Документ взят из кэша поисковой машины. Адрес оригинального документа : http://sed.sao.ru/~vo/rg/rg_lect.html
Дата изменения: Thu Mar 15 17:51:26 2012
Дата индексирования: Mon Oct 1 20:34:42 2012
Кодировка: koi8-r
Поисковые слова: solar corona
Radio galaxies Выход на текущий сервер sed.sao.ru             Другие лекции

Радиогалактики

Лекция для студентов (полная gzipped PostScript версия (1012k) здесь), 1999 г.

Верходанов О.В.

Специальная Астрофизическая обсерватория

Оглавление

Введение

Радиогалактиками называют галактики, являющиеся источниками мощного (до 1048 эрг/с) электромагнитного излучения в радиодиапазоне (Курильчик, 1986). Термин "Радиогалактики" был введен в результате отождествления в 1949 г. мощных источников космического радиоизлучения с относительно слабыми источниками оптического излучения - далекими галактиками. Таким образом, галактики, отождествленные с сильными радиоисточниками, и стали называть радиогалактиками. В литературе 70-х (Пахольчик, 1977), посвященной радиогалактикам, иногда под этим термином понимаются просто внегалактические радиоисточники. Общую классификацию наблюдаемых характеристик галактик можно найти, например, у Засова (1993), наc же интересуют свойства именно радиогалактик.

Следует заметить, что выделение радиогалактик в особый класс условно, так как практически все галактики излучают в радиодиапазоне, но с большим различием в мощности излучения. С другой стороны, многие квазары, являющиеся радиоисточниками, также представляют собой звездные системы и могут называться радиогалактиками. Радиогалактики и квазары очень похожи по многим параметрам. Например, по радиоизображениям практически невозможно сказать, к какому из этих двух классов объектов принадлежит источник. Кроме того, существуют объединяющие модели, объясняющие разницу свойств объектов их ориентацией по отношению к лучу зрения.

В современной литературе уже не обсуждается, что же является определением радиогалактики. И в разных подвыборках этих объектов имеются свои параметры, определяющие класс источника. Мы же соглашаемся с мнением А.И.Копылова (САО РАН), что радиогалактики - это галактики, радиоизлучение в которых связано с активностью ядра, а не со вспышкой звездообразования, например. Иначе галактика и радиогалактика - по сути одно и то же.

Среди наиболее известных радиогалактик следует упомянуть Лебедь А, Центавр А, Дева А, Печь А, с которых и началось исследование этого класса объектов.

Лебедь А

Лебедь А (рис.1) - самый мощный внегалактический источник радиоизлучения, расположенный в созвездии Лебедя. Отождествлен в 1951 г. с эллиптической галактикой 16-ой звездной величины. Красное смещение галактики z=0.057. Газово-пылевой слой в центре галактики обусловливает характерное раздвоение ее оптического изображения.

[Cygnus A] Рис.1. Радиоизображение источника Лебедь А, полученное на VLA. Показана структура на секундных, миллисекундных и субмиллисекундных масштабах на радиоинтерферометрах VLA и VLBI. Рисунок воспроизведен из ежегодного отчета JIVE за 1997 г.

Оптическими методами обнаружено излучение сильноионизованной плазмы в области ядра галактики. Галактика вращается вокруг оси, лежащей в картинной плоскости и направленной вдоль прямой, соединяющей два ярких компактных компонента радиоизлучения. Угловое расстояние между яркими областями компонентов двойной структуры около 2' (приблизительно 80 кпк). Верхний предел скорости разлета компонентов равен 0.02 скорости света. В ядре галактики обнаружен компактный радиоисточник с плоским спектром (примечание). Полная радиосветимость доминирующей в радиоизлучении двойной структуры - порядка 3x1044эрг/с и сравнима с радиосветимостью двойных структур многих квазаров.

Центавр А

Центавр А (NGC 5128) - радиоисточник в созвездии Центавра, ближайшая к нам радиогалактика (расстояние до нее около 4 Мпк). Галактика имеет сфероидальную форму (рис.2), разделенную поглощающим свет звезд газово-пылевым диском, наблюдаемым практически с ребра.

[Cygnus A] Рис.2. Изображения с Инфракрасной Космической Обсерватории (красный цвет) показывают бар по середине галактики Центавр А. Бар может канализировать газ и звезды от недавно плененной спиральной галактики в ядро эллиптической галактики, снабжая топливом струи плазмы, демонстрируемые здесь радиоданными, полученными на VLA (лиловый цвет). Воспроизведено из S&T, Feb.1999. p.28 (News notes), I.Felix Mirabel and Olivier Laurent.

Радиоизображение галактики показывает, что Центавр А содержит протяженный радиоисточник, который представляет собой старую, сильно расширившуюся структуру. Общая протяженность источника вдоль большой оси около 500кпк. Помимо протяженного источника в центральной области (в пределах оптического изображения галактики), обнаружена сравнительно компактная двойная радиоструктура с расстоянием между компонентами около 12 кпк. В самом центре галактики (в ее ядре) находится очень компактный радиоисточник, интенсивность излучения которого резко растет с уменьшением длины волны в сантиметровом и миллиметровом диапазонах. Радиосветимость протяженного радиоисточника - около 1042эрг/с, а заключенная в нем энергия - около 1059 эрг.

Дева А

Дева А (NGC 4486, M 87) (рис.3) - радиоисточник сравнительно небольшой радиосветимости (~1042), принадлежащий массивной E-галактике (тип cD), расположенный в созвездии Девы на расстоянии около 15 Мпк. Галактика особенно интересна тем, что с одной стороны от ее центра (ядра) наблюдается выброс вещества ("джет"), излучение которого имеет синхротронную природу. Выброс имеет длину около 20'' дуги (около 1.5кпк), он разбивается на отдельные сгустки (узлы) и излучает не только в радио, но в оптическом диапазоне.

[Virgo A] Рис.3. Оптическое изображение радиогалактики Дева А по данным DSS.

Свидетельством несомненной синхротронной природы излучения выброса является сильная (до 20-35%) линейная поляризация оптического излучения. Сильно линейно поляризовано (до 12-17%) и радиоизлучение. Выброс погружен в более широкий (около 40" дуги) "радиококон". Симметрично этому радиоисточнику с противоположной стороны от центра галактики расположен второй компонент радиоизлучения точно такой же конфигурации, однако в нем нет никаких заметных оптических следов контрвыброса. Односторонний вид выброса в радиогалактике Дева А , скорее всего, есть результат направленного на наблюдателя его движения и излучения. При этом либо сгустки струи движутся с релятивистской (близкой к скорости света) скоростью, и поэтому из-за эффекта Доплера их излучение более интенсивно, чем излучение контрвыброса, либо мы имеем дело с анизотропно излучающими потоками релятивистских электронов в сложных петлеобразных элементах структуры биполярного магнитного поля радиогалактики, что также может обусловить односторонний вид выброса. Помимо выброса в двух сравнительно компактных радиоисточниках по обе стороны от центра галактики, Дева А имеет еще и протяженный радиоисточник размером 12'x16' относительно низкой поверхностной яркости. Он обнаруживает сложную структуру, а его наблюдаемая вытянутость с севера на юг, так же как и заметная деформация в этом направлении центрального двойного радиоисточника, обусловлена, вероятно, движением галактики через сравнительно плотную межгалактическую среду скопления галактик в Деве. Недавно Фрейзер Оуэн получил новые наблюдательные данные для этого радиоисточника на длине волны 90см на интерферометре VLA (http://www.nrao.edu).

