Radyo galaksisi
Bu madde hiçbir kaynak içermemektedir. (Mayıs 2014) (Bu şablonun nasıl ve ne zaman kaldırılması gerektiğini öğrenin)
Radyo galaksisi ve yakınları, radyo yüksek sesle kuazarlar ve blazarlar, aktif galaksi türleridirlerdir ki, bunlar 10 MHz ile 100 GHz ve 1039 W arasında aydınlanma veren radyo dalgalarıdır. Radyo emisyonu sinkrotron işleminden kaynaklanmaktadır. Radyo emisyonunda gözlemlenen yapı relativistik ışımanın etkilerince modifiye edilmiş ikiz jetler ile dış ortam arasındaki etkileşim ile belirlenir. Ev sahibi galaksiler neredeyse sadece büyük eliptik galaksilerdirler. Radyo yüksek aktif galaksiler ilginçliği sadece kendileri açısından olmayıp, uzun mesafelerden tespit edilebildiklerinden dolayı ayrıca da gözlemsel kozmoloji açısından bir değer teşkil etmektedirler. Son zamanlarda, özellikle galaksi grupları ve kümelerindeki galaksilerarası ortamda bulunan bu cisimlerin etkileri üzerine oldukça fazla çalışmalar yapılmaktadır.
Emisyon süreçleri[değiştir | kaynağı değiştir]
Radyo yüksek aktif galaksilerden gelen radyo emisyonu, oldukça yumuşak, geniş bant doğası ve güçlü polarizasyondan sonuca varıldığından dolayı sinkrotron emisyonudur. Bu, radyo-yayan plazma içerdiğini, en azından, rölativistik hızlı (Lorentz ~ 104 faktörler) ve manyetik alanlı elektronlar anlamına gelir. Plazmanın nötr olması gerektiğinden, ya protonları veya pozitronları içermelidir. Sinkrotron ışınımı gözlemlerinden doğrudan gelen parçacık içeriğini saptayacak herhangi bir yöntem bulunmamaktadır. Bununla beraber, gözlem kanalıyla manyetik alanlarda ve parçacıklarda enerji yoğunluğunu saptamaya yönelik hiçbir yöntem bulunmamaktadır: aynı sinkrotron yayınırlığı (emisivitesi), birkaç elektron ve güç alanı veya zayıf bir alan veya zayıf alan ve birçok alanlardan veyahut ikisi arasında bir şeyin sonucu olabilir. Emisivite verilmiş bölgenin sahibi olabileceği minimum enerji yoğunluğu olan minimum enerji koşulunu saptamak mümkündür, fakat yıllardır gerçek enerjilerin; minimum enerjilerin yanında herhangi bir yerde olduğuna inanmak için bir neden olmadığına inanılıyordu.
Sinkrotron ışınımına yönelik kardeş süreci; ambiyant fotonlarla etkileşim içinde bulunan relativistic elektronlarda ters-Compton sürecidir ve Thomson bunları yüksek enerjilere dönüşmektedir. Radyo yüksek ses kaynaklarından gelen ters-Compton emisyonunun özellikle X-ışınlarında önemli olduğu ortaya çıkıyor. Ters-Compton saçılımının belirlenmesi, kısmen manyetik alanlarda ve parçacıklarda bulunan enerji yoğunluklarının modele dayalı tahminine imkân sağlamaktadır. Bu durum, birçok güçlü kaynakların aslında minimum enerji ortamına gayet yakın olduğunu tartışmak için kullanılmaktadır.
Sinkrotron radyasyonu radyo dalga boyları ile sınırlı değil: eğer radyo kaynağı parçacıkları yeterince yüksek enerjilere yükseltebilirse, radyo ile tespit edilen özellikler, kızılötesi, optik, ultraviyole ve hatta X-ray ile görülebilir. Fakat sonraki aşamada sorumlu elektronların; tipik manyetik alanlarında 1TeV’den fazla enerjilere sahip olması gerekir. Yine, kutuplaşma ve sürekli spektrum, diğer emisyon süreçlerinden kaynaklanan sinkrotron radyasyonunu ayırt etmek için kullanılır. Jetler ve sıcak noktalar yüksek frekanslı Sinkrotron emisyonun olağan kaynaklarıdır. Sinkrotronunun ve ters-Compton radyasyonu gözlemsel olarak ayırt etmek güçtür. Gözlemlemekte olduğumuz bazı cisimlerdeki süreçlerde, özellikle X ışını hususunda sürekli bir anlaşmazlık bulunmaktadır.
