Relativistický tryskáč

Relativistické výtrysky, výtrysky ( angl.  Relativistic jet ) - výtrysky plazmy unikající z center (jader) astronomických objektů jako jsou aktivní galaxie , kvasary a rádiové galaxie . První takový jet objevil astronom Geber Curtis v roce 1918. Později byl fyzik Stephen Hawking schopen prokázat, že takové emise pocházejí z hypotetických černých děr .

Obvykle má objekt dva proudy nasměrované v opačných směrech.

Příčiny

V současnosti zůstávají relativistické jety nedostatečně prozkoumaným jevem [6] [7] . Důvodem výskytu takových výtrysků je často interakce magnetických polí s akrečním diskem kolem černé díry nebo neutronové hvězdy .

Rychlost relativistických výtrysků přes linii viditelnosti

Při pozorování pohybu relativistického výtrysku na nebeské sféře může vzniknout iluze pohybu nadsvětelnou rychlostí [8] . Tento efekt je však možné vysvětlit, aniž by došlo k porušení principů teorie relativity.

První teoretické zdůvodnění tohoto jevu poskytl anglický astrofyzik Martin Rees v roce 1966. Představte si, že dochází k výronu (výtrysku) hmoty ze středu nějakého zdroje, pohybující se nějakou poměrně velkou (ale samozřejmě podsvětelnou) rychlostí v tupém úhlu k linii pohledu (tedy víceméně směrem k pozorovateli). Pro jednoduchost budeme předpokládat, že střed objektu je vzhledem k pozorovateli pevný. Přijímaný signál z částí výtrysku blíže k pozorovateli je vysílán v pozdějších časových bodech ve srovnání se signálem ze stacionárního centra. Proto bude pozorovatelem naměřená projekce rychlosti do roviny oblohy (tj. roviny kolmé k přímce pohledu) větší než rychlost vypočítaná při současném pozorování proximální části výtrysku a středu. Při zvláště dobré orientaci [9] se zdánlivá rychlost ( Lorentzův faktor ) krát zvětší než skutečná rychlost v . V některých případech je pozorován Lorentzův faktor řádu 10. Nadsvětelné zdroje jsou tedy důkazem existence relativistických ejekcí z jader galaxií a kvasarů [8] . Pozorování metodou rádiové interferometrie s velmi dlouhými bázemi ukázala, že nadsvětelný pohyb složek[ objasnit ] velmi typické pro tyto objekty [10] .

Další studium relativistických jetů

Při prvních pokusech vysvětlit FTL pomocí relativistického směrovaného toku částic se objevila komplikace: překvapivě velká část kompaktních zdrojů vykazovala FTL, zatímco jednoduché geometrické argumenty naznačovaly, že jen několik procent takových objektů by mělo být náhodně orientováno téměř podél linie. zraku.. Přítomnost symetrických rozšířených rádiových komponent naznačovala, že byly zásobovány energií z centrálního zdroje dvou symetrických paprsků. Těžko ale srovnávat svítivost blížící se a vzdalující se (nebo i nehybné) složky. Tento zřejmý rozdíl je obvykle diskutován v kontextu modelu dvojitého výdechu [11] , kdy je záření z jádra považováno za stacionární bod, kde se blížící se relativistický tok stává neprůhledným. Mezi tímto stacionárním bodem v trysce a pohybujícími se vlnoplochami nebo jinými nehomogenitami ve vystupujícím relativistickém toku je pozorován superluminální pohyb.

Takzvané unifikované modely, které interpretují rozmanitost pozorovaných vlastností jako jednoduché geometrické efekty, byly úspěšné jen částečně. Ve své nejjednodušší podobě modely relativistického průchodu paprsků vysvětlují pozorovaný vztah mezi zdánlivou rychlostí a Dopplerovým zvýšením svítivosti . Diskuse se zaměřila na povahu objektů mimo proudovou nebo rodičovskou populaci [12] . Předpokládalo se, že rádiově hlasité kvasary  jsou dopplerovsky vylepšenou podmnožinou mnohem většího počtu opticky pozorovatelných kvasarů a v [13] jsou kompaktní zdroje považovány za dopplerovské vylepšené komponenty rozšířených rádiových zdrojů . Pečlivá pozorování rádiových jader a ejekcí však nejsou plně kompatibilní s účinky očekávanými od jednoduchých relativistických ejekčních modelů [14] [15] [16] [17] .

Kompaktní FTL bursty vždy sledují stejný směr jako více rozšířené bursty, včetně v některých případech (např . 3C 273 a M87 ) optických burstů. Pro interpretaci vzhledu kompaktních ejekcí na jedné straně v důsledku různého dopplerovského zesílení oboustranného relativistického proudění je tedy zjevně nutné, aby se relativistickou rychlostí pohybovaly i velké výtrysky. To by vypadalo velmi zvláštně, protože je těžké si představit, jak se může relativistický tok dále pohybovat beze změn až na několik kiloparseků od středu pohybu. Měření Faradayovy rotace polarizační roviny různých detailů rozšířených rádiových zdrojů však ukazuje, že nejmenší rotace je podle očekávání pozorována ze strany s ejekcí, pokud je výtrysk viditelný pouze na nejbližší straně v důsledku diferenciálního dopplerovského zesílení. [18] .

