Радио галактикалар және олардың қасиеттері

Кіріспе

Радио толқындарының ұзындығында өте жарқын болатын белсенді галактика түрі. Галактиканың түрі.

Радиогалактика – көзге көрінетін құрылысынан әлдеқайда асып түсетін алып радиоэмиссия аймақтарына ие галактика. Бұл қуатты радиоқалқандар галактиканың белсенді ядросынан шығатын ағындармен қуаттанады. Олардың радио толқындарының ұзындығы 10 МГц және 100 ГГц аралығында 1039 Вт-қа дейін жарық береді. Радиоэмиссия синхротрон процесіне байланысты. Радиоэмиссияның байқалатын құрылымы екі ағынның сыртқы ортамен өзара әрекеттесуімен анықталады және релятивистік эффектілермен өзгереді. Қонақ галактикалар көбінесе ірі эллипстік галактикалар болып табылады. Радиоактивті белсенді галактикаларды үлкен қашықтықтардан анықтауға болады, бұл оларды байқау космологиясы үшін құнды құралға айналдырады. Соңғы уақытта осы нысандардың галактикааралық ортаға, әсіресе галактикалар тобы мен шоғырларына тигізетін әсері зерттелді. Алционеус – 5 мегапарсек (16×106 жарық жылы) көлемді радиолобтар құрылымы бар, ең үлкен радиолобтары бар деп анықталған, төменгі қоздыру радиогалактикасы. Салыстыру үшін, басқа да ұқсас өлшемдегі алып радиогалактика – 3C 236, оның радиолобтары 15 миллион жарық жылына жетеді. Алып радиогалактика – орталық галактиканың супермассивті қара тесігімен қуатталатын релятивистік ағындар арқылы пайда болатын радиолобтардың болуымен сипатталатын ерекше класс. Алып радиогалактикалар қалыпты радиогалактикалардан айырмашылығы, олар әлдеқайда үлкен масштабқа дейін кеңейе алады, бірнеше мегапарсекке дейін жетеді, бұл олардың қонақ галактикаларының диаметрінен әлдеқайда үлкен.

Эмиссия процестері

Радио қатты белсенді галактикалардан шығатын радио сәулесі – синхротрон сәулесі, бұл оның өте тегіс, кең спектрлі сипаты мен жоғары поляризациясынан көрінеді. Бұл радио сәуле шығаратын плазмада кем дегенде релятивистік жылдамдықпен қозғалатын электрондар (Лоренц коэффициенті ~104) және магниттік өрістер бар екенін көрсетеді. Плазма нейтралды болуы керек болғандықтан, онда протон немесе позитрон да болуы тиіс. Синхротрон сәулесін бақылау арқылы бөлшектердің құрамын тікелей анықтау мүмкін емес. Сонымен қатар, бөлшектер мен магниттік өрістердегі энергия тығыздықтарын бақылаудан анықтауға болмайды: бірдей синхротрон эмиссиясы бірнеше электрон мен күшті өрістің, немесе әлсіз өріс пен көптеген электрондардың, немесе олардың аралық жағдайдың нәтижесі болуы мүмкін. Белгілі бір эмиссияға ие аймақтың ең төменгі энергия тығыздығын анықтауға болады, бірақ көп жылдар бойы нақты энергиялар ең төменгі энергияға жақын деп есептеуге ешқандай себеп болған жоқ. Синхротрон сәулесіне ұқсас процесс – кері Комптон процесі, онда релятивистік электрондар қоршаған фотондармен өзара әрекеттесіп, Томсон шашырауы арқылы оларды жоғары энергияға жеткізеді. Радио қатты көздерден шығатын кері Комптон сәулесі әсіресе рентген сәулелерінде маңызды болып табылады, және ол электрондардың тығыздығына ғана байланысты болғандықтан, кері Комптон шашырауын анықтау бөлшектер мен магниттік өрістердегі энергия тығыздықтарын модельге тәуелді түрде бағалауға мүмкіндік береді. Бұл көптеген қуатты көздердің шын мәнінде ең төменгі энергия жағдайына жақын екенін дәлелдеу үшін қолданылды. Синхротрон сәулесі радио толқын ұзындығымен ғана шектелмейді: егер радио көзі бөлшектерді жеткілікті жоғары энергияға үдетсе, радио толқын ұзындығында анықталған ерекшеліктер инфрақызыл, оптикалық, ультракөк сәуле немесе тіпті рентген сәулелерінде де көрінуі мүмкін. Соңғы жағдайда, жауапты электрондардың энергиясы әдеттегі магниттік өріс күшінде 1 ТэВ-тан асып түсуі керек. Тағы да, поляризация және үздік спектр синхротрон сәулесін басқа сәуле шығару процестерінен ажырату үшін қолданылады. Жеттер мен қызу нүктелері – жоғары жиілікті синхротрон сәулесінің негізгі көздері. Синхротрон және кері Комптон сәулесін байқау арқылы ажырату қиын, сондықтан олар үздіксіз зерттеулердің нысаны болып табылады. Бөлшектерді үдету деп аталатын процестер релятивистік және термиялық емес бөлшектердің популяцияларын жасайды, олар синхротрон және кері Комптон сәулесін тудырады. Ферми үдетілуі – радио қатты белсенді галактикалардағы мүмкін бөлшектерді үдету процестерінің бірі.

