전파 은하

Radio galaxy
이 기사는 은하의 종류에 관한 것이다.영국 라디오 네트워크에 대해서는 갤럭시 네트워크를 참조하십시오.
전파 은하 센타우루스 A의 거짓 색상으로 전파(빨간색), 24 마이크로미터 적외선(녹색), 0.5-5 keVX선 방출(파란색)을 보여줍니다.이 제트는 세 개의 주파수 대역 모두에서 싱크로트론 방사선을 방출하는 것을 볼 수 있다.로브는 무선 주파수 범위 내에서만 방출되므로 빨간색으로 표시됩니다.은하의 가스와 먼지는 적외선으로 열을 방출한다.뜨거운 가스에서 나오는 열 X선 방사선과 상대론적 전자에서 나오는 비열 방출은 특히 남쪽(아래)의 엽 주위의 파란색 '껍질'에서 볼 수 있습니다.

전파은하는 눈에 보이는 구조 너머로 뻗어 있는 거대한 전파방출 영역을 가진 은하입니다.이 에너지 있는 전파엽은 활동 은하핵에서 [1]나오는 제트에 의해 작동됩니다.10MHz~[2]100GHz의 무선파장에서 최대 10W의39 빛을 낸다.이 전파 방출은 싱크로트론 과정 때문이다.전파 방출에서 관측된 구조는 상대론적 빔의 효과에 의해 수정된 쌍둥이 제트와 외부 매체 사이의 상호작용에 의해 결정된다.숙주은하는 거의 독점적으로 큰 타원은하입니다.전파로 시끄러운 활동 은하는 먼 거리에서 탐지될 수 있으며, 관측 우주론에 유용한 도구가 됩니다.최근 이러한 물체가 은하간 매질, 특히 은하군과 은하단에서 미치는 영향에 대한 많은 연구가 이루어지고 있습니다.

배출 과정

전파를 많이 받는 활동 은하에서 방출되는 전파는 싱크로트론 방출이며, 이는 매우 매끄럽고 광대역인 성질과 강한 분극에서 유추할 수 있습니다.이는 적어도 상대론적 속도(로렌츠 계수 ~104)와 자기장을 가진 전자를 포함하는 것을 의미합니다.플라즈마는 중성이어야 하므로 양성자 또는 양전자 중 하나를 포함해야 합니다.싱크로트론 방사선의 관측에서 직접 입자 함량을 결정할 방법은 없습니다.게다가, 관측을 통해 입자와 자기장의 에너지 밀도를 결정할 방법이 없다: 같은 싱크로트론 방사율은 몇 개의 전자와 강한 장, 또는 약한 장과 많은 전자, 또는 그 사이에 있는 어떤 것의 결과일 수 있다.주어진 방사율을 가진 지역이 가질 수 있는 최소 에너지 밀도인 최소 에너지 조건을 결정하는 것은 가능하지만, 수년 동안 실제 에너지가 최소 [3]에너지에 가깝다고 믿을 특별한 이유가 없었다.

싱크로트론 방사선의 자매 과정은 상대론적 전자가 주변 광자와 상호작용하여 톰슨이 높은 에너지로 산란시키는 역콤튼 과정이다.전파 소스에서 나오는 역콤프턴 방출은 [4]X선에서 특히 중요한 것으로 밝혀졌으며, 이는 전자의 밀도에만 의존하기 때문에 역콤프턴 산란을 검출하면 입자와 자기장의 에너지 밀도를 모델에 따라 추정할 수 있다.이것은 많은 강력한 선원이 실제로 최소 에너지 조건에 상당히 가깝다고 주장하는데 사용되어 왔다.

싱크로트론 복사는 무선 파장에 국한되지 않습니다: 만약 무선 소스가 입자를 충분히 높은 에너지로 가속할 수 있다면, 무선 파장에서 감지되는 특징들은 적외선, 광학, 자외선 또는 심지어 X선에서도 볼 수 있습니다.후자의 경우 해당 전자는 일반적인 자기장 강도에서 1TeV를 초과하는 에너지를 가져야 합니다.다시, 편광과 연속체 스펙트럼은 싱크로트론 방사선을 다른 방출 과정과 구별하기 위해 사용된다.제트 및 핫스팟은 고주파 싱크로트론 방출의 일반적인 원천이다.싱크로트론과 역콤프턴 방사선을 관찰적으로 구별하는 것은 어렵기 때문에 지속적인 연구의 대상이 되고 있다.

