Радіогала́ктика — тип галактик, що характеризуються суттєво більшим радіовипромінюванням, ніж звичайні галактики. Радіовипромінювання найяскравіших радіогалактик перевищує їхню оптичну світність у тисячу разів. Радіовипромінювальні зони мають різну морфологічну структуру: компактне ядро завбільшки кілька парсек, що збігається з оптичним центром батьківської галактики; протяжні радіопорожнини, розташовані з протилежних боків батьківської галактики й віддалені від неї на кілька мегапарсекДеякі радіогалактики мають лише одну радіопорожнину.; джети, які поєднують ядро і радіопорожнини;

Квазари, які раніше виділялися в окремий тип об'єктів, зараз уважаються ядрами активних і далеких галактик. Відповідно, радіо-гучні квазари також відносяться до радіогалактик.

Станом на 2019 рік відомо кілька мільйонів радіогалактикOBSERVED SOURCE COUNTS.

Звичайно радіогалактиками є великі еліптичні галактики типу E, а також галактики типів D, DE, cD, рідше N.

Загальний опис Виділення радіогалактик як окремого класу досить умовне, оскільки всі галактики випромінюють у радіодіапазоні. А втім, інтенсивність випромінювання може відрізнятися на багато порядків (1037−1045 ерг/с). Радіогалактики випромінюють більше ніж 1042 ерг/с у цьому діапазоні.

Випромінювання радіогалактик має синхротронну природу. Це підтверджується його поляризацією і спектральними характеристикамиРадиогалактики. Активність деяких галактик пов'язана з активним зореутворенням і спалахами наднових — при темпі зореутворення близько 5 мас Сонця на рік їх можна віднести до радіогалактикEvolution of Radio Galaxies AcrossCosmic Time . Проте випромінення найактивніших галактик має незоряну природу й пов'язане з активними ядрами. Речовина падає на центральну чорну діру, утворюючи акреційний диск, у якому завдяки тертю дуже нагрівається. Якщо приток матерії до диску і, відповідно, випромінювана енергія достатньо великі, ядро галактики називаються активним. Спектри випромінювання активних ядер відрізняються: деякі з них дуже активно випромінюють у радіодіапазоні. Такі об'єкти називаються радіо-голосними (), на противагу радіо-тихим (), що переважно випромінюють в оптичному діапазоні. Частка радіо-голосних ядер залежить від маси галактики й зростає від нуля для галактик з масою 1010 сонячних до 30 % для важких галактик з масою більше від 5×1012 сонячнихThe host galaxies of radio-loud active galactic nuclei: mass dependences, gas cooling and active galactic nuclei feedback.

Особливістю радіо-голосних активних ядер є джети — струмені речовини, що викидаються на релятивістських швидкостях перпендикулярно акреційному диску, звичайно з обох боківPair-Matching of Radio-Loud and Radio-Quiet AGNs. Виникнення джетів пов'язане з взаємодією заряджених частинок акреційного диску з сильними магнітними полями. Механізми їх утворення не зрозумілі до кінця, проте, ймовірно вони пов'язані з дуже швидким обертанням центральної чорної діри. Також у багатьох галактиках, що містять радіо-голосні активні ядра, можна бачити сліди нещодавніх (менше від мільярда років тому) зіткнень з іншими галактиками. Іншою ознакою важливості злиття галактик є те, що радіо-голосні активні ядра ніколи не спостерігаються у спіральних галактиках, а лише в еліптичних і близьких до нихTHE DIFFERENCE BETWEEN RADIO-LOUDAND RADIO-QUIET ACTIVE GALAXIES. За сучасними уявленнями, еліптичні галактики утворюються саме при зіткненнях.

Релятивістські частинки у джетах, рухаючись у магнітному полі галактики, випускають синхротронне випромінювання. Через порівняно низькі магнітні поля галактик (до 10−4 ерстед у радіоструктурах галактичного масштабу і до 10−2 ерстед у ядрах) максимум енергії випромінюється в радіодіапазоні.

Звичайно радіогалактики мають дві зони максимально інтенсивного випромінювання, розташовані симетрично по обидва боки від ядрарадиогалактики.

