Ραδιογαλαξίας

Από τη Βικιπαίδεια, την ελεύθερη εγκυκλοπαίδεια
Μετάβαση σε: πλοήγηση, αναζήτηση

Οι ραδιογαλαξίες και τα συγγενικά ραδιοϊσχυρά κβάζαρ και μπλέιζαρ είναι τύποι ενεργών γαλαξιών οι οποίοι είναι πολύ λαμπροί στα ραδιοκύματα (μέχρι 1039 W μεταξύ 10 MHz και 100 GHz). Η εκπομπή ραδιοκυμάτων οφείλεται στην ακτινοβολία συγχρότρου. Η παρατηρούμενη δομή στην εκπομπή ραδιοκυμάτων καθορίζεται από την αλληλεπίδραση μεταξύ δύο πιδάκων υλικού και το εξωτερικό ενδιάμεσο, που παραμορφώνεται από τις επιδράσεις της σχετικής ακτινοβολίας. Ο γαλαξίες που τους φιλοξενούν είναι σχεδόν αποκλειστικά μεγάλοι ελλειπτικοί γαλαξίες. Οι ραδιοϊσχυροί ενεργοί γαλαξίες είναι επίσης ενδιαφέροντες, διότι μπορούν να ανιχνευτούν σε μεγάλες αποστάσεις και γι' αυτό είναι πολύτιμα εργαλεία για την παρατηρησιακή κοσμολογία. Πρόσφατα, πολύ δουλειά έχει γίνει στις επιδράσεις αυτών των αντικειμένων στο διαγαλαξιακό ενδιάμεσο, κυρίως σε ομάδες και σμήνη γαλαξιών.

Έχει ανακαλυφθεί ότι τα υλικά που εκτοξεύονται από τους σχετικιστικούς πίδακες μπορούν να προκαλέσουν έντονη αστρογόνο διεργασία. Η αιτία είναι ότι οι πίδακες προκαλούν τη συμπύκνωση του υλικού στο οποίο προσπίπτουν. Τέτοια φαινόμενα έχουν παρατηρηθεί στους γαλαξίες Κένταυρος Α, NGC 541 και 3C 285.[1]

Ραδιοδομές[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Σύνθετη εικόνα του κένταυρου Α που συνδυάζει οπτικό φως, ακτίνες Χ (μπλε) και ραδιοκύματα (πορτοκαλί). Διακρίνονται οι λοβοί και οι πίδακες του γαλαξία.

Οι ραδιογαλαξίες παρουσιάζουν μία μεγάλη ποικιλία δομών στους ραδιοχάρτες. Οι πιο κοινές δομές μεγάλης κλίμακας είναι οι λοβοί: αυτοί είναι διπλοί, συνήθως αρκετά συμμετρικοί, περίπου ελλειψοειδείς δομές τοποθετημένες σε κάθε μία πλευρά του ενεργού πυρήνα. Μια σημαντική μειονότητα χαμηλής φωτεινότητας πηγών, παρουσιάζουν δομές γνωστές ως λοφία (plumes) που είναι πολύ πιο επιμηκυσμένες. Κάποιοι ραδιογαλαξίες έχουν ένα ή δυο το πολύ επιμήκη χαρακτηριστικά μικρού πλάτους γνωστά και ως πίδακες (jets) (το πιο διάσημο παράδειγμα είναι ο τεράστιος γαλαξίας Μεσιέ 87 στο σμήνος της Παρθένου) που προέρχονται κατευθείαν από τον πυρήνα και κατευθύνονται προς τους λοβούς. Μέχρι τα 1970s [2][3] το πιο ευρέως αποδεκτό μοντέλο ήταν ότι οι λοβοί ή τα λοφία τροφοδοτούνταν από ακτινοβολία από υψηλής ενέργειας σωματίδια και μαγνητικό πεδίο που προέρχεται γύρω από τον πυρήνα. Οι πίδακες πιστεύεται ότι είναι οπτικά αντίστοιχα των ακτινοβολιών, και συχνά ο όρος πίδακας αναφέρεται και στα παρατηρούμενα χαρακτηριστικά και στην υποκείμενη ροή.

Το 1974 οι ραδιοπηγές διαχωρίστηκαν από τους Fanaroff και Riley σε δύο τάξεις, γνωστές ως Fanaroff και Riley Τάξη I (FRI), και Τάξη II (FRII).[4] Ο διαχωρισμός αρχικά βασίστηκε στη μορφολογία της μεγάλης κλίμακας εκπομπής ραδιοκυμάτων (ο τύπος καθορίστηκε από την απόσταση μεταξύ των λαμπρότερων σημείων της ραδιοεκπομπής): οι πηγές FRI ήταν λαμπρότερες στο κέντρο, ενώ οι πηγές FRII ήταν λαμπρότερες στις άκρες. Οι Fanaroff και Riley παρατήρησαν ότι υπήρχε ένας ξεκάθαρος διαχωρισμός στην λαμπρότητα μεταξύ των δύο τάξεων: οι FRI είχαν χαμηλή φωτεινότητα και οι FRII είχαν μεγάλη.[4] Με πιο λεπτομερείς παρατηρήσεις, η μορφολογία αποδείχθηκε ότι αντικατοπτρίζει τον τρόπο ενεργειακής μεταφοράς στις ραδιοπηγές. Τα αντικείμενα FRI τυπικά έχουν λαμπρότερους πίδακες στο κέντρο, ενώ τα αντικείμενα FRII έχουν αχνούς πίδακες αλλά λαμπερά ζεστά σημεία (hotspots) στο τέλος των λοβών τους. Τα FRII εμφανίζονται αν μπορούν να μεταφέρουν αποδοτικά ενέργεια στο τέλος των λοβών τους, ενώ τα FRI δεν είναι αποδοτικά με την έννοια ότι ακτινοβολούν ένα σημαντικό ποσό ενέργειας καθώς ταξιδεύουν.