집합적으로 입자 가속이라고 알려진 과정은 싱크로트론과 역콤프턴 방사선을 발생시키는 상대론적 입자와 비열적 입자의 집단을 생성한다.페르미 가속은 전파를 많이 사용하는 활동 은하에서 그럴듯한 입자 가속 과정 중 하나입니다.

무선 구조

FRII 전파 은하 3C98의 대규모 전파 구조의 의사 색상 이미지.로브, 제트 및 핫스팟에는 라벨이 부착되어 있습니다.

전파은하, 더 적은 범위로 전파소음 퀘이사는 전파지도에 광범위한 구조를 표시합니다.가장 일반적인 대규모 구조는 엽이라고 불립니다: 이것들은 활동핵의 양쪽에 배치된 이중으로, 종종 상당히 대칭적인 대략적인 타원형 구조입니다.저휘도 선원의 상당수는 일반적으로 플룸으로 알려진 훨씬 더 긴 구조를 보인다.일부 전파은하는 제트로 알려진 하나 또는 두 개의 길고 좁은 특징을 보여줍니다(가장 유명한 예는 처녀자리 은하단의 거대 은하 M87). 핵에서 직접 나와 엽으로 갑니다.1970년대 [5][6]이후, 가장 널리 받아들여진 모델은 엽이나 깃털이 고에너지 입자의 빔과 활성 핵 근처에서 오는 자기장에 의해 작동된다는 것이었다.제트는 빔의 가시적인 현상으로 믿어지며, 종종 제트라는 용어는 관측 가능한 특징과 기본 흐름을 모두 가리키는 데 사용됩니다.

FRI 전파은하 3C31의 대규모 전파구조의 의사색상.제트와 플룸에는 라벨이 부착되어 있습니다.

1974년, 파나로프와 라일리는 무선 소스를 현재 파나로프와 라일리 클래스 I (FRI)와 클래스 II (FRII)[7]로 알려진 두 개의 클래스로 나누었습니다.이 구별은 원래 대규모 전파 방출의 형태학에 기초했다. (유형은 전파 방출에서 가장 밝은 지점 사이의 거리에 의해 결정되었다.)FRI 선원은 중앙을 향해 가장 밝았고, FRII 선원은 가장자리에 가장 밝았다.Fanaroff와 Riley는 FRI는 낮은 광도, FRII는 [7]높은 광도라는 두 등급 사이에 상당히 뚜렷한 광도 차이가 있음을 관찰했다.보다 상세한 무선 관측을 통해, 형태학은 무선 소스에서 에너지 전달 방법을 반영하는 것으로 밝혀졌다.일반적으로 FRI 물체는 중앙에 밝은 제트가 있는 반면, FRII 물체는 희미한 제트가 있지만 엽 끝에는 밝은 핫스팟이 있습니다.FRII는 에너지를 효율적으로 로브 끝으로 운반할 수 있는 것처럼 보이지만 FRI 빔은 이동하면서 상당한 양의 에너지를 방출한다는 점에서 비효율적입니다.

좀 더 자세히 말하자면,[8] FRI/FRII 분할은 더 무거운 은하에서 FRI/FRII 전환이 더 높은 광도에서 나타난다는 점에서 호스트-은하 환경에 의존합니다.FRI 제트는 전파 방출이 가장 [9]밝은 영역에서 감속하는 것으로 알려져 있으므로, FRI/FRII 전환은 제트/빔이 은하간 매질과의 상호작용에 의해 준상대적 속도로 감속되지 않고 모은하를 통해 전파될 수 있는지 여부를 반영하는 것으로 보입니다.상대론적 빔 효과 분석에서 FRII 선원의 제트는 (최소 0.5c의 속도로) 로브의 끝부분까지 상대론적 상태를 유지하는 것으로 알려져 있다.일반적으로 FRII 선원에서 볼 수 있는 핫스팟은 빠른 초음속 제트(음속은 c/µ3을 초과할 수 없음)가 선원의 끝에서 갑자기 종료될 때 발생하는 충격의 가시적 징후로 해석되며 스펙트럼 에너지 분포는 이 [10]그림과 일치한다.제트 터미네이션 포인트의 충격 또는 이동 후 지속적인 유출을 반영하여 종종 여러 개의 핫스팟이 보입니다. 전체 핫스팟 영역을 핫스팟 복합체라고 부르기도 합니다.

