電波銀河

電波銀河は、目に見える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。これらのエネルギーの高い電波ローブは、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]これらは、 10 MHzから100 GHzの電波波長で最大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。観測される電波放射の構造は、双子のジェットと外部媒体との相互作用によって決まり、相対論的ビーミングの影響によって修正されます。ホスト銀河は、ほぼ例外なく大型楕円銀河です。電波強度の強い活動銀河は遠方から検出できるため、観測宇宙論の貴重なツールとなります。最近、これらの天体が銀河間媒体、特に銀河群や銀河団に与える影響について多くの研究が行われています。

「電波銀河」という用語は、そのホスト銀河のみを指すのではなく、ジェットシステム全体を指すことが多い。一部の科学者は、「ブラックホールジェットシステム」という用語の方が正確で混乱が少ないと考えている。^{[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、一般に「巨大電波銀河」と呼ばれる。^[5]

電波強度の強い活動銀河からの電波放射は、非常に滑らかで広帯域な性質と強い偏極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、電波放射プラズマには、少なくとも相対論的な速度（ローレンツ因子約 10 ⁴）と磁場を持つ電子が含まれて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、陽子または陽電子も含まれている必要がある。シンクロトロン放射の観測から粒子の内容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の結果である場合もあれば、弱い磁場と多数の電子の結果である場合もあり、その中間である場合もある。与えられた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信じ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は逆コンプトン過程であり、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散乱される。電波強度の高い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判明しており、^[7]逆コンプトン散乱は電子密度のみに依存するため、逆コンプトン散乱を検出することで、粒子と磁場のエネルギー密度をモデルに依存して推定することができる。これは、多くの強力な源が実際には最小エネルギー条件に非常に近いことを主張するために使用されている。

シンクロトロン放射は電波の波長に限定されません。電波源が粒子を十分高いエネルギーまで加速できる場合、電波の波長で検出される特徴は赤外線、可視光線、紫外線、さらにはX線でも見られることがあります。後者の場合、原因となる電子は、一般的な磁場強度で1 TeVを超えるエネルギーを持っている必要があります。この場合も、偏光と連続スペクトルを使用して、シンクロトロン放射を他の放射プロセスと区別します。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通常の発生源です。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、現在も研究が進められています。

粒子加速として総称されるプロセスは、シンクロトロン放射と逆コンプトン放射を生じる相対論的および非熱的粒子の集団を生成します。フェルミ加速は、電波強度の強い活動銀河における考えられる粒子加速プロセスの 1 つです。

電波銀河、およびそれほどではないが電波強度の強いクエーサーは、電波地図でさまざまな構造を示す。最も一般的な大規模構造はローブと呼ばれる。これは活動核の両側に位置する、2重で、多くの場合かなり対称的な、ほぼ楕円形の構造である。低光度源のかなり少数は、通常プルームと呼ばれる、はるかに細長い構造を示す。一部の電波銀河は、ジェットと呼ばれる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である）、中心核から直接ローブに向かっている。1970年代以来、^{[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のビームと磁場によって駆動されているというものである。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背後にある流れの両方を指すために使用されることがよくあります。

1974年、バーナード・ファナロフとジュリア・ライリーは電波源を2つのクラスに分類しました。これらは現在、ファナロフとライリーのクラスI (FRI) とクラスII (FRII)として知られています。^[10]この区別はもともと大規模な電波放射の形態に基づいて行われました (種類は電波放射の最も明るい点の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りました。ファナロフとライリーは、 2つのクラスの間には明るさにかなり明確な違いがあることを観察しました。FRIは低輝度で、FRIIは高輝度でした。^[10]より詳細な電波観測により、形態は電波源におけるエネルギー輸送の方法を反映していることがわかりました。FRIオブジェクトは通常、中心に明るいジェットを持ちますが、FRIIは微弱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 はエネルギーをローブの端まで効率的に輸送できるようですが、FRI ビームは移動中にかなりの量のエネルギーを放射してしまうため非効率的です。

より詳しくは、FRI/FRII の区分は、より質量の大きい銀河ほど高輝度で FRI/FRII 遷移が現れるという意味で、ホスト銀河の環境に依存します。^[11] FRI ジェットは、その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に減速されることなく、ホスト銀河を伝播できるかどうかを反映しているようです。相対論的ビーミング効果の分析から、FRII ソースのジェットは、ローブの端まで相対論的 (速度が少なくとも 0.5c) のままであることが知られています。FRII ソースで通常見られるホットスポットは、超音速ジェットがソース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兆候であると解釈され、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]多くの場合、複数のホットスポットが見られ、これは衝撃波後の継続的な流出またはジェット終点の移動を反映しており、全体的なホットスポット領域はホットスポット複合体と呼ばれることもあります。

電波源には、その電波構造に基づいていくつかの種類があり、それぞれに名前が付けられています。

• 古典的な二重とは、明確なホットスポットを持つ FRII ソースを指します。
• 広角尾部は通常、標準的な FRI 構造と FRII 構造の中間のソースを指し、効率的なジェットと時にはホットスポットを持ちますが、ローブではなくプルームを持ち、クラスターの中心またはその近くで見つかります。
• 狭角尾部またはヘッドテールソースは、クラスター内を移動する際にラム圧によって曲がっているように見える FRI を表します。
• ファットダブルとは、拡散したローブを持つが、ジェットもホットスポットもないソースです。そのようなソースの中には、エネルギー供給が永久的または一時的に停止された遺物であるものもあります。