V rádiové galaxii 3C 120 existuje také přímější pozorovací důkaz, že relativistický tok pokračuje alespoň několik kiloparseků od jádra [19] . Další komplikace je spojena se zjevným rozšířením vlastností z rádiových do infračervených, optických a vyšších energetických oblastí elektromagnetického spektra . Pokud jsou svítivost a morfologie rádiových zdrojů především výsledkem objemového relativistického pohybu a orientace, a nikoli jejich vlastními vlastnostmi, pak by měly být pozorované charakteristiky na jiných vlnových délkách interpretovány obdobně. Ale kvasary s různě nasměrovanými výtrysky by měly mít stále jasné čáry vlastního záření v přítomnosti slabého kontinua a takové "holé" kvasary nejsou pozorovány. Navíc není jasné, jak subluminální zdroje nebo zdroje zahrnující stacionární i superluminální zdroje [20] zapadají do tohoto jednoduchého schématu.

Výklad relativistického záření zpochybňují i ​​mimořádné vlastnosti jader. Americký astronom Halton Arp [21] zdůraznil, že je nepravděpodobné, že by unikátní objekt 3C 120 byl náhodou správně orientován, aby demonstroval FTL . Podobně jedinečný je 3C 273 ; je to nejjasnější kvasar na obloze při jakékoli vlnové délce . Apriorní pravděpodobnost , že tento jedinečný objekt je správně orientován podél linie pohledu, aby mohl pozorovat pohyb FTL, je malá, pokud ovšem nejsou optické , infračervené , rentgenové a gama jasy také zvýšeny Dopplerem. Ale 3C 273 je unikátní i v intenzitě svých emisních čar a je těžké si představit scénáře, které by umožnily emisi čar zesílit hromadným relativistickým pohybem.

V souvislosti se vším výše uvedeným nejsou dosud zcela vyřešeny problémy s pozorováním nadsvětelných rychlostí v astronomii .

Viz také

Poznámky

  1. ↑ D.Yu.Tsvetkov; J.A.Biretta . Ejekce z galaxie M87 , Astronet (28. srpna 2011). Archivováno z originálu 1. listopadu 2018. Staženo 31. října 2018.
  2. ↑ N.A. Lipunov . Výkonný proudový letoun z M87 , Astronet (11. prosince 2004). Archivováno z originálu 1. listopadu 2018. Staženo 31. října 2018.
  3. ↑ Proč je proud M87 jednostranný? | příroda . Získáno 26. října 2018. Archivováno z originálu 19. ledna 2022.
  4. ↑ Jednotná schémata pro radio-hlasitá aktivní galaktická jádra . Získáno 26. října 2018. Archivováno z originálu 22. března 2018.
  5. ↑ N + 1 „Spitzer“ rozeznal rázovou vlnu neviditelného výtrysku galaxie M87.“ . Datum přístupu: 28. dubna 2019. Archivováno 28. dubna 2019.
  6. ↑ V.S.Beskin. Magnetohydrodynamické modely astrofyzikálních výtrysků . Získáno 26. června 2020. Archivováno z originálu dne 20. července 2018.
  7. ↑ Alexej Poniatov . Jak trysky unikají z galaxií? , Novinky vědy a techniky , VĚDA A ŽIVOT (20. 6. 2016). Archivováno z originálu 1. listopadu 2018. Staženo 31. října 2018.
  8. ↑ 1 2 K. A. Postnov / GAISH . Nadsvětelný zdroj v galaxii , Astronet. Archivováno z originálu 5. prosince 2014. Staženo 31. srpna 2018.
  9. ↑ Totiž v případě, kdy je čára výstřiku výtrysku kolmá k přímce pohledu v referenčním systému výtrysku , nikoli ke středu objektu a pozorovatele. Přísně vzato, dvě časoprostorové roviny procházející světočárou výtrysku musí být kolmé : jedna, včetně středu objektu, a druhá - pozorovatel.
  10. ↑ Zensus, JA a Pearson, TJ (1987) Superluminal Radio Sources, Cambridge Univ. Press, Cambridge
  11. ↑ Blandford, R. D. a Konigl, A. (1979) Astrophys. J. 232, 34.
  12. ↑ Scheuer, PAG a Readhead, ACS (1979) Nature 277, 182.
  13. ↑ Orr, MJ a Browne, IWA (1982) po. Ne. Royi. Ast. soc. 200, 1067.
  14. ↑ Kellermann, K. I. et al. (1989) Astronomer. J. 98, 1195.
  15. ↑ Schilizzi, RT a de Bruyn, AG (1983) Nature 303, 26
  16. ↑ Saika, DJ (1981) po. Ne. Royi. Ast. soc. 197, 1097.
  17. ↑ Saika, DJ (1984) po. Ne. Royi. Ast. soc. 208, 231.
  18. ↑ Laing, R. (1988) Nature 331, 149.
  19. ↑ Walker, R.C., et al. (1988) Astrophys. J. 335,668.
  20. ↑ Pauliny-Toch, IIK, et al. (1987) Nature 328, 778.
  21. ↑ Arp, H. (1987) Astrophys. a Astron. 8, 231

Odkazy