전파은하 구조와 방출과정 외 활동

전파은하 구조와 방출과정

 

전파와 강유전체 쿼트블레이저는 10~100GHz의 무선 대역에서 1,039W의 밝기를 가지는 매우 밝은 활동 은하입니다. 이곳에서의 전파 방사는 싱크로트론 프로세스에 의한 것입니다. 방사선 방출로 관측되는 구조는 제트 쌍과 외부 물질과의 상호작용으로 밝혀지며 상대론적 주입 효과에 의해 조정됩니다.

숙주 은하는 거의 독립된 큰 타원 은하입니다. 라디오 소리의 활동은 원거리에서 관측될 뿐만 아니라 고나측 우주론에도 귀중한 도구라는 점에서도 흥미롭다. 최근 이들 물체, 특히 은하단이나 은하단과 같은 우주의 은하계 간 물질의 영향에 대해 더욱 많은 연구가 이루어지고 있습니다.

 

전파은하 방출과정

 

강자성 활성 은하에서의 방사선 방출은 매우 매끄럽고 광대역의 특징이며 강한 편광으로 추측되는 싱크로트론 방출입니다. 이는 강유전체 방출은 적어도 상대론적 속도 (로렌츠 계수 104) 로 전자와 자기장을 포함하는 플라스마에서 얻어진다는 것을 시사합니다.

싱크로트론 방사선의 방출로부터 생성된 입자를 직접 추출할 방법은 없습니다. 또, 관측으로부터 입자나 자기장의 에너지 밀도를 측정하는 방법도 없다. 같은 비율의 싱크로트론 방사는 소수의 전자와 강한 자기장 약한 자기장과 많은 전자 또는 중간 정도의 자기장 결과입니다.

특정 영역이 가질 수 있는 최소 에너지 밀도가 방사휘도율인 최소 에너지 조건을 결정할 수 있습니다. 하지만 몇 년 동안 에너지를 최소한에 가까운 에너지로 간주하는 특별한 이유는 없었습니다.

싱크로트론 방출의 자매 과정은 상대론적 전자가 주위의 광자와 상호 작용해 톰프슨을 고에너지로 산란시키는 역 컴프턴 과정입니다. 강자성원으로부터의 역 컴프턴 방출은 X선에서 특히 중요합니다. 또한 방출은 전자밀도에만 의존하기 때문에 역 컴프턴 산란의 관측을 통해 입자와 자기장의 에너지 밀도를 모델 의존적으로 추정할 수 있습니다.

이는 다양한 강력한 배출원이 실제로는 최소한의 에너지 조건에 상당히 가깝다는 사실을 증명하는 데 사용됐다.

싱크로트론의 방출은 뭇너 대역에 한정되지 않는다. 전파원이 적당히 높은 에너지로 입자를 가속할 수 있다면 적외선 가시선 자외선 심지어 X선으로도 전파에서 볼 수 있는 특성을 볼 수 있다. 후자는 발광원인 전자는 세기의 전형적인 자기장에서 1TeV가 넘는 에너지를 가져야합니다.

여기서도 편광과연속 스펙트럼은 싱크로트론 방출을 다른 방출 프로세스와 구별하기 위해 사용이됩니다. 제트기와 관심 지역은 일반적으로 고주파 싱크로트론 방사기를 말합니다. 관찰 상 싱크로트론 방출과 역 컴프턴 방출을 구별하는 것은 어려우며, 몇몇 물체, 특히 X선에서 보이는 물체에 대해 그 과정에 대해 논의가 계속되고 있습니다.

싱크로트론 방출과 역 컴프턴 방출을 발생시키는 상대론적 및 평균적 입자 물체를 생성하는 프로세스는 입자 가속으로서 알려졌습니다. 페르미 가속은 강자성 활성 은하에서 입자가 속 믿을 수 있는 프로세스 중 하나입니다.

 

전파 구조

전파 은하나 작은 강유전체 쪽이 전파 지도상에 광범위한 구조를 나타내고 있습니다. 가장 일반적인 대규모 구조는 로브라고 불리고 있습니다. 이 구조들은 보통 상당히 대칭적인 쌍으로 활동 은하핵 양쪽에 있는 타원형의 구조입니다.

보통 훨씬 긴 확장 라디오 플롬으로 알려진 구조를 나타내는 저 광도 라디오 소스는 거의 없습니다. 방사 은하 중에는 1970년대 이후 원자핵 제트로서 알려진 구조를 나타내는 것도 있으며 가장 널리 받아들여지고 있는 모델은 고에너지 입자와 자기장 칼럼에 의해서 움직이고 있습니다.

