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電波銀河は、可視構造をはるかに超えて広がる巨大な電波放射領域を持つ銀河です。これらの高エネルギー電波ローブは、活動銀河核からのジェットによって駆動されています。[ 1 ]電波波長が10 MHz から 100 GHz の間で、最大 10 39 Wの光度を持ちます。[ 2 ]電波放射はシンクロトロン過程によるものです。電波放射で観測される構造は、相対論的ビーム効果によって修正された、ツインジェットと外部媒体との相互作用によって決定されます。宿主銀河は、ほぼ例外なく大きな楕円銀河です。電波放射の強い活動銀河は遠距離でも検出できるため、観測宇宙論にとって貴重なツールとなります。これらの天体が銀河間媒体、特に銀河群や銀河団に及ぼす影響については、多くの研究が行われています。
「電波銀河」という用語は、宿主銀河だけでなく、ジェットシステム全体を指す場合によく使われます。一部の科学者は、「ブラックホールジェットシステム」という用語の方がより正確で混乱が少ないと考えています。[ 3 ] [ 4 ]約0.7メガパーセク以上の大きさに達する電波銀河は、一般的に「巨大電波銀河」と呼ばれます。[ 5 ]
電波放射の強い活動銀河からの電波放射は、その非常に滑らかで広帯域な性質と強い偏光から推測されるように、シンクロトロン放射である。これは、電波放射プラズマが少なくとも相対論的速度（ローレンツ因子が約10⁴）の電子と磁場を含んでいることを意味する。プラズマは中性でなければならないため、陽子または陽電子のいずれかも含まれていなければならない。シンクロトロン放射の観測から粒子の含有量を直接決定する方法はない。さらに、観測から粒子と磁場のエネルギー密度を決定する方法もない。同じシンクロトロン放射率は、少数の電子と強い磁場、弱い磁場と多数の電子、またはその中間の結果である可能性がある。特定の放射率を持つ領域が持つことができる最小エネルギー密度である最小エネルギー条件を決定することは可能であるが、長年にわたり、真のエネルギーが最小エネルギーに近いと考える特別な理由はなかった。[ 6 ]
シンクロトロン放射の姉妹過程として逆コンプトン過程があり、これは相対論的電子が周囲の光子と相互作用し、トムソン散乱によって高エネルギーになる過程です。電波放射源からの逆コンプトン放射は、X線において特に重要であることがわかっています[ 7 ]。また、逆コンプトン散乱は電子密度のみに依存するため、逆コンプトン散乱の検出によって、粒子と磁場のエネルギー密度をある程度モデル依存的に推定することができます。このことから、多くの強力な放射源は実際には最小エネルギー条件に非常に近いことが主張されています。
シンクロトロン放射は電波波長に限定されません。電波源が粒子を十分に高いエネルギーまで加速できる場合、電波波長で検出される特徴は、赤外線、可視光、紫外線、あるいはX線でも観測される可能性があります。後者の場合、原因となる電子は、典型的な磁場強度において1 TeVを超えるエネルギーを持っている必要があります。ここでも、偏光と連続スペクトルが、シンクロトロン放射を他の放射過程と区別するために使用されます。ジェットとホットスポットは、高周波シンクロトロン放射の一般的な発生源です。シンクロトロン放射と逆コンプトン放射を観測的に区別することは困難であり、これらは現在も研究対象となっています。
粒子加速と呼ばれる一連の過程は、相対論的かつ非熱的な粒子群を生成し、シンクロトロン放射や逆コンプトン放射を引き起こす。フェルミ加速は、電波放射の強い活動銀河における有力な粒子加速過程の一つである。
電波銀河、そして程度は低いものの電波放射の強いクエーサーは、電波マップ上で幅広い構造を示します。最も一般的な大規模構造はローブと呼ばれ、活動核の両側に位置する、しばしばかなり対称的な、おおよそ楕円形の二重構造です。低光度源のかなりの少数派は、通常プルームとして知られる、はるかに細長い構造を示します。一部の電波銀河は、ジェットとして知られる1つまたは2つの細長い特徴を示し（最も有名な例は、おとめ座銀河団の巨大銀河M87です）、これは核から直接ローブに向かっています。1970年代以降、[ 8 ] [ 9 ]最も広く受け入れられているモデルは、ローブまたはプルームは、活動核の近くから来る高エネルギー粒子と磁場のビームによって駆動されているというものです。ジェットはビームの目に見える現れであると考えられており、ジェットという用語は、観察可能な特徴と、その根底にある流れの両方を指す場合によく用いられる。
