Radiogalaxy

Radiogalaxy je galaxie ve kterém se většina energie emitované nepochází z komponent „normální“ galaxie ( hvězdy , prach , mezihvězdného plynu , atd.). Je to jedna ze šesti hlavních kategorií aktivních galaxií .

Energie radiogalaxies je vysílán hlavně do oblasti radiových vln od synchrotronové záření , ale v závislosti na typu radiogalaxy, může to být také difundovat prostřednictvím širokého elektromagnetického spektra . Teoretický standardní model tvrdí, že energie je generována supermasivní černou dírou o hmotnosti 10 6 až 10 10 solárních hmot .

Rádiové galaxie byly nebo jsou používány k detekci vzdálených galaxií nebo jako standardní vládce .

Proces vydávání

Synchrotronové záření

Tyto rádiové vlny vysílané aktivních galaxií jsou kvůli synchrotronové záření, který vytváří velmi výrazný, široký a intenzivní emisních čar, stejně jako silné polarizace . To znamená, že plazma je zdrojem emise těchto rádiových vln a že musí obsahovat elektrony s relativistickou rychlostí, která by pocházela z akrečního disku a intenzivního magnetického pole podobného tomu, které produkuje supermasivní černá díra.

Za předpokladu neutrality plazmy musí také obsahovat buď protony nebo pozitrony . Neexistuje způsob, jak určit obsah částice přímo na základě pozorování synchrotronového záření. Kromě toho neexistuje způsob, jak ze stejných pozorování určit energetickou hustotu částic a také magnetické pole. Například stejná emise synchrotronu může být například výsledkem malého množství elektronů a silného pole, slabého pole s velkým množstvím elektronů nebo něčeho mezi tím.

Ačkoli je možné určit minimální hustotu energie, kterou může region mít při dané emisivitě , neexistuje žádný zvláštní důvod se domnívat, že skutečné energetické hodnoty mohou ležet poblíž hodnot minimální energie.

Synchrotronové záření se neomezuje pouze na vlnové délky rádiových vln. Ve skutečnosti emise světla způsobuje, že elektrony ztrácejí energii během procesu synchrotronového záření, zpomalují se, což má za následek snížení frekvence emitovaného světla. Vzhledem k tomu, že elektrony emitují na všech frekvencích ( infračervené , ultrafialové nebo dokonce v rentgenových paprskech), jejich záření poté nemá vrchol emisivity. Jednoho dne všechny tyto elektrony skončí na nízkých frekvencích, ale opacita elektronů Postará se o přerozdělení energie, která nakonec dá energii okolním elektronům. Tyto takzvané energetické elektrony emitují vysokofrekvenční (rádiové) světlo. To má za následek „dobíjení“ střední části spektra v nevýhodu nízkých frekvencí.

Tyto trysky a horké skvrny jsou obvyklé zdroje vysokofrekvenčního záření synchrotron.

Inverzní Comptonův rozptyl

Proces podobný synchrotronovému záření je proces reverzního Comptonova rozptylu , při kterém relativistické elektrony interagují s okolními fotony a rozptylují je Thomsonovým rozptylem. Ukázalo se, že inverzní Comptonova emise ze zdrojů rádiového šumu je u rentgenových paprsků obzvláště důležitá, a protože záleží pouze na hustotě elektronů, detekce inverzního Comptonova rozptylu umožňuje odhad poněkud závislého modelu hustoty energie v v magnetických polích. To bylo použito k argumentu, že mnoho výkonných zdrojů je ve skutečnosti docela blízko minimálnímu energetickému požadavku.

Obecně se pozoruje, že polarizace a spojité spektrum odlišují synchrotronové záření od jiných emisních procesů. Je však obtížné odlišit synchrotronové záření od reverzního Comptonova rozptylu pomocí pozorování.

Zrychlení částic

Procesy, běžně známé jako zrychlení částic, produkují relativistické, netepelné populace částic, které zvyšují synchrotron a reverzní Comptonovo záření. Zrychlení Fermiho je pravděpodobné, zrychlení v procesu přenosu galaxií aktivní rádiového hlučné .

