Гигантские радиогалактики – уникальные объекты Вселенной

Среди большого класса объектов, наблюдаемых на небе с помощью радиотелескопов, радиогалактики являются, с одной стороны, одними из наиболее изученных, а с другой – одними из самых загадочных. Отличительное свойство этик объектов – их колоссальная мощность в радиодиапазоне электромагнитного спектра, которая объясняется процессами, идущими в ядре галактики.

Активность радиогалактики связывается с действием так называемой «центральной машины». В простейшем варианте центральной машиной является квазар, содержащий сверхмассивную (до 10 в 10 степени солнечных масс) черную дыру и аккреционный диск из обращающегося и падающего на нее разогретого газа. Из ядра галактики истекают коллимированные струп (джеты) ионизованного вещества, имеющие скорость до 30% от световой. Струи перпендикулярны плоскости аккреционного диска. Джеты сталкиваются с окружающей средой, образуя протяженные радиоизлучающие компоненты, в которых наблюдаются горячие пятна с крутым радиоспектром, описываемым синхротронным механизмом излучения.

Одной из главных наблюдательных особенностей радиогалактик является возможность увидеть их радиоизлучение уже в момент «зажигания» радиоисточника. Самые далекие радиогалактики, а значит и первые среди известных нам, появились, когда возраст Вселенной был всего 1,3 млрд лет, т.е. на красных смещениях больше z = 4,5. Красное смещение (сдвиг спектра излучения в красную сторону) характеризует скорость удаления от нас наблюдаемого объекта, а также позволяет в рамках космологической модели измерять возраст Вселенной, когда излучение было испущено. Возможность наблюдать радиогалактики в раннем для Вселенной возрасте (например, при t < 2 млрд лет) и прямая их связь со скоплениями галактик делают радиогалактики важными объектами поиска и исследований в астрофизике и космологии. Для того, чтобы радиоисточник «загорелся», необходимо наличие как газа, так и сверхмассивной черной дыры. Источником газа в «спокойной» эллиптической галактике может стать другая галактика, ранее «съеденная» родительской галактикой, иными словами, испытавшая слияние (мерджинг). Процесс слияния галактик в основном происходит там, где их плотность повышена – в скоплениях галактик. Самые массивные галактики скоплении – гигантские эллиптические галактики – чаще других испытывали слияния, и чаще других являются мощными радиоисточниками, особенно в ранние эпохи. В стандартных схемах эволюции галактик мерджинг обеспечивает как быстрый рост самой галактики, так и рост ее центральной черной дыры.

Мощность радиогалактик и их связь со скоплениями вещества позволяет использовать их как «пробные частицы» при исследовании свойств Вселенной (об этом более подробно можно почитать в статье автора «Радиогалактики рассказывают о Вселенной»). Одним из способов анализа динамики расширения Вселенной является тест «стандартная линейка». Заключается он в следующем: если мы знаем физический размер объектов на различных красных смещениях, то их угловой размер может помочь оценить расстояние до них. И по данным на разных красных смещениях оценить динамику расширения Вселенной и измерить космологические параметры. У радиогалактик, являющихся эволюционирующими радиоисточниками, в качестве «стандартной линейки» можно использовать две предельных величины: (1) минимальный размер – диаметр ядра радиогалактики, определяемый в конечном итоге массой и, соответственно, размером сверхмассивной черной дыры; (2) максимальный размер, определяемый скоростью и временем разлета струй из ядра галактики. В первом случае для оценки размера аккреционного диска необходимо использовать радиоинтерферометры со сверхдлинными базами для построения выборки объектов.

