Azərbaycanca
Беларускі
Dansk
Deutsch
Española
Français
Indonesia
Italiana
日本語
Қазақ
Lietuvos
Nederlands
Português
Русский
සිංහල
แบบไทย
Türkçe
Українська
中國人
United State
Afrikaans
Radyo galaksisi ve yakınları, radyo yüksek sesle kuazarlar ve blazarlar, aktif galaksi türleridirlerdir ki, bunlar 10 MHz ile 100 GHz ve 1039 W arasında aydınlanma veren radyo dalgalarıdır. sinkrotron işleminden kaynaklanmaktadır. Radyo emisyonunda gözlemlenen yapı relativistik ışımanın etkilerince modifiye edilmiş ikiz jetler ile dış ortam arasındaki etkileşim ile belirlenir. Ev sahibi galaksiler neredeyse sadece büyük eliptik galaksilerdirler. Radyo yüksek aktif galaksiler ilginçliği sadece kendileri açısından olmayıp, uzun mesafelerden tespit edilebildiklerinden dolayı ayrıca da gözlemsel kozmoloji açısından bir değer teşkil etmektedirler. Son zamanlarda, özellikle galaksi grupları ve kümelerindeki galaksilerarası ortamda bulunan bu cisimlerin etkileri üzerine oldukça fazla çalışmalar yapılmaktadır.
Emisyon süreçleri
Radyo yüksek aktif galaksilerden gelen radyo emisyonu, oldukça yumuşak, geniş bant doğası ve güçlü polarizasyondan sonuca varıldığından dolayı sinkrotron emisyonudur. Bu, radyo-yayan plazma içerdiğini, en azından, rölativistik hızlı (Lorentz ~ 104 faktörler) ve manyetik alanlı elektronlar anlamına gelir. Plazmanın nötr olması gerektiğinden, ya protonları veya pozitronları içermelidir. Sinkrotron ışınımı gözlemlerinden doğrudan gelen parçacık içeriğini saptayacak herhangi bir yöntem bulunmamaktadır. Bununla beraber, gözlem kanalıyla manyetik alanlarda ve parçacıklarda enerji yoğunluğunu saptamaya yönelik hiçbir yöntem bulunmamaktadır: aynı sinkrotron yayınırlığı (emisivitesi), birkaç elektron ve güç alanı veya zayıf bir alan veya zayıf alan ve birçok alanlardan veyahut ikisi arasında bir şeyin sonucu olabilir. Emisivite verilmiş bölgenin sahibi olabileceği minimum enerji yoğunluğu olan minimum enerji koşulunu saptamak mümkündür, fakat yıllardır gerçek enerjilerin; minimum enerjilerin yanında herhangi bir yerde olduğuna inanmak için bir neden olmadığına inanılıyordu.
Sinkrotron ışınımına yönelik kardeş süreci; ambiyant fotonlarla etkileşim içinde bulunan relativistic elektronlarda ters-Compton sürecidir ve Thomson bunları yüksek enerjilere dönüşmektedir. Radyo yüksek ses kaynaklarından gelen ters-Compton emisyonunun özellikle X-ışınlarında önemli olduğu ortaya çıkıyor. Ters-Compton saçılımının belirlenmesi, kısmen manyetik alanlarda ve parçacıklarda bulunan enerji yoğunluklarının modele dayalı tahminine imkân sağlamaktadır. Bu durum, birçok güçlü kaynakların aslında minimum enerji ortamına gayet yakın olduğunu tartışmak için kullanılmaktadır.
Sinkrotron radyasyonu radyo dalga boyları ile sınırlı değil: eğer radyo kaynağı parçacıkları yeterince yüksek enerjilere yükseltebilirse, radyo ile tespit edilen özellikler, kızılötesi, optik, ultraviyole ve hatta X-ray ile görülebilir. Fakat sonraki aşamada sorumlu elektronların; tipik manyetik alanlarında 1TeV’den fazla enerjilere sahip olması gerekir. Yine, kutuplaşma ve sürekli spektrum, diğer emisyon süreçlerinden kaynaklanan sinkrotron radyasyonunu ayırt etmek için kullanılır. Jetler ve sıcak noktalar yüksek frekanslı Sinkrotron emisyonun olağan kaynaklarıdır. Sinkrotronunun ve ters-Compton radyasyonu gözlemsel olarak ayırt etmek güçtür. Gözlemlemekte olduğumuz bazı cisimlerdeki süreçlerde, özellikle X ışını hususunda sürekli bir anlaşmazlık bulunmaktadır.