[Virgo A - radio] Рис.4. Радиоизображения источника Дева А с различным разрешением. Радиоизображение на 90 см позволяет увидеть структуру "пузырей", в которых происходит генерация рентгеновского излучения. Структуры в виде ярких перьев, образующиеся при излучении из внутренних компонентов, показывают, что гало является "живым" и подпитывается энергией из центральной черной дыры. Изображения с лучшим разрешением (на 2см: 2кпк) позволяют увидеть структуру джета, соединяющего яркое ядро и горячее пятно. На изображении, полученном на 18см с помощью VLBI системы, длина видимого джета составляет 17пк, на 1.3. - 2.5пк. Размер неразрешенных деталей в точке начала джета составляет 0.1пк (1/3 св.года), что в 100 раз больше размера черной дыры, питающей эту систему. Рисунок воспроизведен с домашней страницы Национальной радиоастрономической обсерватории США (http://www.nrao.edu).

Эти данные позволили в деталях увидеть (рис.4) структуру "пузырей", открытых 50 лет назад.

Печь А

Радиоисточник Печь А (NGC 1316) (рис.5, 6) состоит из двух больших компонентов, имеющий сложную структуру размеров около 200 кпк каждый. Все энергичные электроны и магнитное поле в компонентах переносятся с помощью эффективного пучка. Эта энергия в центре NGC 1316 выделяется за счет "пленения" маленьких соседних галактик. Ударные волны и остатки поглощенных галактик создают кольцеподобную структуру и другие особенности в окружающем веществе. Спиральная галактика на севере может быть следующей жертвой такового "пленения".

[Fornax A] Рис.5. Оптическое изображение радиогалактики Печь А.

[Fornax A - radio] Рис.6. Радиоизофоты источника Печь А на длине волны 11.3см по данным Гарднера и Прайса (Мофет, 1966). Штрихами показано направление вектора поляризации нетеплового континуального радиоизлучения.

Морфологические особенности радиогалактик

Радиогалактики очень разнообразны по морфологическим свойствам. Первичными (наблюдаемыми) особенностями радиогалактик (и квазаров) являются ядро, протяженные структуры (lobes), горячие пятна и джеты (Кембави, Нарликар, 1998). Не все эти особенности наблюдаются во всех источниках, и довольно часто морфология объектов слишком сложна, чтобы уверенно выделить эти части. Тем не менее, удобно рассматривать источник "построенным" из этих "кирпичей", а сложные или плохо определяемые особенности рассматривать как возмущения в самом объекте либо как взаимодействие с окружающей средой.

Ядро

Ядро - это компактный компонент, неразрешимый при наблюдениях на угловых масштабах до le0.1 сек. дуги и совпадающий с ядром оптического объекта. Ядро обычно имеет плоский или сложный радиоспектр, что в последнем случае указывает на синхротронное самопоглощение. С помощью интерферометров со сверхдлинными базами (VLBI) ядро может разрешаться на отдельные субкомпоненты, часто состоящие из неразрешенного ядра, имеющего плоский спектр, и джетоподобную структуру, в которой может быть более чем один узел. Кроме того, встречаются также компактные источники с крутыми радиоспектрами и компактные двойные. Ядра хорошо определяются на гигагерцовых частотах, потому что они часто имеют плоские спектры, в то время как протяженные компоненты имеют крутые спектры. Ядра найдены почти во всех радиоквазарах и в ~80% радиогалактик. Вклад ядра в полную радиосветимость источника меняется от одного процента у некоторых объектов до почти 100% у ряда квазаров.

Протяженные структуры

Протяженные структуры ("радиопузыри" или "лобы" от английского слова "lobe" - "доля") являются протяженными областями радиоизлучения. Эти компоненты очень часто располагаются симметрично по противоположным сторонам от галактики или квазара. Иногда они содержат области, называемые горячими пятнами, с усиленным излучением. Размер этих структур от одного различимого края до противоположного может быть от нескольких килопарсек до нескольких мегапарсек. Радиогалактика 3C236 имеет размер ~4 Мпк. Эти структуры имеют континуальный спектр со спектральным индексом alpha le -0.5 (S_nu_a), и их излучение частично линейно поляризовано. Это обстоятельство показывает то, что они могли бы быть оптически тонкими синхротронными источниками. Протяженные структуры часто показывают вращательную симметрию и имеют Z- или S-образную структуру. Эти формы наиболее естественно интерпретируются как результат прецессии осей джетов, которые переносят энергию от центрального источника к протяженным областям. Светимости двух "пузырей" в типичном радиоисточнике обычно сравнимы, хотя максимальное различие в светимостях может достигать 2-х раз. Если источник наблюдается с одним компонентом, то это может быть вызвано тем, что двойная структура ориентирована близко к лучу зрения так, что компоненты просто накладываются друг на друга.

Джеты

Джеты (струи) - тонкие вытянутые структуры, которые связывают компактное ядро с внешними областями. Джет может интерпретироваться как радиоизлучение вдоль луча, переносящего энергию от AGN к протяженным областям. Радиоджет существует на масштабах от парсека до килопарсека и может быть как гладким, так и узловатым. Джеты называют двусторонними, когда они наблюдаются с обеих сторон от центрального источника.

Горячие пятна

Горячие пятна ("hot spots") - это максимумы интенсивности, расположенные во внешних пределах протяженных структур радиоисточников. Когда эти структуры наблюдаются с недостаточным разрешением, горячие пятна видны на уярченных краях. Горячие пятна обычно имеют линейный размер ~1кпк и крутой спектр, но более плоский, чем интегральный спектр протяженных структур. Горячие пятна интерпретируются как место, где джет, идущий от ядра, разогревает окружающую среду и производит ударную волну, в которой кинетическая энергия струи трансформируется в случайное движение. Энергичные частицы рассеиваются от горячих пятен по протяженной области, обеспечивая непрерывный поток энергии. Горячие пятна не всегда наблюдаются, а в ряде случаев в структуре присутствует даже несколько максимумов интенсивности. Джеты также могут состоять из узлов, которые наблюдаются как уярчения, и при сложной структуре источника трудно сделать различие между узлами и горячими пятнами, несмотря на то, что они имеют различную физическую природу. В литературе есть ссылки на первичные и вторичные горячие пятна, когда существует более одного максимума. Бридл в 1994 предложил следующее определение горячих пятен: если в источнике не обнаружен джет, то горячее пятно должно (a) быть ярчайшей особенностью в протяженной структуре, (b) иметь поверхностную яркость более чем в 4 раза выше по сравнению с окружением, и (c) иметь линейный размер на половине максимума не более пяти процентов от максимального размера источника. Если джет обнаружен, тогда добавляются следующие условия: (d) горячее пятно должно быть дальше от ядра, чем конец джета. Окончание джета определяется по (d1) его исчезновению, (d2) по переломному изменению в направлении или (d3) или деколлимации с фактором более чем 2. Условие (d) показывает, как горячие пятна могут быть отличны от узлов. Кроме приведенных морфологических особенностей, обсуждаемых выше, есть и другие, такие как перья, хвосты, мосты и гало.

