Radiogalaxia para niños
Las radiogalaxias, junto con los cuásares y blazars, son tipos de galaxia activa. Esto significa que son galaxias que tienen un centro muy brillante y activo. Las radiogalaxias son especialmente luminosas en las frecuencias de radio, emitiendo una gran cantidad de energía en forma de ondas de radio. Esta energía se produce por algo llamado radiación sincrotrón.
La forma que vemos en las emisiones de radio de estas galaxias se debe a la interacción entre unos "chorros" gemelos de materia que salen de su centro y el gas que las rodea. Estos chorros se ven afectados por la dirección relativista, lo que significa que se mueven a velocidades cercanas a la de la luz. Las radiogalaxias son muy interesantes para los científicos porque, al ser tan brillantes, pueden detectarse a distancias enormes. Esto las convierte en herramientas valiosas para estudiar el universo a gran escala, un campo llamado cosmología observacional. Recientemente, se ha estudiado cómo estos objetos afectan el gas entre las galaxias, especialmente en los cúmulos de galaxias.
Alcyoneus es una radiogalaxia especial porque tiene los lóbulos de radio más grandes que se han encontrado. Estos lóbulos son estructuras gigantes que se extienden por unos 5 megaparsecs, lo que equivale a unos 16 millones de años luz. Para que te hagas una idea, otra radiogalaxia gigante, 3C 236, tiene lóbulos de unos 15 millones de años luz de diámetro. Las radiogalaxias gigantes son una clase especial de objetos que se caracterizan por tener estos enormes lóbulos de radio. Estos lóbulos son creados por chorros de partículas que salen de un agujero negro supermasivo en el centro de la galaxia. La diferencia principal entre las radiogalaxias gigantes y las normales es que las gigantes pueden extenderse mucho más, alcanzando diámetros de varios megaparsecs, mucho más grandes que sus propias galaxias.
Contenido
¿Cómo emiten las radiogalaxias?
La energía de radio que emiten las radiogalaxias se produce por un proceso llamado radiación sincrotrón. Sabemos esto porque su luz se ve en muchas frecuencias diferentes y está muy polarizada. Esto significa que el plasma dentro de ellas contiene electrones que se mueven a velocidades muy altas, casi a la velocidad de la luz, y también hay campos magnéticos fuertes. Como el plasma debe ser neutro, también podría contener protones o positrones.
Otro proceso similar a la radiación sincrotrón es el proceso Compton inverso. En este proceso, los electrones que se mueven muy rápido chocan con fotones (partículas de luz) del ambiente y les dan mucha energía. La emisión Compton inversa de las radiogalaxias es importante en los rayos X. Como este proceso solo depende de la cantidad de electrones y fotones, nos ayuda a calcular la energía de las partículas y los campos magnéticos. Se ha descubierto que la mayoría de estas fuentes están cerca de su "condición de energía mínima", que es la menor cantidad de energía que una zona puede tener para producir la emisión que vemos.
La radiación sincrotrón no solo se ve en ondas de radio. Si una radiogalaxia puede acelerar partículas a energías muy altas, también podemos ver su emisión en infrarrojos, luz visible, ultravioletas o incluso rayos X. En el caso de los rayos X, los electrones deben tener energías extremadamente altas. Los chorros de materia y los "puntos calientes" son los lugares donde se produce esta radiación sincrotrón de alta frecuencia. Los procesos que crean estas partículas de alta energía se conocen como aceleración de partículas. La aceleración Fermi es un proceso que podría explicar cómo se aceleran las partículas en las radiogalaxias.
