İçeriğe atla

Astrofiziksel jet

Vikipedi, özgür ansiklopedi
Yıldız patlama gökadası Centaurus A, bir milyon ışık yılından daha uzun plazma jetleriyle Dünya'ya en yakın aktif radyo gökadası olarak kabul edilir. APEX'teki LABOCA'dan alınan 870 mikronluk milimetre-altı verileri turuncu renkle gösterilmiştir. Chandra X-ışını Gözlemevi'nden elde edilen X-ışını verileri mavi renkle gösterilmiştir. Şili, La Silla'daki MPG/ESO 2,2 m teleskopu üzerindeki Geniş Alan Görüntüleyici'den (WFI) elde edilen görünür ışık verileri, arka plan yıldızlarını ve gökadanın karakteristik toz şeridini neredeyse "gerçek renklerde" göstermektedir.

Astrofiziksel jet, iyonize olmuş maddenin dönüş ekseni boyunca uzamış ışınlar şeklinde dışarı atıldığı astronomik bir olgudur.[1] Işındaki büyük ölçüde hızlandırılmış madde ışık hızına yaklaştığında, astrofiziksel jetler özel görelilik etkileri gösterdiği için relativistik jetler haline gelir.

Astrofiziksel jetlerin oluşumu ve güçlenmesi, birçok yüksek enerjili astronomik kaynakla ilişkili oldukça karmaşık olaylardır. Muhtemelen, çoğu zaman kara delikler, nötron yıldızları veya atarcalar gibi kompakt merkezi cisimlerle bağlantılı olan, yığılma disklerindeki dinamik etkileşimlerden kaynaklanırlar. Bir açıklamaya göre karmaşık manyetik alanlar, merkezdeki kaynaktan zıt yönlerde sadece birkaç derece genişliğinde açılarla (yaklaşık %1'den fazla) iki ışını yönlendirecek şekilde düzenlenir.[2] Jetler ayrıca, çerçeve sürüklenmesi (frame-dragging) olarak bilinen genel görelilik etkisinden de etkilenebilir.[3]

En büyük ve en aktif jetlerin çoğu, kuasarlar ve radyo gökadaları gibi aktif gökadaların merkezindeki veya gökada kümeleri içindeki süper kütleli kara delikler (SMBH) tarafından oluşturulur.[4] Bu tür jetlerin uzunluğu milyonlarca parsekten fazla olabilir.[2] Jet içeren diğer astronomik cisimler arasında, kataklizmik değişen yıldızlar, X-ışını ikilileri ve gama ışını patlamaları (GRB) bulunur. Çok daha küçük ölçeklerdeki jetler (~1-10 parsek), T Tauri yıldızları ve Herbig–Haro cisimleri gibi yıldız oluşum bölgelerinde bulunabilir. Bu cisimler kısmen jetlerin yıldızlararası ortamla etkileşimi sonucu oluşur. Çift kutuplu akışlar ayrıca önyıldızlar[5] veya evrimleşmiş AGB sonrası yıldızlar, gezegenimsi bulutsular ve çift kutuplu bulutsular ile de ilişkilendirilebilir.

Relativistik jetler

[değiştir | kaynağı değiştir]

Hubble Uzay Teleskobu tarafından elde edilen görüntüde relativistik jet yayan eliptik gökada Messier 87

Relativistik jetler, ışık hızına yakın hızlarda ivmelendirilmiş iyonize madde ışınlarıdır. Çoğu, gözlemsel olarak bazı aktif gökadaların merkezi kara delikleri, radyo gökadaları veya kuasarlarla, ayrıca galaktik yıldız kaynaklı kara delikler, nötron yıldızları ya da atarcalarla ilişkilendirilmiştir. Işın uzunlukları birkaç bin,[6] yüz binlerce[7] veya milyonlarca[2] parsek arasında değişebilir. Jet hızları ışık hızına yaklaştığında, görünür ışının parlaklığını değiştiren relativistik ışıma (relativistic beaming) gibi özel görelilik kuramının önemli etkileri ortaya çıkar.[8]

