Radiogalaxia

[miniatura|200px|Imaxe con cores falsas dunha radiogalaxia próxima [Centaurus A, mostrando emisión de radio (vermello), de infravermello de 24 micrómetros (verde) e de raios X de 0,5-5 keV (azul). O chorro emite radiación sincrotrón nas tres bandas de lonitude de onda. Os lobos só emiten no rango das radiofrecuencias, e por iso aparecen en vermello. O gas e po da galaxia emite radiación térmica en infravermellos. A radiación de raios X térmica do gas quente e a emisión non térmica dos electróns relativistas poden verse nas 'cubertas' azuis arredor dos lobos, especialmente no sur (parte inferior).]]

As **radiogalaxias** e os seus obxectos relacionados como quásares con emisións de radio altas (radio-intensos) e blázares, son tipos de galaxias activas que son moi luminosas nas lonxitudes de onda de radio, con luminosidades de ata 1039 W entre 10&nbsp;MHz e 100&nbsp;GHz. A emisión de radio débese ao proceso sincrotrón. A estrutura observada na emisión de radio está determinada pola interacción entre os chorros xemelgos e o medio externo, modificada polos efectos da dirección relativista (*relativistic beaming*). As galaxias hospedadoras son case exclusivamente grandes galaxias elípticas. As galaxias activas radio-intensas (*radio-loud*) poden detectarse a grandes distancias, o que fai que sexan ferramentas útiles para a cosmoloxía observacional. Recentemente, fixéronse moitos traballos sobre os efectos destes obxectos sobre o medio intergaláctico, especialmente en grupos e cúmulos de galaxias.

## Procesos de emisión 
As emisións de radio das galaxias activas radio-intensas é unha emisión sincrotrón, como se infire pola súa natureza de banda ancha moi regular e forte polarización. Isto implica que o plasma emisor de radio contén, polo menos, electróns con velocidades relativistas (con factores de Lorents de ~104) e campos magnéticos. Como o plasma debe ser neutro, debe tamén conter protóns ou positróns. Non hai maneira de determinar o contido de partículas directamente a partir das observacións da radiación sincrotrón. Ademais, non hai maneira de determinar as densidades de enerxía en partículas e campos magnéticos a partir da observación: a mesma emisión sincrotrón pode ser o resultado duns poucos electróns e un forte campo magnético, ou dun feble campo magnético e moitos electróns, ou algo intermedio. É posible determinar unha *condición de enerxía mínima* que é a densidade de enerxía mínima que pode ter unha rexión cunha determinada emisión, pero durante moitos anos non houbo ningunha razón para crer que as verdadeiras enerxías estaban preto das enerxía mínimas.

Un proceso irmán da radiación sincrotrón é o proceso Compton inverso, no cal os electróns relativistas interaccionan con fotóns do ambiente, e coa dispersión de Thomson chegan a altas enerxías. A emisión de Compton inversa a partir de fontes radio-intensas resulta ser particularmente importante en raios X, e, como depende só da densidade de electróns, unha detección de dispersión de Compton inversa permite facer unha estimación dependente do modelo das densidades de enerxía nas partículas e campos magnéticos. Isto foi utilizado para argumentar que moitas forzas potentes están en realidade bastante preto da condición de enerxía mínima.

A radiación sincrotrón non está restrinxida ás lonxitudes de onda de radio: se a fonte de radio pode acelerar partículas a enerxías suficientemente altas, características que son detectadas nas lonxitudes de onda de radio poden tamén verse no infravermello, óptico, ultravioleta ou mesmo raios X. No último caso os electróns responsables deben ter enerxías en exceso de 1 TeV nas forzas de campos magnéticos típicos. De novo, a polarización e o espectro continuo son utilizados para distinguir a radiación sincrotrón a partir doutros procesos de emisión. As fontes usuais de emisións de sincrotrón de alta frecuencia son os chorros e puntos quentes. É difícil distinguir observacionalmente entre o sincrotrón e a radiación Compton inversa, que seguen sendo obxecto de intensa investigación.

Os procesos, chamados en conxunto aceleración de partículas, producen poboacións de partículas relativistas e non térmicas que dan lugar a radiacións sincrotrón e Compton inversa. A aceleración de Fermi é un proceso plausible de aceleración de partículas en galaxias activas radio-intensas.