Вторая возможность позволяет применить результаты уже проведенных обзоров и определить космологические параметры по физическому разносу струй – максимальному размеру радиоисточников, т.е. расстоянию между горячими пятнами в протяженных компонентах. У разных радиогалактик разный размер. Типичный линейный размер радиогалактик – от десятков до сотен килопарсек (1 пк = 3,26 светового года). Чтобы в случае максимального размера применить тест «стандартная линейка», нужно знать общие эволюционные свойства радиогалактики: скорость движения струй, типичные время активности и размер радиоисточника в выбранную эпоху и другие. После чего можно оценить средний размер радиогалактики в популяции этих объектов и применить «стандартную линейку», изменяющуюся с космологическим временем по известному закону. Такая работа была проделана группой Рут Дэйли (США) в 2000 г. и подтвердила присутствие темной энергии, как одного из компонентов плотности.

Однако изучение выборок объектов одной популяции, построение общей теории генерирования их излучения, использование их для исследования Вселенной возможно тогда, когда наблюдаемые физические параметры близки. Оказалось, что для радиогалактик это не совсем так.

Интересный факт при исследовании объектов этого класса открылся в 1970-х годах. Было обнаружено, что среди радиогалактик встречаются гигантские радиоисточники, чей размер превосходит 1 Мпк (-3,26 млн световых лет). Типичные примеры подобных объектов – 3С236, NGC315 и NGC6251. Чтобы представить, о каких размерах идет речь, вспомним, что размер диска нашей Галактики – 31 кпк (-100000 св. лет), а типичный размер скопления галактик – от 2 до 10 Мпк. Сразу стало понятно, что появление таких объектов не может быть связано с выбросами плазменных сгустков из ядра с помощью гравитационной рогатки. Перед тем, как разбираться, что же происходит в этих радиоисточниках, посмотрим внимательнее на первые открытые гигантские радиогалактики.

ТИПИЧНЫЕ ГИГАНТСКИЕ РАДИОГАЛАКТИКИ

Первая открытая гигантская радиогалактика (ГРГ) – радиоисточник в созвездии Малого Льва из Третьего Кембриджского каталога 3С236, описанная в статье Уиллиса и Строма в 1974 г, – радиогалактика класса FR II. Класс II по классификации Фанароффа и Райли, предложенной в 1974 г., содержит объекты с двумя протяженными радиокомпонентами, имеющими растущее распределение яркости от центра источника к краям, а класс FR I – распределение яркости, спадающее к краям. 3С236 – одна из самых известных до настоящего времени протяженных радиогалактик. По данным Вестерборкского радиотелескопа WSRT угловой размер этого радиоисточника А = 38 мин дуги. Ему соответствует линейный размер ее структуры – L = 3,88 Мпк = ~12 млн св. лет, которая наблюдается в радиодиапазоне. Здесь и далее вычисление линейного размера проведено в стандартной космологической модели LCDM. Эта модель определяется следующими космологическими параметрами: постоянная Хаббла H0 – 68 км/с/Мпк, плотность темной энергии WL = 0,69, плотность материи Wm = 0,31 поданным космической миссии Planck. В настоящее время эта радиогалактика – вторая по линейным размерам после галактики J1420-0545 среди известных ГРГ. Согласно результатам работы Махальски и коллег линейный размер J1420-054 L = 4,83 Мпк (А =17,4). Родительской галактикой 3С236 является эллиптическая галактика с видимой звездной величиной 16,4,m и красным смещением z – 0,0885. Радиогалактика 3С236 имеет морфологическую особенность – тип «двойная-двойная» (double-double), а в центре объекта расположен компактный радиоисточник размером —2 кпк с крутым непрерывным радиоспектром. Недавняя вспышка звездообразования, наблюдаемая возле ядра, может говорить о новой начинающейся активности и повторном «зажигании» радиоисточника.

