Зміст
Введення
1. Галактичні радіоджерел
1.1 Квазари
1.2 Пульсари
1.3 Випромінювання водню. Містеріум. мазери
1.4 Туманності
1.5 Радіогалактики
1.5.1 Найбільш відомі радіогалактики
1.5.2 сейфертовських галактики
1.5.3 Морфологічні особливості радіогалактик
1.6 Радіовипромінювання Сонця
2. Випромінювання
2.1 Фонове випромінювання
2.2 Реліктове випромінювання
2.2.1 Природа випромінювання
2.2.2 Історія дослідження
2.2.3 Властивості
Література
Радіоастрономія - розділ астрономії, що вивчає космічні об'єкти шляхом аналізу приходить від них радіовипромінювання [1]. Багато космічних тіла випромінюють радіохвилі, що досягають Землі: це, зокрема, зовнішні шари Сонця і атмосфер планет, хмари міжзоряного газу. Радіовипромінюванням супроводжуються такі явища, як взаємодія турбулентних потоків газу та ударні хвилі в міжзоряному середовищі, швидке обертання нейтронних зірок з сильним магнітним полем, "вибухові" процеси в ядрах галактик і квазарів [2], сонячні спалахи та ін приходять до Землі радіосигнали природних об'єктів мають характер шумів. Ці сигнали приймаються і посилюються за допомогою спеціальної електронної техніки, а потім реєструються в аналоговому або цифровому вигляді. Часто радіоастрономічна техніка виявляється більш чутливою і дальнодействующей, ніж оптична.
Радіоастрономія як наука почалася в 1931, коли К. Янський з компанії "Белл телефон" став вивчати перешкоди радіозв'язку і виявив, що вони приходять з центральної частини Чумацького Шляху. Перший радіотелескоп збудував у 1937-1938 радіоінженер Г. Ребер, самостійно зробив у себе в саду з листів заліза 9-метровий рефлектор, в принципі такий же, як нинішні гігантські параболічні антени. Ребер склав першу радіокарту неба і виявив, що на хвилі 1,5 м випромінює весь Чумацький Шлях, але найбільш сильно - його центральна частина. У лютому 1942 Дж. Хей зауважив, що в метровому діапазоні Сонце створює перешкоди радіолокаторам, коли на ньому відбуваються спалахи; радіовипромінювання Сонця в сантиметровому діапазоні в 1942-1943 відкрив Дж. Саутворт.
Планомірний розвиток радіоастрономії почалося після Другої світової війни. У Великобританії були створені велика обсерваторія Джодрелл-Бенк (Манчестерський університет) та станція Кавендішської лабораторії (Кембридж). Радіофізична лабораторія (Сідней) організувала кілька станцій в Австралії. Нідерландські радіоастрономи стали вивчати хмари міжзоряного водню. У СРСР були побудовані радіотелескопи під Серпухова, у Пулково, в Криму.
Порівняння з оптичною астрономією. З усіх видів космічного електромагнітного випромінювання до поверхні Землі крізь її атмосферу проходять, практично не слабшаючи, тільки видиме світло, близьке (короткохвильове) інфрачервоне випромінювання і частину спектру радіохвиль. З одного боку, радіохвилі, що мають значно більшу довжину хвилі, ніж оптичне випромінювання, легко проходять крізь хмарні атмосфери планет і хмари міжзоряного пилу, непрозорі для світла. З іншого боку, тільки самі короткі радіохвилі проходять крізь прозорі для світла області іонізованого газу навколо зірок і в міжзоряному просторі.
Слабкі космічні сигнали радіоастрономи вловлюють за допомогою радіотелескопів, основними елементами яких служать антени. Зазвичай це металеві рефлектори у формі параболоїда. У фокусі рефлектора, там, де концентрується випромінювання, поміщають збирає пристрій у вигляді рупора або диполя, яке відводить зібрану енергію радіовипромінювання до приймальної апаратури. Рефлектори діаметром до 100 м роблять рухомими та повноповоротний; вони можуть наводитися на об'єкт в будь-якій частині неба і стежити за ним. Більш великі рефлектори (до 300 м у діаметрі) - нерухомі, у вигляді величезної сферичної чаші, а наведення на об'єкт відбувається за рахунок обертання Землі та переміщення опромінювача у фокусі антени. Рефлектори ще більшого розміру зазвичай мають вигляд частини параболоїда. Чим більше розмір рефлектора, тим детальніше спостерігається радіокартіна. Часто для її поліпшення один об'єкт спостерігають синхронно двома радіотелескопами або цілої їх системою, що містить кілька десятків антен, рознесених іноді на тисячі кілометрів.
Крізь земну атмосферу проходять радіохвилі довжиною від декількох міліметрів до 30 м, тобто в діапазоні частот від 10 МГц до 200 ГГц. Таким чином, радіоастрономи мають справу з частотами, помітно вищими, ніж, наприклад, широкомовний радіодіапазон середніх або коротких хвиль. Однак з появою УКХ і телевізійного мовлення в діапазоні частот 50-1000 МГц, а також радіолокаторів (радарів) в діапазоні 3-30 ГГц у радіоастрономів виникли проблеми: потужні сигнали земних передавачів у цих діапазонах заважають прийому слабких космічних сигналів. Тому шляхом міжнародних угод радіоастрономії виділено для спостереження космосу кілька діапазонів частот, в яких заборонена передача сигналів.
Зареєстровано радіовипромінювання Сонця з довжиною хвилі від декількох міліметрів до 30 м. Особливо сильно випромінювання в метровому діапазоні; воно народжується у верхніх шарах атмосфери Сонця, в його короні, де температура близько 1 млн.К. Короткохвильове випромінювання Сонця відносно слабо; воно виходить з хромосфери, розташованої над видимою поверхнею Сонця - фотосферою.
Випромінювання космічних радіоджерел буває двох типів: теплове і нетеплове (зазвичай синхротронне). Теплове випромінювання народжується в гарячому газі від випадкового (теплового) руху заряджених частинок - електронів і протонів. Його інтенсивність в широкому діапазоні спектру майже постійна, але на довгих хвилях вона швидко зменшується. Таке випромінювання характерно для емісійних туманностей. Інші джерела мають нетеплове випромінювання, інтенсивність якого зростає із збільшенням довжини хвилі. У цих джерелах випромінювання виникає при русі дуже швидких електронів у магнітному полі. Швидкості електронів близькі до швидкості світла, і це не може бути наслідком простого теплового руху. Для розгону електронів до таких швидкостей в лабораторії використовують спеціальні прискорювачі - синхротрони. Як це відбувається в природних умовах, не зовсім ясно. Синхротронне випромінювання сильно поляризоване. Це дозволяє виявляти його в космічних джерелах і по напряму поляризації визначати орієнтацію їх магнітного поля. Таким методом досліджені міжзоряні магнітні поля в нашій і сусідніх галактиках.
Одним з найважливіших досягнень радіоастрономії стало відкриття активних процесів в ядрах галактик. Радіоспостереження вказували на це ще в 1950-і роки, але остаточне підтвердження з'явилося в 1962, коли за допомогою 5-метрового оптичного телескопа обсерваторії Маунт-Паломар (США) були незалежно виявлені бурхливі процеси в ядрі галактики М 82.
У 1967 Е. Хьюіш, Дж. Белл і їх колеги з Кембріджа (Англія) відкрили незвичайні змінні радіоджерела - пульсари [3]. Випромінювання кожного пульсара представляє суворо періодичну послідовність імпульсів; у відкритих пульсарів періоди лежать в інтервалі від 0,0016 з до 5,1 с. Через 2 роки У. Коки, М. Дісней і Д. Тейлор виявили, що радіопульсар в Крабовидної туманності співпадає із слабкою оптичною зіркою, яка, як і пульсар, змінює свою яскравість з періодом 1 / 30 с. Серед понад 700 відомих зараз пульсарів ще тільки один - в сузір'ї Вітрил (Vela) - демонструє оптичні спалахи. З'ясувалося, що феномен пульсара пов'язаний c нейтронними зірками, що утворилися в результаті гравітаційного колапсу ядер масивних зірок. Маючи діаметр близько 15 км і масу як у Сонця, нейтронна зірка швидко обертається і як маяк періодично "висвітлює" Землю. Поступово швидкість обертання пульсара сповільнюється, період між імпульсами зростає, а їх потужність падає. Іноді спостерігаються різкі збої періоду, коли у нейтронної зірки відбувається перебудова структури, звана "зоретрус".
Іншим найважливішим відкриттям радіоастрономії вважаються квазари - дуже далекі і активні позагалактичні об'єкти. Спочатку вони здавалися рядовими точковими джерелами. Потім деякі з них були ототожнені із слабкими зірками (звідси назва "квазар" - квазізоряних радіоджерело). Доплеровське зміщення ліній у їхніх оптичних спектрах вказує на те, що квазари віддаляються від нас зі швидкістю, близькою до швидкості світла і, відповідно до закону Хаббла, відстані до них складають мільярди світлових років. Перебуваючи на таких гігантських відстанях, вони помітні лише тому, що випромінюють з величезною потужністю - близько жовтня 1941 Вт Це значно більше потужності випромінювання цілої галактики, хоча розмір області генерації енергії у квазарів істотно менше розміру галактик і деколи не перевершує розміру Сонячної системи. Загадка квазарів до цих пір не розкрита.
Ототожнення джерел.
Зірки - слабкі джерела радіохвиль. Довгий час єдиною зіркою на "радіонебе" було Сонце, і те лише завдяки його близькості. Але в 1970-х роках Р. Хелмінг і К. Уейд з Національної радіоастрономічної обсерваторії США відкрили радіовипромінювання від газових оболонок, скинутих Нової Дельфіна 1967 і Нової Змії 1970. Потім вони виявили радіовипромінювання червоного надгіганта Антареса і рентгенівського джерела в Скорпіоні.
В. Бааде і Р. Мінковський з обсерваторій Маунт-Вілсон і Маунт-Паломар (США) ототожнили багато яскравих радіоджерел з оптичними об'єктами. Наприклад, найяскравіший джерело в Лебедя виявився пов'язаний з дуже далекою і слабкою галактикою незвичайної форми, що стала прототипом радіогалактик [4]. Потужний радіоджерело у Тельці вони ототожнили із залишком вибуху найновішої зірки, відміченої в китайському літописі 1054. Могутнє джерело в Кассіопеї також виявився залишком наднової, що спалахнула всього років 300 тому, але не поміченою ніким.
У 1963 р. були виявлені метагалактіческіе (тобто розташовані за межами нашої Галактики) об'єкти нового типу. Це відкриття було зроблено голландським астрономом Маартеном Шмідтом, які працюють в Каліфорнії. Зазначені об'єкти мають зіркоподібний вигляд і деякі з них ще раніше були ототожнені з радіоджерелами дуже малих кутових розмірів. Спектр цих "квазізоряних об'єктів", або, як їх зараз повсюдно називають, "квазарів" складається з яскравих ліній випромінювання на "безперервному" фоні.
Квазари - квазізоряних об'єкти, квазізвезди, сверхзвездой, небесні об'єкти, що мають схожість з зірками по оптичному увазі і з газовими туманностями за характером спектрів, що виявляють, крім того, значні червоні зсуви (Див. Схилення) (до 6 разів перевищують найбільші з відомих у галактик). Остання властивість визначає важливу роль До в астрофізиці та космології. Відкриття К. стало результатом підвищення точності визначення координат позагалактичних джерел радіовипромінювання, яке дозволило значно збільшити число радіоджерел, ототожнених з небесними об'єктами, видимими в оптичних променях. Перше збіг радіоджерела з звездоподобних об'єктом було виявлено в 1960, а в 1963, коли американський астроном М. Шмідт ототожнив зсунуті внаслідок ефекту червоного зсуву лінії в спектрах таких об'єктів, вони були виділені в особливий клас космічних об'єктів - квазари. Т.ч., спочатку були виявлені К., які є сильними радіоджерелами, але згодом були знайдені К. також і зі слабким радіовипромінюванням (близько 98,8% всіх К., доступних виявлення). Ця численна різновид К. називалася радіоспокойнимі К., квазігалактікамі (квазагамі), інтерлоперамі, а іноді - блакитними звездоподобних об'єктами. Повне число доступних спостереженнями К. складає близько 10 5, з них вже ототожнена з оптичними об'єктами близько 1000, але достовірна приналежність до К. за спектрами встановлена лише приблизно для 200.
У спектрах К. виявляються потужне ультрафіолетове випромінювання і широкі яскраві лінії, характерні для гарячих газових туманностей (температура близько 30 000 ° C), але значно зсунуті в червону область спектру. При червоних зсувах, що перевищують 1,7, на знімках спектрів К. стає видно навіть резонансна лінія водню Lα 1216 Å. Зрідка в спектрах К. спостерігаються вузькі темні лінії, обумовлені поглинанням світла в навколишньому К. міжгалактичному газі. На фотографіях К. мають вигляд зірок, Т.ч. їх кутові діаметри менше 1 ", тільки найближчі К. виявляють оптичні особливості: еліптичну форму зіркоподібно зображення, газові викиди. За сильному ультрафіолетового випромінювання, яке характеризується блакитними показниками кольору (Див. Показник кольору), К. вдається відрізняти на фотографіях від нормальних зірок, а по надлишкового інфрачервоного випромінювання - від білих карликів, навіть якщо К. не мають радіовипромінювання.