The radio emission from radio loud active galaxies is synchrotron emission, as inferred from its very smooth, broad band nature and strong polarization. This implies that the radio emitting plasma contains, at least, electrons with relativistic speeds (Lorentz factors of ~104) and magnetic fields. Since the plasma must be neutral, it must also contain either protons or positrons. There is no way of determining the particle content directly from observations of synchrotron radiation. Moreover, there is no way to determine the energy densities in particles and magnetic fields from observation: the same synchrotron emissivity may be a result of a few electrons and a strong field, or a weak field and many electrons, or something in between. It is possible to determine a minimum energy condition which is the minimum energy density that a region with a given emissivity can have, but for many years there was no particular reason to believe that the true energies were anywhere near the minimum energies. A sister process to the synchrotron radiation is the inverse Compton process, in which the relativistic electrons interact with ambient photons and Thomson scatter them to high energies. Inverse Compton emission from radio loud sources turns out to be particularly important in X rays, and, because it depends only on the density of electrons, a detection of inverse Compton scattering allows a somewhat model dependent estimate of the energy densities in the particles and magnetic fields. This has been used to argue that many powerful sources are actually quite near the minimum energy condition. Synchrotron radiation is not confined to radio wavelengths: if the radio source can accelerate particles to high enough energies, features that are detected in the radio wavelengths may also be seen in the infrared, optical, ultraviolet or even X ray. In the latter case the responsible electrons must have energies in excess of 1 TeV in typical magnetic field strengths. Again, polarization and continuum spectrum are used to distinguish the synchrotron radiation from other emission processes. Jets and hotspots are the usual sources of high frequency synchrotron emission. It is hard to distinguish observationally between the synchrotron and inverse Compton radiation, making them a subject of ongoing research. Processes, collectively known as particle acceleration, produce populations of relativistic and non thermal particles that give rise to synchrotron and inverse Compton radiation. Fermi acceleration is one plausible particle acceleration process in radio loud active galaxies.

Өмір циклдары мен динамикасы

Ең үлкен радиогалактикалардың мегапарсектік масштабқа дейін созылатын лобтары немесе қауырсындары бар (3C236 сияқты алып радиогалактикалар жағдайында одан да көп), бұл олардың өсу уақытының ондағаннан жүздеген миллион жылға дейін созылатынын көрсетеді. Демек, өте кішкентай және жас радио көздерін қоспағанда, радио көздерінің динамикасын тікелей бақылау мүмкін емес, сондықтан біз теорияға және көптеген объектілерден алынған қорытындыларға жүгінуіміз керек. Әрине, радио көздері кішкентайдан басталып, үлкендей түсуі керек. Лобтары бар көздердің динамикасы салыстырмалы түрде қарапайым: дыбыс жылдамдығынан асып түсетін кеңеюдің жалғыз анық мысалы – төмен қуатты радиогалактика Centaurus A-ның ішкі лобтары, олар белсенді ядроның салыстырмалы түрде жақында болған күшті шығарылысының нәтижесі болуы мүмкін.

Үйші галактикалар мен орталары

Бұл радио көздері көбінесе эллипстік галактикаларда кездеседі, бірақ бір жақсы құжатталған ерекшелік бар, атап айтқанда NGC 4151. Кейбір Сейферт галактикаларында әлсіз, кішкентай радио ағындары байқалады, бірақ олар радио-көзге толу деңгейіне жетпейді. Радио-көзге толатын квазарлар мен блазарлардың ие галактикалары туралы бар ақпарат, олардың да эллипстік галактикаларда орналасқанын көрсетеді. Эллипстік галактикаға деген осындай айқын бейімділіктің бірнеше себебі болуы мүмкін. Бірі – эллипстік галактикаларда әдетте ең ірі қара тесіктер болады, сондықтан олар ең жарқын белсенді галактикаларды қуаттандыруға қабілетті (Эддингтонның жарықтығына қараңыз). Тағы бір себебі – эллипстік галактикалар көбінесе бай ортада орналасқан, бұл радио көзін шектейтін кең ауқымды галактикааралық ортаны қамтамасыз етеді. Спиральді галактикалардағы суық газдың көп мөлшері жаңадан пайда болатын ағынды бұзуы немесе тоқтатуы мүмкін. Қазіргі уақытқа дейін, осы байқауларға толыққанды түсіндірме табылмады.

