Una radiogalaxia es una galaxia con regiones gigantes de emisión de radio que se extienden mucho más allá de su estructura visible. Estos lóbulos de radio energéticos son alimentados por chorros de su núcleo galáctico activo . [1] Tienen luminosidades de hasta 10 39 W en longitudes de onda de radio entre 10 MHz y 100 GHz. [2] La emisión de radio se debe al proceso de sincrotrón . La estructura observada en la emisión de radio está determinada por la interacción entre chorros gemelos y el medio externo, modificada por los efectos de la emisión relativista . Las galaxias anfitrionas son casi exclusivamente grandes galaxias elípticas . Las galaxias activas con ruido de radio se pueden detectar a grandes distancias, lo que las convierte en herramientas valiosas para la cosmología observacional . Recientemente, se ha trabajado mucho en los efectos de estos objetos en el medio intergaláctico , particularmente en grupos y cúmulos de galaxias .
El término "radiogalaxia" se utiliza a menudo para referirse a todo el sistema de chorros, en lugar de solo a su galaxia anfitriona. Algunos científicos consideran que el término "sistema de chorros de agujeros negros" es más preciso y menos confuso. [3] [4] Las radiogalaxias que alcanzan un tamaño de alrededor de 0,7 megaparsecs o más se denominan comúnmente "radiogalaxias gigantes". [5]
La emisión de radio de las galaxias activas radio-ruidosas es emisión de sincrotrón , como se infiere de su naturaleza muy suave, de banda ancha y fuerte polarización . Esto implica que el plasma emisor de radio contiene, al menos, electrones con velocidades relativistas ( factores de Lorentz de ~10 4 ) y campos magnéticos . Dado que el plasma debe ser neutro, también debe contener protones o positrones . No hay forma de determinar el contenido de partículas directamente a partir de observaciones de radiación de sincrotrón. Además, no hay forma de determinar las densidades de energía en partículas y campos magnéticos a partir de la observación: la misma emisividad de sincrotrón puede ser el resultado de unos pocos electrones y un campo fuerte, o un campo débil y muchos electrones, o algo intermedio. Es posible determinar una condición de energía mínima que es la densidad de energía mínima que puede tener una región con una emisividad dada, pero durante muchos años no hubo ninguna razón particular para creer que las energías verdaderas estuvieran cerca de las energías mínimas. [6]
Un proceso hermano de la radiación de sincrotrón es el proceso Compton inverso , en el que los electrones relativistas interactúan con los fotones ambientales y Thomson los dispersa a altas energías. La emisión Compton inverso de fuentes de radiofrecuencia resulta ser particularmente importante en rayos X [7] y, debido a que depende solo de la densidad de electrones, la detección de la dispersión Compton inverso permite una estimación algo dependiente del modelo de las densidades de energía en las partículas y los campos magnéticos. Esto se ha utilizado para argumentar que muchas fuentes potentes están en realidad bastante cerca de la condición de energía mínima.
La radiación de sincrotrón no se limita a las longitudes de onda de radio: si la fuente de radio puede acelerar partículas a energías suficientemente altas, las características que se detectan en las longitudes de onda de radio también pueden verse en el infrarrojo , el óptico , el ultravioleta o incluso los rayos X. En este último caso, los electrones responsables deben tener energías superiores a 1 TeV en intensidades de campo magnético típicas. Nuevamente, la polarización y el espectro continuo se utilizan para distinguir la radiación de sincrotrón de otros procesos de emisión. Los chorros y los puntos calientes son las fuentes habituales de emisión de sincrotrón de alta frecuencia. Es difícil distinguir observacionalmente entre la radiación de sincrotrón y la radiación Compton inversa, lo que las convierte en un tema de investigación en curso.
Los procesos, conocidos colectivamente como aceleración de partículas, producen poblaciones de partículas relativistas y no térmicas que dan lugar a la radiación de sincrotrón y de Compton inversa. La aceleración de Fermi es un proceso plausible de aceleración de partículas en galaxias activas con ruido de radio.
Las radiogalaxias y, en menor medida, los cuásares con ondas de radio muestran una amplia gama de estructuras en los mapas de radio. Las estructuras a gran escala más comunes se denominan lóbulos : son estructuras dobles, a menudo bastante simétricas, aproximadamente elipsoidales colocadas a ambos lados del núcleo activo. Una minoría significativa de fuentes de baja luminosidad exhiben estructuras generalmente conocidas como penachos , que son mucho más alargadas. Algunas radiogalaxias muestran una o dos características estrechas y largas conocidas como chorros (el ejemplo más famoso es la galaxia gigante M87 en el cúmulo de Virgo ) que vienen directamente del núcleo y van a los lóbulos. Desde la década de 1970, [8] [9] el modelo más ampliamente aceptado ha sido que los lóbulos o penachos son alimentados por haces de partículas de alta energía y campo magnético que vienen cerca del núcleo activo. Se cree que los chorros son las manifestaciones visibles de los haces, y a menudo se usa el término chorro para referirse tanto a la característica observable como al flujo subyacente.