Классификация

Исследование радиогалактик, доступное с наземных телескопов в радио, инфракрасном, оптическом и ультрафиолетовом диапазонах, позволило к настоящему времени достаточно хорошо исследовать их свойства, хотя многое еще остается неясным. Первые наблюдения выборок радиогалактик показали, что они имеют сложную радиоструктуру. На картах распределения радиояркости (радиоизофоты) видно, что в радиогалактиках часто имеется два излучающих облака (компонента), располагающихся более или менее симметрично относительно галактики, видимой в оптических лучах. Обычно излучающие в радиодиапазоне облака находятся в 10-100 кпк от галактики, далеко за пределами ее звездной составляющей. У ряда галактик расстояние между компонентами достигает 2-5 Мпк. В 1974 году для описания морфологии 57 радиоисточников 3CR каталога Фонарев и Райли предложили классификацию, разделив протяженные объекты на два типа. Первый тип радиогалактик (FR I) имеет распределение радиояркости, спадающее к краям источника (рис.7), второй тип (FR II) имеет распределение, концентрирующееся преимущественно в боковых компонентах (рис.8), так называемых горячих пятнах ("hot spots"). Говоря более строго, разделение на два класса происходит с использованием отношения RFR расстояния между областями наибольшей поверхностной яркости на противоположных концах галактики или квазара к полной протяженности источника до слабейшей изофоты на карте. Источники с RFR<0.5 были отнесены к первому классу, а источники с RFR>0.5 ко второму классу. Было также обнаружено, что почти все источники со светимостью

form_L

относились к первому классу, в то время как более яркие источники относились ко второму классу. Правда, граница по светимости между ними не всегда строгая и есть перекрытия в светимостях объектов, отобранных как FR I и FR II на основании их структуры.

Класс Fanaroff-Riley I

У объектов этого класса области с низкой яркостью находятся дальше, чем области с повышенной яркостью. Источники становятся слабее в направлении внешних пределов протяженных компонентов. Спектры здесь самые крутые, что показывает, что излучающие частицы сильно постарели. Джеты обнаружены у 80% радиогалактик типа FR I. Джет может начинаться около ядра как односторонний, но через несколько килопарсек он становится двусторонним и непрерывным с углом раскрытия >8o, который изменяется вдоль джета.

[FRI: 3C31] Рис.7. Изображение радиогалактики 3C 31, относящейся к классу FR I. Рисунок взят по адресу http://www.cv.nrao.edu/~abridle/images.htm

Источники типа FR I отождествляются с яркими большими галактиками (D или cD), которые имеют более плоские профили в распределении яркости, чем средняя эллиптическая галактика. Эти объекты часто располагаются в богатых скоплениях с рентгеновским газом. Так как галактика движется через скопление, газ может сноситься назад и изменять радиоструктуру лобовым давлением, что объясняет, почему источники с узкоугольным или широкоугольным хвостом могут быть найдены среди объектов этого класса.

Класс Fanaroff-Riley II

Этот класс охватывает радиоисточники с горячими пятнами в их протяженных структурах на таких расстояниях от центра, для которых с RFR>0.5. Эти источники называются источниками с затемненными краями, что лишь частично подходит для этой терминологии, когда угловое разрешение и динамический диапазон, используемые при наблюдениях классических источников, были не всегда достаточно хорошие, чтобы выделить горячие пятна как различимые структуры. Ядра и джеты у объектов этого класса также ярче, чем у объектов типа FR I по абсолютной шкале. В настоящий момент джеты определяются только у <10% радиогалактик, но почти у всех квазаров. Джеты имеют маленький угол раскрытия (<4o) и внутренние структуры типа узлов с преобладанием перпендикулярных компонентов.

[FRII: 3C219] Рис.8. Изображение радиогалактики 3C 219, относящейся к классу FR II. Рисунок взят по адресу http://www.cv.nrao.edu/~abridle/images.htm

Источники типа FR II в основном отождествляются с гигантскими эллиптическими галактиками. Средняя абсолютная величина <MR>=-19.9 (H0=100км сек-1Мпк-1) близка к значению M* в функции светимости галактик Шехтера, на которой плотность галактик показывает экспоненциальный поворот. Благодаря большим различиям в природе родительских галактик и окружения источников типа FR I и FR II, вполне возможно, что они являются существенно различными типами объектов, не связанными друг с другом одной эволюционной последовательностью.

Бивариационная классификация

Классификация радиогалактик Фонарева и Райли зависит от радиосветимости: большинство галактик ярче, чем 2x1025h100-2 W Hz-1str-1 на 178 МГц являются источниками типа FR II, в то время как источники с меньшей светимостью принадлежат классу FR I. Как считают Кембави и Нарликар (1998), разделение между двумя классами становится острее, если рассматривать распределение этих объектов в зависимости как от радиосветимости, так и от оптической абсолютной звездной величины (рис.9). Как видно из рисунка, оба типа галактик распределены в широком диапазоне значений оптической светимости. Более яркие радиогалактики имеют тенденцию попадать в область FR II галактик, хотя разделение между множествами по оси радиосветимости не строгое. Тем не менее, кажется достаточно ясным диагональное разделение типов, которое показывает, что радиосветимость на границе между классами растет вместе с оптической светимостью. Если двумерное распределение точек спроектировать на ось радиосветимостей, оба типа галактик остаются разделенными, хотя и с небольшим перекрытием на границе.

[FRI: 3C219] Рис.9. Бивариационная классификация радиогалактик, предложенная Оуэном и Ледлоу (1994). По осям отложены абсолютная звездная величина в фильтре R (в системе величин M24.5) и радиосветимость на частоте 1400 МГц.

С другой точки зрения, вполне возможно, что FR I и FR II принадлежат к одному типу объектов, на что указывает, например, пересечение распределений, т.е. существование области, в которой можно найти и те и другие объекты. Кроме того, тот факт, что граница имеет наклон, может говорить о том, что разные классы "знают", по словам А.Копылова (САО РАН), о существовании друг друга. И этот факт указывает на то, что классы связаны, т.е. в действительности могут принадлежать одной эволюционной последовательности.

