Astrofyzikální proud - Astrophysical jet

An astrofyzikální proud je astronomický fenomén, kdy odtoky ionizovaný hmota je emitována jako prodloužený paprsek podél osa otáčení.[1] Když se tato výrazně zrychlená hmota ve svazku přiblíží k rychlost světla, stávají se astrofyzikální trysky relativistické trysky jak ukazují účinky z speciální relativita.[2]

Tvorba a napájení astrofyzikálních trysek jsou velmi složité jevy, které jsou spojeny s mnoha typy vysokoenergetických astronomických zdrojů. Pravděpodobně vznikají z dynamických interakcí uvnitř akreční disky, jejichž aktivní procesy jsou běžně spojovány s kompaktními centrálními objekty, jako jsou černé díry, neutronové hvězdy nebo pulsary. Jedno vysvětlení je to zamotané magnetické pole[2] jsou uspořádány tak, aby namířily dva diametrálně protilehlé paprsky od centrálního zdroje o úhly široké jen několik stupňů (c.> 1%).[3] Trysky mohou být také ovlivněny a obecná relativita účinek známý jako tažení rámu.[4]

Většinu největších a nejaktivnějších trysek vytváří společnost supermasivní černé díry (SMBH) ve středu aktivní galaxie jako kvasary a rádiové galaxie nebo v kupách galaxií.[5] Takové trysky mohou přesáhnout miliony parsecs v délce.[3] Mezi další astronomické objekty, které obsahují trysky, patří kataklyzmatické proměnné hvězdy, X-ray binární soubory a záblesky gama záření (GRB). Jiné jsou spojeny s hvězdotvornými oblastmi včetně Hvězdy T Tauri a Herbig – Haro objekty, které jsou způsobeny interakcí trysek s mezihvězdné médium. Bipolární odtoky nebo trysky mohou být také spojeny s protostars,[6] nebo se vyvinul po AGB hvězdy, planetární mlhoviny a bipolární mlhoviny.

Relativistické trysky

Relativistické letadlo. Prostředí kolem AGN Kde relativistické plazma je kolimován do trysek, které unikají podél pólu (pólů) supermasivní černá díra.

Relativistické paprsky jsou paprsky ionizované hmoty zrychlené blízko rychlosti světla. Většina z nich byla pozorovatelně spojena s centrálními černými dírami některých aktivní galaxie, rádiové galaxie nebo kvasary a také galakticky hvězdné černé díry, neutronové hvězdy nebo pulsary. Délka paprsku se může pohybovat mezi několika tisíci,[7] stovky tisíců[8] nebo miliony parseků.[3] Rychlosti paprsků při přiblížení rychlosti světla vykazují významné účinky speciální teorie relativity; například, relativistické paprsky který mění zdánlivý jas paprsku.[9]

Eliptická galaxie M87 vyzařující relativistické letadlo, jak je patrné z Hubbleův vesmírný dalekohled

Masivní centrální černé díry v galaxiích mají nejsilnější trysky, ale jejich struktura a chování jsou podobné jako u menších galaktických neutronové hvězdy a černé díry. Tyto systémy SMBH se často nazývají mikrokvazary a vykazují velkou škálu rychlostí. SS433 jet má například rychlost 0,23C.[Citace je zapotřebí ] Relativistická tvorba paprsků může také vysvětlit pozorování záblesky gama záření.

Mechanismy složení trysek zůstávají nejisté,[10] ačkoli některé studie upřednostňují modely, kde jsou trysky složeny z elektricky neutrální směsi jádra, elektrony, a pozitrony zatímco jiné odpovídají tryskám složeným z pozitron-elektronové plazmy.[11][12][13] Očekávalo by se, že stopová jádra zametená relativistickým paprskem pozitron-elektron budou mít extrémně vysokou energii, protože tato těžší jádra by měla dosahovat rychlosti rovné pozitronu a rychlosti elektronů.

