Википедија

Radio galaksija

врста активне галаксије која је веома светла на радио таласним дужинама

Radio galaksija kao i blazar je astronomski objekat a predstavlja vrstu aktivne galaksije velike luminoznosti u radio delu spektra. Luminoznost može da im poraste i do 1039 W odnosno interval između 10 MHz i 100 GHz a za to je zahvalno sinhrotrono kretanje čestica u džetovima. Te čestice se kreću relativistički. Ove galaksije najčešće nisu toliko svetle u vidljivom delu spektra.

Slika u lažnoj boji obližnje radio galaksije Centaurus A, koja prikazuje radio (crveno), infracrvenu od 24 mikrometra (zeleno) i rendgensku emisiju od 0,5-5 keV (plavo). Može se videti da mlaz emituje sinhrotronsko zračenje u sva tri talasna opsega. Režnjevi emituju samo u radiofrekventnom opsegu i stoga izgledaju crveno. Gas i prašina u galaksiji emituju toplotno zračenje u infracrvenom spektru. Toplotno rendgensko zračenje vrelog gasa i netermalna emisija relativističkih elektrona mogu se videti u plavim 'ljuskama' oko režnjeva, posebno na jugu (dole).

Po morfološkom obliku, ove galaksije su najčešće velike eliptične galaksije (pogledati Hablova viljuška). Za kosmologe predstavljaju pravo blago jer su velike luminoznosti i kad su daleko. Trenutno se najviše istražuju uticaji radio galaksija na ostale galaksije u galaktičnim jatima.

Proces emitovanja radio zračenja uredi

Emitovanje radio zračenja je sinhrotronski karakteristično po snažnoj polarizaciji. Ovo implicira da radio-emitujuća plazma sadrži, najmanje, elektrone sa relativističkim brzinama (Lorencovi faktori od ~104) i magnetna polja. Pošto plazma mora biti neutralna, ona takođe mora da sadrži protone ili pozitrone. Ne postoji način da se odredi sadržaj čestica direktno iz posmatranja sinhrotronskog zračenja. Štaviše, ne postoji način da se iz posmatranja odrede gustine energije u česticama i magnetnim poljima: ista sinhrotronska emisivnost može biti rezultat nekoliko elektrona i jakog polja, ili slabog polja i mnogo elektrona, ili nešto između. Moguće je odrediti minimalni energetski uslov koji predstavlja minimalnu gustinu energije koju region sa datom emisivnošću može da ima, ali mnogo godina nije bilo posebnog razloga da se veruje da su prave energije bile blizu minimalnih energija.[1]

Sestrinski proces sinhrotronskog zračenja je inverzno-Komptonov proces, u kome relativistički elektroni interaguju sa ambijentalnim fotonima i Tomsonovo rasejavanje ih dovodi do visokih energija. Pokazalo se da je inverzno-Komptonova emisija iz radio-glasnih izvora posebno važna u području rendgenskih zraka,[2] i, kako zavisi samo od gustine elektrona, detekcija inverznog komptonovog rasejanja omogućava donekle zavisnu od modela procenu gustine energije u česticama i magnetnim poljima. Ovo je korišćeno da se tvrdi da su mnogi moćni izvori zapravo prilično blizu uslova minimalne energije.

Radio strukture uredi

 
Slika u pseudo boji radio strukture velikih razmera FRII radio galaksije 3C98. Režnjevi, mlaz i žarište su označeni.