Варіації блиску багатьох К. є, мабуть, одним з фундаментальних властивостей К. (найкоротша варіація з періодом τ ≈ 1 год, максимальні зміни блиску - в 25 разів). Оскільки розміри змінного по блиску об'єкта не можуть перевищувати з τ (с - швидкість світла), розміри К. не можуть бути більш 4.10 12 м (менше діаметру орбіти Урана), і тільки при русі речовини зі швидкістю, близькою до швидкості світла, ці розміри можуть бути більше. На відміну від безперервного випромінювання, варіації інтенсивності в спектральних лініях рідкісні.
Як радіоджерел, К. подібні з радіогалактиками: у К. часто спостерігаються два, не обов'язково однакових за інтенсивністю, протяжних радіоджерела, що знаходяться на значній відстані по різні сторони від оптичного об'єкта. Механізм радіовипромінювання і тих і інших синхротронної. Але в К., крім того, виявлені компактні радіоджерел, які породжують варіації радіовипромінювання на сантиметрових хвилях; вони являють собою розширюються хмари релятивістських частинок, що існують декілька років. Механізм їх радіовипромінювання пов'язаний, мабуть, з плазмовими коливаннями.
Природа До вивчена ще мало. Залежно від тлумачень природи червоного зсуву в їхніх спектрах обговорюються три гіпотези (початок 70-х гг.20 в). Найбільш правдоподібна космологічна гіпотеза, згідно з якою великі червоні зсуви свідчать про те, що К. знаходяться на величезних відстанях (до 10 гігапарсек) та беруть участь у розширенні Метагалактики. На цьому припущенні засновані визначення відстаней до К. (по червоних зсувів) та оцінки їх мас і светимостей, У космологічної гіпотезі К. за абсолютними зоряним величинам (-27) і мас (близько 10 38 кг, т.е.10 8 мас Сонця ) є дійсно сверхзвездой. Фізична природа К. у цьому випадку пов'язується з гравітаційним колапсом маси газу, який зупинено внаслідок магнітної турбуленції або обертання К. Введення
1. Галактичні радіоджерел
1.1 Квазари
1.2 Пульсари
1.3 Випромінювання водню. Містеріум. мазери
1.4 Туманності
1.5 Радіогалактики
1.5.1 Найбільш відомі радіогалактики
1.5.2 сейфертовських галактики
1.5.3 Морфологічні особливості радіогалактик
1.6 Радіовипромінювання Сонця
2. Випромінювання
2.1 Фонове випромінювання
2.2 Реліктове випромінювання
2.2.1 Природа випромінювання
2.2.2 Історія дослідження
2.2.3 Властивості
Література
Введення
Радіоастрономія - розділ астрономії, що вивчає космічні об'єкти шляхом аналізу приходить від них радіовипромінювання [1]. Багато космічних тіла випромінюють радіохвилі, що досягають Землі: це, зокрема, зовнішні шари Сонця і атмосфер планет, хмари міжзоряного газу. Радіовипромінюванням супроводжуються такі явища, як взаємодія турбулентних потоків газу та ударні хвилі в міжзоряному середовищі, швидке обертання нейтронних зірок з сильним магнітним полем, "вибухові" процеси в ядрах галактик і квазарів [2], сонячні спалахи та ін приходять до Землі радіосигнали природних об'єктів мають характер шумів. Ці сигнали приймаються і посилюються за допомогою спеціальної електронної техніки, а потім реєструються в аналоговому або цифровому вигляді. Часто радіоастрономічна техніка виявляється більш чутливою і дальнодействующей, ніж оптична. Радіоастрономія як наука почалася в 1931, коли К. Янський з компанії "Белл телефон" став вивчати перешкоди радіозв'язку і виявив, що вони приходять з центральної частини Чумацького Шляху. Перший радіотелескоп збудував у 1937-1938 радіоінженер Г. Ребер, самостійно зробив у себе в саду з листів заліза 9-метровий рефлектор, в принципі такий же, як нинішні гігантські параболічні антени. Ребер склав першу радіокарту неба і виявив, що на хвилі 1,5 м випромінює весь Чумацький Шлях, але найбільш сильно - його центральна частина. У лютому 1942 Дж. Хей зауважив, що в метровому діапазоні Сонце створює перешкоди радіолокаторам, коли на ньому відбуваються спалахи; радіовипромінювання Сонця в сантиметровому діапазоні в 1942-1943 відкрив Дж. Саутворт.
Планомірний розвиток радіоастрономії почалося після Другої світової війни. У Великобританії були створені велика обсерваторія Джодрелл-Бенк (Манчестерський університет) та станція Кавендішської лабораторії (Кембридж). Радіофізична лабораторія (Сідней) організувала кілька станцій в Австралії. Нідерландські радіоастрономи стали вивчати хмари міжзоряного водню. У СРСР були побудовані радіотелескопи під Серпухова, у Пулково, в Криму.
Порівняння з оптичною астрономією. З усіх видів космічного електромагнітного випромінювання до поверхні Землі крізь її атмосферу проходять, практично не слабшаючи, тільки видиме світло, близьке (короткохвильове) інфрачервоне випромінювання і частину спектру радіохвиль. З одного боку, радіохвилі, що мають значно більшу довжину хвилі, ніж оптичне випромінювання, легко проходять крізь хмарні атмосфери планет і хмари міжзоряного пилу, непрозорі для світла. З іншого боку, тільки самі короткі радіохвилі проходять крізь прозорі для світла області іонізованого газу навколо зірок і в міжзоряному просторі.
Слабкі космічні сигнали радіоастрономи вловлюють за допомогою радіотелескопів, основними елементами яких служать антени. Зазвичай це металеві рефлектори у формі параболоїда. У фокусі рефлектора, там, де концентрується випромінювання, поміщають збирає пристрій у вигляді рупора або диполя, яке відводить зібрану енергію радіовипромінювання до приймальної апаратури. Рефлектори діаметром до 100 м роблять рухомими та повноповоротний; вони можуть наводитися на об'єкт в будь-якій частині неба і стежити за ним. Більш великі рефлектори (до 300 м у діаметрі) - нерухомі, у вигляді величезної сферичної чаші, а наведення на об'єкт відбувається за рахунок обертання Землі та переміщення опромінювача у фокусі антени. Рефлектори ще більшого розміру зазвичай мають вигляд частини параболоїда. Чим більше розмір рефлектора, тим детальніше спостерігається радіокартіна. Часто для її поліпшення один об'єкт спостерігають синхронно двома радіотелескопами або цілої їх системою, що містить кілька десятків антен, рознесених іноді на тисячі кілометрів.
Крізь земну атмосферу проходять радіохвилі довжиною від декількох міліметрів до 30 м, тобто в діапазоні частот від 10 МГц до 200 ГГц. Таким чином, радіоастрономи мають справу з частотами, помітно вищими, ніж, наприклад, широкомовний радіодіапазон середніх або коротких хвиль. Однак з появою УКХ і телевізійного мовлення в діапазоні частот 50-1000 МГц, а також радіолокаторів (радарів) в діапазоні 3-30 ГГц у радіоастрономів виникли проблеми: потужні сигнали земних передавачів у цих діапазонах заважають прийому слабких космічних сигналів. Тому шляхом міжнародних угод радіоастрономії виділено для спостереження космосу кілька діапазонів частот, в яких заборонена передача сигналів.
Зареєстровано радіовипромінювання Сонця з довжиною хвилі від декількох міліметрів до 30 м. Особливо сильно випромінювання в метровому діапазоні; воно народжується у верхніх шарах атмосфери Сонця, в його короні, де температура близько 1 млн.К. Короткохвильове випромінювання Сонця відносно слабо; воно виходить з хромосфери, розташованої над видимою поверхнею Сонця - фотосферою.
| Класифікація за міжнародним регламентом радіозв'язку | ||||
| Довжини хвиль | Назва діапазону | Смуга частот | Назва смуги | Застосування |
| 100 - 10 Мм | Декамегаметровие | 3 - 30 Гц | Вкрай низькі (КНЧ; ELF) | Зв'язок з підводними човнами |
| 10 - 1 Мм | Мегаметровие | 30 - 300 Гц | Наднизькі (СНЧ; SLF) | Зв'язок з підводними човнами |
| 1 000 - 100 км | Гектокілометровие | 0,3 - 3 кГц | Інфранизькі (Інч; ULF) | |
| 100 - 10 км | Міріаметровиє | 3 - 30 кГц | Дуже низькі (ОНЧ; VLF) | Зв'язок з підводними човнами |
| 10 - 1 км | Довгі хвилі, Кілометрові | 30 - 300 кГц | Низькі (НЧ; LF) | Радіомовлення, радіозв'язок |
| 1 000-100 м | Середні хвилі, Гектометровиє | 300 - 3 000 кГц | Середні (СЧ; MF) | Радіомовлення, радіозв'язок |
| 100 - 10 м | Короткі хвилі, декаметрових | 3 - 30 МГц | Високі (ВЧ; HF) | Радіомовлення, радіозв'язок, рації |
| 10 - 1 м | Ультракороткі хвилі, Метрові | 30 - 300 МГц | Дуже високі (ДВЧ; VHF) | Телебачення, радіомовлення, радіозв `язок, рації |
| 10 - 1 дм | Дециметрові | 300 - 3 000 МГц | Ультрависокі (УВЧ; UHF) | Телебачення, радіозв'язок, Мобільні телефони, рації, мікрохвильові печі |
| 10 - 1 см | Сантиметрові | 3 - 30 ГГц | Надвисокі (НВЧ; SHF) | радіолокація, супутникове телебачення, радіозв'язок, Бездротові комп'ютерні мережі, супутникова навігація |
| 10 - 1 мм | Міліметрові | 30 - 300 ГГц | Вкрай високі (КВЧ; EHF) | Радіоастрономія, високошвидкісна радіорелейний зв'язок, метеорологічні радіолокатори |
| 1 - 0,1 мм | Дециміліметрові | 300 - 3 000 ГГц | Гіпервисокіе частоти, довгохвильова область інфрачервоного випромінювання | |
1. Галактичні радіоджерел
Вже перші спостереження Г. Ребера показали, що радіовипромінювання Чумацького Шляху неоднорідний - воно сильніше у напрямі центру Галактики. Подальші дослідження підтвердили, що основні джерела радіохвиль відносно компактні; їх називають точковими або дискретними. Зареєстровані вже десятки тисяч таких джерел.Випромінювання космічних радіоджерел буває двох типів: теплове і нетеплове (зазвичай синхротронне). Теплове випромінювання народжується в гарячому газі від випадкового (теплового) руху заряджених частинок - електронів і протонів. Його інтенсивність в широкому діапазоні спектру майже постійна, але на довгих хвилях вона швидко зменшується. Таке випромінювання характерно для емісійних туманностей. Інші джерела мають нетеплове випромінювання, інтенсивність якого зростає із збільшенням довжини хвилі. У цих джерелах випромінювання виникає при русі дуже швидких електронів у магнітному полі. Швидкості електронів близькі до швидкості світла, і це не може бути наслідком простого теплового руху. Для розгону електронів до таких швидкостей в лабораторії використовують спеціальні прискорювачі - синхротрони. Як це відбувається в природних умовах, не зовсім ясно. Синхротронне випромінювання сильно поляризоване. Це дозволяє виявляти його в космічних джерелах і по напряму поляризації визначати орієнтацію їх магнітного поля. Таким методом досліджені міжзоряні магнітні поля в нашій і сусідніх галактиках.
Одним з найважливіших досягнень радіоастрономії стало відкриття активних процесів в ядрах галактик. Радіоспостереження вказували на це ще в 1950-і роки, але остаточне підтвердження з'явилося в 1962, коли за допомогою 5-метрового оптичного телескопа обсерваторії Маунт-Паломар (США) були незалежно виявлені бурхливі процеси в ядрі галактики М 82.
У 1967 Е. Хьюіш, Дж. Белл і їх колеги з Кембріджа (Англія) відкрили незвичайні змінні радіоджерела - пульсари [3]. Випромінювання кожного пульсара представляє суворо періодичну послідовність імпульсів; у відкритих пульсарів періоди лежать в інтервалі від 0,0016 з до 5,1 с. Через 2 роки У. Коки, М. Дісней і Д. Тейлор виявили, що радіопульсар в Крабовидної туманності співпадає із слабкою оптичною зіркою, яка, як і пульсар, змінює свою яскравість з періодом 1 / 30 с. Серед понад 700 відомих зараз пульсарів ще тільки один - в сузір'ї Вітрил (Vela) - демонструє оптичні спалахи. З'ясувалося, що феномен пульсара пов'язаний c нейтронними зірками, що утворилися в результаті гравітаційного колапсу ядер масивних зірок. Маючи діаметр близько 15 км і масу як у Сонця, нейтронна зірка швидко обертається і як маяк періодично "висвітлює" Землю. Поступово швидкість обертання пульсара сповільнюється, період між імпульсами зростає, а їх потужність падає. Іноді спостерігаються різкі збої періоду, коли у нейтронної зірки відбувається перебудова структури, звана "зоретрус".