Ters-Compton radyasyonu ve sinkrotrona sebebiyet veren termal olmayan parçacıkları ve relativistik populasyonu üreten süreç veya süreçler topluca parçacık hızlandırma olarak bilinir. Fermi ivme (ekselerazyon) radyo-yüksek aktif galaksilerinde akla yatkın bir parçacık hızlandırma sürecidir.
Radyo yapıları
Radyo galaksiler ve bir dereceye kadar radyo-yüksek sesli kuazarlar, radyo haritalarındaki yapıları geniş bir yelpazede görüntüler. En yaygın büyük ölçekli yapılar lob’lar olarak adlandırılır. Bunlar, aktif çekirdeğin her iki tarafına yerleştirilmiş genellikle oldukça simetrik, kabaca elipsoit çift (duble) yapılardır. Düşük parlaklık kaynaklarının belirgin azlığı, genellikle çok daha uzun tüyler (plumes’ler) olarak bilinen yapıları ortaya çıkarır. Bazı radyo galaksileri çekirdekten doğrudan gelen ve loba giden jetler olarak bilinen bir veya iki uzun dar yapıyı (en ünlü örneği Başak kümede bulunan dev galaksi M87’dir.) gösterir. 1970'lerden bu yana, en yaygın kabul gören model, en yakın aktif çekirdekten gelen yüksek enerji parçacıkları ve manyetik alanın ışınlarıyla güç verilen loblar ve plumes’lerdir. Jet terimi, daha ziyade hem temel akışı hem de gözlemlenen yapıyı belirtmek için kullanılır. Jetlerin; ışınların görünür tezahürü (emaresi) olduğuna inanılır.
1974'te radyo kaynakları Fanaroff ve Riley diye iki ayrı sınıfa bölündü ve şu anda da Fanaroff ve Riley Sınıfı 1(FRI) ve Sınıf 2 FR II) olarak bilinmektedirler. Ayırt edici özellik başlangıçta büyük ölçekli radyo sinyali morfolojisine göre yapıldı (tür radyo emisyonun en parlak noktaları arasındaki mesafe ile belirlenmişti): FRII kaynakları kenarlara doğru parlaklık yayarken FRI kaynakları merkeze doğru parlaklık yaymaktaydılar. Fanaroff ve Riley iki sınıflandırma arasında belirgin ve keskin bir bölünmenin olduğunu fark ettiler: FRI düşük parlaklık oranına sahipken, FRII’ler yüksek parlaklık oranına sahiptiler. Daha ayrıntılı radyo gözlemleri yardımıyla, morfoloji, radyo kaynağındaki enerji taşıma yöntemini yansıtmak için ortaya çıkıyor. FRII’ler, lobların sonunda parlak sıcak noktalar hariç ölgün jetlere sahipken FRI cisimleri tipik olarak merkezde parlak jetlere sahiptirler. FRI ışınları seyahat esnasında önemli miktarda enerjilerini salıverdiklerinden dolayı etkisizleşirken, FRII’lerin enerjiyi lobların sonuna kadar etkili bir şekilde taşıyabildikleri görülmektedir. Daha ayrıntılı olarak, FRI/FRII bölünme; FRI/FRII geçişin daha büyük galaksilerde yüksek ışımada görünmesi bakımından, ev sahibi galaksi çevresine dayanmaktadır. FRI jetlerinin, radyo emisyonunun en parlak olduğu bölgelerde yavaşlamakta olduğu bilinmektedir. Bu nedenle, görünen o ki, FRI/FRII geçiş; jetin/ışının galaksilerarası ortam ile etkileşim yoluyla alt relativistik hızlarda azalma olmaksızın ev sahibi galaksi boyunca yayılıp yayılmadığı yansıtmaktadır. Relativistik ışıma etkilerinin analizinden FRII kaynaklarının jetlerinin, lobların uçlarının dışında kaldığı (en azından ± 0,5 °C arasında hızlarla) bilinmektedir. Genellikle FRII kaynaklarında görülen sıcak noktalar oluşturduğu şokların görünür tezahürleri olarak yorumlanır. Hızlı ve ayrıca süpersonik özellikteki jet (ses hızı c/√ 3 geçemez) bu gücün sonunda aniden nihayetlenirse, bu durumda spektral enerji dağılımları bu resim ile tutarlı olur. Çoğu kez çoklu sıcak noktalar, jetin bitiş noktasındaki hareketten veya şoktan sonra devam eden çıkışları yansıttığı için görünürler: bu genel sıcak nokta bölgesi bazen sıcak nokta kompleksi olarak adlandırılır. İsimler, radyo yapısına dayalı olarak radyo kaynağının belirli birkaç tipine verilmektedir:
- Klasik duble açık sıcak noktalı bir FRII kaynağını göstermektedir.