Rotace jako možný zdroj energie

Vzhledem k enormnímu množství energie potřebné k zahájení relativistického proudu jsou některé trysky poháněny rotací černé díry. Frekvence vysokoenergetických astrofyzikálních zdrojů s tryskami však naznačuje kombinace různých mechanismů nepřímo identifikovaných s energií v přidruženém akrečním disku a rentgenovými emisemi z generujícího zdroje. K vysvětlení, jak lze energii přenést z černé díry do astrofyzikálního paprsku, byly použity dvě rané teorie:

  • Blandford – Znajekův proces.[14] Tato teorie vysvětluje extrakci energie z magnetických polí kolem akrečního disku, která jsou tažena a zkroucena rotací černé díry. Relativistický materiál je poté proveditelně spuštěn utažením siločar.
  • Penrosův mechanismus.[15] Zde se energie získává z rotující černé díry tažení rámu, o kterém se později teoreticky prokázalo, že je schopen extrahovat relativistickou energii a hybnost částic,[16] a následně se ukázal jako možný mechanismus pro tvorbu paprsků.[17] Tento účinek lze vysvětlit také pomocí Gravitoelektromagnetismus.

Relativistické trysky z neutronových hvězd

Pulsar IGR J11014-6103 se zbytkem po supernově, mlhovina a paprsek

Trysky lze pozorovat také z rotujících neutronových hvězd. Příkladem je pulsar IGR J11014-6103, který má dosud největší trysku pozorovanou v mléčná dráha Galaxie a jejíž rychlost se odhaduje na 80% rychlosti světla (0,8C). Byla získána rentgenová pozorování, ale není detekován žádný rádiový podpis ani akreční disk.[18][19] Zpočátku se předpokládalo, že se tento pulsar rychle točí, ale pozdější měření ukazují, že rychlost odstřeďování je pouze 15,9 Hz.[20][21] Taková pomalá rychlost odstřeďování a nedostatek akrečního materiálu naznačují, že paprsek není ani rotačně ani akrečně napájen, i když se zdá být vyrovnaný s osou rotace pulsaru a kolmý ke skutečnému pohybu pulsaru.

Další obrázky

  • Kentaur A v rentgenových paprskech ukazujících relativistický proud

  • Proud M87 viděný Velmi velké pole v rádiová frekvence (zorné pole je větší a otočené vzhledem k výše uvedenému obrázku.)

  • Hubble Legacy Archive Near-UV obrázek relativistického paprsku v 3C 66B

  • Galaxii NGC 3862, extragalaktický paprsek materiálu pohybující se téměř rychlostí světla, lze vidět v poloze tří hodin.

  • Některé z trysek HH 24-26, který obsahuje nejvyšší koncentraci trysek známou kdekoli na obloze