Бірыңғай үлгілер

Радиодыбысты белсенді галактикалардың әртүрлі түрлері біріктірілген модельдермен байланысты. Қуатты радиогалактикалар мен радио қатты квазарлар үшін біріктірілген модельдерді қабылдауға себеп болған маңызды байқау – барлық квазарлар бізге қарай бағытталған сәуле түрінде көрінеді, олардың ядроларында жарықтан асып түсетін қозғалыс және көздің бізге ең жақын жағында жарқын ағындар байқалады (Лейн-Гаррингтон эффектісі). Егер осылай болса, онда бізге қарай сәулеленбейтін нысандар тобы болуы керек. Біз жасушалардың сәулеленуге ұшырамайтынын білеміз, сондықтан квазар ядросы көзді бүйінен қарағанда жасырылған жағдайда, олар радиогалактикалар ретінде көрінеді. Қазіргі таңда, қуатты радиогалактикалардың кейбіреулерінде «жасырылған» квазарлар бар екені қабылданды, бірақ барлық мұндай радиогалактикалар дұрыс бұрыштан қарағанда квазарлар болатыны әлі анық емес. Сол сияқты, төмен қуатты радиогалактикалар BL Lac нысандарының болу мүмкіндігін қамтамасыз етеді.

Қашықтағы көздер

Радиогалактикалар мен радиоқуатты квазарлар, әсіресе 80-90 жылдары, алыс галактикаларды табу үшін кеңінен қолданылды: радиоспектр бойынша іріктеу арқылы, содан кейін қабылдаушы галактиканы бақылау мүмкіндігі, телескоп уақытын үнемді пайдалана отырып, жоғары қызыл жылжудағы объектілерді табуға болатын. Алайда, бұл әдістің мәселесі – белсенді галактикалардың қабылдаушылары өздерінің қызыл жылжуындағы галактикаларға тән емес болуы мүмкін. Бұрын радиогалактикалар алыстағы рентген сәулелендіретін шоқтарды табу үшін қолданылған, бірақ қазіргі кезде бейтарап іріктеу әдістері басымдыққа ие. Қазіргі таңдағы ең алыс радиогалактика – TGSS J1530+1049, оның қызыл жылжуы 5,72-ге тең.

Стандартты билік

Космологиялық параметрлерді анықтау үшін радиогалактикаларды стандартты өлшеуіштер ретінде қолдануға қатысты белгілі бір жұмыстар атқарылды. Бұл әдіс көптеген қиындықтарға толы, себебі радиогалактиканың мөлшері оның жасына да, ортасына да байланысты. Бірақ радио көзінің моделі қолданылған жағдайда, радиогалактикаларға негізделген әдістер басқа космологиялық байқаулармен сәйкес келе алады.

Қоршаған ортаға әсері

Радио көзінің дыбыс жылдамдығынан жоғары кеңеюіне қарамастан, ол кеңейген кезде сыртқы ортаға қарсы жұмыс істеуі керек, сондықтан ол сыртқы плазманы қыздыруға және көтеруге энергия жұмсайды. Күшті радио көзінің лобтарында сақталатын ең аз энергия 1053 Дж болуы мүмкін. Мұндай көздің сыртқы ортаға атқаратын жұмысының ең төменгі шегі осыдан бірнеше есе артық. Қазіргі уақытта радио көздерге артылған назардың көп бөлігі олардың кластерлердің орталықтарында қазіргі кезде қандай әсер ететініне байланысты. Олардың космологиялық уақыт бойынша құрылымның қалыптасуына тигізетін ықтимал әсері де қызығушылық тудырады: олар ең массивті объектілердің қалыптасуын баяулату үшін кері байланыс механизмін ұсынуы мүмкін деп есептеледі.

Терминология

Кең таралған терминология қазір қиын, себебі квазарлар мен радиогалактикалардың бірдей нысандар екені қабылданды (жоғарыда қараңыз). DRAGN (Галактикалық ядромен байланысты қос радио көз) деген аббревиатураны Патрик Лихи 1993 жылы ойлап тапқан және қазір қолданыста. Галактикадан тыс радио көздері жиі кездеседі, бірақ олар шатастыруға әкелуі мүмкін, себебі радио зерттеулерде көптеген басқа галактикадан тыс объектілер де анықталады, әсіресе жұлдыздық жарылыс галактикалары. Радиода белсенді галактика нақтырақ, сондықтан осы мақалада көбінесе қолданылады.