Gökadalardaki büyük kütleli merkezi kara delikler en güçlü jetlere sahiptir, fakat yapıları ve davranışları, daha küçük galaktik nötron yıldızları ve kara deliklere benzer. Bu tip SMBH sistemleri genellikle mikrokuasarlar olarak adlandırılır ve geniş bir hız aralığı gösterirler. Örneğin, SS 433 jeti 0,26c'lik ortalama bir hıza sahiptir.[9] Relativistik jet oluşumu, gözlemlenen gama ışını patlamalarını da açıklayabilir. Bunlar, bilinen en relativistik jetlere sahiptir ve ultra-relativistik (ışık hızına yakın) olarak sınıflandırılır.[10]

Jetlerin bileşimi ile ilgili mekanizmalar belirsizliğini korumaktadır,[11] fakat bazı çalışmalar jetlerin, nötr atom çekirdekleri, elektronlar ve pozitronlardan oluşan elektriksel olarak nötr bir karışımdan meydana geldiği modellerini desteklerken diğer çalışmalar pozitron-elektron plazmasından oluşan jetlerle tutarlıdır.[12][13][14] Relativistik bir pozitron-elektron jetine kapılan iz atom çekirdeklerinin son derece yüksek enerjiye sahip olması beklenir, çünkü bu daha ağır çekirdekler, pozitron ve elektron hızına eşit bir hıza ulaşmalıdır.

Olası enerji kaynağı olarak rotasyon

[değiştir | kaynağı değiştir]

Relativistik bir jeti fırlatmak için gereken muazzam miktarda enerji nedeniyle, bazı jetler muhtemelen dönen kara deliklerden güç alır. Bununla birlikte, jetlere sahip yüksek enerjili astrofiziksel kaynakların sıklığı, ilişkili yığılma diski içindeki enerji ve üreten kaynaktan gelen X-ışını emisyonlarıyla dolaylı olarak tanımlanan farklı mekanizmaların kombinasyonlarını düşündürmektedir. Kara delikten astrofiziksel bir jete enerji aktarımını açıklamak için iki erken dönem teori kullanılmıştır:

  • Blandford-Znajek süreci.[15] Bu teori, kara deliğin dönüşüyle sürüklenen ve eğilen bir yığılma diskinin etrafındaki manyetik alanlardan enerjinin nasıl çekildiğini açıklar. Manyetik alan çizgilerinin sıkışmasıyla relativistik maddelerin fırlatılabileceği öne sürülür.
  • Penrose mekanizması.[16] Burada enerji, dönen bir kara delikten çerçeve sürüklenmesi yoluyla çıkarılır, bu daha sonra Reva Kay Williams tarafından teorik olarak relativistik parçacık enerjisi ve momentumunun çıkarılabileceği kanıtlanmış[17] ve jet oluşumu için olası bir mekanizma olduğu gösterilmiştir.[18] Bu etki, genel görelilik teorisinin kütleçekimsel elektromanyetizma kullanımını da içerir.

Nötron yıldızlarındaki relativistik jetler

[değiştir | kaynağı değiştir]
Süpernova kalıntısı kökenli atarca IGR J11014-6103, bulutsu ve jet ile birlikte görünüyor.

Jetler, dönen nötron yıldızlarında da gözlemlenebilir. Şimdiye kadar Samanyolu'nda gözlemlenen en büyük jete sahip olan ve hızı ışık hızının %80'i (0,8c) olarak tahmin edilen atarca IGR J11014-6103 buna bir örnektir. X-ışını gözlemleri elde edilmiştir, fakat algılanan bir radyo işareti veya yığılma diski yoktur.[19][20] Başlangıçta bu atarcanın hızla döndüğü varsayılıyordu, fakat daha sonraki ölçümler dönüş hızının yalnızca 15,9 Hz olduğunu göstermiştir.[21][22] Böylesine yavaş bir dönüş hızı ve yığılma malzemesinin eksikliği, jetin ne dönüş ne de yığılma kaynaklı olmadığını düşündürmektedir; ancak jetin atarcanın dönüş ekseniyle hizalanmış olduğu ve atarcanın gerçek hareketine dik olduğu görülmektedir.

