전파 은하와 강전퀘이사

전파 은하와 강전퀘이사

전파은하와 강전퀘이사

전파 은하와 강전퀘이사 및 블레이저는 10 MHz에서 100 GHz의 전파 대역에서 최대 1,039W의 밝기를 가진 매우 밝은 활성 은하의 일종입니다. 여기서 방사선은 싱크로트론 공정에 기인하며 방사선에 의해 관찰된 구조는 제트 쌍과 외부 물질 사이의 상호 작용으로 명확하고 상대론적 주입 효과에 의해 조정됩니다. 강 전파 활동은 그 자체뿐만 아니라 멀리서 관찰되기 때문에 관측 우주론의 귀중한 도구이기 때문에 숙주 은하계는 일반적으로 독립적이고 거대한 타원 은하입니다. 은하군 및 은하단과 같은 공간에서 은하 간 물질에서 이러한 천체의 영향에 관한 최근의 연구가 수행되었습니다.

방출 프로세스

강전파 활동 은하에서의 전파 방출은 매우 매끄럽고 넓은 밴드의 특징과 강한 양극화에서 추론된 싱크로트론 방출입니다. 이것은 강한 전파 방출이 적어도 상대론적 속도(로렌츠 인자 -104)에서 전자 및 자기장을 포함하는 플라스마에서 발생한다는 것을 암시합니다. 싱크로트론 방사선으로부터 직접 구성 입자를 밝힐 방법이 없으며, 관측으로부터 입자와 자기장의 에너지 밀도를 측정할 방법이 없습니다. 같은 싱크로트론 방사선 속도는 적은 수의 전자와 강한 자기장 또는 약한 자기장과 많은 전자 또는 중간 정도이기 때문입니다. 주어진 방사 영역이 가질 수 있는 최소 에너지 밀도인 최소 에너지 조건을 명확히 할 수 있습니다. 하지만 몇 년 동안, 우리는 그것을 최소한의 에너지 근처에 있는 진정한 에너지로 생각할 특별한 이유가 없었습니다. 싱크로트론 방출의 자매 과정은 상대론적 전자가 주변 광자와 상호 작용하여 톰슨 산란에 고에너지로 상호 작용하는 역 컴프턴 과정입니다. 강한 전파 방출 소스의 역 컴프턴 방출은 X선에서 특히 중요합니다. 그리고 방출은 전자 밀도에만 의존하기 때문에 역 컴프턴 산란의 관측은 모델에 의존하는 입자와 자기장의 에너지 밀도를 추정할 수 있습니다. 이것은 다양한 강력한 방출원이 실제로 최소 에너지 조건에 상당히 가깝다는 주장으로 사용됩니다. 싱크로트론 방출은 전파 대역에만 국한되지 않습니다. 무선 소스가 적당히 높은 에너지로 입자를 가속할 수 있다면 전파에서 관찰된 특징은 적외선, 가시광선, 자외선 및 심지어 X선에서도 볼 수 있습니다. 후자는 방출 원인으로부터의 전자는 일반 세기 자기장으로부터 1 TeV 이상의 에너지를 가져야 합니다. 다시 말하지만, 편광 및 연속 스펙트럼은 싱크로트론 방출을 다른 방출 과정과 구별하는 데 사용됩니다. 제트 및 열은 일반적으로 고주파 싱크로트론 방출원입니다. 싱크로트론 방출과 역 컴프턴 방출을 관찰할 수 있게 구별하기는 어렵고, 특히 X선에서 볼 수 있는 일부 천체의 과정에 대한 논의가 계속되었습니다. 싱크로트론 방출과 역 컴프턴 방출을 생성하는 상대론적 비열적인 입자 물체에 의해 생성된 과정은 일반적으로 입자가 속으로 알려졌습니다. 페르미 가속은 강전파 활동 은하에 의존하는 입자 가속 과정 중 하나입니다.