- Geniş açılı kuyruk; etkili jetler ve bazı zamanlar sıcak noktalar, loblardan ziyade plumesler olmaksızın ki, kümelerin merkezlerinde veya yakınlarında bulunurlar, normalde standart DOM ve FRII yapı arasında ara bir kaynak anlamına gelir.
- Dar açılı kuyruk veya Ana kuyruk (Head-tail) kaynağı; küme içinde hareket ederken ram basıncından dolayı eğilmiş görüntüsü veren bir FRI ifade eder.
- Şişman dubleler, ne sıcak noktaları ne de jetleri bulunan yaygın loblu kaynaklardır. Buna benzer kaynaklar; enerji temini sürekli veya geçici olarak sönmüş olan kalıntılar olabilir.
Hayat döngüleri ve dinamikleri
En büyük radyo galaksileri; oluşma zamanları on ile yüz milyonlarca yıl arasında olan (daha ziyade 3C236 devasa radyo galaksilerinin durumunda olduğu gibi) megapar saniyeye uzanan plumes ve loblara sahiptirler. Bu şu demek oluyor, küçük ve çok genç kaynaklar hariç, radyo kayna dinamiklerini doğrudan izlememiz mümkün olmuyor ve bu nedenle çok sayıda cisimlerden elde edilen teori ve çıkarımlara başvurmamız gerekmektedir. Açıkçası radyo kaynakları küçük başlamak ve daha büyük büyümek zorundadırlar. Lobları bulunan kaynakların durumunda dinamikler oldukça basittir: jetler lobları besler, lobların basıncı artar ve nihayetinde loblar genişler. Bu sürecin hızlı gelişme göstermesi dış ortamın basıncına ve yoğunluğuna bağlıdır. Dış ortamın basınç fazı ne kadar yüksek olursa, dinamikler açısından, yaygın sıcak gaz yayan X-ray o kadar önemlidir. Uzun bir süre için, güç kaynaklarının; dış ortama bir şok itme gücü sağlayarak süpersonik olarak genişleyeceği tasavvur edilmiştir. Ancak, X-ışını gözlemleri, süpersonik genişleme için gerekeceğinden, güçlü FRII kaynaklarının iç lob basınçlarının sıklıkla dış basınçtan ziyade, o kadar fazla yüksek olmamakla beraber dış termal basınçlara daha yakın olduğunu ortaya koymaktadır. Açık bir şekilde bilinen ve süpersonik olarak genişleyen yegâne sistem, aktif çekirdeğin muhtemelen son patlaması sonucunda ortaya çıkan düşük güçlü Centarus A’nın iç loblarından oluşmaktadır.
Ev sahibi galaksiler ve çevreleri
Radyo galaksilerin neredeyse tamamı, her ne kadar sadece bir iyi belgelenmiş istisna olsa da, evrensel olarak eliptik galaksiler tarafından barındırılmaktadır. Bazı Seyfert galaksiler zayıf, küçük bir radyo jetleri göstermekle beraber yüksek radyo sesi olarak sınıflandıracak kadar yeterli oranda belirgin radyo dalgaları ihtiva etmemektedir. Radyo yüksek sesli kuasarlar ve blazarların ev sahipliği yaptığı galaksiler ile ilgili buna benzer bilgiler, bunların ayrıca eliptik galaksiler tarafından barındırıldığını da ortaya koymaktadır.
Eliptikler ile ilgili bu çok güçlü tercih için birkaç olası neden bulunmaktadır. Bunlardan biri eliptiklerin genellikle en büyük kütleli kara delikleri ihtiva etmesi ve bu nedenle en parlak aktif galaksilere güç vermeye muktedir olabilmeleri (Örnek: Eddington aydınlanması). Bir diğeri ise, eliptikler genellikle, radyo kaynağını sınırlamak için büyük ölçekli galaksilerarası ortam sağlayarak, zengin ortamlarda bulunurlar. Keza spiral galaksilerdeki muazzam boyuttaki soğuk gazın jetin oluşumunu bozup bastırma ihtimali bulunmaktadır. Şu ana kadar bu gözlemlerle ilgili tek bir ikna edici açıklama yapılmamıştır.