Viz také

Reference

  1. ^ Beall, J. H. (2015). „Recenze astrofyzikálních trysek“ (PDF). Proceedings of Science: 58. Bibcode:2015mbhe.confE..58B. Citováno 19. února 2017.
  2. ^ A b Morabito, Linda A .; Meyer, David (2012). "Trysky a akreční disky v astrofyzice - krátký přehled". arXiv:1211.0701 [fyzika.gen-ph ].
  3. ^ A b C Wolfgang, K. (2014). „Jednotný popis všech astrofyzikálních trysek“ (PDF). Proceedings of Science: 58. Bibcode:2015mbhe.confE..58B. Citováno 19. února 2017.
  4. ^ Miller-Jones, James (duben 2019). „Rychle se měnící orientace paprsku v systému černé díry hvězdné hmoty V404 Cygni“ (PDF). Příroda. 569 (7756): 374–377. arXiv:1906.05400. Bibcode:2019Natur.569..374M. doi:10.1038 / s41586-019-1152-0. PMID  31036949. S2CID  139106116.
  5. ^ Beall, J. H (2014). „Recenze astrofyzikálních trysek“. Sborník Acta Polytechnica ČVUT. 1 (1): 259–264. Bibcode:2014mbhe.conf..259B. doi:10.14311 / APP.2014.01.0259.
  6. ^ „Hvězdné boudy přes reverzní vířivku“. Astronomy.com. 27. prosince 2007. Citováno 26. května 2015.
  7. ^ Biretta, J. (6. ledna 1999). „Hubble detekuje v galaxii M87 rychlejší než lehký pohyb“.
  8. ^ „Důkazy o ultraenergetických částicích v proudu z černé díry“. Yale University - Úřad pro veřejné záležitosti. 20. června 2006. Archivovány od originál dne 2008-05-13.
  9. ^ Semenov, V .; Dyadechkin, S .; Punsly, B. (2004). „Simulace trysek poháněných rotací černé díry“. Věda. 305 (5686): 978–980. arXiv:astro-ph / 0408371. Bibcode:2004Sci ... 305..978S. doi:10.1126 / science.1100638. PMID  15310894. S2CID  1590734.
  10. ^ Georganopoulos, M .; Kazanas, D .; Perlman, E .; Stecker, F. W. (2005). „Hromadná Comptonization of the Cosmic Microwave Background by Extragalactic Jets as a Probe of their Matter Content“. Astrofyzikální deník. 625 (2): 656–666. arXiv:astro-ph / 0502201. Bibcode:2005ApJ ... 625..656G. doi:10.1086/429558. S2CID  39743397.
  11. ^ Hirotani, K .; Iguchi, S .; Kimura, M .; Wajima, K. (2000). „Pair Plasma Dominance in the Parsec-Scale Relativistic Jet of 3C 345“. Astrofyzikální deník. 545 (1): 100–106. arXiv:astro-ph / 0005394. Bibcode:2000ApJ ... 545..100H. doi:10.1086/317769. S2CID  17274015.
  12. ^ Elektron-pozitronové trysky spojené s Quasar 3C 279
  13. ^ Naeye, R .; Gutro, R. (01.01.2008). „Obrovský oblak antihmoty vystopoval binární hvězdy“. NASA.
  14. ^ Blandford, R. D .; Znajek, R. L. (1977). "Elektromagnetická extrakce energie z černých děr Kerr". Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 179 (3): 433. arXiv:astro-ph / 0506302. Bibcode:1977MNRAS.179..433B. doi:10,1093 / mnras / 179,3,433.
  15. ^ Penrose, R. (1969). „Gravitační kolaps: Role obecné relativity“. Rivista del Nuovo Cimento. 1: 252–276. Bibcode:1969NCimR ... 1..252P. Přetištěno v: Penrose, R. (2002). ""Golden Oldie ": Gravitační kolaps: Role obecné relativity". Obecná relativita a gravitace. 34 (7): 1141–1165. Bibcode:2002GReGr..34.1141P. doi:10.1023 / A: 1016578408204. S2CID  117459073.
  16. ^ Williams, R. K. (1995). „Extrakce rentgenových paprsků, Ύ paprsků a relativistické e−E+ páry ze supermasivních černých děr Kerr pomocí Penrosova mechanismu ". Fyzický přehled. 51 (10): 5387–5427. Bibcode:1995PhRvD..51,5387W. doi:10.1103 / PhysRevD.51.5387. PMID  10018300.
  17. ^ Williams, R. K. (2004). „Kolimované unikající vírové polární e-e + trysky jiskrově vyráběné rotujícími černými otvory a Penrosovými procesy“. Astrofyzikální deník. 611 (2): 952–963. arXiv:astro-ph / 0404135. Bibcode:2004ApJ ... 611..952W. doi:10.1086/422304. S2CID  1350543.
  18. ^ "Chandra :: Fotoalbum :: IGR J11014-6103 :: 28. června 2012".
  19. ^ Pavan, L .; et al. (2015). "Bližší pohled na odtoky IGR J11014-6103". Astronomie a astrofyzika. 591: A91. arXiv:1511.01944. Bibcode:2016A & A ... 591A..91P. doi:10.1051/0004-6361/201527703. S2CID  59522014.
  20. ^ Pavan, L .; et al. (2014). „Dlouhý spirálovitý paprsek mlhoviny Lighthouse, IGR J11014-6103“ (PDF). Astronomie a astrofyzika. 562 (562): A122. arXiv:1309.6792. Bibcode:2014A & A ... 562A.122P. doi:10.1051/0004-6361/201322588. S2CID  118845324. Dlouhý spirálový paprsek mlhoviny Maják strana 7
  21. ^ Halpern, J. P .; et al. (2014). „Objev rentgenových pulzací ze zdroje INTEGRAL IGR J11014-6103“. Astrofyzikální deník. 795 (2): L27. arXiv:1410.2332. Bibcode:2014ApJ ... 795L..27H. doi:10.1088 / 2041-8205 / 795/2 / L27. S2CID  118637856.

externí odkazy