Radio galaksije i u manjoj meri radio-glasni kvazari prikazuju širok spektar struktura na radio mapama. Najčešće strukture velikih razmera nazivaju se režnjevi: to su dvostruke, često prilično simetrične, grubo elipsoidne strukture postavljene sa obe strane aktivnog jezgra. Značajna manjina izvora niske luminoznosti pokazuje strukture koje su obično poznate kao perjanice koje su mnogo izduženije. Neke radio galaksije pokazuju jednu ili dve dugačke uske karakteristike poznate kao mlaznice (najpoznatiji primer je džinovska galaksija M87 u jatu Device) koje dolaze direktno iz jezgra i idu u režnjeve. Od 1970-ih,[3][4] najšire prihvaćen model je da se režnjevi ili perjanice napajaju snopovima visokoenergetskih čestica i magnetnog polja koji dolaze iz blizine aktivnog jezgra. Veruje se da su mlaznice vidljive manifestacije snopa, a često se termin mlaza koristi da se odnosi i na vidljivu karakteristiku i na osnovni tok.

 
Slika u pseudo-boji velike radio strukture FRI radio galaksije 3C31. Mlazovi i pera su označeni.

Godine 1974, Fanarof i Rajli su podelili radio izvore u dve klase, sada poznate kao Fanarof i Rajlijeva класа I (FRI) и класа II (FRII).[5] Razlika je prvobitno napravljena na osnovu morfologije radio emisije velike skale (tip je određen rastojanjem između najsjajnijih tačaka u radio emisiji): FRI izvori su bili najsjajniji prema centru, dok su FRII izvori bili najsjajniji na ivicama. Fanarof i Rajli su primetili da postoji prilično oštra podela u luminoznosti između ove dve klase: FRI su bili slabog osvetljenja, dok su FRII bili visokog osvetljenja.[5] Sa detaljnijim radio posmatranjima, ispostavilo se da morfologija odražava način prenosa energije u radio izvoru. FRI objekti obično imaju svetle mlazove u centru, dok FRII imaju slabe mlaznice, ali svetle žarišne tačke na krajevima režnjeva. Čini se da su FRII u stanju da efikasno transportuju energiju do krajeva režnjeva, dok su FRI snopovi neefikasni u smislu da zrače značajnu količinu svoje energije dok putuju.

Detaljnije, podela FRI/FRII zavisi od okruženja galaksije domaćina u smislu da se prelaz FRI/FRII pojavljuje pri većoj luminoznosti u masivnijim galaksijama.[6] Poznato je da FRI mlazovi usporavaju u regionima u kojima je njihova radio emisija najsjajnija,[7] te se čini da FRI/FRII tranzicija odražava da li mlaz/snop može da se širi kroz galaksiju domaćina bez usporavanja do subrelativističkih brzina interakcijom sa međugalaktičkim sredinom. Iz analize relativističkih efekata snopa, poznato je da mlazovi FRII izvora ostaju relativistički (sa brzinama od najmanje 0,5c) do krajeva režnjeva. Vruće tačke koje se obično vide u FRII izvorima tumače se kao vidljive manifestacije šokova nastalih kada se brz, a samim tim i supersonični mlaz (brzina zvuka ne može preći c/√3) naglo prestane na kraju izvora, i njihove spektralne raspodele energije su u skladu sa ovom slikom.[8] Često se vidi više žarišta, što odražava ili nastavak odliva nakon udara ili pomeranje tačke završetka mlaza: celokupni region žarišta se ponekad naziva kompleks žarišta.

Životni ciklusi i dinamike uredi

Džetovi najvećih radio galaksija mogu biti dugački i po par megaparseka (primer takve radio galaksije je 3C236)[9] a da bi takav džet nastao potrebno je deset do par stotina miliona godina. To znači da, osim u slučaju veoma malih, veoma mladih izvora, ne može se direktno posmatrati dinamika radio izvora, te se mora pribegavati teoriji i zaključcima iz velikog broja objekata. Jasno je da radio izvori moraju početi od malih i rasti. U slučaju izvora sa režnjevima, dinamika je prilično jednostavna:[3] mlaznice hrane režnjeve, pritisak režnjeva se povećava i režnjevi se šire. Koliko se brzo šire zavisi od gustine i pritiska spoljašnjeg medija. Faza najvišeg pritiska spoljašnjeg medijuma, a samim tim i najvažnija faza sa stanovišta dinamike, je rendgenski zrak koji emituje difuzni vrući gas. Dugo vremena se pretpostavljalo da će se moćni izvori nadzvučno širiti, gurajući šok kroz spoljašnji medij. Međutim, rendgenska zapažanja pokazuju da su unutrašnji pritisci moćnih FRII izvora često bliski spoljnim toplotnim pritiscima i nisu mnogo veći od spoljašnjih pritisaka, što bi bilo potrebno za nadzvučno širenje.[10] Jedini poznati sistem koji se nedvosmisleno nadzvučno širi sastoji se od unutrašnjih režnjeva radio galaksije male snage Centajurusa A koji su verovatno rezultat relativno nedavnog izbijanja aktivnog jezgra.[11]