## Estruturas de radio 
miniatura|200px|Imaxe de falsas cores da estrutura de radio a grande escala da radiogalaxia 3C98 FRII. Están indicados os lobos, chorros e puntos quentes.
As radiogalaxias, e en menor medida, os quásares radio-intensos mostran un amplo rango de estruturas nos mapas de radio. As estruturas a grande escala máis comúns chámanse *lobos*: estes son estruturas dobres, a miúdo bastante simétricas, aproximadamente elpsoidais situadas a cada lado dos núcleos activos. Unha minoría significativa de fontes de baixa luminosidade mostran estruturas xeralmente coñecidas como *plumas* que son moito máis alongadas. Algunhas radiogalaxias mostran unha ou dúas formacións estreitas longas chamadas *chorros* (o exemplo máis famoso é a galaxia xigante M87 no cúmulo de Virgo), que proceden directamente do núcleo e diríxense aos lobos. Desde a década de 1970, o modelo máis amplamente aceptado foi que os lobos ou plumas están alimentados por *raios* de partículas de alta enerxía e campos magnéticos que proceden de preto do núcleo activo. Os chorros crese que son manifestacións visibles dos raios, e a miúdo o termo *chorro* utilízase para referirse tanto ás formacións observables coma ao fluxo subxacente.

miniatura|200px|Imaxe en falsas cores da estrutura de radio a grande escala da radiogalaxia 3C31 FRI. Indícanse os chorros e plumas.
En 1974, as fontes de radio foron divididas por Fanaroff e Riley en dúas clases, agora coñecidas como Clase I de Fanaroff e Riley (FRI), e Clase II de Fanaroff e Riley (FRII). A distinción fíxose orixinalmente baseándose na morfoloxía da emisión de radio a grande escala (o tipo foi determinado pola distancia entre os puntos máis brillantes na emisión de radio): as fontes FRI eran máis brillantes cara ao centro, mentres que as fontes FRII eran máis brillantes no bordo. Fanaroff e Riley observaron que había unha división razoablemente clara na luminosidade entre as dúas clases: as FRIs eran de baixa luminosidade, as FRII eran de alta luminosidade. Os chorros FRI desaceleran nas rexións nas cales as súas emisións de radio son máis brillantes, e así parece que a transición FRI/FRII reflicte se un chorro/raio pode propagarse a través da galaxia hospedadora sen ser decelerada a velocidades sub-relativistas por interacción co medio intergaláctico. A partir de análises de efectos de dirección relativista, sábese que os chorros de fontes FRII permanecen relativistas (con velocidades de polo menos 0,5c) fóra dos límites dos lobos. Os puntos quentes que normalmente se ven nas fontes FRII interprétanse como que son a manifestación visible dos choques formados cando os chorros rápidos e, por tanto, supersónicos terminan abruptamente ao final da fonte, e as súas distribucións de enerxía espectral son consistentes con esta descrición. A miúdo vense múltiples puntos quentes, o que reflicte ou un fluxo continuado despois do choque ou un movemento do punto de terminación do chorro: a rexión de puntos quentes global é ás veces chamada o complexo do punto quente.

Os nomes que se lle dan a diversos tipos de fontes de radio baseándose na súa estrutura de radio son:
* *Dobre clásica*, que se refire a unha fonte FRII con claros puntos quentes.
* *Cola de ángulo amplo*, que normalmente se refire a unha fonte intermedia entre as estruturas estándar FRI e FRII, con chorros eficientes e ás veces puntos quentes, pero con plumas en vez de lobos, que se encontran en ou preto dos centros dos cúmulos.
* *Cola de ángulo estreito* ou *fonte de cabeza-cola*, que describe unha FRI que parece estar dobrada pola presión dinámica (*ram pressure*) a medida que se move a través do cúmulo.
* *Dobres gordas*, que son fontes con lobos difusos pero sen chorros nin puntos quentes. Algunhas desas fontes poden ser *relictos* cuxa subministración de enerxía foi permanente ou temporalmente cortada.

## Ciclos de vida e dinámica 
As radiogalaxias máis grandes teñen lobos ou plumas que se estenden a escalas de megaparsec (ou máis no caso de radiogalaxias xigantes como 3C236), o que implica unha escala de tempo para o seu crecemento da orde de decenas a centos de millóns de anos. Isto significa que, agás no caso de fontes moi pequenas e moi novas, non podemos observar a dinámica da radio fonte directamente, e debe recorrerse á teoría e a inferencias a partir de gran número de obxectos. Está claro que as fontes de radio deben empezar sendo pequenas e despois crecen e fanse grandes. No caso de fontes con lobos, a dinámica é bastante simple: O único sistema en expansión inequivocamente supersónica coñecido son os lobos internos da radiogalaxia de baixa potencia Centaurus A, que son probablemente o resultado dunha explosión comparativamente recente do núcleo activo.

## Galaxias hospedadoras e medio que as rodea 
Estas fontes de radio están case universalmente hospedadas en galaxias elípticas, aínda que hai unha excepción ben documentada, a NGC 4151. Algunhas galaxias Seyfert mostran pequenos e débiles chorros de radio, pero non son o suficientemente radio-luminosas para ser clasificadas como radio-intensas. Esta información e a das galaxias hospedadora de quásares radio-intensos e blázares indica que están tamén hospedadas en galaxias elípticas.