전파 구조

전파 은하와 그 위의 작은 강 전파 퀘이사는 전파 지도에 광범위한 구조를 보여 주며, 가장 일반적인 거대한 규모의 구조는 전파 여비라고 합니다. 이 구조는 일반적으로 활성 은하핵의 양쪽에 있는 거의 타원형 구조인 상당히 대칭적인 쌍입니다. 극소수의 저조도 무선 소스에서 전파 풀 방으로 알려진 구조는 일반적으로 나타나는 것보다 훨씬 길어집니다. 일부 전파 은하는 길고 좁으며 하나 또는 둘 다 은하핵에서 곧장 나와 전파였을 향한 제트라고 불리는 구조를 나타냅니다. 1970년대 이래 가장 널리 받아들여지는 모델은 고에너지 입자와 자기장 방출 칼럼에 의해 힘을 얻는 것입니다 (가장 유명한 예는 처녀자리 은하단의 M87입니다). 전파 여비나 전파 풀 방은 거의 활동적인 은하핵에서 나옵니다. 제트는 이 방출 기둥의 가시적인 외관으로 간주하며, 종종 제트라는 단어는 관찰 가능한 외관과 기본 흐름을 모두 나타냅니다. 1974년 패너 로프와 라일리에 의해 두 가지 유형으로 세분되었지만 패너로프-라일리 분류 I과 패너로프-라일리 분류 II는 그렇습니다. 두 유형 사이의 차이는 원래 거대한 규모의 전파 방출 형태에 기반을 두고 있습니다 (유형은 전파 방출에서 가장 밝은 점 사이의 거리에 의해 결정됩니다). FRI 전파 소스는 가장자리 부분에서 가장 밝지만 중앙 면은 가장 밝습니다. 패너로프와 라일리는 두 유형 간의 상당히 명확한 밝기 차이를 관찰했습니다. FRI는 밝기가 낮고 FRIG는 밝기가 높으며 보다 상세한 전파 관측은 형태가 전파 소스의 에너지 전송 시스템을 반영한다는 것을 보여줍니다. FRI 천체는 일반적으로 중간에 밝은 제트를 가지고 있지만 FRII 천체는 제트가 희미하지만 전파엽의 양쪽 끝에 밝은 열점을 가지고 있습니다. FRII 천체는 전파엽의 끝까지 에너지를 효율적으로 운반할 수 있는 것처럼 보이며, FRI 천체의 주입은 방사 중에 상당한 양의 에너지가 방사선으로 방출된다는 점에서 비효율적입니다. 더욱 상세히, FRI / FRII 분류는 무거운 은하의 높은 휘도에서 FRI / FRII 전이가 나타나는 점에서 호스트 은하의 환경에 달려 있습니다. FRI 제트는 최대 방사선 영역에서 느려지는 것으로 밝혀졌습니다. 따라서 FRI / FRII 전환은 제트 / 주입이 성간 물질과의 상호 작용으로 감속 없이 호스트 은하를 통해 준상대론적 속도로 확산하는지 여부를 반영하는 것으로 보입니다. 상대론적 주입 효과 분석은 FRII 전파원 제트가 전파엽의 끝까지 상대론적 속도 (최소 0.5c)를 유지하며, 주로 FRII 전파원에서 발견되는 열점은 매우 빠르고 초음속입니다. 제트는 전파 소스의 끝에서 갑자기 멈추고 발생하는 충격의 가시적인 징후로 받아들여집니다.

수명 및 활동

매우 큰 전파 은하계는 백만 개의 파섹 크기로 전파 여비나 전파 풀 방을 가지고 있습니다. 거대한 전파 은하의 경우와 마찬가지로 전파 구조의 성장을 위한 시간 척도는 수천만 년에서 수억 년이라고 생각됩니다. 이것은 매우 작고 젊은 전파원의 경우를 제외하고는 전파원의 활동을 직접 관찰할 수 없으므로 많은 천체에 이론과 추론에 의존해야 합니다. 분명히 전파 소스는 성장 속도가 얼마나 빠른지에 따라 외부 재료의 밀도와 압력에 따라 작은 지점에서 크게 성장해야 합니다. 전파엽이 있는 전파소스는 동적 프로세스가 상당히 간단합니다. 제트는 전파 소스에 재료와 에너지를 공급하여 전파엽의 압력을 증가시키고 확장합니다. 외부 재료의 압력이 가장 높아서 동적 관점에서 가장 중요한 지점은 희미하고 뜨거운 가스 X선 방출입니다. 강력한 전파소스는 초음속으로 외부 물질을 충격적으로 확장시켜 장기간 확장되는 것으로 추정됩니다.그러나 X선 관측에 따르면 초음속 팽창에 필요한 강력한 FRII 전파소스의 전파엽의 압력은 외부 열압과 유사하며 외부 압력보다 크지 않습니다. 초음속으로 확장되는 것으로 보이는 이 시스템은 아마도 상대적으로 최근의 활성 은하 핵폭발의 결과일 것입니다. 