Estructuras de radio en las galaxias
Las radiogalaxias, y en menor medida los cuásares, muestran muchas formas diferentes cuando las observamos con radiotelescopios. La estructura más común son los lóbulos: son dos estructuras grandes, con forma de óvalo y a menudo simétricas, que se encuentran a cada lado del centro activo de la galaxia. Algunas radiogalaxias menos brillantes tienen estructuras llamadas columnas, que son más alargadas. También se pueden ver uno o dos rasgos alargados llamados chorros, que salen directamente del centro de la galaxia hacia los lóbulos. Un ejemplo famoso es el chorro de la Galaxia elíptica M87. Desde los años 70, se cree que los lóbulos o columnas son alimentados por haces de partículas de alta energía y campos magnéticos que se forman cerca del centro de la galaxia. Se piensa que los chorros son la parte visible de estos haces.
Las fuentes de radio se clasificaron en dos tipos por Fanaroff y Riley: clase I (FRI) y clase II (FRII). La diferencia original se basaba en la forma de su emisión de radio. Las fuentes FRI eran más brillantes hacia el centro, mientras que las FRII eran más brillantes en los bordes. Fanaroff y Riley notaron que había un límite claro de luminosidad entre ambas: las FRI eran de baja luminosidad y las FRII de alta. Con más observaciones, se vio que esta forma reflejaba cómo se transportaba la energía en la fuente de radio. Los objetos FRI tienen chorros brillantes en el centro, mientras que los FRII tienen chorros más débiles pero puntos calientes muy brillantes en los extremos de los lóbulos. Parece que las FRII pueden llevar la energía de forma eficiente hasta los extremos de los lóbulos, mientras que los haces de las FRI pierden mucha energía en el camino.
En las fuentes FRII, los chorros se mantienen a velocidades muy altas (al menos la mitad de la velocidad de la luz) hasta los extremos de los lóbulos. Los puntos calientes que se ven en las fuentes FRII se interpretan como ondas de choque que se forman cuando el chorro se detiene bruscamente al final de la fuente. A menudo se ven varios puntos calientes, lo que puede indicar un flujo continuo o el movimiento del chorro.
Algunos tipos de fuentes de radio, según su estructura, son:
- Doble clásica: Una fuente FRII con puntos calientes muy claros.
- Cola de ángulo amplio: Una fuente intermedia entre FRI y FRII, con chorros eficientes y a veces puntos calientes, pero con columnas en lugar de lóbulos. Se encuentran cerca de los centros de cúmulos de galaxias.
- Cola de ángulo estrecho: Describe una fuente FRI que parece doblada por la presión dinámica mientras se mueve a través de un cúmulo.
- Dobles gordas: Son fuentes con lóbulos difusos pero sin chorros ni puntos calientes. Algunas de estas podrían ser restos de galaxias cuya fuente de energía se ha cortado temporal o permanentemente.
Ciclo de vida y movimiento
Las radiogalaxias más grandes tienen lóbulos o columnas que se extienden por millones de años luz. Esto significa que tardan decenas o cientos de millones de años en crecer. Por eso, no podemos observar directamente cómo se mueven, sino que usamos teorías y estudiamos muchos objetos para entenderlo. Es evidente que las fuentes de radio deben empezar siendo pequeñas y luego crecer. En el caso de las fuentes con lóbulos, el proceso es bastante sencillo: los chorros alimentan los lóbulos, la presión dentro de los lóbulos aumenta y estos se expanden. La velocidad a la que se expanden depende de la densidad y la presión del gas que las rodea. La fase más importante para su movimiento es cuando interactúan con el gas caliente que emite rayos X.
Durante mucho tiempo se pensó que estas fuentes podían expandirse más rápido que la velocidad del sonido, creando una onda de choque en el gas exterior. Sin embargo, las observaciones de rayos X muestran que las presiones dentro de los lóbulos de las fuentes FRII suelen ser similares a las presiones del gas exterior, no mucho mayores, lo que sería necesario para una expansión supersónica. El único sistema conocido que se expande de forma supersónica son los lóbulos internos de la radiogalaxia Centaurus A, lo que probablemente se deba a una explosión reciente en su centro.
