Chini ; Perley ( 1989 ). " 전파 열점의 싱크로트론 스펙트럼 ". 《 천문학 및 천체물리학 》 219 : 63 - 86. Bibcode : 1989A & A... 219... 63M. CS1 관리 - 여러 이름 ( 링크 ) ↑ Hardcastle MJ., Birkinshaw M, Cameron RA, Harris DE, Looney LW, Worrall DM ( 2003 ). " 세 강력한 FRII 전파원의 열점과 전파엽에서의 자기장 세기 ". 《 천체물리학 저널 》 581 ( 2 ) : 948. Bibcode : 2002ApJ... 581.. 948H. arXiv : astro - ph / 0208204. doi : 10. 1086 / 344409. CS1 관리 - 여러 이름 ( 링크 ) ↑ Kraft RP, Vzquez S, Forman WR, Jones C, Murray SS, Hardcastle MJ, Worrall DM ( 2003 ). " 근처 전파은하 센타우루스자리 A의 뜨거운 ISM 및 SW 전파엽에서의 X - 선 방출 ". 《 천체물리학 저널 》 592 ( 1 ) : 129. Bibcode : 2003ApJ
문서 목록고유 링크문서 정보위키데이터 항목이 문서 인용하기 다른 프로젝트 공용 인쇄 / 내보내기 책 만들기PDF로 다운로드인쇄용 판 다른 언어 日 本 語 / / / 中 文 링크 편집 이 문서는 2018년 9월 12일 ( 수 ) 17 : 29에 마지막으로 편집되었습니다. 모든 문서는 크리에이티브 커먼즈 저작자표시 - 동일조건변경허락 3. 0에 따라 사용할 수 있으며, 추가적인 조건이 적용될 수 있습니다. 자세한 내용은 이용 약관을 참고하십시오. 미국 및 다른 국가에 등록되어 있는 Wikimedia Foundation, Inc. 소유의 등록 상표입니다. 개인정보 정책 위키백과 소개 면책 조항 개발자 쿠키 정책 모바일 보기
. A. Dopita, and P. J. Quinn, ( Eds. ). 《 스트롬로에서의 첫 심포지엄 : 활동은하에서의 물리과정. ASP Conference Series, 》 54. Astronomical Society of the Pacific Conference Series. 319쪽. ISBN 0 - 937707 - 73 - 2. CS1 관리 - 여러 이름 ( 링크 ) ↑ Laing RA, Bridle AH ( 2002 ). " 전파은하 3C31에서의 상대론적 모형과 제트 속도장 ". 《 왕립천문학회의 월간보고 》 336 ( 1 ) : 328 - 57. Bibcode : 2002MNRAS. 336.. 328L. arXiv : astro - ph / 0206215. doi : 10. 1046 / j. 1365 - 8711. 2002. 05756. x. ↑ Meisenheimer K, H - J, Hiltner PR, Yates MG, Longair MS, Chini R, Perley RA ; Roser ; Hiltner ; Yates ; Longair ; Chini ; Perley ( 1989 ). " 전파 열점의 싱크로트론 스펙트럼 ". 《 천문학 및 천체물리학 》 219
전파은하 - 위키백과, 우리 모두의 백과사전 전파은하 위키백과, 우리 모두의 백과사전. 둘러보기로 가기 검색하러 가기 전파 ( 적색 ), 24 - 마이크론 적외선 ( 녹색 ), 0. 5 ~ 5 KeV X - 선 방출 ( 청색 ) 을 보여주는 가까운 전파은하 센타우루스자리 A의 의색 사진. 세 파장대에서의 싱크로트론 방출로 제트가 보인다. 전파엽은 전파대역에서만 방출하므로 적색으로 보인다. 은하의 가스와 먼지는 적외선에서 열복사를 방출한다. 뜨거운 가스의 열 X - 선 방출과 상대론적 전자의 비열적 방출은 전파엽 근처의 청색'껍질'로, 특히 남쪽 ( 아래쪽 ) 에서 그렇게 보인다. 전파은하 ( 영어 : Radio galaxy ) 와 강전파퀘이사 및 블레이자는 10 MHz ~ 100 GHz의 전파 대역에서 광도가 최대 1039 W로 매우 밝은 활동은하의 유형이다. [ 1 ] 여기서 전파방출은 싱크로트론 과정에 의한 것이다. 전파방출로 관측된 구조는 제트쌍과 외부물질 사이의 상호작용에 의해 밝혀지고, 상대론적 분사출 효과에 의해 조정된다. 숙주은하는 거의 독자적으로 거대한 타원은하이다. 강전파 ( radio - loud