Физические различия

Джеты радиогалактик класса FR II в основном гладкие, часто односторонние и заканчиваются горячими пятнами в хорошо выделенных протяженных компонентах. В то же время джеты в FR I галактиках двусторонние, и радиоструктуры часто искажены и перьеобразны. Гладкая структура джетов в FR II объектах может сохраняться за счет сверхзвуковых потоков, в то время как у галактик типа FR I джеты могут быть субзвуковыми, что делает их восприимчивыми к искажениям при взаимодействии с обтекающей средой. Есть две возможных причины такого различия скоростей вещества в джетах: (1) джеты во всех радиогалактиках и квазарах возникают в схожих "центральных машинах", выбрасываются со сверхзвуковыми скоростями и затем замедляются до субзвуковых скоростей, когда присутствует достаточное взаимодействие со средой; (2) "машины" у объектов FR I и FR II различны по природе, и поэтому производят субзвуковые и сверхзвуковые джеты соответственно. Модели, основанные на этих предположениях, были предложены, но их разработка находится еще только на уровне намеков, т.к. пока не хватает наблюдательных данных. Модель первого типа была предложена де Янгом (1999), который использовал бивариационную классификацию по более ранним данным как основную. Он заметил, что для данной радиосветимости существует предел по оптической светимости, который разделяет два типа источников. Источники слабее, чем этот предел, являются FR II, в то время как более яркие - FR I. Так как переход между ними происходит на фиксированной радиосветимости, де Янг заключает, что нет большого изменения в "машине", которая вырабатывает радиоизлучение, и различие между двумя типами должно вызываться эффектом окружения. Де Янг предполагает, что джеты в FR I галактиках замедляются на коротких расстояниях вне области их возникновения. Таким образом, на короткой дистанции до момента замедления джеты взаимодействуют с веществом очень слабо и имеют очень низкую светимость, что объясняет брешь, часто обнаруживаемую между ядрами и началом джетов в FR I источниках. После замедления джеты должны проходить большие расстояния относительно беспрепятственно, иначе поток может полностью исчезнуть. Замедление может происходить путем передачи момента от джета к плотному окружающему газу, если число Рейнолдса очень большое, что является вероятным для случая значительных размерностей и скоростей джетов. Плотность окружающей среды может создаваться притоком газа в центральную область вследствие потери звездных масс, течений при взаимодействиях, охлаждающих потоков и т.п. Возможно, что активное звездообразование может происходить из-за повышенной плотности вещества в центральной области, а также из-за воздействий джета в ней. Это явление может стать причиной того, что галактики типа FR I будут более голубыми, чем FR II. Чтобы проверить это предсказание, требуются изображения с хорошим отношением сигнал/шум в двух или более цветах для достаточного числа радиогалактик. Вторая возможность состоит в том, что различие между галактиками типа FR I и FR II обусловлено качественными различиями в свойствах центральной машины, которые были рассмотрены Баумом, Зирбелем и О'Ди (1995). Они обосновывают свое предположение на основании детального исследования корреляций между радиосветимостью, светимостью в эмиссионных линиях и звездной величины большой родительской галактики для большой выборки галактик обоих типов. Эта выборка перекрывает 10 порядков по значениям светимости и содержит достаточное число галактик двух типов, пересекающихся по мощности. Принципиальные различия, найденные Баумом и др. между обоими типами, следующие:
  1. В родительской галактике с одной и той же абсолютной звездной величиной или радиосветимостью объекты типа FR II имеют более яркие эмиссионные линии, чем галактики FR I. Галактики FR II на порядки ярче в эмиссионных линиях, чем радиоспокойные галактики той же оптической величины, в то время как FR I и радиоспокойные галактики одной зв. величины имеют сравнимое излучение в линиях.
  2. Излучение в линиях галактик типа FR I коррелирует с их абсолютной звездной величиной. Такая корреляция не наблюдается для галактик типа FR II.
  3. Галактики FR II излучают в линиях в значительной степени больше, чем галактики типа FR I той же радиосветимости, как полной, так и излучаемой ядром.
  4. Светимость в эмиссионных линиях обоих типов галактик коррелирует с полной и излучаемой ядром радиосветимостью, но регрессионная зависимость для каждого типа имеет различный наклон и пределы.
  5. Есть сильная корреляция между ядром и полной радиосветимостью для обоих типов галактик. Есть продолжение распределения двух типов галактик в плоскости log(LrcLr,ext)log(LR), где Lrc и Lr,ext - радиосветимость на частоте 408 МГц ядра и протяженной области соответственно, а LR=Lrc+Lr,ext. Регрессионные линии, аппроксимируемые независимо на этой плоскости, значительно не различаются.
Наблюдаемое распределение отношения линий [O III]/Hbeta в FR I галактиках похоже на распределение линий в радиоспокойных эллиптических галактиках. Баум и др. предполагают, что эмиссионные линии, которые отличаются от линий с высокой ионизацией, появляющихся из-за ионизирующего излучения ядра в сейфертовских и других активных галактиках, принадлежат к типу с низкой ионизацией. Так как светимость в линиях также коррелирует с оптической светимостью родительской галактики, Баум и др. заключают, что излучение в линиях галактик типа FR I может создаваться процессами в родительской галактике. В противоположность этому доступные факты показывают, что линии галактик FR II образуются ионизирующим континуальным излучением от ядра. Это указывает на возможное важное различие между центральными машинами галактик FR I и FR II: машины первого типа дают гораздо меньше ионизирующего излучения и переводят большую долю их полной энергии в кинетическую энергию джетов, чем галактики FR II. Дальше Баум и др. предполагают, что источники FR I образуются, когда скорость аккреции на центральную черную дыру низкая и черная дыра имеет относительно меньший угловой момент. Источники FR II возникают, когда скорость аккреции высокая, и черная дыра вращается более быстро. Различные степени вращения черной дыры создают различие в природе производимых джетов: медленное вращение приводит к субзвуковым джетам, быстрое - к сверхзвуковым. Как отмечалось ранее, это различие в свойствах джетов приводит к различному взаимодействию с окружающей средой, создавая различие в радиоморфологии. Баум и др. также предполагают, что высокая скорость аккреции может со временем падать, обусловливая эволюцию галактик FR II в FR I, что, кстати, может пролить свет на тот факт, что объекты FR II встречаются в далеких скоплениях галактик, а в близких - только FR I.

Толстые двойные

В 1999 году на 199-ом симпозиуме МАС Ф.Оуэн предложил расширить классификацию радиоисточников, введя третий тип объектов: "толстые двойные" (fat doubles). Этот тип объектов не соответствует вышеописанным моделям радиогалактик по радиоструктуре и, по-видимому, по физическим свойствам. У объектов этого типа джеты часто не видны, и по противоположным сторонам от центрального источника находятся две огромные протяженные радиоструктуры в виде пузырей. К этому типу могут быть отнесены радиогалактика Дева A (рис.4) и Печь А (рис.6).