숙주 은하와 환경

이러한 전파 소스는 하나의 시범 예외가 있음에도 대부분 아래에 기생하는 타원형으로 밝혀졌습니다. 일부 세이퍼트 은하는 약하기 때문에 작은 전파 제트를 보여 주지만 강한 전파로 분류되는 것만큼 밝지는 않습니다. 강 전파 퀘이사와 블레이저의 숙주 은하에 대한 그러한 정보는 이것들이 타원은하에서도 기생한다는 것을 암시합니다. 이런 식으로 타원 은하의 매우 큰 분포에 대한 몇 가지 그럴듯한 이유가 있습니다. 하나는 타원 은하가 일반적으로 매우 무거운 블랙홀을 포함하고 있기 때문에 매우 밝은 활성 은하를 운전할 수 있다는 것입니다. 또 다른 하나는 타원 은하가 일반적으로 큰 은하 물질을 제공하는 부유한 환경에 있다는 것입니다. 전파 소스에 국한됩니다. 나선 은하의 많은 양의 차가운 가스를 분쇄하거나 억제하여 제트를 형성하는 방법은 지금까지 관찰에 대한 설득력 있는 설명이 없습니다.

통합 모델

다양한 종류의 강전파 활동은 하는 통합모델에 의해 만들어집니다. 강력한 전파 은하와 강 전파 퀘이사의 통합 모델의 정통성을 이끌어내는 중요한 관찰은 모든 퀘이사가 우리 방향으로 주입되는 것처럼 보일 것입니다. 그것은 초경량 이동 방향으로 밝은 제트를 보여 주며 은하핵에서 우리에게 가장 가까운 전파원을 보여줍니다. 이것이 사실이라면 전파 소스가 우리에게 주입되어서는 안 되며, 전파엽이 주입에 영향을 받지 않는다는 것을 알고 있기 때문에 퀘이사의 은하핵의 원천이 측면에 나타나면 숨겨져 전파 은하에 보일 것입니다. 적어도 일부 강력한 전파 은하계는 숨겨진 퀘이사를 갖는 것으로 받아들여집니다. 그러한 전파 은하가 수직으로 보일 때 퀘이사로 나타나는지는 분명하지 않지만 같은 방식으로 저출력 전파 은하계는 도마뱀자리 동성애 천체에 대한 그럴듯한 개체군입니다.

전파 은하의 사용

먼 전파원

전파 은하와 강전파 퀘이사는 전파 스펙트럼을 바탕으로 엄격하게 선택하고 숙주 은하를 관찰함으로써 특히 80년대와 90년대에 멀리 떨어진 은하를 찾는데 널리 이용됐습니다. 이것은 우리가 작은 노력과 망원경을 사용하여 적색편이를 찾을 수 있게 해 주지만, 이 방법의 문제는 활성 은하의 위치가 적색편이를 가진 은하가 될 수 없다는 것입니다. 마찬가지로 전파 은하가 과거에 멀리 존재하는 X선 방출 은하단을 발견하는 데 사용되었지만, 최근에 미리 생각한 추정 방법이 선호되고 있습니다.

표준자

일부 연구는 전파 은하의 크기가 나이와 환경에 따라 달라서 매우 어려운 우주 계수를 측정하는 표준으로 전파 은하를 사용하려고 시도했습니다. 전파 소스의 모델을 활용할 때 전파은하를 기반으로 한 방법은 다른 우주 관측과 좋은 합의점을 제공할 수 있습니다. 주변 충격. 전파소스의 초음속 팽창은 열에 에너지를 팽창시키고 추가하고 외부 물질을 밀어내기 때문에 항상 이루어져야 합니다. 강력한 전파소스의 전파엽에 보존된 최소 에너지는 10의 53승입니다. 그러한 전파 소스에 의해 외부 물질에 대해 수행되는 물질의 양에 대한 최소 한계는 이전 값의 배열입니다. 이제 많은 전파소스에 관한 관심은 오늘날 이러한 은하 클러스터의 중심에 있는 영향에 초점을 맞추고 있습니다. 마찬가지로, 다른 흥미로운 우려는 우주 시간에 따라 구조물의 형성에 영향을 미칠 수 있다는 것입니다. 이것들은 매우 무거운 천체의 형성을 늦추는 피드백 메커니즘을 제공합니다.