Birleştirilmiş modeller
Radyo-yüksek sesle aktif galaksilerin farklı türleri birleşik modelleri ile bağlanırlar. Güçlü radyo galaksileri ve radyo-yüksek sesli kuasarlar için birleşik modellerinin benimsenmesine yol açan önemli bir gözlem, bize en yakın konumda bulunan kaynakların yanındaki parlak jetlerde ve merkezde bulunan süperluminal hareketi ortaya koyarak tüm kuazarların bize doğru sinyal verdiğini göstermektedir (Laing-Garrington etkisi). Bu durumda ise, bize doğru sinyal vermeyen oldukça fazla cisimlerin bulunması gerekmektedir. Lobların; gönderilen sinyallerden etkilenmediğini bildiğimizden dolayı, bunlar kaynağın yanında görüldüğünde, kuazar çekirdeğinin gizlenmesi koşuluyla, radyo galaksileri olarak görünecekti. Şu an için doğru açıdan bakılmaları durumunda böylesi radyo galaksilerinin kuars olup olmadıkları her ne kadar açık olmasa da en azından bazı güçlü radyo galaksilerinin gizli kuazarlar olduğu kabul görmektedir. Benzer bir şekilde, düşük-güç radyo galaksileri BL Lac cisimleri için makul bir kaynak nüfus durumundadırlar.
Galaksilerin kullanımı
Uzak mesafedeki kaynaklar
Radyo galaksiler ve radyo-yüksek sesli kuazarlar yaygın olarak uzak galaksileri bulmak için, özellikle 80'li ve 90'lı yıllarda, kullanılmışlardır: radyo spektrumuna dayalı bir seçimle düşük bir maliyetle temin edilen bir teleskop vasıtasıyla kızıla kayan cisimleri bulmak mümkün olacaktı. Benzer bir şekilde, radyo galaksileri; geçmişte, uzak X-ışını yayan kümeleri bulmak için kullanılmışlardır, ama şu an için ön yargısız seçim yöntemleri artık tercih edilmektedir.
Standard kurallar
Kozmolojik parametreleri tespit amacıyla yapılan bazı çalışmalar, radyo galaksilerinini standart kurallar olarak kullanma teşebbüsünde bulunmuştur. Bu yöntem, radyo galaksisinin büyüklüğü hem onun yaşına hem de çevresine bağlı olduğundan zorluklar içermektedir. Radyo kaynağının bir modeli kullanıldığında, radyo galaksilerine dayanan yöntemler diğer kozmolojik gözlemlerle iyi bir mutabakat oluşturabilirler.
Çevredeki etkiler
Bir radyo kaynağı süpersonik olarak genişlemekte olsun ya da olmasın, genişlemede dış ortama karşı işe yaramak zorundadır ve bu nedenle enerjiyi ısınmaya çevirip dış plazmayı kaldırır. Güçlü bir radyo kaynağı loblarına yüklenen minimum enerji miktarı 1053 J oranında olabilir. Böylesi bir kaynak tarafından, harici ortamın üzerinde yapılan çalışmalar için alt limit birkaç kez bu şekilde olmuştur. Radyo kaynaklarındaki mevcut ilginin yoğunluğu, günümüzde kümelerin merkezinde mevcut bulunan etkiye odaklanmıştır. Benzer ilgi; kozmolojik zaman üzerinde bulunan yapı formasyonundaki (oluşumu) muhtemel etkisi üzerinde yoğunlaşmaktadır: bunların, en büyük cisimlerin oluşumunu yavaşlatmak için bir geri besleme mekanizması sağladıkları düşünülmektedir.
Terminoloji
Yaygın olarak kullanılan terminoloji, genellikle kuazarlar ile radyo galaksilerinin aynı cisimler olduğunu kabul ettiğinden dolayı hantal kalmaktadır (yukarıya bak). DRAGN akronimi (Kısaltması) ('Galaktik Çekirdekle Bağlantılı Duble Radyo kaynağı) sözcük olarak türetilmiş olsa da henüz tam olarak kabul görmemiştir. Diğer birçok ekstra-galaktik cisimler, radyo araştırmalarında, özellikle yıldız yağmuru galaksilerinde tespit edildiklerinden dolayı ekstra-galaktik radyo kaynağı buralarda yaygındır, fakat bununla beraber karışıklığa yol açabilme ihtimalleri de bulunabiliyor. Radyo yüksek sesli aktif galaksi belirsizliğe mahal vermeyecek şekilde açık olup bu makalede yeri geldikçe sık sık kullanılmıştır.