Ayrıca bakınız

[değiştir | kaynağı değiştir]

Kaynakça

[değiştir | kaynağı değiştir]
  1. ^ Beall, J. H. (2015). "A Review of Astrophysical Jets" (PDF). Proceedings of Science. s. 58. Bibcode:2015mbhe.confE..58B. doi:10.22323/1.246.0058 Özgürce erişilebilir. 19 Şubat 2017 tarihinde kaynağından arşivlendi (PDF). Erişim tarihi: 19 Şubat 2017. 
  2. ^ a b c Kundt, W. (2014). "A Uniform Description of All the Astrophysical Jets" (PDF). Proceedings of Science. s. 58. Bibcode:2015mbhe.confE..58B. doi:10.22323/1.246.0058 Özgürce erişilebilir. 19 Şubat 2017 tarihinde kaynağından arşivlendi (PDF). Erişim tarihi: 19 Şubat 2017. 
  3. ^ Miller-Jones, James (April 2019). "A rapidly changing jet orientation in the stellar-mass black-hole system V404 Cygni" (PDF). Nature. 569 (7756). ss. 374-377. arXiv:1906.05400 $2. Bibcode:2019Natur.569..374M. doi:10.1038/s41586-019-1152-0. PMID 31036949. 9 Mart 2024 tarihinde kaynağından arşivlendi (PDF). Erişim tarihi: 23 Eylül 2024. 
  4. ^ Beall, J. H (2014). "A review of Astrophysical Jets". Acta Polytechnica CTU Proceedings. 1 (1). ss. 259-264. Bibcode:2014mbhe.conf..259B. doi:10.14311/APP.2014.01.0259 Özgürce erişilebilir. 
  5. ^ "Star sheds via reverse whirlpool". Astronomy.com. 27 Aralık 2007. 26 Mayıs 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 26 Mayıs 2015. 
  6. ^ Biretta, J. (6 Ocak 1999). "Hubble Detects Faster-Than-Light Motion in Galaxy M87". 11 Kasım 2021 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 23 Eylül 2024. 
  7. ^ "Evidence for Ultra-Energetic Particles in Jet from Black Hole". Yale University – Office of Public Affairs. 20 Haziran 2006. 13 Mayıs 2008 tarihinde kaynağından arşivlendi. 
  8. ^ Semenov, V.; Dyadechkin, S.; Punsly, B. (2004). "Simulations of Jets Driven by Black Hole Rotation". Science. 305 (5686). ss. 978-980. arXiv:astro-ph/0408371 $2. Bibcode:2004Sci...305..978S. doi:10.1126/science.1100638. PMID 15310894. 25 Ocak 2021 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 23 Eylül 2024. 
  9. ^ Blundell, Katherine (Aralık 2008). "Jet Velocity in SS 433: Its Anticorrelation with Precession-Cone Angle and Dependence on Orbital Phase". The Astrophysical Journal. 622 (2). s. 129. arXiv:astro-ph/0410457 $2. doi:10.1086/429663 Özgürce erişilebilir. Erişim tarihi: 15 Ocak 2021. 
  10. ^ Dereli-Bégué, Hüsne; Pe’er, Asaf; Ryde, Felix; Oates, Samantha R.; Zhang, Bing; Dainotti, Maria G. (24 Eylül 2022). "A wind environment and Lorentz factors of tens explain gamma-ray bursts X-ray plateau". Nature Communications (İngilizce). 13 (1). s. 5611. arXiv:2207.11066 $2. Bibcode:2022NatCo..13.5611D. doi:10.1038/s41467-022-32881-1. ISSN 2041-1723. PMC 9509382 $2. PMID 36153328. 
  11. ^ Georganopoulos, M.; Kazanas, D.; Perlman, E.; Stecker, F. W. (2005). "Bulk Comptonization of the Cosmic Microwave Background by Extragalactic Jets as a Probe of Their Matter Content". The Astrophysical Journal. 625 (2). ss. 656-666. arXiv:astro-ph/0502201 $2. Bibcode:2005ApJ...625..656G. doi:10.1086/429558. 