Με μεγαλύτερη λεπτομέρεια, ο διαχωρισμός FRI/FRII εξαρτάται από το περιβάλλον του γαλαξία που τα φιλοξενεί με την έννοια ότι η μετάβαση FRI/FRII εμφανίζεται σε μεγαλύτερες φωτεινότητες από πιο ογκώδεις γαλαξίες.[5] Οι πίδακες των FRI είναι γνωστοί για το γεγονός ότι επιβραδύνουν σε περιοχές όπου η ραδιοεκπομπή τους είναι λαμπρότερη,[6] και επίσης φαίνεται ότι η μετάβαση FRI/FRII αντανακλά εάν ένας πίδακας μπορεί να κινηθεί μέσα στον γαλαξία που τον φιλοξενεί χωρίς να επιβραδύνονται σε ταχύτητες πολύ μικρότερες από το φως από την αλληλεπίδραση με το διαγαλαξιακό μέσο. Από την ανάλυση της επιδράσεως της ακτινοβολίας χαμηλής ταχύτητας, οι πίδακες των FRII είναι γνωστοί για το γεγονός ότι παραμένουν σε μεγάλες ταχύτητες (τουλάχιστον 0,5 c) στο τέλος των λοβών. Τα θερμά σημεία που φαίνονται συνήθως σε πηγές FRII μεταφράζονται ως οι εμφανείς εκφάνσεις του ωστικού κύματος που δημιουργείται όταν γρήγοροι, και άρα υπερηχητικοί, πίδακες σταματούν απότομα στο τέλος της πηγής και οι φασματικοί ενεργειακοί διασκορπισμοί συνάδουν με την εικόνα.[7] Συνήθως πολλαπλά θερμά σημεία φαίνονται, καθρεπτίζοντας τη συνεχιζόμενη ροή μετά την κίνηση του πίδακα στο τελικό του σημείο.

Οι τύποι[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Ονόματα δίνονται σε πολλούς συγκεκριμένους τύπους ραδιοπηγών με βάση τη ραδιοδομή τους:

  • Κλασσικός διπλός αναφέρεται σε μια πηγή FRII με ξεκάθαρα θερμά σημεία.
  • Ευρείας γωνίας ουρά συνήθως αναφέρεται σε μια πηγή με μέση δομή μεταξύ των FRI και FRII, με αποδοτικούς πίδακες και μερικές φορές θερμά σημεία, αλλά χωρίς λοφία και λοβούς, που βρίσκεται στο ή κοντά στο κέντρο σμηνών γαλαξιών.
  • Στενής γωνίας ουρά ή πηγή κεφαλιού-ουράς περιγράφει μία πηγή FRI που μοιάζει να κυρτώνεται από την πίεση καθώς μετακινείται μέσα σε ένα σμήνος γαλαξιών.
  • Χοντρός διπλός είναι ο τύπος των πηγών με διάχυτους λοβούς αλλά χωρίς πίδακες και θερμά σημεία. Τέτοιες πηγές μπορεί να είναι απομεινάρια των οποίων η παροχή ενέργειας σταμάτησε μόνιμα ή προσωρινά.

Παραπομπές[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

  1. John A. Graham (1998). «Shocked Gas and Star Formation in the Centaurus A Radio Galaxy». ApJ 502 (1). http://iopscience.iop.org/0004-637X/502/1/245/pdf/0004-637X_502_1_245.pdf. 
  2. 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: 513. 
  3. Blandford RD, Rees MJ (1974). «A 'twin-exhaust' model for double radio sources». Monthly notices of the Royal Astronomical Society 169: 395. 
  4. 4,0 4,1 Fanaroff, Bernard L., Riley Julia M. (May 1974). «The morphology of extragalactic radio sources of high and low luminosity». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 167: 31P–36P. http://adsabs.harvard.edu/abs/1974MNRAS.167P..31F. Ανακτήθηκε στις 2008-08-24. 
  5. Owen FN, Ledlow MJ (1994). «The FRI/II Break and the Bivariate Luminosity Function in Abell Clusters of Galaxies». Στο: G.V. Bicknell, M.A. Dopita, and P.J. Quinn, (Eds.). The First Stromlo Symposium: The Physics of Active Galaxies. ASP Conference Series,. 54. Astronomical Society of the Pacific Conference Series. σελ. 319. ISBN 0-937707-73-2. 
  6. 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: 328–57. doi:10.1046/j.1365-8711.2002.05756.x. http://arxiv.org/abs/astro-ph/0206215. Ανακτήθηκε στις 2008-08-24. 
  7. Meisenheimer K, Röser H-J, Hiltner PR, Yates MG, Longair MS, Chini R, Perley RA (1989). «The synchrotron spectra of radio hotspots». Astronomy and Astrophysics 219: 63–86. 

Εξωτερικοί σύνδεσμοι[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]