Kaynakça
wikipedia, wiki, viki, vikipedia, oku, kitap, kütüphane, kütübhane, ara, ara bul, bul, herşey, ne arasanız burada,hikayeler, makale, kitaplar, öğren, wiki, bilgi, tarih, yukle, izle, telefon için, turk, türk, türkçe, turkce, nasıl yapılır, ne demek, nasıl, yapmak, yapılır, indir, ücretsiz, ücretsiz indir, bedava, bedava indir, mp3, video, mp4, 3gp, jpg, jpeg, gif, png, resim, müzik, şarkı, film, film, oyun, oyunlar, mobil, cep telefonu, telefon, android, ios, apple, samsung, iphone, xiomi, xiaomi, redmi, honor, oppo, nokia, sonya, mi, pc, web, computer, bilgisayar
Radyo galaksisi ve yakinlari radyo yuksek sesle kuazarlar ve blazarlar aktif galaksi turleridirlerdir ki bunlar 10 MHz ile 100 GHz ve 1039 W arasinda aydinlanma veren radyo dalgalaridir sinkrotron isleminden kaynaklanmaktadir Radyo emisyonunda gozlemlenen yapi relativistik isimanin etkilerince modifiye edilmis ikiz jetler ile dis ortam arasindaki etkilesim ile belirlenir Ev sahibi galaksiler neredeyse sadece buyuk eliptik galaksilerdirler Radyo yuksek aktif galaksiler ilgincligi sadece kendileri acisindan olmayip uzun mesafelerden tespit edilebildiklerinden dolayi ayrica da gozlemsel kozmoloji acisindan bir deger teskil etmektedirler Son zamanlarda ozellikle galaksi gruplari ve kumelerindeki galaksilerarasi ortamda bulunan bu cisimlerin etkileri uzerine oldukca fazla calismalar yapilmaktadir Kirmizi radyoyu gosteren Canterus A radyo galaksisinin yanindaki sahte renk goruntusu Bu goruntude olcumler 24 mikrometre kizilotesi yesil ve 0 5 5 keV X isini emisyonu mavi seklindedir Jetlerin her uc dalga boylarinda Sinkrotron emisyon yaydigi gorulebilir Loblar sadece radyo frekans araliginda yayin yaparlar ve bu yuzden kirmizi gorunurler Galaksideki gaz ve toz kizilotesi termal radyasyon yayar Relativistik elektronlardan kaynaklanan sicak gaz ve termal olmayan emisyondan ileri gelen termal X isini radyasyonu ozellikle guneyde altta loblarin etrafindaki mavi kabuk larda gorulebilir Emisyon surecleriRadyo yuksek aktif galaksilerden gelen radyo emisyonu oldukca yumusak genis bant dogasi ve guclu polarizasyondan sonuca varildigindan dolayi sinkrotron emisyonudur Bu radyo yayan plazma icerdigini en azindan rolativistik hizli Lorentz 104 faktorler ve manyetik alanli elektronlar anlamina gelir Plazmanin notr olmasi gerektiginden ya protonlari veya pozitronlari icermelidir Sinkrotron isinimi gozlemlerinden dogrudan gelen parcacik icerigini saptayacak herhangi bir yontem bulunmamaktadir Bununla beraber gozlem kanaliyla manyetik alanlarda ve parcaciklarda enerji yogunlugunu saptamaya yonelik hicbir yontem bulunmamaktadir ayni sinkrotron yayinirligi emisivitesi birkac elektron ve guc alani veya zayif bir alan veya zayif alan ve bircok alanlardan veyahut ikisi arasinda bir seyin sonucu olabilir Emisivite verilmis bolgenin sahibi olabilecegi minimum enerji yogunlugu olan minimum enerji kosulunu saptamak mumkundur fakat yillardir gercek enerjilerin minimum enerjilerin yaninda herhangi bir yerde olduguna inanmak icin bir neden olmadigina inaniliyordu Sinkrotron isinimina yonelik kardes sureci ambiyant fotonlarla etkilesim icinde bulunan relativistic elektronlarda ters Compton surecidir ve Thomson bunlari yuksek enerjilere donusmektedir Radyo yuksek ses kaynaklarindan gelen ters Compton emisyonunun ozellikle X isinlarinda onemli oldugu ortaya cikiyor Ters Compton saciliminin belirlenmesi kismen manyetik alanlarda ve parcaciklarda bulunan enerji yogunluklarinin modele dayali tahminine imkan saglamaktadir Bu durum bircok guclu kaynaklarin aslinda minimum enerji ortamina gayet yakin oldugunu tartismak icin kullanilmaktadir Sinkrotron radyasyonu radyo dalga boylari ile sinirli degil eger