1974 年、電波源は、バーナード・ファナロフとジュリア・ライリーによって、現在ファナロフとライリーのクラス I (FRI) とクラス II (FRII)として知られる 2 つのクラスに分類されました。[ 10 ]この区別は、当初は大規模な電波放射の形態に基づいて行われました (タイプは、電波放射の最も明るい点間の距離によって決定されました)。FRI 源は中心に向かって最も明るく、FRII 源は端で最も明るくなっています。ファナロフとライリーは、 2 つのクラスの光度にかなり明確な違いがあることを観察しました。FRI は低光度、FRII は高光度です。[ 10 ]より詳細な電波観測により、形態は電波源のエネルギー輸送方法を反映していることがわかりました。FRI 天体は通常、中心に明るいジェットを持ち、FRII はかすかなジェットを持ちますが、ローブの端に明るいホットスポットがあります。 FRIIビームはローブの端まで効率的にエネルギーを輸送できるのに対し、FRIビームは移動中にエネルギーのかなりの部分を放射してしまうため、効率が悪い。
より詳細には、FRI/FRII の区分は宿主銀河の環境に依存しており、FRI/FRII 遷移はより質量の大きい銀河でより高い光度で現れます。[ 11 ] FRI ジェットは、電波放射が最も明るい領域で減速することが知られており、[ 12 ]そのため、FRI/FRII 遷移は、ジェット/ビームが銀河間媒体との相互作用によって相対論的速度以下まで減速されることなく宿主銀河を伝播できるかどうかを反映しているようです。相対論的ビーム効果の分析から、FRII 源のジェットはローブの端まで相対論的速度 (少なくとも 0.5c の速度) を維持することが知られています。FRII 源で通常見られるホットスポットは、超音速ジェットが源の端で突然終了するときに形成される衝撃波の目に見える現れであると解釈されており、そのスペクトルエネルギー分布はこの図と一致しています。[ 13 ]衝撃波後の流出継続またはジェット終端点の移動を反映して、複数のホットスポットが見られることが多い。ホットスポット領域全体は、ホットスポット複合体と呼ばれることもある。
電波源には、その電波構造に基づいていくつかの特定の種類に名前が付けられています。
最大の電波銀河は、メガパーセク規模にまで広がるローブまたはプルームを持ち（ 3C236のような巨大電波銀河の場合はさらに大きい[ 14 ]）、成長のタイムスケールは数千万年から数億年程度であることを示唆している。これは、非常に小さく非常に若い電波源の場合を除いて、電波源のダイナミクスを直接観測することはできず、多数の天体からの理論と推論に頼らざるを得ないことを意味する。明らかに、電波源は小さく始まり、大きくなる必要がある。ローブを持つ電波源の場合、ダイナミクスはかなり単純である[ 8 ]。ジェットがローブに供給され、ローブの圧力が上昇し、ローブが膨張する。膨張の速度は、外部媒体の密度と圧力に依存する。外部媒体の最高圧力相、したがってダイナミクスの観点から最も重要な相は、X線を放出する拡散高温ガスである。長い間、強力な電波源は超音速で膨張し、外部媒体に衝撃波を押し出すと考えられていた。しかし、X線観測によると、強力なFRII電波源の内部ローブ圧力は、多くの場合、外部熱圧力に近く、超音速膨張に必要な外部圧力よりもそれほど高くないことが示されている。[ 15 ]明確に超音速膨張していることが知られている唯一のシステムは、低出力電波銀河ケンタウルスAの内部ローブであり 、これはおそらく活動銀河核の比較的最近の爆発の結果である。[ 16 ]
これらの電波源は、ほぼ常に楕円銀河に宿っていることがわかっています。近傍のセイファート銀河の中には、弱く小さな電波ジェットを示すものもありますが、電波帯域では電波放射が強いと分類されるほど明るくなく、また宿主の渦巻銀河の10～100倍の大きさではないため、標準的な電波銀河と比較することはできません。電波放射の強いクエーサーやブレーザーの宿主銀河に関するいくつかの観測結果は、それらも楕円銀河に宿っていることを示唆しています。楕円銀河へのこのような強い偏りには、いくつかの理由が考えられます。1つは、楕円銀河は一般的に最も質量の大きいブラックホールを含んでいるため、最も明るい活動銀河にエネルギーを供給できることです（エディントン光度を参照）。もう1つは、楕円銀河は一般的に豊かな環境に存在し、電波源を閉じ込める大規模な銀河間媒体を提供していることです。また、渦巻銀河に存在する大量の低温ガスが、何らかの形でジェットの形成を阻害したり抑制したりしている可能性もある。しかし、現時点では、これらの観測結果に対する決定的な説明は得られていない。