제트기는 이 분사 탑의 눈에 보이는 형태라고 믿어지는데, 제트라는 말은 고나찰 가능한 한 흐름과 기본적인 흐름 모두를 의미합니다. 1974년에는 파나 밧줄 라일 리 클래스 I와 파나 밧줄 라일 리 클래스 II 2종류로 세분되었다.

양 타입의 차이는 본래 대규모 방사선의 형태에 의한 것이다. (방사선의 가장 밝은 점 사이의 거리에 따라 결정된다.) FRI 무선소스는 가장 밝은 핵심을 가지며 FRI 무선소스는 가장 밝은 가장자리를 가집니다. 파나 밧줄과 라일 리는 두 유형의 광각도 차이를 꽤 똑똑히 관찰했습니다.

FRI는 저 휘도이며 FRIG는 고휘도입니다. 보다 상세한 무선 관측으로, 이 형태는 에너지의 수송 방법을 무선 원에 반영하고 있는 것을 알았다. 보통 FRII 객체의 중심에는 밝은 제트가 있습니다만 FRII 객체의 양 끝에는 밝은 관심 지역이 있습니다.

FRII 객체는 무선 로브의 끝까지 에너지를 효율적으로 전송할 수 있는 것처럼 보입니다. 한편 폭발 시에 대량의 에너지가 방사선으로 방출된다는 점에서 FRI 객체의 주입은 비효율적입니다.

보다 상세하게는, FRIG의 분류는, 더욱 무거운 은하에서는 FRIF 천이가 더욱 높은 휘도로 나타난다는 점에서, 호스트 은하의 환경에 의존합니다. 7 FRI제트기는 방사선량이 최대지역에서 감속되고 있음이 판명되었기 때문에 제트기 f의 유무를 반영하는 것처럼 보입니다. RI전이는 항성 간 상호작용으로 준 관계 속도를 감속하지 않고 숙주 은하 중에 퍼질 수 있습니다.

상대론적 주입 효과 분석에서 FRII 전파원인 제트는 전파 로브의 말단까지 상대론적 속도 (적어도 0.5C)를 유지하는 것으로 나타났다. FRII전파원에서 주로 볼 수 있는 히트포인트는 매우 고속이며 전파원의 가장자리에서 초음속 제트가 갑자기 정지하는 데 따른 충격의 가시적인 징후로 받아들여지고 있다. (음속은 CV3에 이르지 않음)

충격 후에도 계속 흘러가거나, 제트의 단말기를 움직이는 등, 대부분은 복수의 히트 포인트가 보입니다. 히트 포인트 전체의 면적은 관심 지역 콤플렉스 라고 불리기도 합니다.

 

수명 및 활동

 

매우 큰 전파 은하는 최대 100만 파섹의 전파여 또는 전파 플롬을 가지고 있으며 전파 구조물의 성장을 위한 시간적 척도는 수천만 년에서 수억 년임을 나타낸다. 이는 아주 작은 무선소스와 젊은 무선소스를 제외하고는 무선소스의 활동을 직접 관찰할 수 없다는 것을 의미합니다.

그러니까 많은 천체에 대해서 이론이나 추론에 의지해야 합니다. 분명히 전파원은 작은 점부터 시작해서 크게 성장해야 합니다. 빠르게 성장하는 것은 외부 물질의 밀도와 압력에 따라 결정됩니다. 전파 로브를 사용하는 무선 소스는 기계적인 프로세스는 매우 간단합니다.

전파원에 물질과 에너지를 공급하고 전파 로브 내의 압력을 상승시킴으로써 팽창하는 제트기, 갖아 중요한 포인트는 역학적 관점에서 가스의 X선을 미세하게 뜨거운 상태로 방출하는 것입니다. 오랫동안 강력한 전파원은 초음속으로 충격적인 외부 물질에 의해 끌어올려 짐에 따라 확대된다고 믿고 있습니다.

그러나 X선 관찰에 따르면 초음파 팽창에 필요한 강력한 FRIG 전파원의 전파 로브 내의 압력은 종종 외부의 열압과 비슷하여 외부의 압력보다 크지 않은 것으로 나타나고 있습니다. 분명히 초음속 팽창 계는 저출력 전파 은하 켄타우루스 A의 내압을 포함하고 있습니다. 이는 비교적 최근의 활발한 은하 핵폭발에 의한 것입니다.