Объединенная модель

Говоря о процессах, происходящих в радиогалактике, нельзя сказать несколько слов о гипотезах, призванных объяснить отличительные свойства радиогалактик и механизмы энерговыделения. В настоящее время наиболее популярной, хоть и не всегда работающей, является так называемая объединенная модель (Урри, Падовани, 1995). Суть ее в том, что предлагаются схемы для описания разных групп активных внегалактических объектов, основанные на различных геометрических проекциях осей объектов на плоскость, перпендикулярную лучу зрения. В основе этих моделей лежит представление о том, что активное галактическое ядро (AGN: active galactic nucleus) представляет из себя некоторый плотный объект, называемый черной дырой, вокруг которого вращается аккреционный диск из окружающего вещества, падающего на центральный объект. Энергия падающего вещества настолько велика, что часть его в виде струй энергичных частиц (джетов) выбрасывается в окружающее пространство. Чтобы чуть подробнее описать эти модели, необходимо также сказать несколько слов о различных типах активных галактических ядер, наблюдаемых в настоящее время. Основанные на проявлениях в оптических и ультрафиолетовых спектрах, AGN могут быть разделены на три больших группы, кратко представленных в таблице 1 (Урри, Падовани, 1995).

Таблица 1. Группирование AGN по оптическому излучению в эмиссионных линиях. Уменьшение угла к лучу зрения происходит по типам слева направо.

Тип 1
(узкие линии) 		Тип 2
(широкие линии) 		Тип 0
(необычные)
радиоспокойные Sy2; NELG;
IR quasar ?		 Sy1; QSO BAL QSO ?
радиогромкие NLRG (FR I; FR II) BLRG; SSRQ; FSRQ Blazars (Bl Lac-type; FSRQ)

  1. Активные ядра с ярким континуумом и широкими эмиссионными линиями, возникающими в горячем, быстро движущемся газе, находящемся в гравитационной яме центральной черной дыры, известны как AGN типа 1. Группа радиоспокойных объектов включает галактики типа Сейферт 1, имеющих относительно низкие светимости и поэтому видимых только по соседству с нашей Галактикой, где хозяйская галактика разрешается. Кроме того, эта группа включает радиоспокойные квазары (QSO), которые обычно видны на больших расстояниях, потому что поблизости они относительно редки и, таким образом, около них редко можно обнаружить галактику, окружающую яркий центральный источник. Радиогромкий 1-ый тип AGN включает радиогалактики с широкими линиями (BLRG: Broad-Line Radio Galaxies) и с низкими светимостями и радиогромкие квазары с высокими светимостями: с крутыми спектрами (SSRQ: Steep Spectrum Radio Quasars), когда alpha <-0.5, и с плоскими спектрами (FSRQ: Flat Spectrum Radio Quasars). Остальные различия (кроме светимости) между этими объектами не так существенны.
  2. Второй тип AGN отличается слабым континуумом и узкими эмиссионными линиями, говорящими о том, что в этих объектах либо нет высокоскоростного газа, либо, как сейчас принято считать, излучение газа перекрывается толстым слоем поглощающего вещества и до нас не доходит. Радиоспокойные AGN типа 2 включают галактики типа Сейферт 2 с низкими светимостями, а также излучающие в рентгеновском диапазоне галактики с узкими эмиссионными линиями (NELG: Narrow-Emission Line Galaxies). Отождествление с источниками высокой светимости не очень понятно с этой точки зрения, но вероятными кандидатами попадания в эту группу являются инфракрасные галактики из списков IRAS AGN, которые могут показать оптические спектры такие же, как для типа 2. Радиогромкие AGN 2-го типа, часто называемые радиогалактиками с узкими линиями (NLRG: Narrow-Line Radio Galaxies) как раз включают наши два основных типа: радиогалактики с низкой светимостью типа FR I и радиогалактики с высокой светимостью FR II.
  3. Небольшое число AGN имеет необычные спектральные характеристики. Следуя введенной терминологии, Урри и Падовани (1995) называют такие объекты AGN типа 0 и предполагают, что их излучение наблюдается под маленьким углом по отношению к лучу зрения ("почти 0 градусов"). К этой группе относятся объекты типа BL Lac, которые являются радиогромкими AGN, но имеют недостаток в спектре сильных эмиссионных и абсорбционных особенностей. Кроме того, к этой группе объектов отнесены 10% радиоспокойных AGN с необычно широкими абсорбционными особенностями в оптическом и ультрафиолетовом спектре, известные как BAL (Broad Absorption Line) квазары. В эту группу также включены оптически переменные квазары, высокополяризованные квазары, FSRQ, излучение от которых также обнаруживается под малым углом к лучу зрения.
Для понимания того, зависит ли классификация по типам 1 и 2 от затемнения излучающего ядра и является ли радиогромкий объект блазаром или радиогалактикой в зависимости от выравнивания оси релятивистского джета вдоль луча зрения, требуется отдельное подробное рассмотрение. Мы же ограничимся рисунками, поясняющими данную модель для радиогромких AGN. В обобщенном виде диаграмма (Холт и др., 1992) показана на рис.10.

[FRI: 3C219] Рис.10. Современное представление о процессах, происходящих в радиогромких AGN. Светящийся аккреционный диск окружает сверхмассивную черную дыру (c массой M>106 Msun), гравитационная потенциальная энергия которой является источником светимости AGN. Вещество, втягиваемое в черную дыру, теряет угловой момент из-за вязких и турбулентных процессов в аккреционном диске, который ярко излучает в ультрафиолетовом и в мягком рентгеновском диапазонах. Широкие эмиссионные линии возникают в облаках, обращающихся над диском и, возможно, в самом диске. Толстый пылевой тор (или искривленный диск) закрывает область возникновения широких эмиссионных линий от поперечного луча зрения. Часть излучения в континууме и в широких линиях может быть рассеяна в направлении луча зрения горячими электронами, заполняющими данную область. Горячая корона над аккреционным диском может также играть важную роль в генерации рентгеновского излучения. Излучение в узких эмиссионных линиях возникает в облаках, наиболее далеких от центрального источника. Радиоджеты, показанные на рисунке как диффузные струи с низкой светимостью (тип FR I), возникают в окрестности черной дыры и имеют релятивистские скорости.

Конкретное приложение этой модели для нашего случая классификации FR I и FR II, так называемая двойная популяционная схема (Джексон и Уолл, 1999), представлена на рис.11. В этом варианте радиоисточники FR I и FR II, принадлежащие популяции объектов с крутыми спектрами, наблюдаются "сбоку". Квазары с плоским спектром и объекты типа BL Lac возникают при случайном совпадении их радиооси с нашим лучом зрения, когда доплеровские эффекты при распространении релятивистских джетов дают высоко анизотропное радиоизлучение.