Struktura a vývoj

Základní struktura

Rádiové galaxie a radio hlučné kvasary vykazují širokou škálu rádiových struktur. Nejběžnější velkoplošné struktury, které mohou dosáhnout rozsahů řádu mega parseků (Mpc) a nacházejí se velmi daleko od viditelné části galaxie, se nazývají „rádiové laloky“: jsou dvojité, často symetrické a mají zhruba elipsoidní struktura umístěná na jedné ze dvou stran aktivního jádra. Tato symetrická struktura je vytvořena vysunutím hmoty přicházející z jádra, ale elektrony tvořící tyto laloky nemohou pocházet z jádra, protože by byly dlouho zbaveny své energie, což vysvětluje, proč musí být elektrony neustále urychlovány uvnitř. regionech. Významná menšina zdrojů slabého osvětlení vykazuje struktury běžně známé jako „peří“, které jsou mnohem protáhlejší.

Některé radiogalaxie ukazují jednu nebo dvě úzké linie známé jako „trysky“ (nejznámějším příkladem je obří galaxie M87 ležící v kupě Panny ) přicházející přímo z jádra a směřující k rádiovým lalokům (lze určit směr paprsku, buď momentem hybnosti osy disku nebo osou otáčení černé díry). Od roku 1970 je nejuznávanějším modelem pro rádiové laloky nebo peří, které mají být poháněny paprsky vysoce energetických částic a magnetickým polem blížícím se aktivnímu jádru. Trysky jsou popsány jako viditelný projev paprsků, takže termín jet se používá pro pozorovatelné prvky i pro podkladové toky.

Specifická struktura

V roce 1974, rádiové zdroje byly rozděleny do 2 skupin podle Bernarda Fanaroff  (en) a Julia Riley  (en) . Původně bylo toto rozlišení založeno na morfologii rozsáhlých rozhlasových vysílání (typ byl určen vzdáleností mezi nejjasnějšími body rozhlasového vysílání):

Fanaroff a Riley pozorují, že mezi těmito dvěma třídami existuje rozumně ostrý rozdíl v jasu : FRI mají nízký jas, zatímco FRII mají vysoký jas.

Při podrobnějších rádiových pozorováních se zjistilo, že morfologie odráží metodu přenosu energie rádiových zdrojů. Typické objekty FRI mají světlé trysky ve středu, zatímco FRII mají slabé trysky a jasná horká místa na koncích svých laloků. Ukázalo se, že FRII jsou schopné účinně přenášet energii na konce svých laloků, zatímco paprsky FRI jsou neúčinné v tom smyslu, že při cestování vydávají značné množství své energie.

Specificky dělení FRI / FRII závisí na prostředí hostitelské galaxie, takže přechody mezi FRI a FRII se objevují při větší svítivosti ve hmotnějších galaxiích. Je známo, že trysky IRF zpomalují v oblastech, kde je jejich rozhlasové vysílání nejjasnější. Přechod z FRI na FRII by odrážel, že se paprsek nebo paprsek může šířit hostitelskou galaxií, aniž by byl zpomalen na subrelativistickou rychlost interakcemi s mezigalaktickým médiem. Podle analýzy účinků relativistického paprsku je známo, že proudy zdrojů FRII zůstávají relativizované (s rychlostí alespoň 0,5 c ) zvenčí až do konce rádiových laloků. Horká místa, která se obvykle vyskytují ve zdrojích FRII, se interpretují jako viditelné projevy rázových vln vznikajících při rychlých, a proto nadzvukových proudech (rychlost zvuku nesmí překročit ), které na konci zdroje náhle ukončí svůj směr a jejich spektrální distribuce energie jsou na tomto obrázku konzistentní. Ve většině případů je viditelných několik horkých míst, které se odrážejí buď kontinuálním tokem po výboji, nebo pohybem koncového bodu paprsku; globální oblast hot spotů se někdy nazývá komplex hot spotů.

Školení a rozvoj

Podle současných modelů jsou radiogalaxie zpočátku malé a postupem času se zvětšují. V případě těch, kteří mají rádiové laloky, je dynamika relativně jednoduchá: trysky napájejí rádiové laloky, zvyšuje se jejich tlak a tím se zvětšuje velikost rádiových laloků. Rychlost růstu pak závisí na hustotě a tlaku vnějšího média.

Větší radiogalaxie, jako je 3C 346 , mají rádiové laloky nebo peří táhnoucí se na vzdálenost řádově MPC. To by znamenalo období „růstu“ deset až sto milionů let .