Domaćine galaksije i okruženja uredi

These radio sources are almost universally found hosted by elliptical galaxies, though there is one well-documented exception, namely NGC 4151.[12] Some Seyfert galaxies show weak, small radio jets, but they are not radio-luminous enough to be classified as radio-loud. Such information as there is about the host galaxies of radio-loud quasars and blazars suggests that they are also hosted by elliptical galaxies.

There are several possible reasons for this very strong preference for ellipticals. One is that ellipticals generally contain the most massive black holes, and so are capable of powering the most luminous active galaxies (see Eddington luminosity). Another is that ellipticals generally inhabit richer environments, providing a large-scale intergalactic medium to confine the radio source. It may also be that the larger amounts of cold gas in spiral galaxies in some way disrupts or stifles a forming jet. To date there is no compelling single explanation for the observations.

Unificirani modeli uredi

Različite vrste radio-glasnih aktivnih galaksija su povezane ujedinjenim modelima. Ključno zapažanje koje je dovelo do usvajanja objedinjenih modela za moćne radio galaksije i radio-glasne kvazare bilo je da se čini da su svi kvazari usmereni ka nama, pokazujući superluminalno kretanje u jezgrima[13] i svetle mlazove na strani najbližeg izvora. nama (Lajng-Garingtonov efekat:[14][15]). Ako je to slučaj, mora postojati populacija objekata koji se ne zrače prema nama, a pošto znamo da režnjevi nisu pogođeni zračenjem, oni bi se pojavili kao radio galaksije, pod uslovom da je jezgro kvazara zamagljeno kada se vidi izvor bočno na. Sada je prihvaćeno da barem neke moćne radio galaksije imaju 'skrivene' kvazare, mada nije jasno da li bi sve takve radio galaksije bile kvazari ako se posmatraju iz pravog ugla. Na sličan način, radio galaksije male snage su verovatna roditeljska populacija za BL Lak objekte.

Vrste galaksija uredi

Ovi radio izvori skoro uvek se nalaze samo u eliptičnim galaksijama mada ima izuzetaka. Velike Sejfertove galaksije, slične kvazarima ponekad poseduju male džetove koji zrače u radio delu spektra.

Postoji više razloga zašto se radio džetovi javljaju samo kod eliptičnih galaksija. Jedan od razloga je da one imaju najveće crne rupe u središtu pa mogu da proizvedu najluminoznije džetove. A takođe, bogate su zvezdanim materijalom pa crna rupa ima od čega da se "hrani".