[FRI scheme]
[FRII scheme] Рис.11. Двойная популяционная объединенная схема основана на гипотезе двух родительских популяций: радиомощных радиогалактик типа FR II (справа), которые являются родителями всех радиоквазаров и некоторых объектов типа BL Lac, и радиогалактик умеренной мощности типа FR I (слева), которые являются родительскими по отношению к объектам типа BL Lac.}

Далекие радиогалактики

Радиогалактики являются чрезвычайно важными объектами для исследования в астрофизике и космологии. Об этом говорит настоящий бум в области изучения этих объектов во всех диапазонах волн, наблюдаемый в последнее время. Можно выделить несколько основных, связанных с радиогалактиками, направлений, в которых, судя по публикациям, активно ведутся исследования: Существенным моментом здесь является поиск далеких радиогалактик (ДРГ). Радиогалактики являются на настоящий момент самыми далекими объектами радио-Вселенной (исключением здесь может быть разве что реликтовое излучение, хотя его трудно назвать объектом). Некоторое время они держали рекорд по наибольшему красному смещению среди известных источников излучения. На настоящий момент самая далекая радиогалактика (TN J0924-2201) имеет красное смещение z=5.19 (ван Брейгель и др., 1999), которое было определено по линии Lyalpha. Кандидатом в самый далекий объект была галактика с предполагаемым z=6.68 (Чен и др., 1999), однако, позднее измеренное красное смещение было признано ошибочным (Чен и др., 1999). В радиогалактике, т.е. системе со звездным населением, при таком большом красном смещении не может успеть сформироваться сверхмассивная черная дыра, поэтому ван Брейгель и др. (1999) предполагают, что источником активности TN J0924-2201 может являться первичная черная дыра. Радиогалактики, имеющие большие z, наблюдаются практически в эпоху их формирования, поэтому их можно использовать для зондирования эпохи образования галактик, их слияния, формирования протоскоплений и скоплений. Не случайно и то, что первая гравитационная линза типа эйнштейновское кольцо (рис.12) была обнаружена при наблюдениях радиогалактик в обзоре MIT-VLA, многие из которых являются наиболее массивными галактиками скоплений и работают, как гравлинзы.

[Einstein ring] Рис.12. Изофоты радиоизображения квазара, полученного при гравитационном линзировании. На рисунке видны два максимума, соединенных кольцевой структурой, называемой эйнштейновским кольцом.

За последние 10 лет процедура поиска ДРГ была достаточно хорошо формализована. Поиск далеких радиогалактик состоит из нескольких последовательных шагов (см., например, работы группы Парийского и Соболевой: Госс и др., 1992; Копылов и др., 1995):

  1. отбор радиоисточников с крутыми спектрами (спектральный индекс alpha<-1) преимущественно с плотностями потоков от 10 до 100 мЯн в сантиметровом диапазоне волн. При этой селекции учитываются два эффекта:
  2. Определение структуры источника, без которой невозможно провести классификацию, с помощью радиоинтерферометрических данных.
  3. Отбор двойных радиоисточников (радиогалактик), имеющих структуру типа FRII.
  4. Оптическое отождествление радиоисточников, получение многоцветной фотометрии и красного смещения.
  5. Оценка возрастов родительских галактик с использованием различных эволюционных моделей звездного населения эллиптических галактик и измерение/оценка красных смещений отождествленных объектов.
Таким образом было найдено около 200 радиогалактик с красными смещениями z>1.

Проект "Большое Трио"

В Специальной астрофизической обсерватории уже много лет ведется проект по поиску и исследованию далеких радиогалактик под руководством акад. Ю.Н.Парийского и доктора физ.-мат. наук Н.С.Соболевой. В 1980-1981 гг. на радиотелескопе РАТАН-600 был проведен эксперимент "Холод" (Парийский и Корольков, 1986), состоящий в многосуточных наблюдениях полоски неба на склонении объекта SS 433 delta около +5o) длиной 24h и шириной 0.o3. Наблюдения проводились на нескольких частотах от 1 до 22 ГГц. Лучший приемник на частоте 3.9 ГГц имел среднеквадратичную чувствительность около 3-5 мЯн на диаграмму в однодневном скане. Около 100 ежедневных записей были собраны в этой полоске. В результате обработки данных был получен RC-каталог (RATAN-600 Cold), содержащий параметры 1145 объектов на нескольких частотах (Парийский и др., 1991, 1992). Чтобы исследовать объекты этого каталога, был предложен проект "Большое Трио" (Парийский и др., 1996), выполняемый на трех инструментах: РАТАН-600 использовался как поисковый инструмент, а также для получения информации о спектрах радиоисточников, VLA (Very Large Array) - как лучшая система синтеза радиоизображений, а 6-м телескоп САО РАН - для глубоких оптических отождествлений и спектроскопии.

[FRI: 3C219] Рис.13. Кривая Log N - Log S (сплошная линия), построенная по наблюдательным данным на частоте 5 ГГц. Цифрами обозначены кривые, соответствующие вкладу различных источников: a) типа FR II, объединяющих мощные радиогалактики и квазары с крутыми спектрами (1), квазары с плоскими спектрами (2), умеренные радиогалактики с крутыми спектрами (3), объекты типа BL Lac с плоскими спектрами (4); b) типа FR I - галактики FR I с крутыми спектрами (5), объекты типа BL Lac с плоскими спектрами (6); c) объектов низкой светимости - галактики со вспышкой звездообразования с крутыми спектрами (7). Вклады разных объектов получены из модельных расчетов в рамках двойной популяционной схемы Джексон и Уола (1999). Рисунок воспроизведен из той же работы.

На первом этапе были отобраны объекты из популяции радиоисточников, имеющих плотности потоков в диапазоне 1-50 мЯн. Эта область на шкале потоков соответствует наиболее крутому участку кривой log(N/N0)-log(S) (рис.13), которая описывает распределение количества радиоисточников N, нормированного к количеству источников в эвклидовой модели Вселенной, в зависимости от плотности потока S. Именно в этом диапазоне большой шанс обнаружить далекие радиогалактики, т.к. многие из ярких источников уже исследованы, а более слабые в большинстве своем связаны с близкими галактиками, что подтверждается детальным изучением объектов в глубокой площадке, наблюдаемой на космическом телескопе Хаббла. По наблюдениям на РАТАН-600 и данным, полученным на других телескопах, например на Техасском интерферометре, были отобраны объекты с крутыми радиоспектрами из полоски обзора "Холод". Для исследования этих объектов были заказаны наблюдения на радиоинтерферометре VLA Национальной радиоастрономической обсерватории США. По наблюдениям VLA удалось установить радиоструктуру радиоисточников и отобрать из них объекты типа FR II. Напомним, что эти объекты замечательны тем, что

  1. являясь наиболее мощными радиоисточниками, они должны содержать в центре проэволюционировавшую сверхмассивную черную дыру, которая зажигает процесс звездообразования в протогалактике. Родительские галактики для FR II, являясь гигантскими эллиптическими галактиками, содержат проэволюционировавшее звездное население.
  2. Радиоисточники класса FR II принадлежат к группе объектов с наиболее развитой радиоструктурой, причем не только из-за больших размеров (до нескольких Мпк), но также из-за большого содержания энергии в протяженных компонентах, накопленной за продолжительный период активности ядра. Крутые спектры в компонентах возникают из-за старения релятивистских электронов.
Как и ожидалось, большая часть отобранных объектов на Паломарском Атласе оказалась слабее, чем 21.m5 в красном цвете, что подтверждает тезис о том, что популяция источников с плотностями потоков в диапазоне 1-50 мЯн объединяет наиболее далекие радиообъекты. Список из неотождествленных источников (около 100 штук) был предложен для наблюдений на БТА. Для пятидесяти объектов RC-каталога были получены многоцветные (BVRI) снимки с экспозицией по 400-600s. В таблице 2 (Парийский и др., 1999) приведены основные характеристики выборки объектов с крутыми спектрами.