radyo kaynagi parcaciklari yeterince yuksek enerjilere yukseltebilirse radyo ile tespit edilen ozellikler kizilotesi optik ultraviyole ve hatta X ray ile gorulebilir Fakat sonraki asamada sorumlu elektronlarin tipik manyetik alanlarinda 1TeV den fazla enerjilere sahip olmasi gerekir Yine kutuplasma ve surekli spektrum diger emisyon sureclerinden kaynaklanan sinkrotron radyasyonunu ayirt etmek icin kullanilir Jetler ve sicak noktalar yuksek frekansli Sinkrotron emisyonun olagan kaynaklaridir Sinkrotronunun ve ters Compton radyasyonu gozlemsel olarak ayirt etmek guctur Gozlemlemekte oldugumuz bazi cisimlerdeki sureclerde ozellikle X isini hususunda surekli bir anlasmazlik bulunmaktadir Ters Compton radyasyonu ve sinkrotrona sebebiyet veren termal olmayan parcaciklari ve relativistik populasyonu ureten surec veya surecler topluca parcacik hizlandirma olarak bilinir Fermi ivme ekselerazyon radyo yuksek aktif galaksilerinde akla yatkin bir parcacik hizlandirma surecidir Radyo yapilariFRII radyo galaksisi 3C98 in buyuk olcekli radyo yapisinin temsili renkli goruntusu Loblar jet ve sicak noktalar etiketlenmistir Radyo galaksiler ve bir dereceye kadar radyo yuksek sesli kuazarlar radyo haritalarindaki yapilari genis bir yelpazede goruntuler En yaygin buyuk olcekli yapilar lob lar olarak adlandirilir Bunlar aktif cekirdegin her iki tarafina yerlestirilmis genellikle oldukca simetrik kabaca elipsoit cift duble yapilardir Dusuk parlaklik kaynaklarinin belirgin azligi genellikle cok daha uzun tuyler plumes ler olarak bilinen yapilari ortaya cikarir Bazi radyo galaksileri cekirdekten dogrudan gelen ve loba giden jetler olarak bilinen bir veya iki uzun dar yapiyi en unlu ornegi Basak kumede bulunan dev galaksi M87 dir gosterir 1970 lerden bu yana en yaygin kabul goren model en yakin aktif cekirdekten gelen yuksek enerji parcaciklari ve manyetik alanin isinlariyla guc verilen loblar ve plumes lerdir Jet terimi daha ziyade hem temel akisi hem de gozlemlenen yapiyi belirtmek icin kullanilir Jetlerin isinlarin gorunur tezahuru emaresi olduguna inanilir FRI radyo galaksisi 3C31 in genis olcekli radyo yapisina ait temsili renkli goruntu Jetler ve plumes ler etiketlenmistir 1974 te radyo kaynaklari Fanaroff ve Riley diye iki ayri sinifa bolundu ve su anda da Fanaroff ve Riley Sinifi 1 FRI ve Sinif 2 FR II olarak bilinmektedirler Ayirt edici ozellik baslangicta buyuk olcekli radyo sinyali morfolojisine gore yapildi tur radyo emisyonun en parlak noktalari arasindaki mesafe ile belirlenmisti FRII kaynaklari kenarlara dogru parlaklik yayarken FRI kaynaklari merkeze dogru parlaklik yaymaktaydilar Fanaroff ve Riley iki siniflandirma arasinda belirgin ve keskin bir bolunmenin oldugunu fark ettiler FRI dusuk parlaklik oranina sahipken FRII ler yuksek parlaklik oranina sahiptiler Daha ayrintili radyo gozlemleri yardimiyla morfoloji radyo kaynagindaki enerji tasima yontemini yansitmak icin ortaya cikiyor FRII ler loblarin sonunda parlak sicak noktalar haric olgun jetlere sahipken FRI cisimleri tipik olarak merkezde parlak jetlere sahiptirler FRI isinlari seyahat esnasinda onemli miktarda enerjilerini saliverdiklerinden dolayi etkisizlesirken FRII lerin enerjiyi loblarin sonuna kadar etkili bir sekilde tasiyabildikleri gorulmektedir Daha ayrintili olarak FRI FRII bolunme FRI FRII gecisin daha buyuk galaksilerde yuksek isimada gorunmesi bakimindan ev sahibi galaksi cevresine dayanmaktadir FRI jetlerinin radyo emisyonunun en parlak oldugu bolgelerde yavaslamakta oldugu bilinmektedir Bu nedenle gorunen o ki FRI FRII gecis jetin isinin galaksilerarasi ortam ile etkilesim yoluyla alt relativistik hizlarda azalma olmaksizin ev sahibi galaksi boyunca yayilip yayilmadigi