Reference uredi

  1. ^ Burbidge, G (1956). „On synchrotron radiation from Messier 87”. Astrophysical Journal. 124: 416. Bibcode:1956ApJ...124..416B. doi:10.1086/146237. 
  2. ^ Croston JH; Hardcastle MJ; Harris DE; Belsole E; et al. (2005). „An X-ray study of magnetic field strengths and particle content in FRII radio sources”. Astrophysical Journal. 626 (2): 733—47. Bibcode:2005ApJ...626..733C. S2CID 10241874. arXiv:astro-ph/0503203  . doi:10.1086/430170. 
  3. ^ a b Scheuer, PAG (1974). „Models of extragalactic radio sources with a continuous energy supply from a central object”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 166 (3): 513—528. Bibcode:1974MNRAS.166..513S. doi:10.1093/mnras/166.3.513  . 
  4. ^ Blandford RD; Rees MJ (1974). „A 'twin-exhaust' model for double radio sources”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 169 (3): 395—415. Bibcode:1974MNRAS.169..395B. doi:10.1093/mnras/169.3.395  . 
  5. ^ a b Fanaroff, Bernard L.; Riley Julia M. (maj 1974). „The morphology of extragalactic radio sources of high and low luminosity”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 167: 31P—36P. Bibcode:1974MNRAS.167P..31F. doi:10.1093/mnras/167.1.31p  . 
  6. ^ Owen FN; Ledlow MJ (1994). „The FRI/II Break and the Bivariate Luminosity Function in Abell Clusters of Galaxies”. Ur.: G.V. Bicknell; M.A. Dopita; P.J. Quinn. The First Stromlo Symposium: The Physics of Active Galaxies. ASP Conference Series. 54. Astronomical Society of the Pacific Conference Series. str. 319. ISBN 978-0-937707-73-9. 
  7. ^ Laing RA; Bridle AH (2002). „Relativistic models and the jet velocity field in the radio galaxy 3C31”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 336 (1): 328—57. Bibcode:2002MNRAS.336..328L. S2CID 17253191. arXiv:astro-ph/0206215  . doi:10.1046/j.1365-8711.2002.05756.x. 
  8. ^ Meisenheimer K; Röser H-J; Hiltner PR; Yates MG; et al. (1989). „The synchrotron spectra of radio hotspots”. Astronomy and Astrophysics. 219: 63—86. Bibcode:1989A&A...219...63M. 
  9. ^ Pratik Dabhade- https://astronomycommunity.nature.com/posts/giant-radio-galaxies-the-cosmic-behemoths
  10. ^ Hardcastle MJ; Birkinshaw M; Cameron RA; Harris DE; et al. (2003). „Magnetic field strengths in the hotspots and lobes of three powerful FRII radio sources”. Astrophysical Journal. 581 (2): 948—973. Bibcode:2002ApJ...581..948H. S2CID 15207553. arXiv:astro-ph/0208204  . doi:10.1086/344409. 
  11. ^ Kraft RP; Vázquez S; Forman WR; Jones C; et al. (2003). „X-ray emission from the hot ISM and SW radio lobe of the nearby radio galaxy Centaurus A”. Astrophysical Journal. 592 (1): 129—146. Bibcode:2003ApJ...592..129K. S2CID 16971626. arXiv:astro-ph/0304363  . doi:10.1086/375533. 
  12. ^ Ledlow MJ; Owen FN; Keel WC (1998). „An Unusual Radio Galaxy in Abell 428: A Large, Powerful FR I Source in a Disk-dominated Host”. Astrophysical Journal. 495 (1): 227—238. Bibcode:1998ApJ...495..227L. S2CID 18712724. arXiv:astro-ph/9709213  . doi:10.1086/305251. 
  13. ^ Barthel PD (1989). „Is every quasar beamed?”. Astrophysical Journal. 336: 606. Bibcode:1989ApJ...336..606B. doi:10.1086/167038. 
  14. ^ Laing RA (1988). „The sidedness of jets and depolarization in powerful extragalactic radio sources”. Nature. 331 (6152): 149—151. Bibcode:1988Natur.331..149L. S2CID 45906162. doi:10.1038/331149a0. 
  15. ^ Garrington S; Leahy JP; Conway RG; Laing RA (1988). „A systematic asymmetry in the polarization properties of double radio sources”. Nature. 331 (6152): 147—149. Bibcode:1988Natur.331..147G. S2CID 4347023. doi:10.1038/331147a0. 

Spoljašnje veze uredi

 
Radio galaksija na Vikimedijinoj ostavi.
Preuzeto iz „https://sr.wikipedia.org/w/index.php?title=Радио_галаксија&oldid=27543171”