X-şekilli radyo galaksi

DECam ve VLASS adı verilen Very Large Array Radyo Gökyüzü Araştırması (turuncu kısım) ile görüntülenen X-şekilli radyo galaksi NGC 326

X-şekilli (veya "kanatlı") radyo galaksiler, düşük yüzey parlaklığına sahip iki radyo lobu ("kanatlar") sergileyen ve bu lobların, aktif veya yüksek yüzey parlaklığına sahip loblara belirli bir açıyla hizalandığı ekstragalaktik radyo kaynakları sınıfıdır. Her iki lob da, lobların kaynağı olan eliptik galaksinin merkezinden simetrik olarak geçer ve bu da radyo galaksisine radyo haritalarında gözlenen X-şekilli bir morfoloji verir.

X-şekilli kaynaklar ilk olarak 1992 yılında J. P. Leahy ve P. Parma tarafından tanımlanmış ve bu tür 11 nesnenin bir listesi sunulmuştur. X-şekilli galaksiler, 2002 yılında iki süper kütleli kara deliğin yakın zamanda birleşmesiyle ilişkili dönüş ekseni kaymalarının (spin-flip) gerçekleştiği yerler olabileceği iddiasının ardından büyük ilgi görmüştür.

Özellikler

[değiştir | kaynağı değiştir]

X-şekilli galaksiler, Fanaroff-Riley Tip II (FRII) radyo galaksilerinin bir alt sınıfıdır. FRII nesneleri, ana eliptik galaksiyi çevreleyen büyük (kiloparsek) ölçekli bir çift radyo lobu sergiler. Bu lobların, süper kütleli kara deliğin etrafındaki yığılma diskiyle ilişkili jetler tarafından galaksinin merkezinden dışarıya doğru fırlatılan plazmadan oluştuğuna inanılmaktadır. Klasik FRII kaynaklarının aksine X-şekilli galaksiler, benzer boyutlarda, hizalanmamış iki radyo lob çifti sergiler. Lob çiftlerinden biri olan "aktif" loblar, nispeten yüksek yüzey parlaklığına sahiptir ve galaksinin merkezinden devam eden emisyonla oluşmuş gibi görünmektedir. İkinci çift olan "kanatlar" ise daha düşük yüzey parlaklığına sahiptir ve aktif loblarla ilişkili eksenden farklı bir eksen boyunca fırlatılan plazmadan oluşuyor gibi görünmektedir. Kanatların aktif loblara kıyasla daha yüksek bir spektral indeks gösterdiği ve oldukça polarize olduğu gözlemlenmiştir.[1] Bir istisna dışında,[2] X-şekilli kaynakların hiçbiri kuasar aktivitesiyle ilişkili geniş optik emisyon çizgileri göstermemektedir. Konak galaksiler çoğunlukla yüksek eliptiklik sergiler ve birçoğunun yakınlarında yoldaş galaksiler bulunmaktadır.

Oluşum

[değiştir | kaynağı değiştir]

Leahy ve Parma[3] 11 X-şekilli galaksiden oluşan orijinal kataloglarında, "kanatların, mevcut nükleer aktivitenin yeniden başlamasından birkaç on milyon yıl önce gerçekleşen ve bu süre zarfında fırlatma ekseninin devindiği (presesyon) daha önceki bir patlamada yaratıldığını" öne sürdüler. Ayrıca, düşük yüzey parlaklığı, dik radyo spektrumu ve kanatların yüksek polarizasyonu gibi eski (aktif olmayan) radyo kaynaklarıyla ilişkilendirilen özelliklerin bu öneriyle tutarlı olduğunu belirttiler.

X-şekilli kaynakların oluşumu için yaygın olarak tartışılan bir model, süper kütleli kara deliğin dönüş ekseni kayması ("spin-flip") senaryosunu içerir.[4] Bu modele göre bir galaksi birleşmesi, orijinal radyo galaksisinin merkezine daha küçük bir süper kütleli kara deliğin yerleşmesine yol açar. Küçük kara delik, büyük kara delikle ikili sistem oluşturur ve bu iki kara delik, genel çekim dalgaları yayarak birleşir. Birleşme sırasında, küçük kara deliğin yörüngesel açısal momentumunun soğurulmasıyla büyük kara deliğin dönüş ekseni ani bir yön değişimi yaşar ("spin-flip"). Loblar, iç yığılma diskine dik olarak fırlatılan jetler tarafından üretildiğinden ve yığılma diski Bardeen-Petterson etkisiyle kara deliğin dönüş eksenine dik olarak uzanmaya zorlandığından, dönüş yönündeki bir değişiklik, lobların yönünde bir değişiklik anlamına gelir. Kütlesi büyük kara deliğin beşte biri kadar olan nispeten küçük bir kara delik bile, büyük kara deliğin dönüş eksenini doksan derece değiştirebilir.

X-şekilli kaynakları açıklayan alternatif modeller arasında; yığılma diskinin eğilme kararsızlığı,[5] aktif loblar boyunca gazın geri akışı[6] ve birleşmeden önceki ikili-disk etkileşimleri bulunur.[7] Bu mekanizmaların her birinin bir ölçüde aktif olduğu ve yeniden hizalanma sürecinin radyo kaynağının morfolojisini etkilediği düşünülmektedir. En hızlı yeniden hizalanmalar X-şekilli kaynakları üretirken, daha yavaş yeniden hizalanmalar jetin enerjisini daha büyük bir hacme yaymasına neden olarak, S-şekilli FRI radyo kaynaklarına yol açacaktır.[4]

Kaynakça

[değiştir | kaynağı değiştir]
  1. ^ Murgia, M. (2001), A multi-frequency study of the radio galaxy NGC 326 26 Mayıs 2017 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi., Astron. Astrophys., 380, 102
  2. ^ Wang, T. ve diğerleri. (2003), 4C +01.30: An X-shaped Radio Source with a Quasar Nucleus, Astron. J., 126, 113-118
  3. ^ Leahy, J. P. ve Parma, P. (1992), Multiple outbursts in radio galaxies, Proc. 7th. I.A.P. Meeting: Extragalactic Radio Sources. From Beams to Jets, 307-308
  4. ^ a b Merritt, D. ve Ekers, R. (2002), Tracing black hole mergers through radio lobe morphology, Science, 297, 1310
  5. ^ Pringle, J. E. (1996), Self-induced warping of accretion discs, Mon. Not. R. Astron. Soc., 281, 357-361
  6. ^ Leahy, J. P. ve Williams, A. G. (1984), The bridges of classical double radio sources, Mon. Not. R. Astron. Soc., 210, 929-951
  7. ^ Liu, F. K. (2004), X-shaped radio galaxies as observational evidence for the interaction of supermassive binary black holes and accretion disc at parsec scale, Mon. Not. R. Astron. Soc., 347, 1357-1369

Dış kaynaklar

[değiştir | kaynağı değiştir]

Ayrıca bakınız

[değiştir | kaynağı değiştir]