Radiogalaxia

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 del colimación relativista . Las galaxias anfitrionas son casi exclusivamente galaxias elípticas grandes . Las galaxias activas radiofuertes pueden detectarse a grandes distancias, lo que las convierte en herramientas valiosas para la cosmología observacional . Se ha hecho mucho trabajo sobre los efectos de estos objetos en el medio intergaláctico , particularmente en grupos y cúmulos de galaxias .   

El término «radiogalaxia» se usa 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 con emisión de radio intensa es emisión sincrotrónica , como se deduce de su naturaleza muy suave y de banda ancha, y de su fuerte polarización . Esto implica que el plasma emisor de radio contiene, al menos, electrones con velocidades relativistas ( factores de Lorentz de ~10⁴ ⁾ 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 sincrotrónica. Además, no hay forma de determinar las densidades de energía en partículas y campos magnéticos a partir de la observación: la misma emisividad sincrotrónica puede ser el resultado de unos pocos electrones y un campo fuerte, o de 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 reales estuvieran cerca de las energías mínimas. ^{[ 6 ]}

Un proceso similar a la radiación sincrotrón es el proceso Compton inverso , en el que los electrones relativistas interactúan con los fotones ambientales y los dispersan mediante Thomson a altas energías. La emisión Compton inversa de fuentes radioeléctricas potentes resulta ser particularmente importante en rayos X ^{[ 7 ]} y, dado que depende únicamente de la densidad de electrones, la detección de la dispersión Compton inversa permite una estimación, en cierta medida 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 se encuentran, en realidad, muy cerca de la condición de energía mínima.

La radiación 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 detectadas en las longitudes de onda de radio también pueden observarse 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 sincrotrón de otros procesos de emisión. Los chorros y los puntos calientes son las fuentes habituales de emisión sincrotrón de alta frecuencia. Resulta difícil distinguir observacionalmente entre la radiación sincrotrón y la radiación Compton inversa, lo que las convierte en objeto de investigación constante.

Los procesos, conocidos colectivamente como aceleración de partículas, producen poblaciones de partículas relativistas y no térmicas que dan lugar a la radiación sincrotrón y Compton inversa. La aceleración de Fermi es un posible proceso de aceleración de partículas en galaxias activas con alta emisión de radio.

Las radiogalaxias, y en menor medida los cuásares radioactivos, muestran una amplia gama de estructuras en los mapas de radio. Las estructuras a gran escala más comunes se denominan lóbulos : se trata de estructuras dobles, a menudo bastante simétricas, aproximadamente elipsoidales, situadas a ambos lados del núcleo activo. Una minoría significativa de fuentes de baja luminosidad exhibe estructuras conocidas como plumas , que son mucho más alargadas. Algunas radiogalaxias muestran una o dos características largas y estrechas conocidas como chorros (el ejemplo más famoso es la galaxia gigante M87 en el cúmulo de Virgo ) que provienen directamente del núcleo y se dirigen a los lóbulos. Desde la década de 1970, ^{[ 8 ] [ 9 ]} el modelo más ampliamente aceptado ha sido que los lóbulos o plumas son impulsados ​​por haces de partículas de alta energía y un campo magnético que proviene de las proximidades del núcleo activo. Se cree que los chorros son las manifestaciones visibles de los haces, y a menudo el término chorro se utiliza 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 (FRI) y Clase II (FRII) de Fanaroff y Riley . ^{[ 10 ]} La distinción se hizo originalmente basándose en 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 bastante 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 calientes brillantes en los extremos de los lóbulos. Los FRII parecen ser capaces de transportar energía de manera eficiente hasta los extremos de los lóbulos, mientras que los haces FRI son ineficientes en el sentido de que irradian una cantidad significativa de su energía a medida que viajan.

En más detalle, la división FRI/FRII depende del entorno de la galaxia anfitriona en el sentido de que la transición FRI/FRII aparece a mayor luminosidad 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 ser desacelerado a velocidades subrelativistas por interacción con el medio intergaláctico. A partir del análisis de los efectos de colimación relativista, 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 se ven habitualmente 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 general de puntos calientes a veces se denomina complejo de puntos calientes.

Se asignan nombres a varios tipos particulares de fuentes de radio en función de su estructura de radio:

• El término doble clásico se refiere a una fuente FRII con puntos calientes bien definidos.
• La cola de gran ángulo normalmente se refiere a una fuente intermedia entre la estructura estándar FRI y FRII, con chorros eficientes y a veces puntos calientes, pero con penachos en lugar de lóbulos, que se encuentran en los centros de los cúmulos o cerca de ellos .
• La fuente de cola de ángulo estrecho o de cabeza-cola describe una FRI que parece doblarse por la presión del ariete a medida que se mueve a través de un grupo.
• Las fuentes dobles gruesas presentan lóbulos difusos, pero carecen de chorros o puntos calientes. Algunas de estas fuentes podrían ser reliquias cuyo suministro de energía se ha interrumpido de forma permanente o temporal.