무선 구조에 따라 여러 특정 유형의 무선 소스에 이름이 부여됩니다.

  • classic double은 핫스팟이 명확한 FRII 소스를 나타냅니다.
  • 광각 꼬리는 일반적으로 표준 FRI와 FRII 구조 사이의 중간 선원을 말하며, 효율적인 제트와 때로는 핫스팟이 있지만, 클러스터의 중심 또는 근처에서 볼 수 있는 엽이 아닌 플룸이 있다.
  • 협각 테일 또는 헤드테일 소스는 클러스터를 이동할 때 램 압력에 의해 구부러진 것처럼 보이는 FRI를 나타냅니다.
  • 지방은 분산된 엽을 가진 공급원이지만 제트나 핫스팟은 없다.이러한 공급원 중에는 에너지 공급이 영구적으로 또는 일시적으로 중단된 유물이 있을 수 있습니다.

라이프 사이클과 역동성

가장 큰 전파은하는 메가파섹(3C236과 같은 거대 전파은하의[11] 경우)까지 확장되는 엽 또는 기둥을 가지고 있으며, 이는 수천 년에서 수억 년 사이의 성장을 위한 시간 척도를 의미합니다.이것은 매우 작고 매우 젊은 선원의 경우를 제외하고, 우리는 무선 선원의 역학을 직접 관찰할 수 없으며, 따라서 많은 물체의 이론과 추론에 의존해야 한다는 것을 의미한다.분명히 무선 소스는 작게 시작하여 크게 성장해야 합니다.로브가 있는 소스의 경우, 제트가 로브를 공급하고 로브의 압력이 증가하며 로브가 팽창하는 등 동역학은 상당히 [5]단순합니다.팽창 속도는 외부 매체의 밀도와 압력에 따라 달라집니다.외부 매체의 가장 높은 압력 단계, 즉 역학의 관점에서 가장 중요한 단계는 X선 방출 확산 핫 가스입니다.오랫동안 강력한 광원이 초음속으로 팽창하여 외부 매체를 통해 충격을 밀어낼 것으로 추정되었다.그러나 X선 관찰 결과 강력한 FRII 선원의 내부 로브 압력은 종종 외부 열 압력에 가깝고 초음속 [12]팽창에 필요한 외부 압력보다 높지 않은 것으로 나타났다.명백하게 초음속으로 팽창하는 유일한 시스템은 저전력 전파 은하 센타우루스 A의 내부 엽으로 구성되어 있으며, 이는 아마도 비교적 최근에 활동핵이 [13]폭발한 결과일 것입니다.

호스트 은하 및 환경

이러한 전파원은 거의 보편적으로 타원은하에 의해 형성되지만, NGC 4151이라는 [14]한 가지 잘 문서화된 예외가 있습니다.일부 세이퍼트 은하는 약하고 작은 전파 제트를 보여주지만, 전파-소음으로 분류될 만큼 충분히 밝지는 않습니다.전파 큰 퀘이사와 블레이자의 숙주 은하에 대한 이러한 정보는 이 은하들도 타원 은하에 의해 호스트된다는 것을 암시합니다.

이렇게 타원형을 매우 강하게 선호하는 데에는 몇 가지 가능한 이유가 있다.하나는 타원은하가 일반적으로 가장 무거운 블랙홀을 포함하고 있기 때문에 가장 밝은 활동 은하에 전력을 공급할 수 있다는 것입니다(에딩턴 광도 참조).다른 하나는 타원은하가 일반적으로 풍부한 환경에서 서식하며, 전파원을 제한하는 대규모 은하간 매체를 제공한다는 것이다.또한 나선은하의 많은 양의 차가운 가스가 어떤 식으로든 제트를 방해하거나 억누르는 것일 수도 있습니다.현재까지 관찰에 대한 설득력 있는 단일 설명은 없다.

