоторая работа по попытке использовать радиогалактики в качестве стандартных линеек для определения космологических параметров . Этот метод сопряжен с трудностями, поскольку размер радиогалактики зависит как от ее возраста, так и от ее окружения. Однако, когда используется модель радиоисточника, методы, основанные на радиогалактиках, могут дать хорошее согласие с другими космологическими наблюдениями. [22]
Независимо от того, расширяется ли радиоисточник сверхзвуково или нет, он должен совершать работу против внешней среды при расширении, и поэтому он вкладывает энергию в нагревание и подъем внешней плазмы. Минимальная энергия, запасенная в долях мощного радиоисточника, может составлять 10 53 Дж . Нижний предел работы, выполняемой таким источником над внешней средой, в несколько раз больше. Значительная часть текущего интереса к радиоисточникам сосредоточена на эффекте, который они должны оказывать в центрах скоплений в настоящее время. [23] Не менее интересным является их вероятное влияние на формирование структуры в течение космологического времени: считается, что они могут обеспечивать механизм обратной связи для замедления формирования самых массивных объектов.
Широко используемая терминология теперь неудобна, поскольку общепризнано, что квазары и радиогалактики — это одни и те же объекты (см. выше). Аббревиатура DRAGN (от «Double Radiosource Associated with Galactic Nucleus») была придумана Патриком Лихи в 1993 году и используется до сих пор. [24] [25] Внегалактический радиоисточник — распространенное явление, но оно может привести к путанице, поскольку в радиообзорах обнаруживается множество других внегалактических объектов, в частности, галактики со вспышкой звездообразования . Радиоактивная галактика — это однозначное понятие, поэтому она часто используется в этой статье.