Las radiogalaxias más grandes tienen lóbulos o penachos que se extienden a escalas de megaparsecs (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 radiofuentes directamente, y por lo tanto debemos recurrir a la teoría y a las inferencias a partir de un gran número de objetos. Claramente, las radiofuentes deben comenzar siendo pequeñas y crecer. 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 potentes 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 fuentes FRII potentes suelen ser cercanas a las presiones térmicas externas y no mucho mayores que estas, como se requeriría para una expansión supersónica. ^{[ 15 ]} El único sistema conocido con expansión supersónica inequívoca consiste en los lóbulos internos de la radiogalaxia de baja potencia Centaurus A, que probablemente sean el resultado de un estallido relativamente reciente del núcleo activo. ^{[ 16 ]}

Estas fuentes de radio casi siempre se encuentran alojadas en galaxias elípticas . Algunas galaxias Seyfert cercanas muestran chorros de radio pequeños y débiles, pero no son lo suficientemente luminosos, en bandas de radio, como para ser clasificados como radiofuertes, ni son entre 10 y 100 veces más grandes que las galaxias espirales anfitrionas como para ser comparables a las radiogalaxias estándar. Algunas observaciones sobre las galaxias anfitrionas de cuásares y blázares radiofuertes sugieren que también están alojadas en galaxias elípticas. Hay 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 (véase la luminosidad de Eddington ). Otra es que las elípticas generalmente habitan entornos más ricos, proporcionando 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 de alguna manera perturben o supriman un chorro en formación. Hasta la fecha no existe una única explicación convincente para estas observaciones.

Sin embargo, desde el descubrimiento de la exótica radiogalaxia Speca en el año 2011 ^{[ 17 ] [ 18 ]} el número de radiogalaxias a gran escala alojadas en galaxias de disco/espiral ha ido creciendo constantemente. La primera radiogalaxia atípica de este tipo se descubrió en 1998, concretamente J0313-192 en el cúmulo de galaxias Abell 428. ^{[ 19 ]} Posiblemente debido a la disponibilidad de nuevos sondeos sensibles de radio y ópticos de todo el cielo, el número de objetos similares a Speca o Spiral-DRAGN ha aumentado hasta tres docenas. Estas radiogalaxias similares a Speca pueden emitir no solo lóbulos gigantes a escala de megaparsecs, sino que también pueden ser episódicas en su naturaleza, albergando dos pares de lóbulos de plasma magnetizado relativista. Las galaxias espirales anfitrionas también pueden ser espirales extremadamente masivas y, en su mayoría, son rojas en color óptico en comparación con las galaxias espirales típicas. Se ha especulado que tales galaxias podrían ser más comunes en el Universo temprano, cuando había menos galaxias elípticas que espirales. ^{[ 17 ]}

Los distintos tipos de galaxias activas con emisión de radio intensa están vinculados por modelos unificados. La observación clave que llevó a la adopción de modelos unificados para galaxias de radio potentes y cuásares con emisión de radio intensa fue que todos los cuásares parecen estar dirigidos hacia nosotros, mostrando movimiento superlumínico en los núcleos ^{[ 20 ]} y chorros brillantes en el lado de la fuente más cercano a nosotros (el efecto Laing-Garrington : ^{[ 21 ] [ 22 ]} ). Si este es el caso, debe haber una población de objetos que no están dirigidos hacia nosotros, y, dado que sabemos que los lóbulos no se ven afectados por la emisión de radio, aparecerían como galaxias de radio, siempre que el núcleo del cuásar esté oscurecido cuando la fuente se ve de lado. Ahora se acepta que al menos algunas galaxias de radio potentes tienen cuásares "ocultos", aunque no está claro si todas esas galaxias de radio serían cuásares si se vieran desde el ángulo correcto. De manera similar, las radiogalaxias de baja potencia son una población progenitora plausible para los objetos BL Lac .

La terminología de uso común resulta incómoda ahora que se acepta generalmente que los cuásares y las radiogalaxias son los mismos objetos (véase más arriba ). El acrónimo DRAGN (por 'Double Radiosource Associated with Galactic Nucleus') fue acuñado por Patrick Leahy en 1993 y se utiliza. ^{[ 26 ] [ 27 ]} El término fuente de radio extragaláctica es común, pero puede generar confusión, ya que en los estudios de radio se detectan muchos otros objetos extragalácticos, especialmente galaxias con brotes de formación estelar . El término galaxia activa con emisión de radio intensa es inequívoco y, por lo tanto, se utiliza con frecuencia en este artículo.

• chorro relativista
• galaxia de radio en forma de X
• Lista de DRAGNs en espiral
• Relación M–sigma
• Galaxia de la Estrella de la Muerte
• ESO 0313-192

• Atlas de DRAGNs: Una colección de imágenes de radio del catálogo 3CRR de galaxias activas con emisión de radio intensa.
• Imágenes de radio y ópticas de radiogalaxias y cuásares
• El catálogo en línea de fuentes de radio 3CRR