最も大きな電波銀河には、メガパーセク規模（ 3C236のような巨大電波銀河^[14]の場合はさらに大きい）にまで及ぶローブまたはプルームがあり、これは成長のタイムスケールが数千万年から数億年オーダーであることを意味します。これは、非常に小さく、非常に若い源の場合を除き、電波源のダイナミクスを直接観察することができず、理論と多数のオブジェクトからの推論に頼らなければならないことを意味します。明らかに、電波源は小さく始まり、大きく成長しなければなりません。ローブのある源の場合、ダイナミクスはかなり単純です。^[8]ジェットがローブに供給され、ローブの圧力が増加し、ローブが拡大します。拡大する速度は、外部媒体の密度と圧力に依存します。外部媒体の最高圧力相、つまりダイナミクスの観点から最も重要な相は、X線を放射する拡散した高温ガスです。長い間、強力な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きました。しかし、X線観測によると、強力なFRII源の内部ローブ圧力は、外部の熱圧力に近く、超音速膨張に必要な外部圧力よりそれほど高くないことが多いことが示されています。 ^{[15]唯一明確に超音速で膨張しているシステムは、低出力の電波銀河}ケンタウルスAの内部ローブで構成されており、 これはおそらく比較的最近の活動核の爆発の結果です。^[16]

これらの電波源は、ほぼ普遍的に楕円銀河にホストされていることが発見されていますが、 NGC 4151というよく文書化された例外が1つあります。^[17]一部のセイファート銀河は弱く小さな電波ジェットを示していますが、電波強度が強いと分類されるほど電波が強くありません。電波強度の強いクエーサーとブレーザーのホスト銀河に関する情報は、それらも楕円銀河にホストされていることを示唆しています。

楕円銀河がこのように強く選ばれる理由としては、いくつか考えられる。1つは、楕円銀河には一般に最も質量の大きいブラックホールが含まれるため、最も明るい活動銀河にエネルギーを供給できるということである（エディントン光度を参照）。もう1つは、楕円銀河は一般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ということである。また、渦巻銀河には大量の冷たいガスが存在するため、何らかの形でジェットの形成が妨げられたり抑制されたりしている可能性もある。これまでのところ、この観測結果には説得力のある単一の説明はない。

電波強度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結び付けられている。強力な電波銀河と電波強度の強いクエーサーの統一モデルが採用されるきっかけとなった重要な観察結果は、すべてのクエーサーが私たちに向かって放射されているように見え、その核では超光速運動が見られ^[18]、私たちに最も近い源の側面では明るいジェットが見られる（レイング・ガリントン効果：^{[19] [20]}）。これが事実であれば、私たちに向かって放射されていない天体の集団が存在するはずであり、ローブは放射の影響を受けないことがわかっているので、源を横から見たときにクエーサー核が隠されているとすれば、それらは電波銀河のように見えるはずである。現在では、少なくともいくつかの強力な電波銀河には「隠れた」クエーサーがあることが認められているが、そのような電波銀河のすべてが正しい角度から見るとクエーサーであるかどうかは明らかではない。同様に、低出力電波銀河は、BL Lac 天体の親集団である可能性が高い。

電波銀河と電波強度の高いクエーサーは、特に 80 年代と 90 年代に、遠方の銀河を見つけるために広く使用されてきた。電波スペクトルに基づいて選択し、ホスト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た。この方法の問題点は、活動銀河のホストが、その赤方偏移における典型的な銀河ではない可能性があることである。同様に、電波銀河は過去に遠方の X 線放射クラスターを見つけるために使用されてきたが、現在は偏りのない選択方法が好まれている。現在知られている最も遠い電波銀河は、赤方偏移5.72 の TGSS J1530+1049 である。^[21]

宇宙論的パラメータを決定するための標準物差しとして電波銀河を使用する研究がいくつか行われてきた。電波銀河の大きさはその年齢と環境の両方に依存するため、この方法は困難を伴っている。しかし、電波源のモデルを使用すると、電波銀河に基づく方法は他の宇宙論的観測とよく一致する可能性がある。^[22]

電波源が超音速で膨張しているかどうかに関わらず、膨張する際には外部媒体に対して仕事をしなければならないため、外部プラズマを加熱して持ち上げるエネルギーを費やすことになる。強力な電波源のローブに蓄えられる最小エネルギーは10 ⁵³ J程度だろう。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。現在、電波源に対する関心の多くは、現在、電波源がクラスターの中心に及ぼす影響に集中している。^[23]宇宙の時間軸上での構造形成に対する電波源の影響も同様に興味深い。電波源は、最も質量の大きい物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。

クエーサーと電波銀河は同じ天体であると一般に認められているため、広く使用されている用語は扱いにくい（上記参照）。頭字語DRAGN（「銀河核に関連する二重電波源」の略）は、1993年にパトリック・リーヒによって造られ、使用されている。^{[24] [25]} 銀河系外電波源は一般的であるが、電波調査では他の多くの銀河系外天体、特にスターバースト銀河が検出されるため、混乱を招く可能性がある。電波強度の高い活動銀河は曖昧さがないため、この記事では頻繁に使用されている。

• 相対論的ジェット
• X字型の電波銀河
• スパイラルDRAGNのリスト
• M-シグマ関係
• デス・スター銀河
• ESO 0313-192

ウィキメディア・コモンズには、電波銀河に関連するメディアがあります。

• DRAGN アトラス 電波強度の強い活動銀河の 3CRR カタログの電波画像のコレクション。
• 電波銀河とクエーサーの電波および光学画像
• 3CRRオンライン電波源カタログ