##원을 일컫는다. 비대 이중 전파원 ( fat - double ) 은 희미한 전파엽을 가지지만 제트나 열점이 없는 전파원을 일컫는다. 그러한 전파원 일부는 에너지 공급이 영구적이거나 일시적으로 중단된 흔적 ( relic ) 일 것이다. 수명 및 활동 [ 편집 ] 매우 큰 전파은하는 백만 파섹 규모까지 뻗어있는 ( 3C236과 같은 거대 전파은하의 경우처럼 ) 전파엽 또는 전파플룸을 가지고 있는데, 전파구조의 성장에 관한 시간규모가 수천만 년에서 수억 년 단위임을 암시한다. 이는 매우 작고 어린 전파원의 경우를 제외하면, 우리가 전파원의 활동을 직접 관찰할 수 없음을 의미한다. 그래서 많은 수의 천체에 관한 이론과 추론에 의지해야만 한다. 분명히 전파원은 작은 점에서 시작하여 거대하게 성장해야 한다. 이들의 성장속도가 얼마나 빠른지는 외부물질의 밀도와 압력에 달려있다. 전파엽을 가진 전파원의 경우, 역학적 과정은 꽤 단순하다. [ 4 ] 제트는 전파원에 물질과 에너지를 공급하며, 전파엽의 압력을 증가시켜 팽창시킨다. 외부물질의 압력이 가장 높은 시점과, 따라서 역학적인 관점에서의 가장 중요한 시점은 희미하고 뜨거운 가스 X -
. 같이 보기 [ 편집 ] 상대론적 제트 M - 시그마 관계 죽은 별 은하 퀘이사 블레이자 참조 [ 편집 ] ↑ 패너로프 - 라일리 분류 ↑ Burbidge, G ( 1956 ). " 메시에 87에서의 싱크로트론 방출에 관하여 ". 《 천체물리학 저널 》 124 : 416. Bibcode : 1956ApJ... 124.. 416B. doi : 10. 1086 / 146237. ↑ Croston JH, Hardcastle MJ, Harris DE, Belsole E, Birkinshaw M, Worrall DM ( 2005 ). " FRII 전파원에서의 자기장 세기와 구성입자에 관한 X - 선 연구 ". 《 천체물리학 저널 》 626 ( 2 ) : 733 - 47. Bibcode : 2005ApJ... 626.. 733C. arXiv : astro - ph / 0503203. doi : 10. 1086 / 430170. CS1 관리 - 여러 이름 ( 링크 ) ↑ 가 나 Scheuer, PAG ( 1974 ). " 중심 천체로부터 연속적인 에너지 공급을 받는 외부은하 전파원의 모형 ". 《 왕립천문학회의 월간보고 》 166 : 513. Bib
X - 선 방출 ". 《 천체물리학 저널 》 592 ( 1 ) : 129. Bibcode : 2003ApJ... 592.. 129K. arXiv : astro - ph / 0304363. doi : 10. 1086 / 375533. CS1 관리 - 여러 이름 ( 링크 ) ↑ Ledlow MJ, Owen FN, Keel WC ( 1998 ). " 아벨 428에서의 특이한 전파은하 : 원반 - 우세 숙주은하에서의 거대하고, 강력한 FR I 전파원 ". 《 천체물리학 저널 》 495 ( 1 ) : 227. Bibcode : 1998ApJ... 495.. 227L. arXiv : astro - ph / 9709213. doi : 10. 1086 / 305251. CS1 관리 - 여러 이름 ( 링크 ) ↑ Barthel PD ( 1989 ). " 모든 퀘이사는 분사하는가 ". 《 천체물리학 저널 》 336 : 606. Bibcode : 1989ApJ... 336.. 606B. doi : 10. 1086 / 167038. ↑ Laing RA ( 1988 ). " 강력한 외부은하에서의 전파원 제트의 일면성과 편광 소거 ". 《