NGC315 – гигантский радиоисточник с необычной структурой в форме буквы Z, описанный еще в 1976 г. Бридлом и коллегами. Структура протянулась почти на 1 градус (в линейном размере – на 1,7 Мпк) в созвездии Рыбы и связана с близлежащей эллиптической галактикой NGC315 на красном смещении z = 0,015. Ее видимая звездная величина – 11,2m. Источник выровнен вдоль малой оси галактики. В центре находится яркий компактный объект размером менее 48 пк. Необычная морфология радиогалактики может быть объяснена в рамках модели источника с вращающейся струей. Важный наблюдательный факт состоит в существовании окружения из галактик вокруг NGC315: в окрестности радиогалактики обнаружена группа из 25 галактик с таким же красным смещением, причем 10 из них (40%) сконцентрированы возле более яркого джета радиоисточника.

NGC6251 – гигантская эллиптическая галактика с видимой звездной величиной 14,3m в созвездии Малой Медведицы. Радиоизлучение от нее было открыто тоже в 1977 г. и описано в статье Уаггета и др. Галактика является родительским объектом для гигантского радиоисточника с угловым размером 65,7′ по данным радиотелескопа WSRT. Это соответствует линейному размеру 1,97 Мпк на красном смещении галактики z- 0,02471. Родительская галактика имеет спектр, соответствующий особому классу сейфертовских галактик второго типа.

Тип определяется активным ядром с узкими разрешенными и запрещенными линиями. Радиогалактика морфологически выглядит как класс FR I/II с S-подобной формой – промежуточным типом между FRI и FRII. Любопытно, что радиоисточник, связанный с NGC6251, был пропущен в первых радиообзорах неба (например, в Третьем Кембриджском обзоре), потому что его радиоизлучение сильно «размазано» на небе, и это помешало выделить его как единый объект. В окрестности NGC6251 обнаружено множество других точечных радиоисточников.

Яркая особенность этой радиогалактики – мощное радиоизлучение от выходящей струи, которое позволило исследовать ее с различным угловым разрешением. Среди важных уроков, который нам преподнесли гигантские радиогалактики, можно назвать тот факт, что центральная машина продолжает выбрасывать (инжектировать) вещество почти в одном и том же направлении несколько миллионов лет. Об этом говорят результаты наблюдений: существование крошечных, порядка парсека, джетов в околоядерных областях, которые имеют то же направление, что и протяженные структуры. Отметим, что такие структуры могут протянуться на несколько миллионов световых лет. Радиогалактика NGC62S1 – отличный тому пример.

ИССЛЕДОВАНИЯ И ЗАГАДКИ

С 70-х гг. прошлого века начались детальные исследования каждой обнаруженной гигантской радиогалактики. Большая проблема при изучении ГРГ – их малая численность – не более 180, и поэтому систематическое исследование этой популяции затруднено. Задача усложняется еще и тем, что известные ГРГ не представляют собой однородную выборку. Это объекты разных классов: FR I, FR II и смешанного типа. Кроме того, они не являются очень мощными радиоисточниками, а их излучение «размазано» по весьма протяженной области. Последний факт делает поиск ГРГ затруднительным, и требует учета мешающих селекционных эффектов. Последние связаны, например, с частотой наблюдения, когда из-за различия спектрального индекса радиоизлучения в компонентах источника его размер и наблюдаемые области – разные на разных частотах.

Важно отметить, что, кроме своего размера, ГРГ фундаментально не отличаются от обычных радиогалактик в плане оптического отождествления и механизмов генерирования излучения. Но их огромные размеры, сравнимые с размерами скоплений галактик, привлекают к ним внимание уже более 30 лет. ГРГ – самые большие объекты видимой Вселенной с одним основным источником энергии, в отличие, например, от скоплений галактик, которые связаны общим гравитационным полем, но вклад в излучение каждая галактика дает отдельно. В принципе, как отмечалось в работе Марека Ямрозы и коллег, такие радиогалактики могут влиять на процессы формирования галактик, т.к. давление истекающего газа радиоисточника может сжать холодные газовые облака и инициировать развитие звезд, с одной стороны, а также остановить формирование галактики – с другой.