Таблица 2. Выборка RC-источников с крутыми спектрами.

Параметр Диапазон Медиана
S3.9 15-350 mJy 67 mJy
alpha 0.9-1.5 1.0
LAS le 0".7 - 120" 10"
mR 18m - ge 25m 22.m5

Среди объектов выборки с крутыми спектрами 33 являются компактными в радиодиапазоне, 65 выглядят как FR II, причем 20 из них, вероятно, являются далекими. 16 объектов выглядят звездоподобными на ПЗС-изображениях и классифицируются как квазары.

По данным BVRI-фотометрии можно провести дальнейшую селекцию радиогалактик в далекие объекты и, кроме того, оценить возраст родительской галактики. Суть методики состоит в том, что родительские галактики радиоисточников имеют определенный звездный состав в определенном возрасте, что отражается на распределении энергии в спектрах (SED: spectral energy distribution) этих объектов. Используя фотометрические измерения звездных величин радиогалактик, можно найти оптимальное положение этих точек на кривых SED (Верходанов и др., 1999). По этому положению можно оценить красное смещение (заметим, что определить реальное красное смещение можно единственным образом: по смещению линий в спектре) и возраст звездной системы.

[BVRI images] Рис.14. Контурные карты, построенные с использованием данных в фильтрах B, V, Rc и Ic для родительской галактики радиоисточника RC J0105+0501. Положения двух радиокомпонентов показаны крестиками. Север находится сверху, Восток - слева. Изображения получены А.Копыловым (САО РАН).

[0105 SEDs] Рис.15. Результаты выбора оптимальной кривой и оптимального положения на ней для фотометрических данных (B, V, Rc, Ic), полученных на 6-м телескопе САО РАН для объекта RC J0105+0501. Для расчетов использовалась библиотека синтетических спектров PEGASE (Фиок и Рока-Волмеранж, 1997) c наложенной на спектр эллиптической галактики Lyalpha -эмиссией (две верхних кривых с возрастами звездного населения 0.45 и 1.2 гигалет; положение соответствует красному смещению z=3.52) и без нее (нижняя кривая с возрастом 1.8 гигалет и z=3.27).

Как лучший пример из популяции далеких объектов в выборке RC-каталога, показана радиогалактика RC J0105+0501 (Парийский и др., 1999), имеющая плотность потока на частоте 3.9 ГГц S3.9ГГц=33мЯн. На рис.14 она в центре каждого из четырех изображений, причем в фильтре V имеет величину mV=22.m5. Это сложный объект, который демонстрирует цветовые свойства и структуру, как очень далекая радиогалактика. В фильтре V галактика является наиболее протяженной и на 1.5 ярче, чем в B-фильтре. Для данного класса объектов это можно объяснить наблюдением в полосе фильтра мощной эмиссионной линии Lyalpha и подавлением континуума в прилегающей области со стороны коротких волн. Отрицательный показатель цвета V-Rc=-0.3 и маленький показатель Rc-Ic=0.4 находятся в хорошем согласии с такой интерпретацией данных. Красное смещение оценивается как 3.5 plus/minus 0.3. На рис.15 показано положение приведенных фотометрических точек на синтетических спектрах эллиптических галактик.. Имеет смысл напомнить, что первая публикация об открытии радиогалактики с z>3 была сделана Лайли в 1988. К настоящему времени известно около 20 радиогалактик с z>3. Рекордсмен, как упоминалось выше, имеет z=5.19 (ван Брейгель и др., 1999).

Молекулярный газ и пыль в далеких радиогалактиках

Как было показано выше, наличие газа дает превосходную возможность обнаруживать далекие радиогалактики по его излучению в линиях. Значительная доля (~75%) мощных источников показывает разрешаемые узкие эмиссионные линии, и видимая протяженность газа может достигать 100 кпк. В настоящее время много усилий прилагается для поиска молекулярного газа. Открытие CO-эмиссии на z=2.3 IRAS-галактики FSC 10214+4724 Брауном и Ванден Бутом в 1991 г. совершило революцию в этом направлении не только потому, что это важно в области космологии для изучения формирующего звезды газа на больших z, но и просто потому, что было показано, что это возможно сделать при новых технологиях. Поэтому много усилий было потрачено на поиск признаков CO в различных далеких объектах.

Основные цели CO обзоров далеких радиогалактик состоят в том, чтобы оценить массу H2 и определить, как содержащие H2 области эволюционируют с красным смещением. Радиомощность радиогалактик коррелирует с количеством H2, тогда ДРГ, которые отобраны по их радиосветимости, могут иметь богатую газом межзвездную околоядерную среду, служащую топливом для AGN. Наблюдения Ивансом (1998) 15 специально отобранных ДРГ показали, что излучения CO обнаружено не было. Иванс считает, что, если рассматривать радиогалактики в качестве родительских для некоторых гигантских эллиптических галактик, то есть четыре причины, почему излучение CO не было обнаружено в далеких радиогалактиках и почему эволюция H2 с красным смещением не наблюдается в других классах галактик.

Первое: красное смещение, на котором сформировались звезды у существующих сейчас галактик, может быть >4. Таким образом, большая часть H2 была израсходована при вспышке звездообразования и при возникновении AGN в этих галактиках.
Второе: такие события, как мерджинг (merging - слияние) должны быть более распространенными в прошлом, и большая часть H2, из которой возникла масса звезд в эллиптических галактиках, может находиться во многих меньших галактиках со звездообразованием. Эти отдельные галактики могут израсходовать большую часть H2 до мерджинга.
Третье: продолжительность периода, когда галактики могут содержать в избытке 4-6x1010 Msun H2 может быть очень коротким. Таким образом, вероятность наблюдения таких богатых газом галактик чрезвычайно мала.
Четвертое: Вселенная может быть незакрытой, и ее размер может быть больше, чем предполагалось при оценочных расчетах массы H2. Даже при такой возможности верхние пределы массы H2 для четырех наиболее исследованных ДРГ гораздо меньше, чем полные звездные массы гигантских эллиптических галактик.

Важно заметить, что для близких мощных радиогалактик (z<0.2, P408МГц<1023.5Вт Гц-1), которые наблюдались Ивансом (1998), только у одной галактики FR II было обнаружено излучение CO. В то же время оно было обнаружено почти у 50% радиокомпактных и FR I галактик. Это обстоятельство также может говорить о том, что активность радиогалактик инициирована слиянием и H2 может являться горючим для AGN на ранних стадиях мерджинга.