yansitmaktadir Relativistik isima etkilerinin analizinden FRII kaynaklarinin jetlerinin loblarin uclarinin disinda kaldigi en azindan 0 5 C arasinda hizlarla bilinmektedir Genellikle FRII kaynaklarinda gorulen sicak noktalar olusturdugu soklarin gorunur tezahurleri olarak yorumlanir Hizli ve ayrica supersonik ozellikteki jet ses hizi c 3 gecemez bu gucun sonunda aniden nihayetlenirse bu durumda spektral enerji dagilimlari bu resim ile tutarli olur Cogu kez coklu sicak noktalar jetin bitis noktasindaki hareketten veya soktan sonra devam eden cikislari yansittigi icin gorunurler bu genel sicak nokta bolgesi bazen sicak nokta kompleksi olarak adlandirilir Isimler radyo yapisina dayali olarak radyo kaynaginin belirli birkac tipine verilmektedir Klasik duble acik sicak noktali bir FRII kaynagini gostermektedir Genis acili kuyruk etkili jetler ve bazi zamanlar sicak noktalar loblardan ziyade plumesler olmaksizin ki kumelerin merkezlerinde veya yakinlarinda bulunurlar normalde standart DOM ve FRII yapi arasinda ara bir kaynak anlamina gelir Dar acili kuyruk veya Ana kuyruk Head tail kaynagi kume icinde hareket ederken ram basincindan dolayi egilmis goruntusu veren bir FRI ifade eder Sisman dubleler ne sicak noktalari ne de jetleri bulunan yaygin loblu kaynaklardir Buna benzer kaynaklar enerji temini surekli veya gecici olarak sonmus olan kalintilar olabilir Hayat donguleri ve dinamikleriEn buyuk radyo galaksileri olusma zamanlari on ile yuz milyonlarca yil arasinda olan daha ziyade 3C236 devasa radyo galaksilerinin durumunda oldugu gibi megapar saniyeye uzanan plumes ve loblara sahiptirler Bu su demek oluyor kucuk ve cok genc kaynaklar haric radyo kayna dinamiklerini dogrudan izlememiz mumkun olmuyor ve bu nedenle cok sayida cisimlerden elde edilen teori ve cikarimlara basvurmamiz gerekmektedir Acikcasi radyo kaynaklari kucuk baslamak ve daha buyuk buyumek zorundadirlar Loblari bulunan kaynaklarin durumunda dinamikler oldukca basittir jetler loblari besler loblarin basinci artar ve nihayetinde loblar genisler Bu surecin hizli gelisme gostermesi dis ortamin basincina ve yogunluguna baglidir Dis ortamin basinc fazi ne kadar yuksek olursa dinamikler acisindan yaygin sicak gaz yayan X ray o kadar onemlidir Uzun bir sure icin guc kaynaklarinin dis ortama bir sok itme gucu saglayarak supersonik olarak genisleyecegi tasavvur edilmistir Ancak X isini gozlemleri supersonik genisleme icin gerekeceginden guclu FRII kaynaklarinin ic lob basinclarinin siklikla dis basinctan ziyade o kadar fazla yuksek olmamakla beraber dis termal basinclara daha yakin oldugunu ortaya koymaktadir Acik bir sekilde bilinen ve supersonik olarak genisleyen yegane sistem aktif cekirdegin muhtemelen son patlamasi sonucunda ortaya cikan dusuk guclu Centarus A nin ic loblarindan olusmaktadir Ev sahibi galaksiler ve cevreleriRadyo galaksilerin neredeyse tamami her ne kadar sadece bir iyi belgelenmis istisna olsa da evrensel olarak eliptik galaksiler tarafindan barindirilmaktadir Bazi Seyfert galaksiler zayif kucuk bir radyo jetleri gostermekle beraber yuksek radyo sesi olarak siniflandiracak kadar yeterli oranda belirgin radyo dalgalari ihtiva etmemektedir Radyo yuksek sesli kuasarlar ve blazarlarin ev sahipligi yaptigi galaksiler ile ilgili buna benzer bilgiler bunlarin ayrica eliptik galaksiler tarafindan barindirildigini da ortaya koymaktadir Eliptikler ile ilgili bu cok guclu tercih icin birkac olasi neden bulunmaktadir Bunlardan biri eliptiklerin genellikle en buyuk kutleli kara delikleri ihtiva etmesi ve bu nedenle en parlak aktif galaksilere guc vermeye muktedir olabilmeleri Ornek Eddington aydinlanmasi Bir digeri ise eliptikler genellikle radyo kaynagini sinirlamak icin