Исследования ГРГ идут по разным направлениям. Одно из них – выяснение причин их гигантских размеров. Такие размеры объясняют малой плотностью окружающей межзвездной среды и долгой жизнью радиоисточника или огромной скоростью разлета струй. Другое направление включает поиск новых ГРГ для увеличения выборки и изучения физических и эволюционных свойств популяции ГРГ в целом.

Тем не менее первые открытые ГРГ, как наиболее мощные представители своего класса, продолжают привлекать большое внимание астрономов. Эти объекты исследуются с различным разрешением на радиоинтерферометрах. Один из недавних результатов – построение радиокарт с хорошим угловым разрешением и выделение деталей структуры радиогалактик. Многочастотные наблюдения позволили не только картографировать распределение радиоизлучения на различных частотах, но и получить карту соотношения распределения энергии в спектре – спектрального индекса – для отдельных участков ГРГ. На рисунке приведены карты спектрального индекса для гигантских радиогалактик 3С236 и NGC6251, полученные на низкочастотном радиоинтерферометре LOFAR и опубликованные в статье Шулевски в 2015 г.

Важным физическим свойством источника излучения является его спектр, представляющий собой зависимость энергии его излучения (а также поглощения) от частоты. В качестве характеристики распределения энергии в спектре используется спектральный индекс, вычисляемый как тангенс угла наклона касательной к кривой спектра на данной частоте. У внегалактических радиоисточников в непрерывном спектре наблюдается нетепловое (синхротронное) излучение. Синхротронное излучение формируется у электронов, движущихся с релятивистскими скоростями в магнитном поле по спиральной траектории, наматывающейся на силовую линию поля. При синхротронном излучении плотность потока падает с ростом частоты, начиная с некоторого значения плотности потока. Спектры большинства радиоисточников могут быть представлены стандартным степенным законом (линейным спектром). Эта зависимость в логарифмическом масштабе (по оси абсцисс – логарифм частоты: X = lg v, по оси ординат – логарифм плотности потока Y = lg 5) описывается прямой линией У = А + аХ, где а – спектральный индекс. Если спектр возрастает, то он называется инверсионным. Если спектральный индекс лежит в области -0,5 < а < 0, спектр называют плоским, а при а < -0,75 – крутым. Спектр может отличаться от прямой либо по причине различных механизмов поглощения, либо из-за сложной структуры источника, когда разные компоненты дают разный вклад в спектр, либо из-за путаницы с другими источниками. Кроме того, наклон спектра может меняться со временем, как это происходит у переменных радиоисточников.

Карта спектрального индекса рассчитанного по измерениям плотности потока на частотах 144 и 325 МГц, для радиогалактики NGC6251 вычислена как тангенс угла наклона аппроксимационной прямой, построенной по двум частотным измерениям в логарифмическом масштабе в каждом элементе изображения. Она демонстрирует вариации спектрального индекса от пиксела к пикселу. Самый плоский спектр имеют пикселы с уровнем выше За от вариации карты. Они видны на изображении джета, наблюдаемом как вытянутая струеподобная структура, и изображении максимумов, отмеченных красными («горячими») пятнами. На представленной карте имеется брешь между джетом и «горячим» пятном в северо-западном компоненте, которая указывает на перерыв в активности ядра галактики и, следовательно, на ее возобновление. Спектр в компонентах радиогалактики более крутой, с малыми вариациями, и показывает области на карте, различие в энергии которых соответствует различным энергиям частиц, вызванным вариациями напряженности магнитного поля.