  12. ^ Hirotani, K.; Iguchi, S.; Kimura, M.; Wajima, K. (2000). "Pair Plasma Dominance in the Parsec-Scale Relativistic Jet of 3C 345". The Astrophysical Journal. 545 (1). ss. 100-106. arXiv:astro-ph/0005394 $2. Bibcode:2000ApJ...545..100H. doi:10.1086/317769. 
  13. ^ "Electron–positron Jets Associated with Quasar 3C 279" (PDF). 16 Mayıs 2017 tarihinde kaynağından arşivlendi (PDF). Erişim tarihi: 23 Eylül 2024. 
  14. ^ Naeye, R.; Gutro, R. (9 Ocak 2008). "Vast Cloud of Antimatter Traced to Binary Stars". NASA. 7 Mart 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 23 Eylül 2024. 
  15. ^ Blandford, R. D.; Znajek, R. L. (1977). "Electromagnetic extraction of energy from Kerr black holes". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 179 (3). s. 433. arXiv:astro-ph/0506302 $2. Bibcode:1977MNRAS.179..433B. doi:10.1093/mnras/179.3.433 Özgürce erişilebilir. 
  16. ^ Penrose, R. (1969). "Gravitational Collapse: The Role of General Relativity". Rivista del Nuovo Cimento. Cilt 1. ss. 252-276. Bibcode:1969NCimR...1..252P.  Yeniden basıldı: Penrose, R. (2002). ""Golden Oldie": Gravitational Collapse: The Role of General Relativity". General Relativity and Gravitation. 34 (7). ss. 1141-1165. Bibcode:2002GReGr..34.1141P. doi:10.1023/A:1016578408204. 
  17. ^ Williams, R. K. (1995). "Extracting X-rays, Ύ-rays, and relativistic e−e+ pairs from supermassive Kerr black holes using the Penrose mechanism". Physical Review. 51 (10). ss. 5387-5427. Bibcode:1995PhRvD..51.5387W. doi:10.1103/PhysRevD.51.5387. PMID 10018300. 
  18. ^ Williams, R. K. (2004). "Collimated Escaping Vortical Polar e−e+Jets Intrinsically Produced by Rotating Black Holes and Penrose Processes". The Astrophysical Journal. 611 (2). ss. 952-963. arXiv:astro-ph/0404135 $2. Bibcode:2004ApJ...611..952W. doi:10.1086/422304. 
  19. ^ "Chandra :: Photo Album :: IGR J11014-6103 :: June 28, 2012". 24 Eylül 2018 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 23 Eylül 2024. 
  20. ^ Pavan, L.; ve diğerleri. (2015). "A closer view of the IGR J11014-6103 outflows". Astronomy & Astrophysics. Cilt 591. ss. A91. arXiv:1511.01944 $2. Bibcode:2016A&A...591A..91P. doi:10.1051/0004-6361/201527703. 
  21. ^ Pavan, L.; ve diğerleri. (2014). "The long helical jet of the Lighthouse nebula, IGR J11014-6103" (PDF). Astronomy & Astrophysics. 562 (562). ss. A122. arXiv:1309.6792 $2. Bibcode:2014A&A...562A.122P. doi:10.1051/0004-6361/201322588. 22 Eylül 2020 tarihinde kaynağından arşivlendi (PDF). Erişim tarihi: 23 Eylül 2024.  Deniz Feneri bulutsusunun uzun sarmal jeti sayfa 7
  22. ^ Halpern, J. P.; ve diğerleri. (2014). "Discovery of X-ray Pulsations from the INTEGRAL Source IGR J11014-6103". The Astrophysical Journal. 795 (2). ss. L27. arXiv:1410.2332 $2. Bibcode:2014ApJ...795L..27H. doi:10.1088/2041-8205/795/2/L27. 

Dış bağlantılar

[değiştir | kaynağı değiştir]
"https://tr.wikipedia.org/w/index.php?title=Astrofiziksel_jet&oldid=33930035" sayfasından alınmıştır