Radio galaxia - Radio galaxy
Las radiogalaxias y sus parientes, los cuásares y blazares radio-ruidosos , son tipos de núcleos galácticos activos muy luminosos en longitudes de onda de radio , con luminosidades de hasta 10 39 W entre 10 MHz y 100 GHz. La emisión de radio se debe al proceso de sincrotrón . La estructura observada en la emisión de radio está determinada por la interacción entre los chorros gemelos y el medio externo, modificada por los efectos de la radiación relativista . Las galaxias anfitrionas son casi exclusivamente grandes galaxias elípticas . Las galaxias activas radio-ruidosas se pueden detectar a grandes distancias, lo que las convierte en herramientas valiosas para la cosmología de observación . Recientemente, se ha trabajado mucho sobre los efectos de estos objetos en el medio intergaláctico , particularmente en grupos y cúmulos de galaxias .
Procesos de emisión
La emisión de radio de las galaxias activas radio-ruidosas es una emisión de sincrotrón , como se infiere de su naturaleza muy suave, de banda ancha y fuerte polarización . Esto implica que el plasma emisor de radio contiene, al menos, electrones con velocidades relativistas ( factores de Lorentz de ~ 10 4 ) y campos magnéticos . Dado que el plasma debe ser neutro, también debe contener protones o positrones . No hay forma de determinar el contenido de partículas directamente a partir de las observaciones de la radiación de sincrotrón. Además, no hay forma de determinar las densidades de energía en partículas y campos magnéticos a partir de la observación: la misma emisividad de sincrotrón puede ser el resultado de unos pocos electrones y un campo fuerte, o un campo débil y muchos electrones, o algo intermedio. Es posible determinar una condición de energía mínima que es la densidad de energía mínima que puede tener una región con una emisividad dada, pero durante muchos años no hubo ninguna razón particular para creer que las energías verdaderas estaban cerca de las energías mínimas.
Un proceso hermano de la radiación de sincrotrón es el proceso de Compton inverso , en el que los electrones relativistas interactúan con los fotones ambientales y Thomson los dispersa a altas energías. La emisión de Compton inversa de fuentes de radio-ruido resulta ser particularmente importante en los rayos X y, debido a que depende solo de la densidad de electrones, una detección de la dispersión de Compton inversa permite una estimación algo dependiente del modelo de las densidades de energía. en las partículas y campos magnéticos. Esto se ha utilizado para argumentar que muchas fuentes poderosas en realidad están bastante cerca de la condición de energía mínima.
La radiación sincrotrón no se limita a longitudes de onda de radio: si la fuente de radio puede acelerar partículas a energías suficientemente alta, características que se detectan en las longitudes de onda de radio también puede ser visto en el infrarrojo , óptico , ultravioleta o incluso de rayos X . En el último caso, los electrones responsables deben tener energías superiores a 1 TeV en las intensidades de campo magnético típicas. Nuevamente, la polarización y el espectro continuo se utilizan para distinguir la radiación de sincrotrón de otros procesos de emisión. Los chorros y los puntos calientes son las fuentes habituales de emisión de sincrotrón de alta frecuencia. Es difícil distinguir observacionalmente entre el sincrotrón y la radiación Compton inversa, lo que los convierte en un tema de investigación en curso.
Los procesos, conocidos colectivamente como aceleración de partículas, producen poblaciones de partículas relativistas y no térmicas que dan lugar al sincrotrón y la radiación Compton inversa. La aceleración de Fermi es un proceso de aceleración de partículas plausible en galaxias activas radio-ruidosas.
Estructuras de radio
Las radiogalaxias y, en menor medida, los cuásares radio-ruidosos muestran una amplia gama de estructuras en mapas de radio. Las estructuras a gran escala más comunes se denominan lóbulos : son estructuras dobles, a menudo bastante simétricas, aproximadamente elipsoidales colocadas a cada lado del núcleo activo. Una minoría significativa de fuentes de baja luminosidad exhibe estructuras generalmente conocidas como plumas, que son mucho más alargadas. Algunas radiogalaxias muestran una o dos características largas y estrechas conocidas como chorros (el ejemplo más famoso es la galaxia gigante M87 en el cúmulo de Virgo ) que vienen directamente del núcleo y van a los lóbulos. Desde la década de 1970, el modelo más aceptado ha sido que los lóbulos o penachos son alimentados por haces de partículas de alta energía y campos magnéticos que vienen de cerca del núcleo activo. Se cree que los chorros son las manifestaciones visibles de los rayos y, a menudo, el término chorro se utiliza para referirse tanto a la característica observable como al flujo subyacente.