Карта спектрального индекса радиогалактики 3С326 показывает, что в средних областях протяженных компонент спектральный индекс соответствует молодой, более энергичной популяции частиц, которая не успела «выгореть» при синхротронном излучении. Последняя может быть связана с вновь «зажегшимся» активным ядром, которое наблюдается как компактный радиоисточник с крутым спектром. Вообще, наличие крутого спектра указывает на то, что либо радиокомпоненты все еще пополняются энергией плазмы, выброшенной активным ядром галактики в конце предыдущей эпохи активности, либо частицы ускорились прямо в протяженных компонентах (например, во внутренней северо-восточной области). Распад компонент на куски (фрагментация) может говорить о прерванной и вновь возобновленной активности ядра, причем прерывание не было слишком долгим. Возраст радиоисточника (но не родительской галактики) 3С236 можно вычислить по физическим параметрам низкоэнергичных частиц, очерчивающих кокон с протяженными компонентами. Среди этих параметров – распределение спектрального индекса, напряженность магнитного поля, частота излома радиоспектра. Полученные оценки Шулевски дают величину порядка 100 млн лет. Отметим, что существует возможное объяснение фрагментации: дополнительный перенос энергии с помощью джетов мог прерываться на несколько миллионов лет из-за разрушения джета или столкновения с облаком материи возле ядра. Стоит также упомянуть, что наблюдения на радиоинтерферометре LOFAR на частоте 144 МГц позволили увидеть джеты, соединяющие протяженные компоненты с ядром галактики, у обеих радиогалактик: NGC6251 и 3С326.

Самая большая из известных радиогалактик – J1420-0545, о которой можно почитать в работе Соловьёва и Верходанова 2014 г. Объект имеет красное смещение z • 0,3067 и размер L = 4,83 Мпк (А = 17,4). Оптический спектр J1420-0545 типичен для эллиптических галактик и содержит континуум и абсорбционные линии Н и К. Радиоисточник находится в окружении с очень низкой плотностью межгалактической среды и имеет высокую скорость расширения вдоль оси джета (0,21 скорости света). Радиогалактика J1420-0545 имеет меньшую радиосветимость (—4 • 1045 эрг/сек), чем радиогалактики стандартных размеров. Мощность джета слабее, чем у обычных галактик, почти в 100 раз. Если оценивать эволюции радиосветимости галактик с ростом размера, то можно ожидать, что J1420-0545 должна иметь такую же светимость, как обычная радиогалактика при размере 300 кпк.

Наблюдения на гигантском радиотелескопе метрового диапазона (GMRT, Индия) показали, что радиогалактика имеет структуру в виде двух вытянутых радиокомпонент без внешнего кокона. По всей видимости, J1420-0545 является нетипичным представителем ГРГ, что может быть связано с очень низкой плотностью окружающей материи.

Малость выборки известных ГРГ и доступ к архивным данным крупнейших обзоров неба на радиотелескопах вдохновляют на создание алгоритмов поиска новых ГРГ на основе формы радиоисточников. Проблемой происхождения ГРГ, а также физических процессов, идущих в этих радиоисточниках, занимаются несколько групп.

Наша группа предложила схему поиска ГРГ. Поиск кандидатов в ГРГ проводился с помощью специально разработанной автоматической процедуры. Ее задача заключалась в селекции источников сравнительно большого размера (>4′) из наиболее полного по покрытию неба и чувствительности каталога обзора NVSS. Поиск проводился среди источников, классифицированных в списках NVSS как несколько (два или более) независимых объектов. Алгоритм основан на анализе углового расстояния между центрами этих объектов, размерами больших осей кандидатов в компоненты радиоисточника и углом (<10°) между направлениями больших осей проверяемой пары объектов. Были отобраны сравнительно слабые по интегральной плотности потока компоненты искомых объектов (S < 100 мЯн), которые не включены в каталоги ГРГ других авторов. Мы не задавали ограничение на линейный размер радиоисточников, а использовали только угловой размер. Размер 4′ был выбран неслучайно. Он определен как величина чуть меньшая, чем разрешение космической миссии Planck с целью селекции объектов для исследования на миллиметровых картах. Из первичного каталога объектов, составленного по результатам выполнения предложенной процедуры и содержащего 26 источников типа FR I и 35 источников типа FR II, отобраны 16 слабых радиогалактик – кандидатов в гигантские радиогалактики.

