Радіогалактика — тип галактик, які характерні суттєво більшим радіовипромінюванням, ніж звичайні галактики. Радіовипромінювання «найяскравіших» радіогалактик перевищує їх оптичну світність у тисячу разів. Радіовипромінювальні зони мають різну морфологічну структуру^[1]:

• компактне ядро розміром кілька парсек, що збігається з оптичним центром батьківської галактики;
• протяжні радіопорожнини, розташовані з протилежних боків батьківської галактики та віддалені від неї на кілька мегапарсек^{[note 1]};
• джети, які поєднують ядро та радіопорожнини;

Квазари, які раніше виділялися в окремий тип об'єктів, зараз вважаються ядрами активних і далеких галактик. Відповідно, радіо-гучні квазари також відносяться до радіогалактик.

Станом на 2019 рік відомо кілька мільйонів радіогалактик^[2].

Зазвичай радіогалактиками є великі еліптичні галактики типу E, а також галактики типів D, DE, cD, рідше N.

Виділення радіогалактик як окремого класу є досить умовним, оскільки всі галактики випромінюють у радіодіапазоні. Втім, інтенсивність випромінювання може відрізнятися на багато порядків (10³⁷−10⁴⁵ ерг/с). Радіогалактики випромінюють більше 10⁴² ерг/с у цьому діапазоні.

Випромінювання радіогалактик має синхротронну природу. Це підтверджується його поляризацією і спектральними характеристиками^[3]. Активність деяких галактик пов'язана з активним зореутворенням і спалахами наднових — при темпі зореутворення близько 5 мас Сонця на рік їх можна віднести до радіогалактик^[4]. Проте, випромінення найактивніших галактик має незоряну природу, і пов'язано з активними ядрами. Речовина падає на центральну чорну діру утворюючи акреційний диск, у якому завдяки тертю дуже нагрівається. Якщо приток матерії до диску, і, відповідно, випромінювана енергія, достатньо великі, ядро галактики називають активним. Спектри випромінювання активних ядер відрізняються — деякі з них дуже активно випромінюють у радіодіапазоні. Такі об'єкти називають радіо-голосними (англ. Radio-Loud), на противагу радіо-тихим (англ. Radio-Quiet), що переважно випромінюють у оптичному діапазоні. Частка радіо-голосних ядер залежить від маси галактики, і зростає від нуля для галактик з масою 10¹⁰ сонячних до 30 % для важких галактик з масою більше 5×10¹² сонячних^[5].

Особливістю радіо-голосних активних ядер є джети — струмені речовини, що викидаються на релятивістських швидкостях перпендикулярно акреційному диску, зазвичай з обох боків^[6]. Виникнення джетів пов'язано з взаємодією заряджених частинок акреційного диску з сильними магнітними полями. Механізми їх утворення не зрозумілі до кінця, проте, ймовірно вони пов'язані з дуже швидким обертанням центральної чорної діри. Також, у багатьох галактиках, що містять радіо-голосні активні ядра, можна бачити сліди нещодавніх (менше мільярда років тому) зіткнень з іншими галактиками. Іншою ознакою важливості злиття галактик є те, що радіо-голосні активні ядра ніколи не спостерігаються у спіральних галактиках, а лише у еліптичних і близьких до них^[7]. За сучасними уявленнями, еліптичні галактики утворюються саме при зіткненнях.

Релятивістські частинки у джетах, рухаючись у магнітному полі галактики випускають синхротронне випромінювання. Через порівняно низькі магнітні поля галактик (до 10⁻⁴ ерстед у радіоструктурах галактичного масштабу, і до 10⁻² ерстед у ядрах^[3]), максимум енергії випромінюється у радіодіапазоні.

Зазвичай, радіогалактики мають дві зони максимально інтенсивного випромінювання, які знаходяться симетрично по обидва боки від ядра^[8].

У 1946 році британські астрономи Хей, Парсонс та Філліпс, досліджуючи розподіл по небу випромінювання на довжині хвилі 4,7 м виявили в сузір'ї Лебедя потужне джерело такого випромінювання. Незважаючи на низьку роздільну здатність апаратури, вони змогли встановити, що джерело має розміри менше за 2°. Протягом наступних двох років розташування і розміри джерела у Лебеді уточнювались, а у 1948 році було відкрито ще одне потужне джерело у Кассіопеї (Мартіном Райлом і Френсісом Ґрем-Смітом) а також кілька менш потужних у сузір'ях Діви, Геркулеса, Центавра і Тельця(Джоном Болтоном). Джерела у Діві і Центаврі були зіставлені з галактиками NGC 4486 і NGC 5128^[9].

У 1950 році був опублікований каталог, що містив вже 18 космічних радіоджерел. Тоді ж була відкрита особливість космічного радіовипромінювання — ступенева залежність інтенсивності від частоти^[9].

У 1952 році у каталозі Міллса було перераховано 77 джерел, які були розділені на 2 класи:

• Потужні джерела, що знаходяться у площині Чумацького шляху (подальші дослідження показали, що такі джерела мають порівняно великий кутовий розмір)
• Слабкі джерела, хаотично розкидані по небу. Після спроб виміряти їх паралакс, стало зрозуміло, що вони знаходяться за межами нашої Галактики^[9].