Історія У 1946 році британські астрономи Гей, Парсонс і Філліпс, досліджуючи розподіл по небу випромінювання на довжині хвилі 4,7 м виявили в сузір'ї Лебедя потужне джерело такого випромінювання. Незважаючи на низьку роздільну здатність апаратури, вони змогли встановити, що джерело має розміри менше за 2°. Протягом наступних двох років розташування і розміри джерела в Лебеді уточнювались. У 1948 році Мартін Райл і Френсіс Ґрем-Сміт відкрили ще одне потужне джерело в Кассіопеї, а Джон Болтон — кілька менш потужних у сузір'ях Діви, Геркулеса, Центавра і Тельця. Джерела в Діві й Центаврі були зіставлені з галактиками NGC 4486 і NGC 5128Радиогалактики.

У 1950 році був опублікований каталог, що містив вже 18 космічних радіоджерел. Тоді ж була відкрита особливість космічного радіовипромінювання — ступенева залежність інтенсивності від частоти.

У 1952 році у каталозі Міллса було перелічено 77 джерел, що були розділені на два класи: потужні джерела, що знаходяться у площині Чумацького шляху (подальші дослідження показали, що такі джерела мають порівняно великий кутовий розмір); слабкі джерела, хаотично розкидані по небу. Після спроб виміряти їхній паралакс стало зрозуміло, що вони розташовані за межами нашої Галактики.

Джерела першого класу виявилися рештками наднових зірок, а другого — отримали назву радіогалактики.

Класифікація Фанароффа-Райлі

У 1974 році і розробили систему класифікації радіогалактик і квазарів, що використовується й зараз. Ключовим показником у цій системі є співвідношення відстані між найяскравішими зонами випромінювання по обидва боки від ядра і загального розміру випромінюючої області. Цей показник позначається як RFR, і, якщо він менший за 0,5 — галактику відносять до класу I, а якщо більший — до класу IIFANAROFF-RILEY CLASSIFICATION.

Джерела класу I звичайно менш яскраві. Наприклад, на частоті випромінювання 178 МГц майже всі галактики, світність яких нижча за

належать до класу I, а ті, в яких вища, — до класу II. На вищих частотах розділення не таке різке, і класи сильно перекриваються.

Клас FR-I Такі галактики мають випромінюючі зони, розташовані досить далеко від компактної яскравої зони. У 80 % випадків такі галактики мають джети. До цього класу часто належать великі і яскраві галактики типів D і cD (за Морганом), розташовані в густонаселених скупченнях, багатих на газ, під час руху через який утворюються довгі «хвости».

Пил у таких галактиках сконцентрований біля ядра і складається з порівняно невеликих частинокUNDERSTANDING THE FANAROFF–RILEY RADIO GALAXY CLASSIFICATION.

Галактики цього класу звичайно старіші, ніж галактики другого, які можливо походять від них еволюційно.

Клас FR-II

Такі галактики мають дві яскраві зони, розташовані на значній відстані одна від одної, і менш яскравий простір між ними. Вони рідко мають джети (вони фіксуються лише в 10 % галактик), кути розходження джетів менші (4° проти 7–8° у класу I), а джети часто однобічні. Типові представники цього класу — гігантські еліптичні галактики. Проте детальніший аналіз показує, що практично всі еліптичні радіогалактики мають нетипову морфологію — дископодібні структури, спіральні рукави, кілька ядер. Іноді ці структури можна пояснити взаємодією з іншими галактиками.

Імовірно, рівень акреції на центральну чорну діру в таких галактик значно вищий, ніж у першого класу, а самі чорні діри обертаються швидше.

Також другий клас має більше спектральне різномаїття. Тоді як спектри галактик FR-I переважно містять лише лінії низької іонізації, у спектрах FR-II зустрічаються також емісійні лінії сильно іонізованих атомів.

Відомі радіогалактики Серед відомих радіогалактик можна виділити: Лебідь А — потужне позагалактичне джерело радіовипромінювання, перша відкрита радіогалактика; Центавр A (NGC 5128) — найближча до Сонячної системи радіогалактика (відстань 4 Мпк); Діва А (M87, NGC 4486) — одна з наймасивніших галактик у скупченні Діви; Піч А.

Примітки

Джерела

Посилання Atlas of DRAGNs A collection of radio images of the 3CRR catalogue of radio-loud active galaxies. Radio and optical images of radio galaxies and quasars The on-line 3CRR catalogue of radio sources