Интересно, что среди отобранных кандидатов в ГРГ найдены объекты с необычной морфологией. Надо отметить, что класс радиогалактик морфологически и, по-видимому, физически представляет собой объединение радиоизлучающих галактик. Причем эти галактики находятся на различных этапах эволюции с различной степенью взаимодействия с окружающими объектами и газом. Среди этого класса можно выделить несколько сравнительно редко встречающихся типов объектов, увеличение выборок которых требуется для исследования свойств популяции. Это не только гигантские радиогалактики, но и радиоисточники с S-формой и с Х-формой, радиогалактики с избытком субмиллиметрового излучения, гравитационные линзы и др. В рамках проекта по расширению списка гигантских радиогалактик на основе данных NVSS Д.И. Соловьев и О.В. Верходанов обнаружили 8 радиоисточников с признаками взаимодействующих галактик. Объекты имеют нетривиальную структуру в радиодиапазоне: S- или Х-подобную форму, присущую источникам на заключительной стадии слияния радиогалактик.

Радиогалактики с Х-формой имеют особый статус среди активных объектов в процессе слияния. У таких объектов распределение радиояркости в протяженных компонентах не выровнено вдоль одной оси, а представляет собой пары джетов, расположенных под сравнительно большим углом друг к другу. Число известных источников этого морфологического типа – порядка 150. Несмотря на сложность формы радиоисточника, такие радиогалактики в основном классифицируются как радиоисточники типа FR II и отождествляются с гигантскими эллиптическими галактиками. Х-РГ имеют, как правило, две пары протяженных компонент, далеко разнесенных друг от друга. В этих парах выделяют активные компоненты с высокой поверхностной яркостью и так называемые «крылья» с более низкой поверхностной яркостью, которые продуцируются излучением плазмы, выбрасываемой вдоль оси другого джета, не совпадающего с основным. Крылья, по данным наблюдений, часто имеют большую величину спектрального индекса и высокую степень поляризации. Лихи и Парма в 1992 г. предположили, что крылья создаются при ранней вспышке обновленной активности ядра, когда ось джета прецессирует. Они таким образом объясняют низкую поверхностную яркость крыльев, их крутой радиоспектр и высокую степень поляризации. Одна из наиболее популярных современных интерпретаций природы радиогалактик с Х-формой (Х-РГ), предложенная Меритом и Екерсом в 2002 г. – взаимодействие и слияние двух сверхмассивных черных дыр (СМЧД), которое приводит к быстрому (за <10 в 7 степени лет) изменению наклона оси вращения центрального объекта и, как следствие, направления выброса джета. В этой модели вторая ЧД имеет меньшую массу и проходит около большей в центре радиогалактики при слиянии галактик. В результате формируется двойная система черных дыр, излучающая гравитационные волны. При объединении объектов и поглощении орбитального момента меньшего объекта направление оси вращения большей ЧД стремительно меняется. Соответственно меняется и направление выбрасываемых джетов, перпендикулярных оси вращения аккреционного диска, в свою очередь, перпедикулярного оси вращения ЧД. Таким образом, среди малочисленного класса ГРГ и кандидатов в эти источники имеются объекты, демонстрирующие различные стадии слияния.

Есть еще один интересный момент. Гигантские радиогалактики, кроме радиоизлучения в протяженных компонентах, джете и ядре и оптического излучения родительской галактики, имеют слабое микроволновое излучение, которое удается увидеть на картах космической миссии Planck.

Это излучение по своему спектру, растущему с частотой, соответствует излучению пыли. Слабый объект в области ГРГ наблюдается не только на частотных картах миссии Planck, но и на карте реликтового излучения после удаления галактического фона и точечных радиоисточников, внося дополнительное загрязнение на малых масштабах.