Іншим найважливішим відкриттям радіоастрономії вважаються квазари - дуже далекі і активні позагалактичні об'єкти. Спочатку вони здавалися рядовими точковими джерелами. Потім деякі з них були ототожнені із слабкими зірками (звідси назва "квазар" - квазізоряних радіоджерело). Доплеровське зміщення ліній у їхніх оптичних спектрах вказує на те, що квазари віддаляються від нас зі швидкістю, близькою до швидкості світла і, відповідно до закону Хаббла, відстані до них складають мільярди світлових років. Перебуваючи на таких гігантських відстанях, вони помітні лише тому, що випромінюють з величезною потужністю - близько жовтня 1941 Вт Це значно більше потужності випромінювання цілої галактики, хоча розмір області генерації енергії у квазарів істотно менше розміру галактик і деколи не перевершує розміру Сонячної системи. Загадка квазарів до цих пір не розкрита.
Ототожнення джерел.
Зірки - слабкі джерела радіохвиль. Довгий час єдиною зіркою на "радіонебе" було Сонце, і те лише завдяки його близькості. Але в 1970-х роках Р. Хелмінг і К. Уейд з Національної радіоастрономічної обсерваторії США відкрили радіовипромінювання від газових оболонок, скинутих Нової Дельфіна 1967 і Нової Змії 1970. Потім вони виявили радіовипромінювання червоного надгіганта Антареса і рентгенівського джерела в Скорпіоні.
В. Бааде і Р. Мінковський з обсерваторій Маунт-Вілсон і Маунт-Паломар (США) ототожнили багато яскравих радіоджерел з оптичними об'єктами. Наприклад, найяскравіший джерело в Лебедя виявився пов'язаний з дуже далекою і слабкою галактикою незвичайної форми, що стала прототипом радіогалактик [4]. Потужний радіоджерело у Тельці вони ототожнили із залишком вибуху найновішої зірки, відміченої в китайському літописі 1054. Могутнє джерело в Кассіопеї також виявився залишком наднової, що спалахнула всього років 300 тому, але не поміченою ніким.
1.1 Квазари
Квазар (англ. quasar - скорочення від QUASi stellAR radio source - "квазізоряних радіоджерело") - клас позагалактичних об'єктів, що відрізняються дуже високою світністю і настільки малим кутовим розміром, що протягом декількох років після відкриття їх не вдавалося відрізнити від "точкових джерел" - зірок.У 1963 р. були виявлені метагалактіческіе (тобто розташовані за межами нашої Галактики) об'єкти нового типу. Це відкриття було зроблено голландським астрономом Маартеном Шмідтом, які працюють в Каліфорнії. Зазначені об'єкти мають зіркоподібний вигляд і деякі з них ще раніше були ототожнені з радіоджерелами дуже малих кутових розмірів. Спектр цих "квазізоряних об'єктів", або, як їх зараз повсюдно називають, "квазарів" складається з яскравих ліній випромінювання на "безперервному" фоні.
Квазари - квазізоряних об'єкти, квазізвезди, сверхзвездой, небесні об'єкти, що мають схожість з зірками по оптичному увазі і з газовими туманностями за характером спектрів, що виявляють, крім того, значні червоні зсуви (Див. Схилення) (до 6 разів перевищують найбільші з відомих у галактик). Остання властивість визначає важливу роль До в астрофізиці та космології. Відкриття К. стало результатом підвищення точності визначення координат позагалактичних джерел радіовипромінювання, яке дозволило значно збільшити число радіоджерел, ототожнених з небесними об'єктами, видимими в оптичних променях. Перше збіг радіоджерела з звездоподобних об'єктом було виявлено в 1960, а в 1963, коли американський астроном М. Шмідт ототожнив зсунуті внаслідок ефекту червоного зсуву лінії в спектрах таких об'єктів, вони були виділені в особливий клас космічних об'єктів - квазари. Т.ч., спочатку були виявлені К., які є сильними радіоджерелами, але згодом були знайдені К. також і зі слабким радіовипромінюванням (близько 98,8% всіх К., доступних виявлення). Ця численна різновид К. називалася радіоспокойнимі К., квазігалактікамі (квазагамі), інтерлоперамі, а іноді - блакитними звездоподобних об'єктами. Повне число доступних спостереженнями К. складає близько 10 5, з них вже ототожнена з оптичними об'єктами близько 1000, але достовірна приналежність до К. за спектрами встановлена лише приблизно для 200.
У спектрах К. виявляються потужне ультрафіолетове випромінювання і широкі яскраві лінії, характерні для гарячих газових туманностей (температура близько 30 000 ° C), але значно зсунуті в червону область спектру. При червоних зсувах, що перевищують 1,7, на знімках спектрів К. стає видно навіть резонансна лінія водню Lα 1216 Å. Зрідка в спектрах К. спостерігаються вузькі темні лінії, обумовлені поглинанням світла в навколишньому К. міжгалактичному газі. На фотографіях К. мають вигляд зірок, Т.ч. їх кутові діаметри менше 1 ", тільки найближчі К. виявляють оптичні особливості: еліптичну форму зіркоподібно зображення, газові викиди. За сильному ультрафіолетового випромінювання, яке характеризується блакитними показниками кольору (Див. Показник кольору), К. вдається відрізняти на фотографіях від нормальних зірок, а по надлишкового інфрачервоного випромінювання - від білих карликів, навіть якщо К. не мають радіовипромінювання.
Варіації блиску багатьох К. є, мабуть, одним з фундаментальних властивостей К. (найкоротша варіація з періодом τ ≈ 1 год, максимальні зміни блиску - в 25 разів). Оскільки розміри змінного по блиску об'єкта не можуть перевищувати з τ (с - швидкість світла), розміри К. не можуть бути більш 4.10 12 м (менше діаметру орбіти Урана), і тільки при русі речовини зі швидкістю, близькою до швидкості світла, ці розміри можуть бути більше. На відміну від безперервного випромінювання, варіації інтенсивності в спектральних лініях рідкісні.
Як радіоджерел, К. подібні з радіогалактиками: у К. часто спостерігаються два, не обов'язково однакових за інтенсивністю, протяжних радіоджерела, що знаходяться на значній відстані по різні сторони від оптичного об'єкта. Механізм радіовипромінювання і тих і інших синхротронної. Але в К., крім того, виявлені компактні радіоджерел, які породжують варіації радіовипромінювання на сантиметрових хвилях; вони являють собою розширюються хмари релятивістських частинок, що існують декілька років. Механізм їх радіовипромінювання пов'язаний, мабуть, з плазмовими коливаннями.
Велика витрата енергії на всі види електромагнітного випромінювання при цій гіпотезі обмежує активну стадію к.10 4 роками. За потужністю радіовипромінювання (Квазари10 12 вт) К. порівнянні з радіогалактиками. Передбачається, що К. є надмасивними зірками радіусом близько 10 12 м, плазма яких безперервно, а також сильними вибухами викидає потоки часток різних енергій. У радіусі близько 10 16 м К. оточені хмарами іонізованого газу, що створюють яскраві лінії в спектрах К., а на відстанях порядку 10 19 м знаходяться хмари релятивістських частинок, замкнених у слабких магнітних полях, - радіовипромінюючі області К.
Найближчі К. знаходяться далі 200 мегапарсек. Відносні рідкість і короткочасність їх існування підтверджують припущення, що К. - це стадія еволюції великих космічних мас, наприклад ядер галактик. Т.ч., виявляється невипадковим схожість К. з N-галактиками, галактиками Сейферта і блакитними компактними галактиками за характером спектрів, варіацій блиску і радіовипромінювання. Найближчі К., у яких вдалося розглянути на фотографіях структуру, виявилися N-галактиками, на підставі чого їх об'єднали в один клас компактних надяскравих об'єктів. Загадкова природа об'єкта BL Ящірки (і ще кількох), який за коливаннями блиску, радіовипромінюванню, показниками кольору і оптичної структурі виглядає як типовий К., але в той же час не має у спектрі жодних ліній.
Згідно з іншою гіпотезою, К. зі швидкостями, близькими до швидкості світла, розлітаються в результаті вибуху в центрі Галактики і викиду речовини масою близько 10 40 кг, що відбулися кілька млн. років тому. За цією гіпотезою маси К. складають 10 31 кг (5 мас Сонця), а відстані до них 60-600 кілопарсек. Проте невідомі фізичні процеси, які могли б дати необхідну для вибуху енергію (жовтень 1958 дж).
У третій гіпотезі передбачається, що К. - компактні газові об'єкти розмірами 16 жовтня -10 17 м і масами жовтня 1942 -10 43 кг, у спектрах яких лінії мають великі червоні зсуви гравітаційного характеру.
1.2 Пульсари
Навіть за найбільш строгим критеріям виявлення пульсарів дійсно є справжнім відкриттям. Це відкриття, як це завжди буває, із справжнім відкриттям, сталося випадково. Улітку 1967 р. аспірантка відомого англійського радіоастрономи Хьюіш міс Белл несподівано виявила на небі зовсім незвичайний радіоджерело. Це джерело випромінював короткочасні радіоімпульси, які строго періодично, через кожні 1,33 секунди, повторювалися. Незабаром були виявлені ще три таких же джерела з іншими також "майже секундними" періодами.Це відкриття настільки приголомшило дослідників, що вони, запідозривши, що ці сигнали мають штучне походження і надсилаються якимись "надцивілізація", засекретили ці спостереження і протягом майже півроку ніхто про це не знав - випадок безпрецедентний в історії астрономії ... Тільки після того, як вони переконалися, що ці сигнали - не результат активності позаземних розумних цивілізацій, результати спостережень були опубліковані.
Не відразу було зрозуміло, що причиною суворої періодичності радіоімпульсів від цих нових джерел (що отримали назву "пульсари") є швидке обертання зіркоподібних об'єктів. Тільки обертання масивного тіла може пояснити дивовижне сталість (з точністю до стомільйонний частки) періодів пульсарів. Більш ретельні спостереження показали, що насправді періоди не строго постійні, а повільно ростуть. Уявімо собі, що випромінювання радіохвиль не рівномірно по всіх напрямках, а зосереджено усередині деякого конуса, вісь якого утворює певний кут з віссю обертання. Тепер уявімо собі спостерігача, який в якийсь момент часу знаходиться на продовженні осі конуса. Ясно, що він зможе спостерігати радіовипромінювання. Це буде можливо протягом деякого часу до тих пір, поки з-за обертання зірки вісь конуса піде, досить далеко. Однак через проміжок часу, що дорівнює періоду обертання зірки, радіовипромінювання знову можна буде спостерігати. Ця проста модель пульсара зображена на рис.25.
Що ж це за зірки, швидке обертання яких є причина спостережуваного явища пульсарів? У 1967 р. був відкритий пульсар з рекордно коротким періодом 0,033 сек. (Про це чудовому Пульсарі мова піде далі). Так швидко обертатися може тільки дуже маленьке тіло. Адже лінійна швидкість обертання на екваторі визначається шкільної формулою: v = 2πR / T, де R - радіус тіла, що обертається, T - період його обертання. З цієї формули випливає, що при T = 1 / 30 сек., Враховуючи, що швидкість обертання ніяк не може перевищувати швидкість світла, радіус тіла не перевищує 1500 км, що в 4 рази менша за Землю. Але це є дуже грубою оцінкою верхньої межі розмірів тіла, що обертається. Так як лінійна екваторіальна швидкість обертання по простих причин повинна бути в десятки разів менше швидкості світла, безпосередньо ясно, що лінійні розміри пульсарів не можуть перевищувати кілька десятків кілометрів. Але якщо це так, то пульсари - це не що інше, як нейтронні зірки!
Є і інший доказ цього найважливішого висновку. Згаданий вище рекордно-короткоперіодичних пульсар (який одержав назву NP 0532) розташований ... в центрі Крабовидної туманності! Інший пульсар, період якого всього лише в три рази довше (0,089 с), також знаходиться всередині туманності, що є більш старим залишком спалаху наднової. Отже, пульсари знаходяться там, де належить перебувати нейтронних зірок, які повинні утворитися при спалахах наднових! Та обставина, що не у всіх залишках спалахів наднових спостерігаються пульсари і тільки мала частина пульсарів (їх зараз відомо понад триста) знаходиться в залишках наднових, не повинно нас бентежити. Справа в тому, що пульсар може бути виявлений тільки при "сприятливою" по відношенню до нас орієнтації його осі обертання. Це зрозуміло з рис.25. Якщо врахувати це, виявляється, що навряд чи 5% всіх пульсарів можна хоча б у принципі спостерігати. Вражаюче, що Крабоподібна туманність, крім тих чудових особливостей, про які говорилося вище, ще має і пульсар, "вдало" орієнтований по відношенню до Землі ...