Ters-Compton radyasyonu ve sinkrotrona sebebiyet veren termal olmayan parçacıkları ve relativistik populasyonu üreten süreç veya süreçler topluca parçacık hızlandırma olarak bilinir. Fermi ivme (ekselerazyon) radyo-yüksek aktif galaksilerinde akla yatkın bir parçacık hızlandırma sürecidir.
Radyo yapıları[değiştir | kaynağı değiştir]
Radyo galaksiler ve bir dereceye kadar radyo-yüksek sesli kuazarlar, radyo haritalarındaki yapıları geniş bir yelpazede görüntüler. En yaygın büyük ölçekli yapılar lob’lar olarak adlandırılır. Bunlar, aktif çekirdeğin her iki tarafına yerleştirilmiş genellikle oldukça simetrik, kabaca elipsoit çift (duble) yapılardır. Düşük parlaklık kaynaklarının belirgin azlığı, genellikle çok daha uzun tüyler (plumes’ler) olarak bilinen yapıları ortaya çıkarır. Bazı radyo galaksileri çekirdekten doğrudan gelen ve loba giden jetler olarak bilinen bir veya iki uzun dar yapıyı (en ünlü örneği Başak kümede bulunan dev galaksi M87’dir.) gösterir. 1970'lerden bu yana, en yaygın kabul gören model, en yakın aktif çekirdekten gelen yüksek enerji parçacıkları ve manyetik alanın ışınlarıyla güç verilen loblar ve plumes’lerdir. Jet terimi, daha ziyade hem temel akışı hem de gözlemlenen yapıyı belirtmek için kullanılır. Jetlerin; ışınların görünür tezahürü (emaresi) olduğuna inanılır.
1974'te radyo kaynakları Fanaroff ve Riley diye iki ayrı sınıfa bölündü ve şu anda da Fanaroff ve Riley Sınıfı 1(FRI) ve Sınıf 2 FR II) olarak bilinmektedirler. Ayırt edici özellik başlangıçta büyük ölçekli radyo sinyali morfolojisine göre yapıldı (tür radyo emisyonun en parlak noktaları arasındaki mesafe ile belirlenmişti): FRII kaynakları kenarlara doğru parlaklık yayarken FRI kaynakları merkeze doğru parlaklık yaymaktaydılar. Fanaroff ve Riley iki sınıflandırma arasında belirgin ve keskin bir bölünmenin olduğunu fark ettiler: FRI düşük parlaklık oranına sahipken, FRII’ler yüksek parlaklık oranına sahiptiler. Daha ayrıntılı radyo gözlemleri yardımıyla, morfoloji, radyo kaynağındaki enerji taşıma yöntemini yansıtmak için ortaya çıkıyor. FRII’ler, lobların sonunda parlak sıcak noktalar hariç ölgün jetlere sahipken FRI cisimleri tipik olarak merkezde parlak jetlere sahiptirler. FRI ışınları seyahat esnasında önemli miktarda enerjilerini salıverdiklerinden dolayı etkisizleşirken, FRII’lerin enerjiyi lobların sonuna kadar etkili bir şekilde taşıyabildikleri görülmektedir. Daha ayrıntılı olarak, FRI/FRII bölünme; FRI/FRII geçişin daha büyük galaksilerde yüksek ışımada görünmesi bakımından, ev sahibi galaksi çevresine dayanmaktadır. FRI jetlerinin, radyo emisyonunun en parlak olduğu bölgelerde yavaşlamakta olduğu bilinmektedir. Bu nedenle, görünen o ki, FRI/FRII geçiş; jetin/ışının galaksilerarası ortam ile etkileşim yoluyla alt relativistik hızlarda azalma olmaksızın ev sahibi galaksi boyunca yayılıp yayılmadığı yansıtmaktadır. Relativistik ışıma etkilerinin analizinden FRII kaynaklarının jetlerinin, lobların uçlarının dışında kaldığı (en azından ± 0,5 °C arasında hızlarla) bilinmektedir. Genellikle FRII kaynaklarında görülen sıcak noktalar oluşturduğu şokların görünür tezahürleri olarak yorumlanır. Hızlı ve ayrıca süpersonik özellikteki jet (ses hızı c/√ 3 geçemez) bu gücün sonunda aniden nihayetlenirse, bu durumda spektral enerji dağılımları bu resim ile tutarlı olur. Çoğu kez çoklu sıcak noktalar, jetin bitiş noktasındaki hareketten veya şoktan sonra devam eden çıkışları yansıttığı için görünürler: bu genel sıcak nokta bölgesi bazen sıcak nokta kompleksi olarak adlandırılır. İsimler, radyo yapısına dayalı olarak radyo kaynağının belirli birkaç tipine verilmektedir:
- Klasik duble açık sıcak noktalı bir FRII kaynağını göstermektedir.