높은 에너지로 가속할 수 있다면, 전파에서 관측되는 특징이 적외선, 가시광선, 자외선, 심지어 X - 선에서도 보일 수 있다. 후자의 경우에는 방출 원인의 전자가 일반적인 세기의 자기장에서 1 TeV를 넘는 에너지를 가져야 하긴 해도 말이다. 다시, 편광과 연속 스펙트럼은 다른 방출과정으로부터 싱크로트론 방출을 구별하는데 이용된다. 제트와 열점은 보통 고주파 싱크로트론 방출원이다. 관측적으로 싱크로트론 방출과 역콤프턴 방출을 구별하는 것은 어려우며, 우리가 특히 X - 선에서 보는 일부 천체에서의 과정에 대한 논쟁이 계속되고 있다. 싱크로트론 방출과 역콤프턴 방출을 발생시키는 상대론적이고 비열적인 입자 개체가 만드는 과정은 종합적으로 입자가속으로 알려져 있다. 페르미 가속은 강전파 활동은하에서 신뢰되는 입자가속 과정 중 하나다. 전파구조 [ 편집 ] FRII 전파은하 3C98에서 나타나는 거대한 규모의 전파구조의 의색 사진. 전파엽, 제트와 열점이 해당 부분에 각각 이름 붙여져있다. 전파은하와 그보다 작은 강전파퀘이사는 전파지도에서 폭넓은 범위의 구조를 보여준다. 가장 흔한 거대한 규모의 구조는 전파엽
. 제트와 전파플룸이 해당 부분에 각각 이름 붙여져있다. 1974년, 패너로프와 라일리에 의해 두 유형으로 세분화 되었는데, 패너로프 - 라일리 분류 I형 ( Fanaroff - Riley Class I, FRI ) 과 패너로프 - 라일리 분류 II형 ( Fanaroff - Riley Class II, FRII ) 형이 그것이다. [ 6 ] 두 유형의 차이는 원래 거대한 규모의 전파방출 형태에 기반한 것이다 ( 유형은 전파방출에서 가장 밝은 점 사이의 거리에 의해 결정된다 ). FRI 전파원은 중심부 쪽이 가장 밝은데 비해, FRII 전파원은 가장자리 부분에서 가장 밝다. 패너로프와 라일리는 두 유형 사이의 상당히 뚜렷한 광도 차이를 관측했다. FRI는 광도가 낮으며, FRII는 광도가 높다. [ 6 ] 더 상세한 전파관측으로, 형태는 전파원에서의 에너지 ] 수송 방식을 반영하는 것으로 밝혀졌다. FRI 천체는 일반적으로 중심부에 밝은 제트를 가지고 있는데 비해, FRII 천체는 제트가 희미하지만 전파엽의 양 끝에 밝은 열점 ( hotspot ) 을 가지고 있다. FRII 천체는 전파엽의 끝부분에 에너지를 효율적으로 수송할 수 있는
##음으로써 가지는 효과에 초점을 두고 있다. [ 17 ] 마찬가지로 다른 흥미로운 관심사는 이들이 우주론적 시간에 따라 구조의 형성에 영향을 미칠 수 있다는 것이다. 이들은 매우 무거운 천체의 형성을 느리게 하는 피드백 메커니즘을 제공할 것으로 여겨지고 있다. 용어 [ 편집 ] 보통 퀘이사와 전파은하가 동일한 천체로 여겨지기 때문에 폭넓게 이용되는 용어는 불편하다 ( 위 참고 ). DRAGN ( double radiosource associated with galactic nucleus, 은하핵과 연관된 이중 전파원 ) 라는 두문자어가 만들어진 적이 있었다. [ 18 ] 그러나 이 용어의 사용은 아직까지도 중단되지 않았다. 외부은하 전파원 ( extragalactic radio source ) 도 널리 사용되지만, 특히 폭발적 항성생성 은하와 같은 다른 많은 외부은하 천체도 전파 탐사로 관측되기 때문에 혼란을 줄 수 있다. 강전파 활동은하 ( radio - loud active galaxy ) 는 모호성이 없으므로 이 기사에서 자주 사용된다. 같이 보기 [ 편집 ] 상대론적 제트 M - 시그마 관계 죽은 별 은하 퀘이사 블레이자 참조 [ 편집 ] ↑
전파은하(영어: Radio galaxy)와 강전파퀘이사 및 블레이자는 10 MHz~100 GHz의 전파 대역에서 광도가 최대 1039 W로 매우 밝은 활동은하의 유형이다. 여기서 전파방출은 싱크로트론 과정에 의한 것이다. 전파방출로 관측된 구조는 제트쌍과 외부물질 사이의 상호작용에 의해 밝혀지고, 상대론적 분사출 효과에 의해 조정된다. 숙주은하는 거의 독자적으로 거대한 타원은하이다. 강전파(radio-loud) 활동은하는 그 자체 뿐만 아니라 먼 거리에서 관측되기 때문에 관측적 우주론에 대한 귀중한 도구도 되기 때문에 흥미롭다. 최근에는 특히 은하군과 은하단과 같은 공간의 은하간물질에서 이러한 천체들의 효과에 대한 더 많은 연구가 진행되어 왔다.