Пульсари - слабкі джерела космічного випромінювання, сплески якого слідують один за одним з дуже повільно змінюються періодом. Перший П. був відкритий в 1967 у Великобританії; до 1975 відомо вже близько 100 об'єктів цього виду. За типом радіовипромінювання П. відрізняються від всіх відомих раніше джерел космічного радіовипромінювання, що характеризуються або постійною інтенсивністю (галактики або радіогалактики), або нерегулярними сплесками радіовипромінювання (Сонце, деякі зірки, що спалахують).
Для відомих П. значення періоду (тобто інтервалу часу між двома послідовними сплесками випромінювання) укладені в інтервалі між 0,033 сек і 3,75 сек. Перші спостереження П. свідчили про надзвичайно високий сталості їх періодів. Однак при подальших спостереженнях було встановлено, що періоди П. дуже повільно возрастают.д.ля більшості П. час, протягом якого період зростає вдвічі, збігається по порядку величини з їх віком і складає мільйони і десятки мільйонів років. Проте є два П., у яких час подвоєння періоду істотно менше, а саме: у П., що знаходиться всередині Крабовидної туманності, що є залишком вибуху наднових 1054, період подвоюється за 2400 років, а у П. всередині наднової в сузір'ї Вітрила - за 24 тис. років. Ці П. - наймолодші і мають найбільш короткі періоди. Існування у них оболонок, характерних для наднових зірок, свідчить на користь того, що П. утворюються в результаті вибуху наднових. Відсутність же таких оболонок у інших, більш старих П. пояснюється, мабуть, тим, що вони вже встигли розсіятися в просторі. Цікава особливість молодих П. - раптові стрибкоподібні зменшення періоду в результаті бурхливих процесів, що відбуваються в них. Практично все П. спостерігаються тільки в радіодіапазоні електромагнітного випромінювання. Виняток становить тільки П. в Крабовидної туманності, який можна спостерігати також в оптичному, рентгенівському і гамма-діапазонах.
Дослідження радіовипромінювання П. в діапазоні радіохвиль з довжиною від 10 см до 10 м дозволили встановити, що максимум випромінювання припадає, як правило, на метрові хвилі. Було також виявлено, що один і той же імпульс на різних довжинах хвиль реєструється при спостереженнях не одночасно: спочатку Землі досягає випромінювання з коротшою довжиною хвилі, а потім - з більш довгою. Це розділення сплеску радіовипромінювання пояснюється тим, що при розповсюдженні радіохвиль в плазмі, що заповнює міжзоряний простір, швидкість короткохвильового випромінювання близька до швидкості світла у вакуумі, а для довгохвильового - помітно менше. Т.ч., час запізнювання імпульсу, що спостерігається в двох незбіжних довжинах хвиль, пропорційно відстані до П. і середньої концентрації електронів на промені зору. Оскільки концентрація електронів на промені зору відома, то, вимірявши потік радіовипромінювання на Землі і встановивши час запізнювання, можна визначити відстань до П. і оцінити потужність радіовипромінювання. Виявилося, що відстані до відомих зараз П. укладені в інтервалі від десятків пс до декількох КПС, а потужність радіовипромінювання кожного з них в мільйони разів більше радіовипромінювання Сонця навіть у періоди його бурхливої активності.
Найбільш вірогідне пояснення П. дає теорія обертового "маяка". Відповідно до даної теорії, П. представляє собою обертову зірку, що випромінює вузький пучок радіохвиль. Спостерігач, що потрапляє в цей пучок, бачить періодично повторювані імпульси радіовипромінювання. У теорії "маяка" період П. дорівнює періоду обертання зірки; це пояснює високу сталість періодів П. Модель "маяка" пояснює і багато ін дані спостережень, зокрема повільне збільшення періоду є наслідком уповільнення обертання зірки. Однак виникли серйозні труднощі з вибором класу зірок, який міг би забезпечити спостережувані явища. Для того щоб забезпечити дуже високу кутову швидкість обертання, характерну для П., зірка повинна бути досить компактної, мати малі розміри. Білі та червоні карлики (компактні зірки) не можуть мати таких кутових швидкостей обертання: вони були б негайно розірвані відцентровими силами. Єдиним прийнятним класом зірок виявився відомий тільки на підставі теоретичних досліджень клас нейтронних зірок (Див. Нейтронні зірки). Спостереження П. з'явилися, Т.ч., підтвердженням існування нейтронних зірок. Нейтронні зірки характеризуються дуже малими розмірами: діаметр нейтронної зірки з масою, рівною приблизно масі Сонця, становить лише кілька десятків км. Щільність речовини всередині таких зірок досягає 10 14 - 10 15 г / см 3, тобто має порядок щільності речовини усередині атомних ядер. Нейтронна зірка - це як би колосальний атомне ядро, що складається в основному з нейтронів. Джерело енергії, випромінюваної П., - кінетична енергія обертання нейтронної зірки. Механізм випромінювання П. пов'язаний з існуванням на їх поверхні сильних магнітних полів з напруженістю, що досягає тисяч млрд. е.. Трансформація кінетичної енергії обертання зірки у випромінювання відбувається, мабуть, внаслідок того, що обертається магнітна зірка індукує навколо себе електричне поле, що прискорює частинки навколишнього П. плазми до високих енергій. Ці прискорені частинки і дають спостережуване випромінювання.
У 70-х рр.. відкриті П., випромінюючі головним чином в рентгенівському діапазоні. Ці П. виявилися нейтронними зірками, що входять до складу подвійних зоряних систем. Другий компонент у цих системах - нормальна зірка. Газ з оболонки нормальної зірки тече до нейтронної зірки, закручується навколо неї і в кінці кінців уздовж магнітних силових ліній поля нейтронної зірки падає на її поверхню. У результаті виникає спрямоване рентгенівське випромінювання, яке і створює ефект пульсацій для спостерігача, що потрапляє в пучок спрямованого випромінювання.
1.3 Випромінювання водню. Містеріум. мазери
Значна кількість відомостей про природу міжзоряного газу було отримано за останні три десятиліття завдяки вельми ефективному застосуванню радіоастрономічних методів. Особливо плідними були дослідження міжзоряного газу на хвилі 21 см. Що це за хвиля? Ще в сорокових роках теоретично було передбачене, що нейтральні атоми водню в умовах міжзоряного простору повинні випромінювати спектральну лінію з довжиною хвилі 21 см. Справа в тому, що основне, саме "глибоке" квантовий стан атома водню складається з двох дуже близьких рівнів. Ці рівні розрізняються орієнтаціями магнітних моментів ядра атома водню (протона) і обертається навколо нього електрона. Якщо моменти орієнтовані паралельно, виходить один рівень, якщо антипараллельно - інший. Енергія одного з цих рівнів дещо більше іншого (на величину, рівну подвоєному значенню енергії взаємодії магнітних моментів електрона і протона). Відповідно до законів квантової фізики, час від часу повинні самовільно відбуватися переходи з рівня більшої енергії на рівень меншою енергії. При цьому буде випромінюватися квант з частотою, пропорційною різниці енергій рівнів. Так як остання в нашому випадку дуже мала, то і частота випромінювання буде низькою. Відповідна довжина хвилі буде дорівнює 21 см.Розрахунки показують, що такі переходи між рівнями атома водню відбуваються надзвичайно рідко: у середньому на одного атома має місце один перехід в 11 млн. років! Щоб відчути мізерну величину ймовірності таких процесів, досить сказати, що при випромінюванні спектральних ліній в оптичному діапазоні переходи відбуваються кожну стомільйонний частку секунди. І все ж виявляється, що ця лінія, яку випромінює міжзоряними атомами, має цілком спостережувану інтенсивність.
Так як міжзоряні атоми мають різні швидкості по променю зору, то з-за ефекту Доплера випромінювання в лінії 21 см буде "розмазане" в деякій смузі частот близько 1420 МГц (ця частота відповідає довжині хвилі 21 см). За розподілом інтенсивності в цій смузі (так званого "профілю лінії") можна вивчити всі рухи, в яких беруть участь міжзоряні атоми водню. Таким шляхом вдалося дослідити особливості галактичного обертання міжзоряного газу, безладні рухи окремих його хмар, а також його температуру. Крім того, з цих спостережень визначається кількість атомів водню в міжзоряному просторі. Ми бачимо, таким чином, що радіоастрономічні дослідження на хвилі 21 см є найпотужнішим методом вивчення міжзоряного середовища і динаміки Галактики. В останні роки цим методом вивчаються інші галактики, наприклад туманність Андромеди. У міру збільшення розмірів радіотелескопів відкриватимуться все нові можливості вивчення більш віддалених галактик за допомогою радіолінії [5] водню.
Наприкінці 1963 р. була виявлена ще одна міжзоряне радіолінія, що належить молекулам гідроксилу OH, з довжиною хвилі 18 см. Існування цієї лінії було теоретично передбачене автором цієї книги ще в 1949 р. У направленні на галактичний центр інтенсивність цієї лінії (яка спостерігається в поглинанні ) виявилася дуже високою. (Лінія OH складається з чотирьох близьких по частотах компонент 1612, 1665, 1667 і 1720 МГц). Це підтверджує зроблений вище висновок, що в окремих областях міжзоряного простору газ знаходиться переважно в молекулярному стані.
У 1967 р. була відкрита радіолінія води H2O з довжиною хвилі 1,35 см. Дослідження газових туманностей в лініях OH і H2O привели до відкриття космічних мазерів
За останні 20 років, минулі після відкриття міжзоряного радіолінії OH, було відкрито багато інших радіоліній міжзоряного походження, що належать різним молекулам. Повне число виявлених таким чином молекул вже перевищує 50. Серед них особливо велике значення має молекула CO, радіолінія якої з довжиною хвилі 2,64 мм спостерігається майже в усіх областях міжзоряного середовища. Є молекули, радіолінії від яких спостерігаються виключно в щільних, холодних хмарах міжзоряного середовища. Досить несподіваним було виявлення в таких хмарах радіоліній дуже складних багатоатомних молекул, наприклад, CH3HCO, CH3CN та ін Це відкриття, можливо, має відношення до хвилюючої нас проблеми походження життя у Всесвіті. Якщо відкриття будуть і далі робитися в такому темпі, хто знає, чи не будуть виявлені нашими приладами міжзоряні молекули ДНК і РНК?
Дуже корисним є те обставина, що відповідні радіолінії, що належать різним ізотопів однієї і тієї ж молекули, мають досить помітно різняться довжини хвиль. Це дозволяє досліджувати ізотопний склад міжзоряного середовища, що має велике значення для вивчення проблеми еволюції речовини у Всесвіті. Зокрема, роздільно спостерігаються такі ізотопні комбінації окису вуглецю: 12C16O, 13C16O і 12C18O.
Області міжзоряного середовища, що оточує гарячі зірки, де водень повністю ионизована ("зони HII"), вельми успішно досліджуються за допомогою так званих "рекомбінаційних" радіоліній, існування яких було теоретично передбачене ще до їх відкриття радянським астрономом Н.С. Кардашева, багато займався також проблемою зв'язку з позаземними цивілізаціями "рекомбінаційні" лінії виникають при переходах між вельми високо збудженими атомами (наприклад, між 108 і 107 рівнями атома водню). Настільки "високі" рівні можуть існувати в міжзоряному середовищі тільки через її надзвичайно низьку щільність. Зауважимо, наприклад, що в сонячній атмосфері можуть існувати тільки перші 28 рівнів атома водню; більш високі рівні руйнуються завдяки взаємодії з частинками навколишнього плазми.
Вже порівняно давно астрономи отримали ряд непрямих доказів наявності міжзоряних магнітних полів. Ці магнітні поля пов'язані з хмарами міжзоряного газу і рухаються разом з ними. Напруженість таких полів біля 10-5 Е, тобто в 100 тис. разів менше напруженості земного магнітного поля на поверхні нашої планети. Загальний напрямок магнітних силових ліній збігається з напрямком гілок спіральної структури Галактики. Можна сказати, що самі спіральні гілки представляють собою гігантських розмірів магнітні силові трубки.
Наприкінці 1962 р. факт існування міжзоряних магнітних полів був встановлений англійськими радіоастрономії шляхом прямих спостережень. З цією метою досліджувалися дуже тонкі поляризаційні ефекти в радіолінії 21 см, що спостерігається в поглинанні в спектрі потужного джерела радіовипромінювання - Крабовидної туманності. (Лінія поглинання 21 см, обумовлена міжзоряним воднем, утворюється в радіоспектрі будь-якого джерела зовсім таким же чином, як лінії міжзоряного кальцію в спектрах віддалених гарячих зірок) Якщо міжзоряний газ знаходиться в магнітному полі, можна очікувати розщеплення лінії 21 см на декілька компонент, відрізняються поляризацією. Так як величина магнітного поля дуже мала, це розщеплення буде зовсім незначним. Крім того, ширина лінії поглинання 21 см досить значна. Єдине, що можна очікувати в такій ситуації, - це невеликі систематичні відмінності поляризації в межах профілю ліній поглинання. Тому впевнене виявлення цього тонкого ефекту - чудове досягнення сучасної науки. Виміряне значення міжзоряного магнітного поля виявилося у повній відповідності з теоретично очікуваним згідно непрямими даними.
