Radyo galaksisi
Radyo yapıları

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.