- Geniş açılı kuyruk; etkili jetler ve bazı zamanlar sıcak noktalar, loblardan ziyade plumesler olmaksızın ki, kümelerin merkezlerinde veya yakınlarında bulunurlar, normalde standart DOM ve FRII yapı arasında ara bir kaynak anlamına gelir.
- Dar açılı kuyruk veya Ana kuyruk (Head-tail) kaynağı; küme içinde hareket ederken ram basıncından dolayı eğilmiş görüntüsü veren bir FRI ifade eder.
- Şişman dubleler, ne sıcak noktaları ne de jetleri bulunan yaygın loblu kaynaklardır. Buna benzer kaynaklar; enerji temini sürekli veya geçici olarak sönmüş olan kalıntılar olabilir.
Hayat döngüleri ve dinamikleri[değiştir | kaynağı değiştir]
En büyük radyo galaksileri; oluşma zamanları on ile yüz milyonlarca yıl arasında olan (daha ziyade 3C236 devasa radyo galaksilerinin durumunda olduğu gibi) megapar saniyeye uzanan plumes ve loblara sahiptirler. Bu şu demek oluyor, küçük ve çok genç kaynaklar hariç, radyo kayna dinamiklerini doğrudan izlememiz mümkün olmuyor ve bu nedenle çok sayıda cisimlerden elde edilen teori ve çıkarımlara başvurmamız gerekmektedir. Açıkçası radyo kaynakları küçük başlamak ve daha büyük büyümek zorundadırlar. Lobları bulunan kaynakların durumunda dinamikler oldukça basittir: jetler lobları besler, lobların basıncı artar ve nihayetinde loblar genişler. Bu sürecin hızlı gelişme göstermesi dış ortamın basıncına ve yoğunluğuna bağlıdır. Dış ortamın basınç fazı ne kadar yüksek olursa, dinamikler açısından, yaygın sıcak gaz yayan X-ray o kadar önemlidir. Uzun bir süre için, güç kaynaklarının; dış ortama bir şok itme gücü sağlayarak süpersonik olarak genişleyeceği tasavvur edilmiştir. Ancak, X-ışını gözlemleri, süpersonik genişleme için gerekeceğinden, güçlü FRII kaynaklarının iç lob basınçlarının sıklıkla dış basınçtan ziyade, o kadar fazla yüksek olmamakla beraber dış termal basınçlara daha yakın olduğunu ortaya koymaktadır. Açık bir şekilde bilinen ve süpersonik olarak genişleyen yegâne sistem, aktif çekirdeğin muhtemelen son patlaması sonucunda ortaya çıkan düşük güçlü Centarus A’nın iç loblarından oluşmaktadır.
Ev sahibi galaksiler ve çevreleri[değiştir | kaynağı değiştir]
Radyo galaksilerin neredeyse tamamı, her ne kadar sadece bir iyi belgelenmiş istisna olsa da, evrensel olarak eliptik galaksiler tarafından barındırılmaktadır. Bazı Seyfert galaksiler zayıf, küçük bir radyo jetleri göstermekle beraber yüksek radyo sesi olarak sınıflandıracak kadar yeterli oranda belirgin radyo dalgaları ihtiva etmemektedir. Radyo yüksek sesli kuasarlar ve blazarların ev sahipliği yaptığı galaksiler ile ilgili buna benzer bilgiler, bunların ayrıca eliptik galaksiler tarafından barındırıldığını da ortaya koymaktadır.
Eliptikler ile ilgili bu çok güçlü tercih için birkaç olası neden bulunmaktadır. Bunlardan biri eliptiklerin genellikle en büyük kütleli kara delikleri ihtiva etmesi ve bu nedenle en parlak aktif galaksilere güç vermeye muktedir olabilmeleri (Örnek: Eddington aydınlanması). Bir diğeri ise, eliptikler genellikle, radyo kaynağını sınırlamak için büyük ölçekli galaksilerarası ortam sağlayarak, zengin ortamlarda bulunurlar. Keza spiral galaksilerdeki muazzam boyuttaki soğuk gazın jetin oluşumunu bozup bastırma ihtimali bulunmaktadır. Şu ana kadar bu gözlemlerle ilgili tek bir ikna edici açıklama yapılmamıştır.