Galaxias anfitrionas y sus entornos
Casi todas las radiogalaxias se encuentran en galaxias elípticas. Algunas galaxias Seyfert tienen chorros pequeños y débiles, pero no son lo suficientemente brillantes como para ser clasificadas como radiogalaxias. La información que tenemos sobre las galaxias que albergan cuásares y blazars sugiere que también se encuentran en galaxias elípticas.
Hay varias razones posibles para esta preferencia por las galaxias elípticas. Las galaxias elípticas suelen contener los agujeros negros más grandes, lo que les permite alimentar a las galaxias activas más luminosas. Otra razón es que las galaxias elípticas se encuentran en entornos ricos, lo que proporciona mucho gas entre las galaxias para contener la fuente de radio. También podría ser que la gran cantidad de gas frío en las galaxias espirales de alguna manera impida o detenga la formación de un chorro. Hasta ahora, no hay una única explicación que convenza a todos los científicos.
Modelos unificados
Los diferentes tipos de galaxias activas que emiten radio están conectados por "modelos unificados". La clave para entender estos modelos fue observar que todos los cuásares parecen estar lanzando emisiones hacia la Tierra, mostrando un movimiento muy rápido en sus centros y chorros brillantes en el lado más cercano a nosotros. Si esto es así, debe haber objetos que no estén emitiendo hacia la Tierra. Como los lóbulos no se ven afectados por la dirección de la emisión, estos objetos deberían parecer radiogalaxias, siempre que el centro del cuásar esté oculto cuando se ve desde un lado. Se acepta que al menos las radiogalaxias más brillantes tienen cuásares ocultos. De manera similar, las radiogalaxias de cierta intensidad son consideradas parientes de los objetos BL Lacertae.
Usos de las radiogalaxias
Fuentes lejanas
Las radiogalaxias y los cuásares han sido muy utilizados, especialmente en los años 80 y 90, para encontrar galaxias muy lejanas. Al seleccionar objetos basándose en su emisión de radio y luego observar la galaxia que los alberga, era posible encontrar objetos con un corrimiento al rojo alto (lo que indica que están muy lejos) de forma relativamente rápida. Sin embargo, el problema es que las galaxias que albergan galaxias activas pueden no ser galaxias típicas a esas distancias. De manera similar, las radiogalaxias se han usado para buscar cúmulos de galaxias que emiten rayos X, pero ahora se prefieren otros métodos de búsqueda.
Reglas estándar
Se ha intentado usar las radiogalaxias como "reglas estándar" para determinar parámetros cosmológicos (medidas del universo). Este método tiene problemas porque el tamaño de una radiogalaxia depende tanto de su edad como del entorno que la rodea. Sin embargo, cuando se usa un modelo adecuado para la fuente de radio, los métodos basados en radiogalaxias pueden dar buenos resultados junto con otras observaciones cosmológicas.
Efectos en el entorno
Una fuente de radio, ya sea que se expanda más rápido o no que la velocidad del sonido, debe realizar un trabajo contra el gas que la rodea al expandirse. Esto significa que transfiere energía para calentar y dispersar el plasma exterior. La energía mínima almacenada en los lóbulos de una fuente de radio muy brillante puede ser enorme. El interés actual en las fuentes de radio se centra en el efecto que tienen en los centros de los cúmulos de galaxias. También es interesante su efecto en la estructura del universo a lo largo del tiempo, ya que pueden influir en la formación de objetos más grandes.
Terminología
La forma en que se nombran estos objetos a veces puede ser un poco confusa, ya que ahora se acepta que los cuásares y las radiogalaxias son el mismo tipo de objeto visto desde diferentes ángulos. El término DRAGN (que significa 'Double Radiosource Associated with Galactic Nucleus', o "Fuente de radio doble asociada con el núcleo galáctico") fue creado en 1993 y se usa. Radiofuente extragaláctica es común, pero puede confundir, ya que en los estudios de radio se detectan muchos otros objetos fuera de nuestra galaxia, como las galaxias con estallido estelar. El término galaxia radioactiva es más claro y se usa a menudo en este artículo.
Véase también
En inglés: Radio galaxy Facts for Kids