しかし、 2011年に特異な電波銀河Specaが発見されて以来[ 17 ] [ 18 ]、円盤銀河や渦巻銀河に宿る大規模電波銀河の数は着実に増加している。このような特異な電波銀河の最初の発見は1998年で、Abell 428銀河団のJ0313-192である[ 19 ] 。新しい高感度電波および光学全天サーベイが利用可能になったためか、このようなSpecaのような天体またはSpiral-DRAGNの数は 30個以上に増加している。Specaのような電波銀河は、巨大なメガパーセク規模のローブを放出するだけでなく、相対論的磁化プラズマローブのペアを2組宿すというエピソード的な性質を持つこともある。宿主の渦巻銀河も非常に質量が大きい渦巻銀河であり、典型的な渦巻銀河と比較して光学的色は赤みを帯びていることが多い。このような銀河は、楕円銀河よりも渦巻銀河の数が多かった初期宇宙ではより一般的だったのではないかと推測されている。[ 17 ]
電波放射の強い活動銀河のさまざまなタイプは、統一モデルによって関連付けられています。強力な電波銀河と電波放射の強いクエーサーの統一モデルを採用するに至った重要な観測は、すべてのクエーサーが私たちの方に向かってビームを発射しているように見え、中心部で超光速運動[ 20 ]と、私たちに最も近い側の光源の明るいジェット（ラング・ギャリントン効果：[ 21 ] [ 22 ]）を示していることです。これが事実であれば、私たちの方に向かってビームを発射していない天体の集団が存在するはずであり、ローブはビームの影響を受けないことがわかっているので、光源を横から見たときにクエーサーの核が隠されていれば、それらは電波銀河のように見えるはずです。少なくとも一部の強力な電波銀河には「隠れた」クエーサーがあることが現在では認められていますが、そのような電波銀河すべてが適切な角度から見ればクエーサーであるかどうかは明らかではありません。同様に、低出力電波銀河はBL Lac天体の有力な母集団であると考えられる。
電波銀河や電波放射の強いクエーサーは、特に80年代と90年代に、遠方の銀河を探すために広く利用されてきました。電波スペクトルに基づいて選択し、宿主銀河を観測することで、望遠鏡の時間をそれほどかけずに高赤方偏移の天体を見つけることができました。この方法の問題点は、活動銀河の宿主がその赤方偏移の銀河の典型ではない可能性があることです。同様に、電波銀河は過去に遠方のX線放射銀河団を見つけるために使用されてきましたが、現在では偏りのない選択方法が好まれています。現在知られている最も遠い電波銀河はTGSS J1530+1049で、赤方偏移は5.72です。[ 23 ]
電波銀河を標準定規として用いて宇宙論的パラメータを決定しようとする試みがいくつか行われてきた。電波銀河の大きさは年齢と環境の両方に依存するため、この方法は困難を伴う。しかし、電波源のモデルを用いると、電波銀河に基づく方法は他の宇宙論的観測と良好な一致を示すことができる。[ 24 ]
電波源が超音速で膨張しているかどうかに関わらず、膨張する際に外部媒体に対して仕事をしなければならず、そのため外部プラズマの加熱と上昇にエネルギーを投入する。強力な電波源のローブに蓄積される最小エネルギーは 10 53 Jである可能性がある。このような電波源が外部媒体に対して行う仕事の下限は、この数倍である。電波源に対する現在の関心の多くは、現在銀河団の中心に及ぼす影響に焦点を当てている。[ 25 ]同様に興味深いのは、宇宙論的時間スケールでの構造形成に対する電波源の影響である。電波源は、最も質量の大きい天体の形成を遅らせるフィードバック機構を提供する可能性があると考えられている。
広く使われている用語は、クエーサーと電波銀河が同じ天体であると一般的に認められている現在では扱いにくい（上記参照）。DRAGN（「銀河核に関連する二重電波源」の略）という頭字語は、1993 年にパトリック・リーヒーによって考案され、現在も使用されている。[ 26 ] [ 27 ]銀河外電波源は一般的だが、電波調査ではスターバースト銀河など、他の多くの銀河外天体も検出されるため、混乱を招く可能性がある。電波放射の強い活動銀河は曖昧さがなく、この記事ではよく使われる。