Джерела першого класу виявилися рештками наднових зірок, а другого — отримали назву радіогалактики.

У 1974 році Берні Фанарофф^[en] і Джулія Райлі^[en] розробили систему класифікації радіогалактик і квазарів, що використовується і зараз. Ключовим показником у цій системі є співвідношення відстані між найяскравішими зонами випромінювання по обидва боки від ядра і загального розміру випромінюючої області. Цей показник позначають як R_FR, і, якщо він менший за 0,5 — галактику відносять до класу I, а якщо більше — до класу II^[10].

Джерела класу I зазвичай менш яскраві. Наприклад, на частоті випромінювання 178 МГц — майже всі галактики, світність яких нижча за

${\displaystyle L(178\mathrm {MHz} )\lessapprox 2\times 10^{25}h_{100^{-2))\mathrm {WHz} ^{-1}\mathrm {str} ^{-1))$

належать до класу I, а ті, у яких вища — до класу II. На більш високих частотах розділення не таке різке, і класи сильно перекриваються^[10].

Такі галактики мають випромінюючі зони, що знаходяться досить далеко від компактної яскравої зони. У 80 % випадків такі галактики мають джети. До цього класу часто належать великі і яскраві галактики типів D і cD (за Морганом), що знаходяться в густо населених скупченнях, багатих газом, під час руху через який утворюються довгі «хвости»^[10].

Пил у таких галактиках сконцентрований біля ядра, і складається з порівняно невеликих частинок^[11].

Галактики цього класу зазвичай є старішими ніж другого, і можливо походять від них еволюційно.

Такі галактики мають дві яскраві зони, що знаходяться на значній відстані одна від одної, і менш яскравий простір між ними. Вони рідко мають джети (вони фіксуються лише у 10 % галактик), кути розходження джетів менші (4° проти 7-8° у класу I), і часто є односторонніми. Типові представники цього класу — гігантські еліптичні галактики. Проте, детальніший аналіз показує, що практично всі еліптичні радіогалактики мають нетипову морфологію — дископодібні структури, спіральні рукави, кілька ядер. Іноді ці структури можна пояснити взаємодією з іншими галактиками^[10].

Ймовірно, рівень акреції на центральну чорну діру у таких галактик значно вищий ніж у першого класу, а самі чорні дірки обертаються швидше^[10].

Також, другий клас має більше спектральне різномаїття. Тоді як спектри галактик FR-I переважно містять лише лінії низької іонізації, у спектрах FR-II зустрічаються і емісійні лінії сильно іонізованих атомів^[11].

Серед відомих радіогалактик можна виділити:

• Лебідь А — потужне позагалактичне джерело радіовипромінювання, перша відкрита радіогалактика
• Центавр A (NGC 5128) — найближча до Сонячної системи радіогалактика (відстань 4 Мпк)
• Діва А (M87, NGC 4486) — одна з наймасивніших галактик у скупченні Діви
• Піч А

• Atlas of DRAGNs A collection of radio images of the 3CRR catalogue of radio-loud active galaxies.
• Radio and optical images of radio galaxies and quasars
• The on-line 3CRR catalogue of radio sources

п о р Галактики
Класифікація галактик	Еліптична (E) Спіральна (S) з баром (SB) без бара (SA) анемічна проміжна (SAB) флокулентна з упорядкованою структурою магелланова Лінзоподібна (S0) з баром (SA0) без бару (SB0) проміжна (SAB0) Неправильна (Irr) Карликова (d) еліптична (dEs) неправильна) (dI) спіральна (dS) сфероїдальна (dSph) блакитна компактна (dBC) ультракомпактна (UCD) Пекулярна галактика Галактика зі спалахом зореутворення Кільцеподібна галактика Галактика з полярним кільцем
Структура	Ядро Надмасивна чорна діра Балдж Бар Диск Спіральний рукав Гало Гало темної матерії Міжгалактичний простір
Активні ядра	Релятивістський струмінь Сейфертівська галактика Радіогалактика Блазар Лацертид Квазари
Взаємодія та великомасштабні структури	Взаємодіючі галактики Супутник Зоряний потік Група галактик Місцева група Скупчення Надскупчення галактик Надскупчення Діви Ланіакея Надскупчення Персея—Риб Войд Пустотна галактика Галактична нитка Комплекс надскупчень Риб — Кита Велика стіна CfA2 Велика стіна Слоуна Велика Стіна Геркулеса — Північної Корони Метагалактика
Явища та процеси	Утворення та еволюція галактик Протогалактика Гравітаційна лінза Галактичний рік
Списки галактик	Найближчі галактики Спіральні галактики Еліптичні галактики Квазари Скупчення Войди[en] Атлас пекулярних галактик Каталог Цвіккі
Категорія:Галактики Портал:Астрономія

Це незавершена стаття з астрономії. Ви можете допомогти проєкту, виправивши або дописавши її.