Для досліджень міжзоряних магнітних полів застосовується і радіоастрономічний метод, заснований на вивченні обертання площині поляризації радіовипромінювання позагалактичних джерел (радіовипромінювання від метагалактіческіх джерел лінійно поляризоване, причому ступінь поляризації зазвичай близько декількох відсотків. Поляризація цього радіовипромінювання пояснюється його синхротронної природою при його проходженні через "намагнічену" міжзоряну середовище ("явище Фарадея"). Цим методом вже зараз вдалося отримати ряд важливих даних про структуру міжзоряних магнітних полів. В останні роки в якості джерел поляризованого випромінювання для вимірювання міжзоряного магнітного поля таким методом використовуються пульсари.
Міжзоряні магнітні поля грають вирішальну роль при утворенні щільних холодних газопилових хмар міжзоряного середовища, з яких конденсуються зірки.
З міжзоряними магнітними полями тісно пов'язані первинні космічні промені, що заповнюють міжзоряний простір. Це частки (протони, ядра більш важких елементів, а також електрони), енергії яких перевищують сотні мільйонів електрон вольт, доходячи до 1020 - 1021 еВ. Вони рухаються уздовж силових ліній магнітних полів по гвинтових траєкторіями. Електрони первинних космічних променів, рухаючись в міжзоряних магнітних полях, випромінюють радіохвилі. Це випромінювання спостерігається нами як радіовипромінювання Галактики (так зване "синхротронне випромінювання"). Таким чином, радіоастрономія відкрила можливість вивчати космічні промені в глибинах Галактики і навіть далеко за її межами. Вона вперше поставила проблему походження космічних променів на міцний науковий фундамент.
У 1966 р. абсолютно несподівано виявилася можливість спостерігати протозірки на ранніх стадіях їх еволюції. Ми вже згадували в третьому розділі цієї книги про відкриття методом радіоастрономії ряду молекул у міжзоряному середовищі, перш за все гідроксилу OH і парів води H2O. Велике ж було здивування радіоастрономів, коли при огляді неба на хвилі 18 см, що відповідає радіолінії OH, були виявлені яскраві, надзвичайно компактні (тобто мають малі кутові розміри) джерела. Це було настільки несподівано, що перший час відмовлялися навіть вірити, що настільки яскраві радіолінії можуть належати молекулі гідроксилу. Була висловлена гіпотеза, що ці лінії належать якоїсь невідомої субстанції, яка відразу ж дали "відповідний" ім'я "Містеріум". Проте "Містеріум" дуже скоро розділив долю своїх оптичних "братів" - "небули" і "Корона". Справа в тому, що багато десятиліть яскраві лінії туманностей і сонячної корони не піддавалися ототожнення з якими б то не було відомими спектральними лініями. Тому їх приписували якимось, невідомим на землі, гіпотетичним елементам - "небули" і "Корона". Не будемо поблажливо посміхатися над невіглаством астрономів початку нашого століття: адже теорії атома тоді ще не було! Розвиток фізики не залишило в періодичній системі Менделєєва місця для екзотичних "небожителів": в 1927 р. був розвінчаний "небули", лінії якого з повною надійністю були ототожнені з "забороненими" лініями іонізованних кисню та азоту, а в 1939 - 1941 рр.. було переконливо показано, що загадкові лінії "корона" належать багаторазово іонізованих атомів заліза, нікелю і кальцію.
Якщо для "розвінчання" "небули" і "Корона" потрібно десятиліття, то вже через кілька тижнів після відкриття стало ясно, що лінії "Містеріум" належать звичайному гідроксилу, але тільки що знаходиться в незвичайних умовах.
Подальші спостереження, перш за все, виявили, що джерела "Містеріум" мають виключно малі кутові розміри. Це було показано за допомогою тоді ще нового, досить ефективного методу досліджень, що отримав назву "радіоінтерферометрія на наддовгих базах". Суть методу зводиться до одночасних спостереженнями джерел на двох радіотелескопах, віддалених один від одного на відстані в декілька тисяч км. Як виявляється, кутова роздільна здатність при цьому визначається відношенням довжини хвилі до відстані між радіотелескопами. У нашому випадку ця величина може бути ~ 3 • 10-8 рад або кілька тисячних секунди дуги! Зауважимо, що в оптичній астрономії таке кутова роздільна здатність поки абсолютно недосяжне.
Такі спостереження показали, що існують принаймні три класи джерел "Містеріум". Нас тут будуть цікавити джерела 1 класу. Всі вони знаходяться всередині газових іонізованних туманностей, наприклад у знаменитій туманності Оріона. Як вже говорилося, їх розміри надзвичайно малі, у багато тисяч разів менше розмірів туманності. Усього цікавіше, що вони мають складної просторової структурою. Розглянемо, наприклад, джерело, що знаходиться в туманності, що отримала назву W3.
На рис.13 наведено профіль лінії OH, випромінюваний цим джерелом. Як бачимо, він складається з великої кількості вузьких яскравих ліній. Кожній лінії відповідає певна швидкість руху за променем зору випромінюючого цю лінію хмари. Величина цієї швидкості визначається ефектом Доплера. Різниця швидкостей (по променю зору) між різними хмарами досягає ~ 10 км / с. Згадані вище інтерферометричні спостереження показали, що хмари, що випромінюють кожну лінію, просторово не збігаються. Картина виходить така: всередині області розміром приблизно 1,5 секунди дуги рухаються з різними швидкостями близько 10 компактних хмар. Кожне хмара випромінює одну певну (по частоті) лінію. Кутові розміри хмар дуже малі, порядку декількох тисячних секунди дуги. Так як відстань до туманності W3 відомо (близько 2000 пк), то кутові розміри легко можуть бути переведені в лінійні. Виявляється, що лінійні розміри області, в якій рухаються хмари, порядку 10-2 пк, а площа кожного хмари всього лише на порядок величини більше відстані від Землі до Сонця.
Виникають питання: що це за хмари і чому вони так сильно випромінюють в радіолініям гідроксилу? На друге запитання відповідь була отримана досить скоро. Виявилося, що механізм випромінювання цілком подібний тому, який спостерігався в лабораторних мазері і лазерах.
Отже, джерела "Містеріум" - це гігантські, природні космічні мазери, що працюють на хвилі лінії гідроксилу, довжина якої 18 см. Саме в Мазер (а на оптичних і інфрачервоних частотах - в лазерах) досягається величезна яскравість в лінії, причому спектральна ширина її мала . Як відомо, посилення випромінювання в лініях завдяки такому ефекту можливо тоді, коли середовище, у якій поширюється випромінювання, будь-яким способом "активована". Це означає, що деякий "сторонній" джерело енергії (так звана "накачування") робить концентрацію атомів або молекул на вихідному (верхньому) рівні аномально високою. Без постійно діючої "накачування" мазер або лазер неможливі. Питання про природу механізму "накачування" космічних мазерів поки ще остаточно не вирішене. Однак, швидше за все "накачуванням" служить досить потужне інфрачервоне випромінювання. Іншим можливим механізмом "накачування" можуть бути деякі хімічні реакції.
Потік радіовипромінювання від деяких космічних мазерів настільки великий, що міг би бути виявлений навіть при технічному рівні радіоастрономії років 35 тому, тобто ще до винаходу мазеров і лазерів! Для цього треба було "тільки" знати точну довжину хвилі радіолінії OH і зацікавитися проблемою. До речі, це не перший випадок, коли в природних умовах реалізуються найважливіші науково-технічні проблеми, що стоять перед людством. Термоядерні реакції, що підтримують випромінювання Сонця і зірок, стимулювали розробку і здійснення проектів отримання на Землі ядерного "пального", яка в майбутньому повинна вирішити всі наші енергетичні проблеми. На жаль, ми поки ще далекі від вирішення цього найважливішого завдання, яку природа вирішила "запросто". Півтора століття тому засновник хвильової теорії світла Френель помітив (з іншого приводу, звичайно): "Природа сміється над нашими труднощами". Як бачимо, зауваження Френеля ще більш справедливо в наші дні.
1.4 Туманності
У 1949 р. було виявлено, що Крабоподібна туманність є потужним джерелом радіовипромінювання. Незабаром вдалося пояснити природу цього явища: випромінюють наденергійні електрони, що рухаються в магнітних полях, що знаходяться в цій туманності. Раніше ми вже згадували, що та ж причина пояснює загальне радіовипромінювання Галактики. Таким чином, при спалаху наднової зірки якимось способом (поки ще до кінця не зрозумілим) утворюється величезна кількість частинок надвисоких енергій - космічних променів. Застосовуючи теорію "синхротронного" випромінювання релятивістських електронів, за вимірюваним потоку радіовипромінювання і відомим відстаням та розмірами туманності вдалося оцінити повну кількість знаходяться в ній космічних променів. У міру розширення і розсіяння туманності укладені в ній космічні промені виходять в міжзоряний простір. Якщо врахувати, як часто спалахують наднові зірки в Галактиці, то утворюються при цих спалахах космічних променів виявляється достатньо для заповнення ними всієї Галактики з спостережуваної щільністю.Таким чином, вперше з усією очевидністю вдалося довести, що спалахи наднових зірок є одним з основних джерел поповнення Галактики космічними променями; крім того, вони збагачують міжзоряне середовище важкими елементами. Це має величезне значення для еволюції зірок і всієї Галактики в цілому.
Крабоподібна туманність володіє ще однією дивною особливістю. Як показав автор цієї книги в 1953 р., її оптичне випромінювання, принаймні на 95%, обумовлено також зверхенергійній електронами, тобто має "синхротронну" природу. Енергія електронів, випромінюючих в оптичному діапазоні довжин хвиль, у сотні разів більше енергії електронів, випромінюючих радіохвилі, вона досягає 1011 - 1012 еВ. На основі нової теорії оптичного випромінювання Крабовидної туманності вдалося передбачити, що це випромінювання має бути поляризованим. Радянські та американські спостереження повністю підтвердили цей висновок теорії. Тим самим всі теоретичні висновки, які стосуються природи радіовипромінювання і оцінок кількості космічних часток, знайшли повне підтвердження. В даний час синхротронне оптичне випромінювання виявлено ще в кількох об'єктів, переважно радіогалактик. Його дослідження має дуже велике значення для астрономії і фізики.
У 1963 р. за допомогою ракети з встановленими на ній приладами вдалося виявити досить потужне рентгенівське випромінювання від Крабовидної туманності.
У наступному, 1964 р., під час покриття цієї туманності Місяцем вдалося показати, що це джерело рентгенівського випромінювання протязі, хоча його кутові розміри в 5 разів менше кутових розмірів "Краб". Отже, рентгенівське випромінювання випускає не зірка, колись спалахнула як наднова, а сама туманність. Було доведено, що рентгенівське випромінювання Крабовидної туманності має також синхротронну природу і обумовлено зверхенергійній релятивістськими електронами з енергією порядку 1013 - 1014 еВ. Подальші спостереження показали, що всі без винятку туманності - залишки спалахів наднових зірок - виявляються більш-менш потужними джерелами радіовипромінювання, що має ту ж природу, що й у Крабовидної туманності. Особливо потужним джерелом радіовипромінювання є туманність, що знаходиться в сузір'ї Кассіопеї. На метрових хвилях потік радіовипромінювання від неї в 10 разів перевищує потік від Крабовидної туманності, хоча вона далі останньої. В оптичних променях ця швидко розширюється туманність дуже слабка. Як зараз доведено, туманність в Кассіопеї - залишок спалаху наднової, що мала місце близько 300 років тому. Не зовсім ясно, чому спалахнула зірку тоді не помітили. Адже рівень розвитку астрономії в Європі був тоді досить високий. Туманності - залишки спалахів наднових зірок, що трапилися навіть десятки тисяч років тому, виділяються серед інших туманностей своїм потужним радіовипромінюванням.