En 1974, Bernard Fanaroff y Julia Riley dividieron las fuentes de radio en dos clases, ahora conocidas como Clase I de Fanaroff y Riley (FRI) y Clase II (FRII) . [10] La distinción se hizo originalmente en base a la morfología de la emisión de radio a gran escala (el tipo se determinó por la distancia entre los puntos más brillantes en la emisión de radio): las fuentes FRI eran más brillantes hacia el centro, mientras que las fuentes FRII eran más brillantes en los bordes. Fanaroff y Riley observaron que había una división razonablemente marcada en la luminosidad entre las dos clases: las FRI eran de baja luminosidad, las FRII eran de alta luminosidad. [10] Con observaciones de radio más detalladas, la morfología resulta reflejar el método de transporte de energía en la fuente de radio. Los objetos FRI típicamente tienen chorros brillantes en el centro, mientras que los FRII tienen chorros débiles pero puntos brillantes en los extremos de los lóbulos. Los FRII parecen ser capaces de transportar energía de manera eficiente a los extremos de los lóbulos, mientras que los haces FRI son ineficientes en el sentido de que irradian una cantidad significativa de su energía mientras viajan.
En mayor detalle, la división FRI/FRII depende del entorno de la galaxia anfitriona en el sentido de que la transición FRI/FRII aparece a luminosidades más altas en galaxias más masivas. [11] Se sabe que los chorros FRI se desaceleran en las regiones en las que su emisión de radio es más brillante, [12] y, por lo tanto, parece que la transición FRI/FRII refleja si un chorro/haz puede propagarse a través de la galaxia anfitriona sin desacelerarse a velocidades subrelativistas por la interacción con el medio intergaláctico. A partir del análisis de los efectos de los rayos relativistas, se sabe que los chorros de las fuentes FRII permanecen relativistas (con velocidades de al menos 0,5c) hasta los extremos de los lóbulos. Los puntos calientes que generalmente se ven en las fuentes FRII se interpretan como manifestaciones visibles de choques formados cuando el chorro supersónico termina abruptamente en el extremo de la fuente, y sus distribuciones de energía espectral son consistentes con esta imagen. [13] A menudo se observan múltiples puntos calientes, que reflejan un flujo de salida continuo después del choque o un movimiento del punto de terminación del chorro: la región de puntos calientes en general a veces se denomina complejo de puntos calientes.
Se dan nombres a varios tipos particulares de fuentes de radio en función de su estructura de radio:
Las radiogalaxias más grandes tienen lóbulos o penachos que se extienden a escalas de megaparsec (más en el caso de radiogalaxias gigantes [14] como 3C236 ), lo que implica una escala de tiempo para el crecimiento del orden de decenas a cientos de millones de años. Esto significa que, excepto en el caso de fuentes muy pequeñas y muy jóvenes, no podemos observar la dinámica de las fuentes de radio directamente, y por lo tanto debemos recurrir a la teoría y a inferencias a partir de grandes cantidades de objetos. Claramente, las fuentes de radio deben comenzar pequeñas y crecer más. En el caso de fuentes con lóbulos, la dinámica es bastante simple: [8] los chorros alimentan los lóbulos, la presión de los lóbulos aumenta y los lóbulos se expanden. La velocidad a la que se expanden depende de la densidad y la presión del medio externo. La fase de mayor presión del medio externo, y por lo tanto la fase más importante desde el punto de vista de la dinámica, es el gas caliente difuso que emite rayos X. Durante mucho tiempo, se asumió que las fuentes poderosas se expandirían supersónicamente, empujando una onda de choque a través del medio externo. Sin embargo, las observaciones de rayos X muestran que las presiones de los lóbulos internos de las potentes fuentes FRII suelen ser cercanas a las presiones térmicas externas y no mucho más altas que las presiones externas, como se requeriría para la expansión supersónica. [15] El único sistema que se expande de manera inequívocamente supersónica conocido consiste en los lóbulos internos de la radiogalaxia de baja potencia Centaurus A, que probablemente sean el resultado de un estallido comparativamente reciente del núcleo activo. [16]
Estas fuentes de radio se encuentran casi universalmente alojadas en galaxias elípticas , aunque hay una excepción bien documentada, concretamente NGC 4151. [ 17] Algunas galaxias Seyfert muestran chorros de radio pequeños y débiles, pero no son lo suficientemente radioluminosos como para ser clasificados como radio-fuertes. La información que existe sobre las galaxias anfitrionas de cuásares y blazares radio-fuertes sugiere que también están alojados en galaxias elípticas.