En 1974, las fuentes de radio fueron divididas por Fanaroff y Riley en dos clases, ahora conocidas como Fanaroff y Riley Clase I (FRI) y Clase II (FRII) . La distinción se hizo originalmente sobre la base de la morfología de la emisión de radio a gran escala (el tipo se determinó por la distancia entre los puntos más brillantes en la emisión de radio): las fuentes FRI eran más brillantes hacia el centro, mientras que las fuentes FRII eran más brillantes hacia los bordes . Fanaroff y Riley observaron que había una división razonablemente marcada en la luminosidad entre las dos clases: los FRI eran de baja luminosidad, los FRII eran de alta luminosidad. Con observaciones de radio más detalladas, la morfología resulta reflejar el método de transporte de energía en la fuente de radio. Los objetos FRI suelen tener chorros brillantes en el centro, mientras que los FRII tienen chorros débiles pero puntos calientes brillantes en los extremos de los lóbulos. Los FRII parecen ser capaces de transportar energía de manera eficiente a los extremos de los lóbulos, mientras que los haces FRI son ineficientes en el sentido de que irradian una cantidad significativa de su energía mientras viajan.
Más detalladamente, la división FRI / FRII depende del entorno de la galaxia anfitriona en el sentido de que la transición FRI / FRII aparece a mayor luminosidad en galaxias más masivas. Se sabe que los chorros FRI están desacelerando en las regiones en las que su emisión de radio es más brillante, por lo que parece que la transición FRI / FRII refleja si un chorro / haz puede propagarse a través de la galaxia anfitriona sin ser desacelerado a velocidades sub-relativistas por interacción. con el medio intergaláctico. A partir del análisis de los efectos de emisión relativista, se sabe que los chorros de las fuentes FRII siguen siendo relativistas (con velocidades de al menos 0.5c) hasta los extremos de los lóbulos. Los puntos calientes que generalmente se ven en las fuentes FRII se interpretan como manifestaciones visibles de los choques formados cuando el chorro rápido, y por lo tanto supersónico , (la velocidad del sonido no puede exceder c / √3) termina abruptamente al final de la fuente, y sus distribuciones de energía espectral son consistentes con esta imagen. A menudo, se ven múltiples puntos calientes, lo que refleja un flujo de salida continuo después del impacto o el movimiento del punto de terminación del chorro: la región general del punto caliente a veces se denomina complejo del punto caliente.
Se dan nombres a varios tipos particulares de fuentes de radio en función de su estructura de radio:
- El doble clásico se refiere a una fuente FRII con puntos de acceso claros.
- La cola de gran angular normalmente se refiere a una fuente intermedia entre la estructura estándar FRI y FRII, con chorros eficientes y, a veces, puntos calientes, pero con plumas en lugar de lóbulos, que se encuentran en o cerca de los centros de los cúmulos .
- La fuente de cola de ángulo estrecho o cabeza-cola describe un FRI que parece estar doblado por la presión del ariete cuando se mueve a través de un grupo.
- Los dobles de grasa son fuentes con lóbulos difusos pero sin chorros ni puntos calientes. Algunas de estas fuentes pueden ser reliquias cuyo suministro de energía se ha apagado permanente o temporalmente.
Ciclos de vida y dinámica
Las radiogalaxias más grandes tienen lóbulos o penachos que se extienden a escalas de megaparsec (más en el caso de radiogalaxias gigantes como 3C236 ), lo que implica una escala de tiempo para el crecimiento del orden de decenas a cientos de millones de años. Esto significa que, excepto en el caso de fuentes muy pequeñas y muy jóvenes, no podemos observar directamente la dinámica de las fuentes de radio, por lo que debemos recurrir a la teoría y las inferencias de un gran número de objetos. Claramente, las fuentes de radio deben comenzar pequeñas y crecer. En el caso de las fuentes con lóbulos, la dinámica es bastante simple: los chorros alimentan los lóbulos, la presión de los lóbulos aumenta y los lóbulos se expanden. La rapidez con que se expanden depende de la densidad y la presión del medio externo. La fase de mayor presión del medio externo, y por tanto la fase más importante desde el punto de vista de la dinámica, es el gas caliente difuso que emite rayos X. Durante mucho tiempo, se asumió que las fuentes poderosas se expandirían supersónicamente, empujando un choque a través del medio externo. Sin embargo, las observaciones de rayos X muestran que las presiones de los lóbulos internos de las poderosas fuentes de FRII suelen estar cerca de las presiones térmicas externas y no mucho más altas que las presiones externas, como sería necesario para la expansión supersónica. El único sistema que se conoce de manera inequívocamente supersónica consiste en los lóbulos internos de la radiogalaxia de baja potencia Centaurus A, que probablemente son el resultado de un estallido comparativamente reciente del núcleo activo.