1.5 Радіогалактики
Іноді серед галактик трапляються дивні об'єкти, наприклад "радіогалактики" [6]. Це такі зоряні системи, які випромінюють величезну кількість енергії в радіодіапазоні. У деяких радіогалактик потік радіовипромінювання в кілька разів перевищує потік оптичного випромінювання, хоча в оптичному діапазоні їх світність дуже велика - в кілька разів перевершує повну світність нашої Галактики. Нагадаємо, що остання складається з випромінювання сотень мільярдів зірок, багато з яких у свою чергу випромінюють значно сильніше Сонця. Класичний приклад такої радіогалактики - знаменитий об'єкт Лебідь А. В оптичному діапазоні це два незначних світлових плямочки 17-ї зоряної величини. Насправді їх світність дуже велика, приблизно в 10 разів більше, ніж у нашої Галактики. Слабкою ця система здається тому, що вона віддалена від нас на величезну відстань - 600 млн. світлових років. Однак потік радіовипромінювання від Лебедя А на метрових хвилях настільки великий, що перевищує навіть потік радіовипромінювання від Сонця (в періоди, коли на Сонці немає плям). Але ж Сонце дуже близько - відстань до нього "всього лише" 8 світлових хвилин; 600 млн. років - і 8 хв! Але ж потоки випромінювання, як відомо, обернено пропорційні квадратах відстаней!Термін "Радіогалактики" був введений в результаті ототожнення в 1949 р. потужних джерел космічного радіовипромінювання з відносно слабкими джерелами оптичного випромінювання - далекими галактиками. Таким чином, галактики, ототожнені з сильними радіоджерелами, і стали називати радіогалактиками. У літературі 70-х (Пахольчік, 1977), присвяченій радіогалактика, іноді під цим терміном розуміються просто позагалактичні радіоджерел. Загальну класифікацію спостережуваних характеристик галактик можна знайти, наприклад, у засува (1993), наc ж цікавлять властивості саме радіогалактик. Слід зауважити, що виділення радіогалактик в особливий клас умовно, так як практично всі галактики випромінюють в радіодіапазоні, але з великим відмінностями в потужності випромінювання. З іншого боку, багато квазари, що є радіоджерелами, також є зоряними системами і можуть називатися радіогалактиками. Радіогалактики і квазари дуже схожі за багатьма параметрами. Наприклад, по радіоізображеніям практично неможливо сказати, до якого з цих двох класів об'єктів належить джерело. Крім того, існують об'єднують моделі, які пояснюють різницю властивостей об'єктів їх орієнтацією по відношенню до променя зору.
1.5.1 Найбільш відомі радіогалактики
Серед найбільш відомих радіогалактик слід згадати Лебідь А, Центавр А, Діва А, Піч А, з яких і почалося дослідження цього класу об'єктів.Лебідь А
Лебідь А - найпотужніший позагалактичне джерело радіовипромінювання, розташований в сузір'ї Лебедя. Ототожнений в 1951 р. до еліптичної галактики дванадцятого зоряної величини. Схилення галактики z = 0.057. Газово-пиловий шар в центрі галактики обумовлює характерне роздвоєння її оптичного зображення. Оптичними методами виявлено випромінювання сильно іонізованої плазми в області ядра галактики. Галактика обертається навколо осі, що лежить в картинній площині і спрямованого уздовж прямої, що з'єднує два яскравих компактних компонента радіовипромінювання. Кутова відстань між яскравими областями компонентів подвійної структури близько 2 '(приблизно 80 кпк). Верхня межа швидкості розльоту компонентів дорівнює 0.02 швидкості світла. У ядрі галактики виявлено компактний радіоджерело з плоским спектром. Повна радіосветімость домінуючою в радіовипромінювання подвійної структури - близько 3x10 44 ерг / с і порівнянна з радіосветімостью подвійних структур багатьох квазарів.
Центавр А
Центавр А (NGC 5128) - радіоджерело в сузір'ї Центавра, найближча до нас радіогалактика (відстань до неї близько 4 Мпк). Галактика має сфероїдальну форму, розділену поглинає світло зірок газово-пиловим диском, які спостерігаються практично з ребра. Радіоізображеніе галактики показує, що Центавр А містить протяжний радіоджерело, який представляє собою стару, сильно розширилася структуру. Загальна протяжність джерела уздовж великої осі близько 500кпк. Крім протяжного джерела в центральній області (у межах оптичного зображення галактики), виявлена порівняно компактна подвійна радіоструктура з відстанню між компонентами близько 12 кпк. У самому центрі галактики (в її ядрі) знаходиться дуже компактний радіоджерело, інтенсивність випромінювання якого різко зростає із зменшенням довжини хвилі в сантиметровому і міліметровому діапазонах. Радіосветімость протяжного радіоджерела - близько жовтня 1942 ерг / с, а укладена в ньому енергія - близько жовтня 1959 ерг.
Орбітальний телескоп "Чандра" отримав знімок гігантських плазмових струменів, що викидаються з центру галактики Центавр А, де знаходиться надмасивна чорна діра. Такі струмені утворені з речовини аккреционного диска навколо надмасивної чорної діри і орієнтовані уздовж осі її обертання.
Діва А
Діва А (NGC 4486, M 87) - радіоджерело порівняно невеликий радіосветімості (~ 10 42), що належить масивної E-галактиці (тип cD), розташований в сузір'ї Діви на відстані близько 15 Мпк. Галактика особливо цікава тим, що з одного боку від її ядра спостерігається викид речовини ("джет"), випромінювання якого має синхротронну природу. Викид має довжину близько 20 секунд дуги (близько 1.5кпк), він розбивається на окремі згустки (вузли) і випромінює не тільки в радіо, але і в оптичному діапазоні.
Свідченням безсумнівною синхротронної природи випромінювання викиду є сильна (до 20-35%) лінійна поляризація оптичного випромінювання. Сильно лінійно поляризоване (до 12-17%) і радіовипромінювання. Викид занурений в більш широкий (близько 40 "дуги)" радіококон ". Симетрично цього радіоджерел з протилежного боку від центру галактики розташований другий компонент радіовипромінювання точно такої ж конфігурації, проте в ньому немає жодних помітних оптичних слідів контрвиброса. Односторонній вид викиду в радіогалактик Діва А , швидше за все, є результат спрямованого на спостерігача його руху і випромінювання. При цьому або згустки струменя рухаються з релятивістської (близької до швидкості світла) швидкістю, і тому з-за ефекту Доплера їх випромінювання більш інтенсивно, ніж випромінювання контрвиброса, або ми маємо справу з анізотропно випромінюючими потоками релятивістських електронів у складних петлеподібні елементах структури біполярного магнітного поля радіогалактики, що також може обумовити односторонній вигляд викиду. Крім викиду в двох порівняно компактних радіоджерела по обидві сторони від центру галактики, Діва А має ще і протяжний радіоджерело розміром 12'x16 ' відносно низькою поверхневої яскравості. Він виявляє складну структуру, а його спостережувана витягнутість з півночі на південь, так само як і помітна деформація в цьому напрямку центрального подвійного радіоджерела, обумовлена, ймовірно, рухом галактики через порівняно щільну міжгалактичну середу скупчення галактик в Діві.
Піч А
Радіоджерело Піч А (NGC 1316) складається з двох великих компонентів, що має складну структуру розмірів близько 200 кпк кожен. Всі енергійні електрони і магнітне поле в компонентах переносяться за допомогою ефективного пучка. Ця енергія в центрі NGC 1316 виділяється за рахунок "полону" маленьких сусідніх галактик. Ударні хвилі і залишки поглинених галактик створюють кільцеподібні структуру та інші особливості в навколишньому речовині.
1.5.2 сейфертовських галактики
Галактики, для яких характерне радіовипромінювання аномально великої потужності в порівнянні з нормальними галактиками (такими, наприклад, як наша Галактика або Велика галактика Андромеди). Радіогалактики складають найбільш численну групу позагалактичних радіоджерел і за характером радіовипромінювання примикають, з одного боку, до квазарів (Див. Квазари), а з іншого - до нормальних (спіральним) галактик. Однак не встановлено (1975), чи складають радіогалактики особливу групу об'єктів чи це лише особлива стадія еволюції будь-якої галактики. Переважна більшість радіогалактик відноситься до типу гігантських еліптичних галактик, до їх числа належать також галактики з особливостями в ядрах: сейфертовських [7] і N-галактики. Приблизно для 100 радіогалактик виміряна Схилення, і, Т.ч., може бути визначено і відстань. Найвіддаленіший об'єкт з них - радіогалактика ЗС 295 з червоним зміщенням 0,46. Світність радіогалактики в радіодіапазоні становить жовтня 1940 -10 45 ерг / сек (для нормальних галактик - жовтень 1937 -10 38 ерг / сек).Приблизно 1% всіх спіральних галактик є сейфертовських. Все говорить про те, що сейфертовських галактики - це більш-менш часто повторюваний етап у розвитку нормальних спіральних галактик. Ми можемо ще сказати, що це нормальні галактики, у яких ядра знаходяться в активному стані.
Цілком можливо і навіть дуже ймовірно, що багато мільйонів років тому ядро нашої Галактики було "сейфертовських", тобто активним. Оскільки Сонце і вся наша планетна система знаходяться дуже близько від галактичної площини, де багато космічного пилу, ми не можемо методами оптичної астрономії спостерігати ядро нашої Галактики. Проте в радіо - і інфрачервоному діапазоні це виявляється можливим. На мал.31 наведено "радіоізображеніе" області галактичного центру. Компактний джерело розмірами в 10 секунд дуги в центрі мал.31 і є ядро нашої Галактики. Так як воно знаходиться від нас на відстані близько 30000 світлових років, його лінійні розміри виявляються менше одного парсеки. Недавні радіоастрономічні спостереження показали, що в центрі ядра є ще менша освіта, розміри якого менше кількох тисячних парсеки. За всіма ознаками в даний час ядро нашої Галактики "спокійно", хоча сліди його досить високої активності в минулому можна і зараз спостерігати у вигляді газових струменів, що піднімаються над площиною Галактики на відстань у кілька сотень парсек.
Цікаво, що галактичне ядро також є джерелом інфрачервоного випромінювання. Кутові розміри цього джерела 10 секунд дуги, тобто такі ж, як і у збігається з ним радіоджерела. З-за величезної величини поглинання світла міжзоряним пилом оптичне випромінювання ядра нашої Галактики спостерігати не можна. Тим не менше з аналізу інфрачервоного випромінювання ядра можна зробити висновок, що там, в області поперечником всього лише в 1 пк, знаходиться декілька мільйонів зірок. Це означає, що зоряна щільність ядра нашої Галактики в десятки мільйонів разів більше, ніж у "галактичних" околицях Сонця!
У центрі туманності Андромеди в оптичних променях спостерігається компактний об'єкт з кутовими розмірами 1 "x 1,5". Його видима зоряна величина близько 12 m. Так як відстань до цієї гігантської зоряної системи близько 700000 пк, то лінійні розміри її ядра 3 x 5 пк, а світність відповідає кільком десяткам мільйонів Сонць. Зауважимо, що оптичні спостереження ядра туманності Андромеди можливі тому, що її екваторіальна площина нахилена до променя зору під великим кутом, так що протяжність поглинаючого світло шару міжзоряного пилу порівняно невелика. Тим часом із-за того, що Сонце знаходиться дуже близько від галактичної площини, до якої концентрується міжзоряне пил, випромінювання від центру нашої Галактики проходить через величезну товщу поглинає світло речовини.
Радіовипромінюючі області зазвичай мають досить складну структуру; для них характерна наявність довгих (прозорих) і компактних (непрозорих) областей. Більшість Р. складається з 2 джерел радіовипромінювання, віддалених від оптичної компоненти галактики на значну відстань. Часто область радіовипромінювання містить декілька компонент меншого розміру. Радіовипромінювання Р. зазвичай лінійно поляризоване, що свідчить про однорідність магнітного поля у великому масштабі. Для багатьох об'єктів характерна змінність радіовипромінювання, що відноситься в основному до компактних областям. У деяких Р. поряд з переменностью радіовипромінювання спостерігаються зміни їх блиску в оптичному діапазоні.
Радіовипромінювання Р., мабуть, має синхротронну природу, тобто виникає при русі ультрарелятивістських (що рухаються зі швидкостями, близькими до швидкості світла) електронів в слабких магнітних полях. Відповідно до спостережуваних потоком радіовипромінювання енергія, що припадає на частку релятивістських частинок, виявляється надзвичайно великий: близько жовтня 1952 ерг в компактних джерелах і жовтня 1957 -10 61 ерг в протяжних. Останнє становить приблизно 10 -4 від повної енергії галактики. Характер змінності (зміна інтенсивності і поляризації з довжиною хвилі і часом) свідчить про періодичні викиди щільних хмар релятивістських частинок; ці хмари надалі розширюються і стають прозорими. Потужність таких вибухів - близько жовтня 1952 ерг. Для підтримки протяжного джерела потрібно близько 1 вибуху на рік протягом приблизно 10 8 років (при вибуху звичайної найновішої зірки виділяється близько жовтня 1948 ерг).
Найскладнішими є проблеми еволюції Р., природи джерел енергії і переходу її в енергію релятивістських частинок. Гіпотези, запропоновані для пояснення явища Р., поки не можна вважати задовільними.