통합 모델

다양한 유형의 전파 밝은 활동 은하는 통합된 모형으로 연결되어 있습니다.강력한 전파 은하와 전파 시끄러운 퀘이사를 위한 통합 모델을 채택하게 된 주요 관찰은 모든 퀘이사가 우리를[15] 향해 초광속 운동을 보여주며 우리에게 가장 가까운 선원 측면에 있는 밝은 제트를 보인다는 것이었다(랭-개링턴 효과:).[16][17]만약 그렇다면, 우리를 향해 발사되지 않은 물체의 집단이 있을 것이고, 우리는 이 엽들이 광선의 영향을 받지 않는다는 것을 알고 있기 때문에, 만약 광원이 측면으로 보일 때 퀘이사 핵이 가려진다면, 그것들은 전파 은하로 나타날 것입니다.비록 그러한 모든 전파 은하가 직각으로 볼 때 퀘이사인지 아닌지는 확실하지 않지만, 적어도 일부 강력한 전파 은하가 '은닉' 퀘이사를 가지고 있는 것으로 받아들여지고 있다.비슷한 방식으로, 저전력 전파 은하는 BL Lac 천체의 모체 집단으로 그럴듯합니다.

전파은하의 용도

원거리 소스

전파은하와 전파소리의 퀘이사는 특히 80년대와 90년대에 멀리 있는 은하를 찾기 위해 널리 사용되어 왔습니다. 전파스펙트럼에 기초하여 선택하고 숙주은하를 관찰함으로써 망원경 시간에 약간의 비용으로 높은 적색편이로 물체를 찾을 수 있었습니다.이 방법의 문제는 활동 은하군이 적색 이동 중인 은하의 전형적이지 않을 수 있다는 것입니다.마찬가지로, 전파은하는 과거에 멀리 있는 X선 방출 성단을 찾는 데 사용되었지만, 이제는 편견이 없는 선택 방법이 선호됩니다.현재 알려진 가장 먼 전파은하는 TGSS J1530+1049로 적색편이가 5.[18]72입니다.

표준 눈금자

전파은하를 우주론적 매개변수를 결정하기 위한 표준 지배자로 사용하려는 일부 작업이 수행되었습니다.전파은하의 크기는 나이와 환경에 따라 달라지기 때문에 이 방법은 어려움이 많다.그러나 전파원 모형을 사용하면 전파은하에 기초한 방법은 다른 우주론적 관측과 [19]잘 일치할 수 있습니다.

환경에 미치는 영향

전파원이 초음속으로 팽창하든 말든 외부 매체에 대항해 팽창해야 하기 때문에 외부 플라즈마를 가열하고 들어올리는 데 에너지를 쏟는다.강력한 무선 소스의 로브에 저장된 최소 에너지는 10J일53 수 있습니다.이러한 출처에 의해 외부 매체에 대해 수행된 작업의 하한선은 몇 배이다.무선 소스에 대한 현재 관심의 상당 부분은 [20]현재 클러스터 중심에서 가져야 할 영향에 초점이 맞춰져 있다.마찬가지로 흥미로운 것은 우주론적 시간에 따른 구조 형성에 대한 그들의 가능한 영향이다: 그것은 가장 무거운 물체의 형성을 늦추기 위한 피드백 메커니즘을 제공할 수 있다고 생각된다.

용어.

퀘이사와 전파은하가 같은 물체라는 것이 일반적으로 받아들여지고 있기 때문에 널리 사용되는 용어는 어색합니다(위 참조).DRAGN('Double Radiosource Associated with Galactic Nucleum'의 약어)은 1993년 패트릭 리히에 의해 만들어졌으며 [21][22]현재 사용되고 있다.은하외 전파원은 흔하지만, 다른 많은 은하외 물체들, 특히 폭발성 은하들이 전파 조사에서 발견되기 때문에 혼란을 초래할 수 있습니다.전파-소외 활동 은하는 모호하지 않으며, 이 기사에서 자주 사용됩니다.

「 」를 참조해 주세요.

레퍼런스

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외부 링크

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