Typy

Můžeme vytvořit 4 typy radiogalaxií pomocí klasifikace Fanaroff a Riley  :

Podle jednoho modelu lze přistupovat k různým typům hlučných a rádiem tichých aktivních galaxií. Jelikož tedy blazary , rádiové galaxie a radiošumové kvasary produkují silné rádiové emise vyžadující existenci trysek, můžeme tyto tři typy objektů redukovat na jednotný model.

Podle tohoto modelu (prezentovaného naproti) je střed tohoto objektu obsazen supermasivní černou dírou obklopenou akrečním diskem, kde hmota proudí dovnitř s akreční rychlostí větší než kritická rychlost, což vytváří tvorbu trysek na každé straně . Disk je obklopen gigantickým prstencem složeným z mezihvězdné hmoty . Rozdíl mezi blazary, kvazary a radiogalaxiemi by byl vysvětlen orientací trysek a prstence vzhledem k Zemi . Případ, kdy jsme pozorovali blazara, by odpovídal situaci, kdy jeden z trysek směřuje přímo k Zemi. Akreční disk centrální černé díry je poté paprskem zcela skryt. Pozorování kvazaru by souhlasilo se situací, kdy paprsek není zcela orientován na Zemi, poté přímo vidíme akreční disk centrální černé díry, což vysvětluje velkou svítivost kvazarů. A konečně, případ radiogalaxy by odpovídal situaci, kdy neprůhledný prsten zcela skrývá akreční disk centrální černé díry, trysky jsou pak orientovány téměř kolmo k přímce pohledu . Na obou stranách prstenu jsou také obrovské rádiové laloky.

použití

Detekujte vzdálené galaxie

Rádiové galaxie a radio hlučné kvasary byly široce používány, zejména v 80. a 90. letech, k hledání vzdálených galaxií. Bylo tedy možné najít objekty s vysokým rudým posuvem za mírnou cenu času pozorování dalekohledem. Problém této metody spočívá v tom, že hostitelé v aktivních galaxiích nemusí být nutně jako rudý posuv. Podobně byly v minulosti používány rádiové galaxie k hledání vzdálených skupin rentgenových zářičů, ale v současné době se obhajují metody objektivního výběru.

Rádiové zdroje jsou téměř všechny hostovány eliptickými galaxiemi , i když existuje dobře zdokumentovaná výjimka, že by mohly být hostovány galaxiemi jako galaxie Seyfert se slabými malými tryskami, a to navzdory skutečnosti, že „nejsou dostatečně rentgenově zářící, aby je bylo možné klasifikovat jako radiohlučná galaxie. Tyto informace naznačují, že hostitelské galaxie radio hlučných kvasarů a blazarů jsou také eliptické galaxie.

Existuje několik možných důvodů silné preference pro eliptické galaxie. Jedním z těchto důvodů je, že obsahují supermasivní černé díry, které jsou schopné napájet nejjasnější aktivní galaxie. Další možností je, že stanoviště eliptických galaxií je obecně bohatší prostředí, které poskytuje intergalaktické médium , které je výhodnější než zadržení jejich rádiového zdroje. Může to být také skutečnost, že velké množství studeného plynu ve spirálních galaxiích může nějakým způsobem narušit nebo potlačit formování paprsku, což z nich dělá špatné hostitelské galaxie.

Standardní pravidla

Byly provedeny určité pokusy použít radiogalaxie jako „  standardní pravidlo  “ k určení kosmologických parametrů . Tato metoda je plná obtíží, protože velikost radiogalaxií závisí na jejím věku a prostředí. Astronomické průzkumy založené na metodě radiogalaxií jsou účinnější, pokud jde o rádiové zdroje, které mohou poskytnout dobré informace.

Seznam rádiových galaxií

Označení Jiná označení Souhvězdí nebo shluk galaxií
Hercules A 3C 348 Souhvězdí Herkula
M87 NGC 4486 neboli Virgo A radio galaxie Shluk panny
Cygnus A 3C 405 Souhvězdí Labutě
3C 75 Kupa galaxií Abell 400
3C 244.1  (cs) Ursa Major B Souhvězdí Velké medvědice
3C 288  (cs) Lovecké psy souhvězdí
3C 66B  (cs) Souhvězdí Andromedy