1.5.3 Морфологічні особливості радіогалактик
Радіогалактики дуже різноманітні за морфологічними властивостями. Первинними (спостерігаються) особливостями радіогалактик (і квазарів) є ядро, протяжні структури (lobes), гарячі плями і джети (Кембаві, Нарлікар, 1998). Не всі ці особливості спостерігаються у всіх джерелах, і досить часто морфологія об'єктів занадто складна, щоб упевнено виділити ці частини. Тим не менш, зручно розглядати джерело "побудованим" з цих "цеглин", а складні або погано визначені особливості розглядати як обурення в самому об'єкті чи як взаємодія з навколишнім середовищем.Ядро - це компактний компонент, нерозв'язний при спостереженнях на кутових масштабах до 0.1 сек. дуги і співпадаючий з ядром оптичного об'єкта. Ядро звичайно має плоский чи складний радіоспектр, що в останньому випадку вказує на синхротронне самопоглощеніе. За допомогою інтерферометрів з наддовгими базами (VLBI) ядро може вирішуватися на окремі субкомпоненту, часто складаються з недозволеного ядра, що має плоский спектр, і джетоподобную структуру, в якій може бути більш ніж один вузол. Крім того, зустрічаються також компактні джерела з крутими радіоспектром і компактні подвійні. Ядра добре визначаються на гігагерцовим частотах, тому що вони часто мають плоскі спектри, в той час як протяжні компоненти мають круті спектри. Ядра знайдені майже у всіх радіоквазарах і в ~ 80% радіогалактик. Внесок ядра в повну радіосветімость джерела змінюється від одного відсотка у деяких об'єктів до майже 100% у ряду квазарів.
Протяжні структури ("радіопузирі" або "ги" від англійського слова "lobe" - "частка") є протяжними областями радіовипромінювання. Ці компоненти дуже часто розташовуються симетрично по протилежних сторонах від галактики або квазара. Іноді вони містять області, звані гарячими плямами, з посиленим випромінюванням. Розмір цих структур від одного помітного краю до протилежного може бути від декількох кілопарсек до декількох мегапарсек. Радіогалактика 3C236 має розмір ~ 4 Мпк. Протяжні структури часто показують обертальну симетрію і мають Z - або S-образну структуру. Ці форми найбільш природно інтерпретуються як результат прецесії осей джетів, які переносять енергію від центрального джерела до протяжних областям. Світності двох "бульбашок" в типовому радіоджерел зазвичай можна порівняти, хоча максимальне розходження в світністях може досягати 2-х разів. Якщо джерело спостерігається з одним компонентом, то це може бути викликано тим, що подвійна структура орієнтована близько до променю зору так, що компоненти просто накладаються один на одного.
Джети (струменя) - тонкі витягнуті структури, які пов'язують компактне ядро із зовнішніми областями. Джет може інтерпретуватися як радіовипромінювання уздовж променя, що переносить енергію від AGN до протяжних областям. Радіоджет існує на масштабах від парсека до кілопарсек і може бути гладким або мати узельную структуру. Джети називають двосторонніми, коли вони спостерігаються з обох сторін від центрального джерела.
Гарячі плями ("hot spots") - це максимуми інтенсивності, розташовані в зовнішніх межах протяжних структур радіоджерел. Коли ці структури спостерігаються з недостатнім дозволом, гарячі плями видно на уярченних краях. Гарячі плями звичайно мають лінійний розмір ~ 1кпк і крутий спектр, але більш плоский, ніж інтегральний спектр протяжних структур. Гарячі плями інтерпретуються як місце, де джет, що йде від ядра, розігріває навколишнє середовище і виробляє ударну хвилю, в якій кінетична енергія струменя трансформується у випадкове рух. Енергійні частки розсіюються від гарячих плям по дальній області, забезпечуючи безперервний потік енергії. Гарячі плями не завжди спостерігаються, а в ряді випадків у структурі присутня навіть кілька максимумів інтенсивності. Джети також можуть складатися з вузлів, які спостерігаються як уярченія, і при складній структурі джерела важко зробити відмінність між вузлами і гарячими плямами, незважаючи на те, що вони мають різну фізичну природу. У літературі є посилання на первинні та вторинні гарячі плями, коли існує більше одного максимуму. Брідлі в 1994 запропонував таке визначення гарячих плям: якщо в джерелі не виявлено джет, то гаряче пляма повинно (a) бути найяскравішої особливістю в дальній структурі, (b) мати поверхневу яскравість більш ніж в 4 рази вище в порівнянні з оточенням, і (c ) мати лінійний розмір на половині максимуму не більше п'яти відсотків від максимального розміру джерела. Якщо джет виявлений, тоді додаються такі умови: (d) гаряче пляма має бути далі від ядра, ніж кінець джета. Закінчення джета визначається по (d1) його зникнення, (d2) за переломного зміни у напрямку або (d3) або деколлімаціі з фактором більш ніж 2. Умова (d) показує, як гарячі плями можуть бути відмінні від вузлів. Крім наведених морфологічних особливостей, обговорюваних вище, є і інші, такі як пір'я, хвости, мости і гало.
1.6 Радіовипромінювання Сонця [8]
Радіовипромінювання Сонця - електромагнітне випромінювання сонячної атмосфери в діапазоні хвиль від часток мм до декількох км.Р.С. було виявлено в середині 30-х гг.20 ст., Коли з'ясувалося існування перешкод радіоприйому, інтенсивності яких узгоджувалися із змінами сонячної активності. У 1942 поряд з цим Р.С. - Т. зв. радіовипромінюванням активного Сонця - було зареєстровано також радіовипромінювання спокійного Сонця в дециметровому діапазоні хвиль. Систематичні дослідження Р.С. почалися в 1946-47.На хвилях приблизно від 1 мм до десятків м Р.С. досліджується за допомогою Радіотелескопи, розташованих на земній поверхні, а на більш довгих і більш коротких хвилях - з космічних аппаратов.Р.С. на хвилях довше декількох км практично повністю поглинається в міжпланетному газі і недоступно спостереженнями.
Радіовипромінювання спокійного Сонця майже не змінюється з часом і пов'язано з тепловим випромінюванням електронів в електричному полі іонів невозмущенной атмосфери Сонця. Короткохвильове Р.С. (1-3 мм) виходить з фотосфери Сонця, радіовипромінювання в сантиметровому діапазоні - від хромосфери, а в дециметровому і метровому діапазонах - з сонячної корони, що тягнеться на великі відстані від видимого диска Сонця і безперервно переходить у міжпланетний газ. Факт виникнення метрового радіовипромінювання спокійного Сонця в сонячній короні був вперше встановлений в СРСР при спостереженнях повного сонячного затемнення в 1947. При цьому було виявлено, що температура сонячної корони складає близько 10 6 К
Повільно змінюється Р.С. пов'язано насамперед з активними областями в атмосфері Сонця над сонячними плямами, а також з флоккуламі. Випромінювання також носить тепловий характер, проте, крім гальмівного механізму випромінювання, тут, мабуть, грає роль і магнітотормозной механізм, тобто випромінювання частково виникає внаслідок викривлення траєкторій електронів магнітними полями сонячних плям. Цей вид Р.С. переважає в діапазоні хвиль 5-20 см і узгоджується у часі з видимою в оптичному діапазоні хвиль активністю Сонця, зокрема з площею сонячних плям. Таке Р.С. часто буває сильно поляризованим по колу, що свідчить про наявність сильних (до декількох тис. ерстед) магнітних полів в області виникнення радіовипромінювання.
Сплески Р.С. дуже різні, іноді перевищують за своєю потужністю теплове радіовипромінювання спокійного Сонця в мільйони разів. Цей вид Р.С. переважає в метровому діапазоні хвиль, хоча т. н. мікрохвильові сплески зареєстровані навіть в міліметровому діапазоні хвиль. При спалахи на Сонці в районах сонячних плям виникають релятивістські частинки, рух яких крізь сонячну атмосферу призводить до сильного радіовипромінювання. Радіовипромінювання пов'язано або з магніто-гальмівним механізмом, або з порушенням різних хвиль в сонячній плазмі з наступним перетворенням плазмових хвиль у електромагнітні. Крім того, зареєстровані малі квазіперіодичних флуктуації Р.С. з періодами в сотні і тисячі секунд дуже малої амплітуди. Природа цих флуктуацій ще (1975) не з'ясована.
Результати спостережень Р.С. використовуються при побудові моделі атмосфери Сонця, при вивченні механізму впливу Сонця на атмосферу Землі. Дослідженням Сонця методами радіолокації займається Радіолокаційна астрономія.
2. Випромінювання
2.1 Фонове випромінювання
Фонового випромінювання в астрофізиці - дифузне і практично изотропное електромагнітне випромінювання Всесвіту. Спектр фонового випромінювання простирається від довгих радіохвиль до гамма-променів. Внесок у фоновное випромінювання можуть давати нерозрізнені окремо далекі джерела і дифузне речовина (газ, пил), що заповнює космічний простір. Найважливіший компонент фонового випромінювання - реліктове випромінювання.Фонове випромінювання -, радіація, яка присутня в навколишньому середовищі в нормальних умовах. Її слід приймати до уваги при вимірюванні радіації, що виходить від будь-якого конкретного джерела.
2.2 Реліктове випромінювання
Реліктове випромінювання (або космічне мікрохвильове фонове випромінювання від _en. Cosmic microwave background radiation). Термін "реліктове випромінювання", який зазвичай використовується в російськомовній літературі, ввів у вживання радянський астрофізик І.С. Шкловський - космічне електромагнітне випромінювання з високою ступінню ізотропності і спектром, характерним для абсолютно чорного тіла з температурою 2,725 К.Існування реліктового випромінювання теоретично було передбачене в рамках теорії Великого вибуху. Хоча в даний час багато аспектів первинної теорії Великого вибуху були переглянуті, проте основи, що стосуються передбачення температури реліктового випромінювання лишилися без змін. Вважається, що реліктове випромінювання збереглося з початкових етапів існування Всесвіту і рівномірно її заповнює. Експериментально його існування було підтверджено в 1965 році. Поряд з космологічним червоним зміщенням, реліктове випромінювання розглядається як один з головних доказів теорії Великого вибуху.
2.2.1 Природа випромінювання
Згідно з теорією Великого вибуху, початковий Всесвіт представляв собою гарячу плазму, яка складалась з фотонів, електронів та баріонів. Завдяки ефекту Комптона, фотони постійно взаємодіяли з іншими частками плазми, з ними пружних зіткнень та обміну енергією. Таким чином, випромінювання знаходилось в стані теплової рівноваги з речовиною, а його спектр відповідав спектру абсолютно чорного тіла.З розширенням Всесвіту, космологічне червоне зміщення викликало охолодження плазми і на певному етапі для електронів стало енергетично вигідніше, з'єднавшись протонами - ядрами водню та альфа-частинками - ядрами гелію, сформувати атоми. Цей процес називається рекомбінацією. Це сталося при температурі плазми 3000 К та приблизному віку Всесвіту 400 000 років. З цього моменту довгохвильові фотони тепер уже нейтральних атомів і змогли вільно переміщатися в просторі, практично не взаємодіючи з речовиною. Видимий сфера, яка відповідає даному моменту, називається поверхнею останнього розсіювання. Це - найвіддаленіший об'єкт, який можна спостерігати в електромагнітному спектрі.
У результаті подальшого охолодження випромінювання за рахунок червоного зміщення, його температура знизилась і сьогодні складає 2,725 К.
2.2.2 Історія дослідження
Реліктове випромінювання було передбачене Георгієм Гамовим, Ральфом Альфером і Робертом Германом в 1948 році на основі створеної ними першої теорії гарячого Всесвіту. Більш того, Альфер та Герман змогли встановити, що температура реліктового випромінювання повинна складати величину 5 К, а Гамов дав передбачення в 3 К [Physics Today, 1950, No.8, стор.76]. Хоча деякі оцінки температури простору існували і до цього, вони мали деякі недоліки. По-перше, це були виміри лише "ефективної" температури простору, припущення, що спектр випромінювання підкоряється закону Планка. По-друге, вони були залежні від нашого особливого розташування на краю галактики Чумацький Шлях і не припускали, що випромінювання изотропно. Більше того, вони б дали зовсім інші результати, якби Земля знаходилася де-небудь в іншому місці Всесвіту.Результати Гамова широко не обговорювалися. Однак вони були знову Робертом Дікке і Яковом Зельдовичем на початку 60-х років. У 1964 році це підштовхнуло Девіда Тодда Вілкінсона та Пітера Ролла, колег Дікке по Прінстонському університету, до створення радіометра Дікке для вимірів реліктового випромінювання.
У 1965 році Арно Пензіас та Роберт Вудроу Вільсон із Bell Telephone Laboratories в Холмдейлі (штат Нью-Джерсі) побудували радіометр Дікке, який вони хотіли використати не для пошуку реліктового випромінювання, а для експериментів в галузі радіоастрономії та супутникових комунікацій. При калібруванні приладу виявилося, що антена має надлишкову температуру в 3,5 К, яку вони не могли пояснити. Отримавши дзвінок із Холдмдейла, Дікке дотепно зауважив: "Ми зірвали куш, хлопці". Зустріч між групами із Прінстона та Холмдейла визначила, що така температура антени була визвана реліктовим випромінюванням. У 1978 році Пензіас та Вілсон отримали Нобелівську премію за це відкриття.