ЗАКЛЮЧЕНИЕ

Резюмируя различные работы по теме происхождения гигантских радиогалактик, можно сделать несколько выводов. У исследователей нет единого мнения о причинах огромных размеров гигантских радиогалактик. По-видимому, есть несколько причин происхождения таких объектов. Сами ГРГ могут иметь сложную морфологию и принадлежать к разным классам радиоисточников: FR I, FR II или промежуточного типа. Кроме того, среди гигантских радиоисточников имеются объекты типа «двойной-двойной», у которых вдоль джетов наблюдаются по две пары пятен, как если бы они испытали активность второй раз. Причем струи распространялись в том же направлении, что и в период предыдущей активности. Наряду с «двойными-двойными» радиогалактиками среди ГРГ встречаются и Х-радиогалактики, у которых, по-видимому, повторяющаяся активность приводит к выбросу джетов под большим углом к предыдущему направлению струй.

Большие размеры ГРГ предполагают, что эти источники должны находиться на последней стадии эволюции, так как должно было пройти время на расширение их до соответствующего размера. А больших размеров, чем ГРГ, у радиогалактик другого типа мы не наблюдаем. Стандартные модели радиоисточников, как, например, предложенная Бланделлом и его коллегами, предсказывают изменение их радиосветимости и линейных размеров со временем. Согласно этим моделям, ГРГ должны быть очень старыми объектами (с возрастом >10 в 8 степени лет) и предположительно находиться в среде с пониженной плотностью по сравнению с источниками меньшего размера, но сравнимой радиосветимости. Комберг и Пащенко, проанализировав радио и оптические данные (SDSS, АРМ) для радиогалактик и квазаров, заключают, что, кроме влияния окружения, размер гигантского радиоисточника может объясняться наличием популяции долгоживущих радиогромких активных ядер, которые, в свою очередь, могут проэволюционировать до ГРГ. Многочастотные наблюдения, описанные в работе Мака и коллег в 1998 г., показали, что спектральный возраст ГРГ больше, чем ожидаемый из эволюционных моделей. По данным наших многочастотных наблюдений, в том числе и на РАТАН-600 в САО РАН, и анализу карт ГРГ и непрерывных радиоспектров можно заключить, что изменение спектрального индекса у гигантских радиогалактик в зависимости от выноса из центра галактики связано с изменением энергии частиц в компонентах, которое, в свою очередь, вызвано изменением давления обтекающего газа, т.е. обусловлено изменением окружающей среды в зависимости от расстояния до родительской галактики.

Наличие миллиметрового и субмиллиметрового излучения, приходящего от ГРГ и их родительских галактик, создает еще одну интригу в космологических исследованиях. Как показали Колафранческо и Маркеджиани, энергичные электроны, производимые в результате активных процессов в ядрах ГРГ и доставляемые в окружающую среду джетами, могут менять энергию фотонов реликтового излучения с помощью эффекта Сюняева-Зельдовича при обратном Комптоновском рассеянии. Как, например, происходит при взаимодействии фотонов с электронами в скоплениях галактик. В результате образуется минимум излучения на карте реликтового фона в направлении на ГРГ на частотах от 70 до 143 ГГц и максимум в диапазоне от 353 до 545 ГГц. С другой стороны, мы наблюдаем излучение пыли в радиогалактиках, которое проявляется как источник микроволнового излучения. Эти эффекты создают сложную картину на картах микроволнового диапазона, в которых, как ожидалось, минимизирован загрязняющий вклад фоновых компонент. А как видно из анализа данных, невычищенные объекты присутствуют в сигнале космического микроволнового фонового излучения миссии Planck.

Много нерешенных задач еще есть и в физике радиогалактик с нормальными размерами. Однако гигантские радиогалактики добавляют новые вопросы, связанные и со стабильностью джетов на расстояниях до нескольких миллионов световых лет, и с магнитными полями, и с историей активности галактик, и с физикой межзвездной среды. Нерешенные вопросы остаются. И поэтому интерес исследователей к гигантским радиогалактикам не ослабевает.