Poznámky a odkazy

Poznámky (fr) Tento článek je částečně nebo zcela převzat z anglického článku Wikipedie s názvem „  Radio galaxy  “ ( viz seznam autorů ) .
  1. Mít Lorentzův faktor řádově 10 4 .
  2. Viz Eddingtonův jas .
Reference
  1. Séguin a Villeneuve 2002 , s.  343.
  2. (in) http://astrosun2.astro.cornell.edu/academics/courses/a671/lectures/A671%2003-27%20AGN%20Intro%20%28RSY%29.pdf
  3. Séguin a Villeneuve 2002 , s.  354.
  4. (in) G Burbidge , „  Synchrotronové záření pochází z Messier 87  “ , Astrophysical Journal , sv.  124,1956, str.  416 ( DOI  10.1086 / 146237 , Bibcode  1956ApJ ... 124..416B )
  5. Séguin a Villeneuve 2002 , s.  172.
  6. (in) Croston JH, J. Hardcastle, Harris ED, Belsole E, M a Birkinshaw Worrall MD, „  Rentgenová studie sil a sil magnetického pole v rádiových zdrojích FRII  “ , Astrophysical Journal , sv.  626, n O  22005, str.  733–47 ( DOI  10.1086 / 430170 , Bibcode  2005ApJ ... 626..733C , arXiv  astro-ph / 0503203 )
  7. Yannick Dupont, Úvod do astronomie ,2001( číst online ) , kap.  24 („Počet galaxií“)
  8. Jacques Gispert, Cours d'Astronomie Générale , 21. dubna 2014 (poslední aktualizace) ( číst online ) , kap.  5 („Aktivní galaxie“)
  9. (en) PAG Scheuer , „  Modely extragalaktických rádiových zdrojů s nepřetržitým přísunem energie z centrálního objektu  “ , Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti , sv.  166,1974, str.  513 ( DOI  10.1093 / mnras / 166.3.513 , Bibcode  1974MNRAS.166..513S )
  10. (in) Blandford and Rees MJ RD, „  A 'twin-exhaust' model for dual radio sources  “ , Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti , sv.  169,1974, str.  395 ( DOI  10.1093 / mnras / 169.3.395 , Bibcode  1974MNRAS.169..395B )
  11. (in) Fanaroff Bernard L. a Julia M. Riley, „  Morfologie extragalaktických rádiových zdrojů vysoké a nízké svítivosti  “ , Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti , sv.  167,Květen 1974, str.  31P - 36P ( DOI  10.1093 / mnras / 167.1.31p , Bibcode  1974MNRAS.167P..31F )
  12. (in) FN Owen a J. Ledlow, První sympozium Stromblo: Fyzika aktivních galaxií. ASP Conference Series , sv.  54, San Francisco, Kalifornie, GV Bicknell, MA Dopita a PJ Quinn, Astronomical Society of the Pacific Conference Series,1994, 319  s. ( ISBN  0-937707-73-2 ) , „Přestávka FRI / II a funkce bivariate luminosity v klastrech galaxií Abell“
  13. (in) Laing a Bridle RA AH, „  Relativistické modely a pole rychlosti proudění v rádiové galaxii 3C31  “ , Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti , sv.  336, n o  1,2002, str.  328–57 ( DOI  10.1046 / j.1365-8711.2002.05756.x , Bibcode  2002MNRAS.336..328L , arXiv  astro-ph / 0206215 )
  14. (in) Meisenheimer K Röser HJ, Hiltner PR Yates MG, MS Longair, Chini R a RA Perley, „  The Spectra of synchrotron radio hotspots  “ , Astronomy and Astrophysics , sv.  219,1989, str.  63–86 ( Bibcode  1989A & A ... 219 ... 63M )
  15. Séguin a Villeneuve 2002 , s.  356.
  16. (in) Ledlow J. Owen FN a Keel WC, „  Neobvyklá rádiová galaxie v Abell 428: Velký a výkonný zdroj EN I v hostiteli ovládaném diskem  “ , Astrophysical Journal , sv.  495, n o  1,1998, str.  227 ( DOI  10.1086 / 305251 , Bibcode  1998ApJ ... 495..227L , arXiv  astro-ph / 9709213 )
  17. (in) Daly RA a SG Djorgovski, „  Modelově nezávislé stanovení rychlostí expanze a zrychlení vesmíru jako funkce červeného posunu a omezení temné energie  “ , Astrophysical Journal , sv.  597, n o  1,2003, str.  9 ( DOI  10.1086 / 378230 , Bibcode  2003ApJ ... 597 .... 9D , arXiv  astro-ph / 0305197 )

Bibliografie

Dokument použitý k napsání článku : dokument použitý jako zdroj pro tento článek.

Podívejte se také