Birleştirilmiş modeller[değiştir | kaynağı değiştir]
Radyo-yüksek sesle aktif galaksilerin farklı türleri birleşik modelleri ile bağlanırlar. Güçlü radyo galaksileri ve radyo-yüksek sesli kuasarlar için birleşik modellerinin benimsenmesine yol açan önemli bir gözlem, bize en yakın konumda bulunan kaynakların yanındaki parlak jetlerde ve merkezde bulunan süperluminal hareketi ortaya koyarak tüm kuazarların bize doğru sinyal verdiğini göstermektedir (Laing-Garrington etkisi). Bu durumda ise, bize doğru sinyal vermeyen oldukça fazla cisimlerin bulunması gerekmektedir. Lobların; gönderilen sinyallerden etkilenmediğini bildiğimizden dolayı, bunlar kaynağın yanında görüldüğünde, kuazar çekirdeğinin gizlenmesi koşuluyla, radyo galaksileri olarak görünecekti. Şu an için doğru açıdan bakılmaları durumunda böylesi radyo galaksilerinin kuars olup olmadıkları her ne kadar açık olmasa da en azından bazı güçlü radyo galaksilerinin gizli kuazarlar olduğu kabul görmektedir. Benzer bir şekilde, düşük-güç radyo galaksileri BL Lac cisimleri için makul bir kaynak nüfus durumundadırlar.
Galaksilerin kullanımı[değiştir | kaynağı değiştir]
Uzak mesafedeki kaynaklar[değiştir | kaynağı değiştir]
Radyo galaksiler ve radyo-yüksek sesli kuazarlar yaygın olarak uzak galaksileri bulmak için, özellikle 80'li ve 90'lı yıllarda, kullanılmışlardır: radyo spektrumuna dayalı bir seçimle düşük bir maliyetle temin edilen bir teleskop vasıtasıyla kızıla kayan cisimleri bulmak mümkün olacaktı. Benzer bir şekilde, radyo galaksileri; geçmişte, uzak X-ışını yayan kümeleri bulmak için kullanılmışlardır, ama şu an için ön yargısız seçim yöntemleri artık tercih edilmektedir.
Standard kurallar[değiştir | kaynağı değiştir]
Kozmolojik parametreleri tespit amacıyla yapılan bazı çalışmalar, radyo galaksilerinini standart kurallar olarak kullanma teşebbüsünde bulunmuştur. Bu yöntem, radyo galaksisinin büyüklüğü hem onun yaşına hem de çevresine bağlı olduğundan zorluklar içermektedir. Radyo kaynağının bir modeli kullanıldığında, radyo galaksilerine dayanan yöntemler diğer kozmolojik gözlemlerle iyi bir mutabakat oluşturabilirler.
Çevredeki etkiler[değiştir | kaynağı değiştir]
Bir radyo kaynağı süpersonik olarak genişlemekte olsun ya da olmasın, genişlemede dış ortama karşı işe yaramak zorundadır ve bu nedenle enerjiyi ısınmaya çevirip dış plazmayı kaldırır. Güçlü bir radyo kaynağı loblarına yüklenen minimum enerji miktarı 1053 J oranında olabilir. Böylesi bir kaynak tarafından, harici ortamın üzerinde yapılan çalışmalar için alt limit birkaç kez bu şekilde olmuştur. Radyo kaynaklarındaki mevcut ilginin yoğunluğu, günümüzde kümelerin merkezinde mevcut bulunan etkiye odaklanmıştır. Benzer ilgi; kozmolojik zaman üzerinde bulunan yapı formasyonundaki (oluşumu) muhtemel etkisi üzerinde yoğunlaşmaktadır: bunların, en büyük cisimlerin oluşumunu yavaşlatmak için bir geri besleme mekanizması sağladıkları düşünülmektedir.
Terminoloji[değiştir | kaynağı değiştir]
Yaygın olarak kullanılan terminoloji, genellikle kuazarlar ile radyo galaksilerinin aynı cisimler olduğunu kabul ettiğinden dolayı hantal kalmaktadır (yukarıya bak). DRAGN akronimi (Kısaltması) ('Galaktik Çekirdekle Bağlantılı Duble Radyo kaynağı) sözcük olarak türetilmiş olsa da henüz tam olarak kabul görmemiştir. Diğer birçok ekstra-galaktik cisimler, radyo araştırmalarında, özellikle yıldız yağmuru galaksilerinde tespit edildiklerinden dolayı ekstra-galaktik radyo kaynağı buralarda yaygındır, fakat bununla beraber karışıklığa yol açabilme ihtimalleri de bulunabiliyor. Radyo yüksek sesli aktif galaksi belirsizliğe mahal vermeyecek şekilde açık olup bu makalede yeri geldikçe sık sık kullanılmıştır.