Anfitrión de galaxias y entornos
Estas fuentes de radio se encuentran alojadas casi universalmente en galaxias elípticas , aunque hay una excepción bien documentada, a saber, NGC 4151 . Algunas galaxias Seyfert muestran chorros de radio pequeños y débiles, pero no son lo suficientemente luminosos como para ser clasificados como radio-ruidosos. La información que existe sobre las galaxias anfitrionas de cuásares y blazares de radio fuerte sugiere que también están alojadas en galaxias elípticas.
Hay varias razones posibles para esta fuerte preferencia por las elípticas. Una es que las elípticas generalmente contienen los agujeros negros más masivos y, por lo tanto, son capaces de alimentar las galaxias activas más luminosas (ver luminosidad de Eddington ). Otra es que las elípticas generalmente habitan en ambientes más ricos, proporcionando un medio intergaláctico a gran escala para confinar la fuente de radio. También puede ser que las grandes cantidades de gas frío en las galaxias espirales de alguna manera interrumpan o sofoquen un chorro en formación. Hasta la fecha, no existe una explicación única convincente para las observaciones.
Modelos unificados
Los diferentes tipos de galaxias activas radio-ruidosas están vinculadas por modelos unificados. La observación clave que llevó a la adopción de modelos unificados para poderosas radiogalaxias y cuásares de radio alto fue que todos los quásares parecen emitirse hacia nosotros, mostrando un movimiento superlumínico en los núcleos y chorros brillantes en el lado de la fuente más cercana a nosotros ( el efecto Laing-Garrington :). Si este es el caso, debe haber una población de objetos no emitidos hacia nosotros y, como sabemos que los lóbulos no se ven afectados por la radiación, aparecerían como radiogalaxias, siempre que el núcleo del cuásar esté oscurecido cuando se ve la fuente. en ese lado. Ahora se acepta que al menos algunas radiogalaxias poderosas tienen quásares "ocultos", aunque no está claro si todas esas radiogalaxias serían cuásares si se miraran desde el ángulo correcto. De manera similar, las radiogalaxias de baja potencia son una población parental plausible para los objetos BL Lac .
Usos de las radiogalaxias
Fuentes distantes
Las radiogalaxias y los cuásares radio-ruidosos se han utilizado ampliamente, particularmente en los años 80 y 90, para encontrar galaxias distantes: seleccionando en función del espectro de radio y luego observando la galaxia anfitriona, fue posible encontrar objetos con alto corrimiento al rojo a un costo modesto en el telescopio. tiempo. El problema con este método es que las huestes de galaxias activas pueden no ser típicas de galaxias en su corrimiento al rojo. De manera similar, en el pasado se han utilizado radiogalaxias para encontrar cúmulos distantes emisores de rayos X, pero ahora se prefieren los métodos de selección no sesgados. La radiogalaxia más distante conocida actualmente es TGSS J1530 + 1049, con un corrimiento al rojo de 5,72.
Reglas estándar
Se ha realizado algún trabajo intentando utilizar radiogalaxias como reglas estándar para determinar parámetros cosmológicos . Este método está plagado de dificultades porque el tamaño de una radiogalaxia depende tanto de su edad como de su entorno. Sin embargo, cuando se utiliza un modelo de la fuente de radio, los métodos basados en radiogalaxias pueden dar una buena concordancia con otras observaciones cosmológicas.
Efectos sobre el medio ambiente
Ya sea que una fuente de radio se expanda o no de manera supersónica, debe trabajar contra el medio externo al expandirse y, por lo tanto, pone energía en calentar y elevar el plasma externo. La energía mínima almacenada en los lóbulos de un potente fuente de radio podría ser 10 53 J . El límite inferior del trabajo realizado en el medio externo por dicha fuente es varias veces mayor. Buena parte del interés actual por las fuentes de radio se centra en el efecto que deben tener en los centros de los clusters en la actualidad. Igualmente interesante es su probable efecto sobre la formación de estructuras a lo largo del tiempo cosmológico: se cree que pueden proporcionar un mecanismo de retroalimentación para ralentizar la formación de los objetos más masivos.
Terminología
La terminología ampliamente utilizada es incómoda ahora que se acepta generalmente que los cuásares y las radiogalaxias son los mismos objetos (ver arriba ). Se ha acuñado el acrónimo DRAGN (para 'Fuente de radio doble asociada con núcleo galáctico'), pero aún no ha despegado. La fuente de radio extragaláctica es común, pero puede generar confusión, ya que muchos otros objetos extragalácticos se detectan en los estudios de radio, en particular las galaxias en forma de estrella . La galaxia activa radio-ruidosa es inequívoca, por lo que se usa a menudo en este artículo.
Ver también
Referencias
enlaces externos
- Atlas of DRAGNs Una colección de imágenes de radio del catálogo 3CRR de galaxias activas radio-ruidosas.
- Imágenes de radio y ópticas de radiogalaxias y quásares
- El catálogo en línea 3CRR de fuentes de radio