Hai varias posibles razóns para esta forte preferencia polas elípticas. Unha é que as elípticas conteñen xeralmente os buratos negros máis masivos, e así son capaces de alimentar as galaxias activas máis luminosas (ver luminosidade de Eddington). Outra é que as elípticas xeralmente se encontran en ambientes máis ricos, proporcionando un medio intergaláctico a grande escala para confinar a fonte de radio. Tamén pode ser que as maiores cantidades de gas frío nas galaxias espirais dalgunha maneira distorsionen ou supriman un chorro en formación. Ata o momento non hai unha soa explicación convincente para as observacións.

## Modelos unificados 
Os diferentes tipos de galaxias activas radio-intensas están ligados nos modelos unificados. A observación clave que levou á adopción dos modelos unificados para as radiogalaxias potentes e quásares radio-intensos foi que todos os quásares parecen estar dirixidos cara a nós, mostrando un movemento superluminal nas cores e chorros brillantes no lado da fonte que está máis preto de nós (o *efecto Laing-Garrington*). Se este é o caso, debe haber unha poboación de obxectos non dirixidos cara a nós, e, como sabemos que os lobos non están afectados pola direccionalidade, aparecerían ante o observador como radiogalaxias con tal que o núcleo do quásar estea escurecido cando a fonte se ve de perfil. Agora acéptase que polo menos algunhas radiogalaxias potentes teñen quásares 'ocultos', aínda que non está claro se todas esas radiogalaxias serían en realidade quásares se as observásemos no ángulo correcto. De maneira similar, as radiogalaxias con baixa emisión de radio son unha plausible poboación emparentada dos obxectos BL Lac.

## Usos das radiogalaxias 
### Fontes distantes 
As radiogalaxias e quásares radio-intensos foron moi utilizados, especialmente nas décadas de 1980 e 1990, para encontrar galaxias distantes: facendo unha selección baseada no espectro de radio e despois observando a galaxia hospedadora era posible encontrar obxectos a altos desprazamentos ao vermello a baixo custo en canto a tempo de telescopio. O problema que tiña este método era que as hospedadora de galaxias activas poden non ser galaxias típicas en canto ao seu desprazamento ao vermello. De xeito similar, as radiogalaxias foron utilizadas no pasado para encontrar cúmulos emisores de raios X distantes, pero agora prefírense métodos de selección non nesgados.

### Regras de medida estándares 
Fixéronse algúns traballos intentando usar as radiogalaxias como unidades (regras) de medida estándar para determinar parámetros cosmolóxicos. Este método está inzado de dificultades porque o tamaño dunha radiogalaxia depende tanto da súa idade coma do seu ambiente. Porén, cando se usa un modelo dunha fonte de radio, os métodos baseados nas radiogalaxias poden ser concordantes con outras observacións cosmolóxicas.

### Efectos sobre o medio que as rodea 
Tanto se a fonte de radio se está expandindo supersonicamente coma se non, debe facer un traballo contra o medio externo durante a expansión, e ao facelo cede enerxía para quentar e disipar o plasma externo. A enerxía mínima almacenada nos lobos dunha fonte de radio poderosa pode ser de 1053 J. O límite inferior no traballo feito sobre o medio externo por unha forza tal é varias veces este valor. Gran parte do actual interese nas fontes de radio está enfocado no efecto que deben ter nos centros dos cúmulos no momento presente. Igualmente interesante é o seu probable efecto sobre a formación de estruturas co paso do tempo cosmolóxico: crese que poden proporcionar un mecanismo de retroalimentación para facer máis lenta a formación da maioría dos obxectos masivos.

## Terminoloxía 
Terminoloxía que era amplamente usada fíxose pouco axeitada agora que se acepta xeralizadamente que os quásares e as radiogalaxias son o mesmo tipo de obxecto (ver máis arriba). Acuñouse o acrónimo *DRAGN* (do inglés 'Double Radiosource Associated with Galactic Nucleus', Radiofonte Dobre Asociada con Núcleo Galáctico). pero o seu uso aínda non se espallou. O termo *fonte de radio extragaláctica* é de uso común, pero pode levar a confusión, xa que se detectan moitos outros obxectos extragalácticos nos exames de radio, especialmente as galaxias starburst. O termo *Galaxia activa radio-intensa* (*Radio-loud active galaxy*) non é ambiguo, polo que foi o máis utilizado neste artigo.

## Notas 
## Véxase tamén 
### Outros artigos 
* Clasificación morfolóxica das galaxias

### Ligazóns externas 
* Atlas de DRAGN Colección de radioimaxes do catálogo 3CRR de galaxias activas de emisión alta de radio.
* Imaxes de radio e ópticas de radiogalaxias e quásares
* Catálogo 3CRR on line de radio fontes