У 1983 році був проведений перший експеримент, релікт-1, по вимірюванню реліктового випромінювання з борту космічного апарату. У січні 1992 року на підставі аналізу даних експерименту Релікт-1 російські вчені оголосили про відкриття анізотропії реліктового випромінювання. Тим не менш, у 2006 році Нобелівська премія з фізики за це була присуджена американцям, які оголосили про подібний відкритті трьома місяцями пізніше на підставі даних експерименту COBE. Спектрофотометр дальнього інфрачервоного випромінювання (FIRAS) встановлений на супутнику NASA Cosmic Background Explorer (COBE) виконав точні виміри спектру реліктового випромінювання. Ці виміри стали найбільш точними на сьогоднішній день вимірами спектру абсолютно чорного тіла.
Найбільш докладну карту реліктового випромінювання вдалося побудувати в результаті роботи американського космічного апарату WMAP.
2.2.3 Властивості
Спектр наповнює Всесвіт реліктового випромінювання відповідає спектру випромінювання абсолютно чорного тіла з температурою 2,725 кельвіна. Його максимум припадає на частоту 160,4 ГГц (мікрохвильове випромінювання), що відповідає довжині хвилі 1,9 мм. Воно изотропно з точністю до 0,001% - середньоквадратичне відхилення температури становить приблизно 18 МКК. Це значення не враховує дипольних анізотропію (різниця між найбільш холодної та гарячої областю становить 6,706 мк), викликану доплерівським зсувом частоти випромінювання через нашу власної швидкості відносно системи відліку, пов'язаної з реліктовим випромінюванням. Дипольна анізотропія відповідає руху Сонячної системи у напрямку до сузір'я Діви зі швидкістю ≈ 370 км / сЛітература
1. Каплан С.А. Елементарна радіоастрономія. М., 19662. Хей Дж. Радіовселенная. М., 1978
3. Ржига О.М. Радіолокаційна астрономія. - В кн. Фізика космосу. Маленька енциклопедія. М., 1986
4. Зельдович Я.Б., Новіков І.Д. Будова та еволюція Вселенной.М., 1975 Космологія: теорія та спостереження. М., 1978
5. Вайнберг С. Перші три хвилини. Сучасний погляд на походження Всесвіту. М., 1981
6. Силк Дж. Великий вибух. Народження і еволюція Всесвіту. М., 1982
7. Сюняєв Р.А. Мікрохвильове фонове випромінювання. - В кн.: Фізика космосу: Маленька енциклопедія. М., 1986
8. Долгов А.Д., Зельдович Я.Б., Сажин М.В. Космологія ранньому Всесвіті. М., 1988
9. Новіков І.Д. Еволюція Всесвіту. М., 1990
10. Железняков В.В., Радіовипромінювання Сонця і планет, М., 1964.
11. Бербідж Дж. і Вербідж М., Квазари, пров. з англ., М., 1969.
12. Пахольчік А.Г., Радіоастрофізіка, пров. з англ., М., 1973
13. Зельдович Я.Б., Новіков І.Д., Релятивістська астрофізика, М., 1967
14. Дайсон Ф., Тер-Хаар Д., Нейтронні зірки і пульсари, пров. з англ., М., 1973.
Посилання:
15. http://www.astronet.ru/db/msg/1188450 Мікрохвильове фонове випромінювання (реліктове випромінювання). Р.А. Сюняєв.
16. http://www.astronet.ru/db/search.html? kw = 14143 Астронет.документи з ключовим словом: Реліктове випромінювання.
17. [Http://www.krugosvet.ru/articles/97/1009704/1009704a1. htm Реліктове випромінювання. Енциклопедія "Кругосвет".
18. http://www.nap.edu/readingroom/books/cosmology/2.html # CMBR The Cosmic Microwave Background Radiation.
19. http://background. uchicago.edu / The Physics of Microwave Background Anisotropies.
20. http://map. gsfc. nasa.gov / m_mm / pub_papers / firstyear.html First Year WMAP Technical Papers.
21. http://alt-future. narod.ru/Seti/Vzr/vzr1. htm Шкловський І.С., Всесвіт, життя, розум. М.: Наука., 1987].
[1] Радіовипромінювання (радіохвилі, радіочастоти) - електромагнітне випромінювання з довжинами хвиль 5 Ч 10 -5 - 10 10 метрів і частотами, відповідно, від 6 год 10 12 Гц і до декількох Гц [1]. Радіохвилі використовуються при передачі даних в радіомережах.
[2] Квазар (англ. quasar - скорочення від QUASi stellAR radio source - «квазізоряних радіоджерело») - клас позагалактичних об'єктів, що відрізняються дуже високою світністю і настільки малим кутовим розміром, що протягом декількох років після відкриття їх не вдавалося відрізнити від «точкових джерел »- зірок.
ПУЛЬСАР (англ. pulsars - скор. Від Pulsating Sources of Radioemission - пульсуючі джерела радіовипромінювання), космічні джерела імпульсного електромагнітного випромінювання, відкриті в 1967 групою Е. Хьюіш (Великобританія). Імпульси пульсарів повторюються з періодом від тисячних часток секунди до секунд з високою точністю. Більшість пульсарів випромінює в радіодіапазоні від метрових до сантиметрових хвиль. Пульсари в Крабовидної туманності і ряд інших випромінюють також в оптичному, рентгенівському і гамма-діапазонах. Радіо-пульсари ототожнюються з Швидкообертаюча нейтронними зірками, у яких є активна область, генеруюча випромінювання у вузькому конусі. Цей конус буває спрямований у бік спостерігача через проміжки часу, рівні періоду обертання зірки. Енергія випромінювання черпається з енергії обертання зірки, тому її період обертання (період пульсара) поступово зростає. Крім радіо-пульсарів відкриті т. н. пульсари, що спостерігаються тільки в рентгенівському або гамма-діапазонах, вони мають періоди від декількох до сотень секунд і входять в тісні подвійні зоряні системи. Джерело енергії їх випромінювання, відповідно до сучасних уявлень, - гравітаційна енергія, що виділяється при акреції на нейтронну зірку або чорну діру речовини, що перетікає від сусідньої нормальної зірки.
[4] Радіогалактика - тип галактик, який володіє набагато більшим радіовипромінюванням, ніж звичайні галактики. Радіовипромінювання найбільш «яскравих» радіогалактик перевищує їх оптичну світність. Джерела випромінювання радіогалактик зазвичай складається з декількох компонент (ядро, гало, радіовикиди).
[5] Нейтральний атомарний водень - можливо, найпоширеніший елемент в міжзоряному просторі. Він здатний випромінювати радиолинию з довжиною хвилі 21 см, яка була передбачена в 1944 нідерландським теоретиком Х. ван де Хюлстом і виявлена в 1951 Х. Юеном і Е. Парсел з Гарвардського університету (США). Існування вузької лінії в радіодіапазоні виявилося дуже корисним: вимірюючи її доплеровское зсув, можна дуже точно визначати променеву швидкість спостережуваного хмари газу. При цьому приймальна апаратура радіотелескопу сканує деякий діапазон довжин хвиль в районі лінії 21 см і відзначає піки випромінювання. Кожен такий пік - це лінія випромінювання водню, зміщена по частоті через рух одного з хмар, що потрапили в поле зору антени телескопа.
Близько 5% водню в Галактиці внаслідок високої температури знаходиться в ионизованном стані. Коли вільні електрони пролітають поблизу позитивно заряджених ядер водню - протонів, вони відчувають тяжіння, рухаються прискорено і при цьому випромінюють електромагнітні кванти. Іноді, втративши енергію, електрон виявляється захопленим на один з верхніх рівнів атома (тобто відбувається рекомбінація). Спускаючись потім каскадно на стійкий нижній рівень, електрон також випромінює кванти енергії. Таке випромінювання вільних і рекомбінує електронів спостерігається в радіодіапазоні від емісійних туманностей і дозволяє виявляти їх навіть у тих випадках, коли оптичне випромінювання не може досягти Землі з-за поглинання в міжзоряного пилу. Завдяки цьому радіоастрономи змогли виявити практично всі емісійні туманності в Галактиці.
Близько 5% водню в Галактиці внаслідок високої температури знаходиться в ионизованном стані. Коли вільні електрони пролітають поблизу позитивно заряджених ядер водню - протонів, вони відчувають тяжіння, рухаються прискорено і при цьому випромінюють електромагнітні кванти. Іноді, втративши енергію, електрон виявляється захопленим на один з верхніх рівнів атома (тобто відбувається рекомбінація). Спускаючись потім каскадно на стійкий нижній рівень, електрон також випромінює кванти енергії. Таке випромінювання вільних і рекомбінує електронів спостерігається в радіодіапазоні від емісійних туманностей і дозволяє виявляти їх навіть у тих випадках, коли оптичне випромінювання не може досягти Землі з-за поглинання в міжзоряного пилу. Завдяки цьому радіоастрономи змогли виявити практично всі емісійні туманності в Галактиці.
[6] Радіогалактика - у порівнянні з нормальними галактиками (типу нашої Галактики) мають аномально великим радіовипромінюванням. Світність радіогалактик в радіодіапазоні становить 1040 - 1045 ерг / с (для нормальних галактик 1037 - 1038 ...
Радіогалактиками називають галактики з потужним радіовипромінюванням, яке у тисячу і більше разів перевищує потужність радіовипромінювання таких галактик як наша. Причиною потужного радіовипромінювання є викид високоенергічних часток (протонів і електронів) з активного ядра галактики, де вони отримують велику енергію і розганяються до близькосвітлових швидкостей. Радіовипромінювання виникає при русі швидких електронів в слабких магнітних полях. Основний потік радіохвиль в деяких випадках виходить з центральної частини галактики, а в деяких - з гігантських за обсягом областей за межами галактики, які зазвичай розташовані симетрично щодо її ядра. Радіогалактики майже завжди відносяться до числа масивних еліптичних галактик. Найближча до нас радіогалактика - яскрава пекулярні галактика NGC 5128 відома як радіоджерело Центавр А (еліптична галактика з протяжним газопиловим диском уздовж її малої осі, який спостерігається з ребра). Більш потужної радіогалактик є найяскравіша еліптична галактика М87 в скупченні Діви. Найбільш потужні з відомих радіогалактик випромінюють (у формі радіохвиль) енергію, яка порівнянна з енергією оптичного випромінювання усіх зірок галактики разом узятих. Прикладом таких об'єктів є радіогалактика Лебідь А, яка, перебуваючи на відстані більше мільярда св. років від нас, тим не менш, є одним з найбільш яскравих радіоджерел на небі.
Радіогалактиками називають галактики з потужним радіовипромінюванням, яке у тисячу і більше разів перевищує потужність радіовипромінювання таких галактик як наша. Причиною потужного радіовипромінювання є викид високоенергічних часток (протонів і електронів) з активного ядра галактики, де вони отримують велику енергію і розганяються до близькосвітлових швидкостей. Радіовипромінювання виникає при русі швидких електронів в слабких магнітних полях. Основний потік радіохвиль в деяких випадках виходить з центральної частини галактики, а в деяких - з гігантських за обсягом областей за межами галактики, які зазвичай розташовані симетрично щодо її ядра. Радіогалактики майже завжди відносяться до числа масивних еліптичних галактик. Найближча до нас радіогалактика - яскрава пекулярні галактика NGC 5128 відома як радіоджерело Центавр А (еліптична галактика з протяжним газопиловим диском уздовж її малої осі, який спостерігається з ребра). Більш потужної радіогалактик є найяскравіша еліптична галактика М87 в скупченні Діви. Найбільш потужні з відомих радіогалактик випромінюють (у формі радіохвиль) енергію, яка порівнянна з енергією оптичного випромінювання усіх зірок галактики разом узятих. Прикладом таких об'єктів є радіогалактика Лебідь А, яка, перебуваючи на відстані більше мільярда св. років від нас, тим не менш, є одним з найбільш яскравих радіоджерел на небі.
[7] Існує клас галактик, який в останні роки привертає до себе особливу увагу астрономів. Мова йде про так званих «сейфертовських галактиках». Останні являють собою більш-менш нормальні спіральні галактики, але тільки з дуже яскравими і вельми активними ядрами. Спектри останніх вказують на наявність там в порівняно малій просторової області досить щільних хмар гарячого газу, безладно рухаються з величезними швидкостями в декілька тисяч км / с. Це свідчить про потужний викиданні газових струменів з ядер таких галактик. Випромінювання з безперервним спектром часто буває змінним і має ту ж природу, що оптичне випромінювання Крабовидної туманності. Це означає, що там йде потужна генерація космічних променів.
[8] Радіовипромінювання - (радіохвилі, радіочастоти) електромагнітне випромінювання з довжинами хвиль 5 Ч 10-5 1010 метрів і частотами, відповідно, від 6 Ч 1012Гц і до декількох Гц.