Интересно еще отметить, что наблюдаемая в линии CO радиогалактика FSC 10214+4724 является гравитационно линзированной и, таким образом, излучение в линиях может быть просто усилено.

FSC 10214+4724 интересна еще и тем, что является мощным источником инфракрасного излучения, которое связывается с пылью. Наблюдаемое спектральное распределение энергии в этом объекте на z~=2.3 хорошо соответствует молодым (возраст <1 Гигалет) сфероидальным галактикам с сильным пылевым ослаблением света (де Зотти и др., 1996). С другой стороны, эта галактика содержит активное ядро, которое может быть основным источником энергии (Эйзенхардт и др., 1996). И для этого случая получено хорошее согласие его SED с моделью пылевого тора, которая соответствует кривым SED для AGN как с широкими, так и с узкими линиями в рамках объединенной модели. Диаметр пылевого тора, соответствующего угловому размеру 0."3 и излучающего в далеком инфракрасном диапазоне, получается в этой модели congr 2 кпк (для H0=50).

Пылевые массы congr 108-109 Msun (предполагаемая масса газа между 1010 и 1012 Msun ) определяются по мм/суб-мм измерениями для радиогалактик с большими z (Данлоп и др., 1994) 4C 41.17 (z=3.8), 53W002 (z=2.39) и 8С 1435+635 (z=4.26). Такие массы пыли на 1-2 порядка величины выше, чем те, что были найдены для ближайших галактик (Кнапп, Патен, 1991). Как и в случае IRAS F1024+4724, важность ядра и возможной гигантской вспышки звездообразования при разогреве пыли все еще не ясна. Лучшее определение эффективной пылевой температуры, которое может быть получено с помощью инфракрасного спутника, очень важно, т.к. температуры пыли, превышающие congr 60 K трудно объяснить моделью звездообразования.

Эволюция радиогалактик

В конце рассказа о радиогалактиках надо посвятить несколько слов современным представлениям об этапах эволюции радиогалактик.

Обосновывая необходимость наблюдений газа при исследований радиогалактик, Браун в (1996) выделил в процессе формирования галактики в самые ранние моменты эволюции пять фаз:

В фазе I аккумулируемые газовые массы состоят преимущественно из HI. Процесс аккумуляции сам по себе, как показывают расчеты, проходит через возникновение сложной паутины накладывающихся филаментов в предельно большом угловом масштабе (десятки градусов), имеющих место на z>5. Для наблюдений линии HI 21см, смещенной в красную сторону, и замечательной структуры линии HI являются единственно возможными источниками информации. В фазе IIb, а также в более поздних фазах, где присутствуют последовательные популяции звезд, мы можем ожидать химически обогащенные газовое вещество и пыль, которые поддаются наблюдениям при помощи чувствительных миллиметровых телескопов апертурного синтеза. В фазе III газовые фрагменты начинают объединяться до того момента, когда галактическая масса уже набрана (в виде газа), но малочисленные звезды еще формируются. Это стадия галактической эволюции, когда миллиметровая и субмиллиметровая астрономия является уникальной при исследовании. Это также фаза, наиболее информативная для понимания физики образования галактик. Для двух последних фаз галактической эволюции подразумевается, что приливное взаимодействие при высокой концентрации богатых газом галактик является доминантным эффектом, управляющим галактической эволюцией. Газовые облака в молодых галактиках взаимодействуют диссипативно, что приводит к потере газом углового момента, и позволяют ему опуститься в потенциал галактического ядра. Быстрая аккумуляция предельно высокой поверхностной плотности, ~103-104 Msun пк-2, приводит к такому явлению, как вспышка звездообразования, AGN или даже QSO-активность, детали которого остаются плохо понятными до тех пор, пока нет возможности разобраться (увидеть) кинематику газа для большой выборки объектов с помощью миллиметровых телескопов апертурного синтеза.

В эволюции радиогалактик можно выделить три этапа, подчеркнутые Ретгерингом на Симпозиуме No 199 МАС в 1999 году. Это

  1. 5>z>3 - эпоха формирования протоскоплений (радиогалактики имеют клочковатую структуру в оптическом и инфракрасном диапазоне (см., например, на рис. 14 фрэйм с данными в V-фильтре)),
  2. 3>z>2 - эпоха мерджинга и формирования гигантских эллиптических галактик,
  3. z<2 - эпоха сформировавшихся радиогалактик.
Это подтверждается исследованиями ван Брейгеля и др. (1998), которые провели наблюдения 15 далеких радиогалактик с z от 1.86 до 4.41 на телескопе Кек I в ближнем инфракрасном диапазоне (фильтры J,H,K,Ks,K'). На основании полученных морфологических данных они показали, что при z>3 наблюдаются 2 масштаба с типичными структурами: образования с размерами ~10кпк, окруженные крупномасштабным (~50-100кпк) слабым диффузным излучением. Яркие компоненты часто ориентированы вдоль радиоосей и имеют светимости M(Brest)~-20 - -22, сравнимые со светимостями близких галактик. Морфология объектов значительно меняется на меньших красных смещениях, и при 2<z<3 ДРГ имеют сглаженные и более компактные структуры, с уменьшением эффекта "выравнивания" оптического и радиоизлучения. Объекты с меньшим красным смещением уже имеют формы, напоминающие эллиптические галактики. Анализ их поверхностной яркости показал, что имеющееся пространственное разрешение и динамический диапазон не достаточны для ясного различия между эллиптическими (r1/4) и дисковыми (экспоненциальными) профилями. Ван Брейгель и др. (1998) показали, что большинство радиоисточников с z>3 и их родительские галактики сравнимы по размерам, и для них существует эффект "выравнивания", в то время как на z<3 радиоисточники систематически больше по размерам и "выравнивание" у них не наблюдается. Ван Брейгель и др. интерпретируют факты, что эволюция радио и оптического размеров, возможно, происходит не коррелировано, и имеется исчезновение эффекта "выравнивания" с уменьшением z, тем, что радиоисточники на z>3 сильно взаимодействуют с плотной газовой средой в формирующихся галактиках, способствуя звездообразованию. В более же проэволюционировавших и менее богатых газом эллиптических галактиках на z<3 радиоисточники существенно не влияют на звездное население.

Заключение

Таковы некоторые современные представления о структуре, свойствах, классификации и эволюции радиогалактик, которые (представления), как следует заметить, сильно проэволюционировали за последние 20 лет, благодаря наблюдательным данным и их теоретической интерпретации. Кстати, среди первых галактик, наблюдаемых в радиодиапазоне была и наша Галактика. Изображение центра Галактики (радиоисточник Стрелец А), полученное на VLA (NRAO, США) на длине волны 90см, можно посмотреть здесь.

В заключение я выражаю признательность А.И.Копылову, Ю.Н.Парийскому, Н.С.Соболевой за ценные обсуждения в процессе работы и во время написания этой лекции.

Литература

vo @ sao.ru
 (Oleg Verkhodanov)