Existen varias razones posibles para esta marcada preferencia por las elípticas. Una es que las elípticas generalmente contienen los agujeros negros más masivos y, por lo tanto, son capaces de alimentar las galaxias activas más luminosas (ver Luminosidad de Eddington ). Otra es que las elípticas generalmente habitan entornos más ricos, lo que proporciona un medio intergaláctico a gran escala para confinar la fuente de radio. También puede ser que las mayores cantidades de gas frío en las galaxias espirales interrumpan o sofoquen de alguna manera un chorro en formación. Hasta la fecha, no hay una explicación única y convincente para las observaciones.
Los diferentes tipos de galaxias activas con ondas de radio están vinculados por modelos unificados. La observación clave que llevó a la adopción de modelos unificados para las potentes radiogalaxias y los cuásares con ondas de radio fue que todos los cuásares parecen estar dirigidos hacia nosotros, mostrando un movimiento superlumínico en los núcleos [18] y chorros brillantes en el lado de la fuente más cercano a nosotros (el efecto Laing-Garrington : [19] [20] ). Si este es el caso, debe haber una población de objetos que no están dirigidos hacia nosotros y, como sabemos que los lóbulos no se ven afectados por la radiación, aparecerían como radiogalaxias, siempre que el núcleo del cuásar esté oculto cuando se ve la fuente de lado. Ahora se acepta que al menos algunas potentes radiogalaxias tienen cuásares "ocultos", aunque no está claro si todas esas radiogalaxias serían cuásares si se las observa desde el ángulo correcto. De manera similar, las radiogalaxias de baja potencia son una población progenitora plausible para los objetos BL Lac .
Las radiogalaxias y los cuásares con ondas de radio se han utilizado ampliamente, particularmente en los años 80 y 90, para encontrar galaxias distantes: al seleccionar en función del espectro de radio y luego observar la galaxia anfitriona, fue posible encontrar objetos con un alto corrimiento al rojo con un costo modesto en tiempo de telescopio. El problema con este método es que las galaxias anfitrionas activas pueden no ser típicas de las galaxias con su corrimiento al rojo. De manera similar, las radiogalaxias se han utilizado en el pasado para encontrar cúmulos distantes que emitan rayos X, pero ahora se prefieren los métodos de selección imparcial. La radiogalaxia más distante conocida actualmente es TGSS J1530+1049, con un corrimiento al rojo de 5,72. [21]
Se han realizado algunos trabajos que intentan utilizar las radiogalaxias como reglas estándar para determinar parámetros cosmológicos . Este método presenta ciertas dificultades porque el tamaño de una radiogalaxia depende tanto de su edad como de su entorno. Sin embargo, cuando se utiliza un modelo de la fuente de radio, los métodos basados en radiogalaxias pueden dar una buena concordancia con otras observaciones cosmológicas. [22]
Independientemente de si una fuente de radio se está expandiendo supersónicamente o no, debe realizar un trabajo contra el medio externo al expandirse, y por lo tanto pone energía en calentar y elevar el plasma externo. La energía mínima almacenada en los lóbulos de una fuente de radio potente podría ser 10 53 J . El límite inferior del trabajo realizado sobre el medio externo por una fuente de este tipo es varias veces mayor. Gran parte del interés actual en las fuentes de radio se centra en el efecto que deben tener en los centros de los cúmulos en la actualidad. [23] Igualmente interesante es su probable efecto en la formación de estructuras a lo largo del tiempo cosmológico: se piensa que pueden proporcionar un mecanismo de retroalimentación para ralentizar la formación de los objetos más masivos.
La terminología ampliamente utilizada es extraña ahora que se acepta generalmente que los cuásares y las radiogalaxias son los mismos objetos (ver arriba). El acrónimo DRAGN (para 'Double Radiosource Associated with Galactic Nucleus') fue acuñado por Patrick Leahy en 1993 y está en uso. [24] [25] La fuente de radio extragaláctica es común pero puede llevar a confusión, ya que muchos otros objetos extragalácticos se detectan en los estudios de radio, en particular las galaxias con brotes de formación estelar . La galaxia activa con radiofrecuencia es inequívoca, y por eso se usa a menudo en este artículo.