buyuk olcekli galaksilerarasi ortam saglayarak zengin ortamlarda bulunurlar Keza spiral galaksilerdeki muazzam boyuttaki soguk gazin jetin olusumunu bozup bastirma ihtimali bulunmaktadir Su ana kadar bu gozlemlerle ilgili tek bir ikna edici aciklama yapilmamistir Birlestirilmis modellerRadyo yuksek sesle aktif galaksilerin farkli turleri birlesik modelleri ile baglanirlar Guclu radyo galaksileri ve radyo yuksek sesli kuasarlar icin birlesik modellerinin benimsenmesine yol acan onemli bir gozlem bize en yakin konumda bulunan kaynaklarin yanindaki parlak jetlerde ve merkezde bulunan superluminal hareketi ortaya koyarak tum kuazarlarin bize dogru sinyal verdigini gostermektedir Laing Garrington etkisi Bu durumda ise bize dogru sinyal vermeyen oldukca fazla cisimlerin bulunmasi gerekmektedir Loblarin gonderilen sinyallerden etkilenmedigini bildigimizden dolayi bunlar kaynagin yaninda goruldugunde kuazar cekirdeginin gizlenmesi kosuluyla radyo galaksileri olarak gorunecekti Su an icin dogru acidan bakilmalari durumunda boylesi radyo galaksilerinin kuars olup olmadiklari her ne kadar acik olmasa da en azindan bazi guclu radyo galaksilerinin gizli kuazarlar oldugu kabul gormektedir Benzer bir sekilde dusuk guc radyo galaksileri BL Lac cisimleri icin makul bir kaynak nufus durumundadirlar Galaksilerin kullanimiUzak mesafedeki kaynaklar Radyo galaksiler ve radyo yuksek sesli kuazarlar yaygin olarak uzak galaksileri bulmak icin ozellikle 80 li ve 90 li yillarda kullanilmislardir radyo spektrumuna dayali bir secimle dusuk bir maliyetle temin edilen bir teleskop vasitasiyla kizila kayan cisimleri bulmak mumkun olacakti Benzer bir sekilde radyo galaksileri gecmiste uzak X isini yayan kumeleri bulmak icin kullanilmislardir ama su an icin on yargisiz secim yontemleri artik tercih edilmektedir Standard kurallar Kozmolojik parametreleri tespit amaciyla yapilan bazi calismalar radyo galaksilerinini standart kurallar olarak kullanma tesebbusunde bulunmustur Bu yontem radyo galaksisinin buyuklugu hem onun yasina hem de cevresine bagli oldugundan zorluklar icermektedir Radyo kaynaginin bir modeli kullanildiginda radyo galaksilerine dayanan yontemler diger kozmolojik gozlemlerle iyi bir mutabakat olusturabilirler Cevredeki etkiler Bir radyo kaynagi supersonik olarak genislemekte olsun ya da olmasin genislemede dis ortama karsi ise yaramak zorundadir ve bu nedenle enerjiyi isinmaya cevirip dis plazmayi kaldirir Guclu bir radyo kaynagi loblarina yuklenen minimum enerji miktari 1053 J oraninda olabilir Boylesi bir kaynak tarafindan harici ortamin uzerinde yapilan calismalar icin alt limit birkac kez bu sekilde olmustur Radyo kaynaklarindaki mevcut ilginin yogunlugu gunumuzde kumelerin merkezinde mevcut bulunan etkiye odaklanmistir Benzer ilgi kozmolojik zaman uzerinde bulunan yapi formasyonundaki olusumu muhtemel etkisi uzerinde yogunlasmaktadir bunlarin en buyuk cisimlerin olusumunu yavaslatmak icin bir geri besleme mekanizmasi sagladiklari dusunulmektedir TerminolojiYaygin olarak kullanilan terminoloji genellikle kuazarlar ile radyo galaksilerinin ayni cisimler oldugunu kabul ettiginden dolayi hantal kalmaktadir yukariya bak DRAGN akronimi Kisaltmasi Galaktik Cekirdekle Baglantili Duble Radyo kaynagi sozcuk olarak turetilmis olsa da henuz tam olarak kabul gormemistir Diger bircok ekstra galaktik cisimler radyo arastirmalarinda ozellikle yildiz yagmuru galaksilerinde tespit edildiklerinden dolayi ekstra galaktik radyo kaynagi buralarda yaygindir fakat bununla beraber karisikliga yol acabilme ihtimalleri de bulunabiliyor Radyo yuksek sesli aktif galaksi belirsizlige mahal vermeyecek sekilde acik olup bu makalede yeri geldikce sik sik kullanilmistir Kaynakca