Astronomiya

AGN təyyarələrindəki hissəciklər qalaktikadan qaçır?

AGN təyyarələrindəki hissəciklər qalaktikadan qaçır?

Məsələn, http://www.thestargarden.co.uk/Black-holes.html saytında bütün ulduzların müəyyən qalaktikalardan atılacağını oxudum. "Bunların, böyük bir qara dəliyə yaxınlaşdıqda parçalanan ikili bir ulduz sisteminin bir hissəsi olduğu düşünülür. Bir ulduz tutulduqda, digəri Qalaktikanın qaçma sürətini aşan bir sürətlə uzaqlaşdırıldı."

Sualım fırlanan supermassive qara dəliyin qütblərində yarana bilən təyyarələrlə bağlıdır: "Superkütləvi qara dəliyin fırlanma oxunda yığılma diskindən çıxan maddə işıq sürəti ilə uzaqlaşdırıla bilər və genişlənə bilən təyyarələr yaradır. minlərlə işıq ili üçün. "

Minlərlə işıq ili uzaqda, bu məsələ hələ də cazibə qüvvəsi ilə qalaktikaya bağlıdır? (Olmasa, bəlkə də bəzi hissəciklər bir müddət çəkən böyük bir döngədə dolana bilər.)


Bəli, mütləq.

Bəzi maddə qalaktikaya "qalaktik fəvvarə" kimi qayıdır (məsələn, Biernacki & Teyssier 2018), bəzi maddələr qalaktikalararası mühitin bir hissəsi halına gələn super qaçış sürətində atılır.

Bu, interaktiv mühitin (IGM) metal ilə zəngin qazla (yəni helyumdan daha ağır elementlər) çirkləndirilməsindən məsul olan mexanizmlərdən biridir. Bunun son bir müşahidəsi Fujimoto və digərləri tərəfindən təqdim edilmişdir. (2020).

IGM özü ulduzları meydana gətirmək üçün çox seyrəkdir və buna görə də metalları özü meydana gətirir, lakin bununla belə, ümumiyyətlə arxa kvazarlar spektrlərində udma xətləri kimi görünən olduqca çox metal ehtiva etdiyi müşahidə edilir (məsələn Songaila & Cowie 1996; Aguirre et al. 2008). Bunlar ya ulduzlu geribildirimlə (radiasiya təzyiqi, kosmik şüalar və supernova geribildirim yolu ilə) ya da AGN aktivliyi ilə qalaktikalardan atılmalıdır (bax: Germain et al. 2009).

Ancaq materialın nisbi sürətlərə çatmasına baxmayaraq, "işıq sürəti ilə uzaqlaşdırılmasının" biraz çox sürətli olduğunu unutmayın. Yalnız kütləsiz hissəciklər işığın sürətində hərəkət edə bilər, ancaq kütləsinizsə bu həqiqətən böyük bir nailiyyət deyil - fotonlar hər zaman bunu edirlər, bu səbəbdən ilk növbədə qalaktikaları görürük.


Teleskopsuz Astronomiya & # 8211 Blazar Jets

Qütb təyyarələri tez-tez dönmə toplama diskləri olan obyektlərin ətrafında olur - yeni yaranan ulduzlardan qocalmış neytron ulduzlarına qədər. Və ən güclü qütb təyyarələrindən bəziləri ulduz və ya böyük ölçüdə olsalar da, qara dəliklərin ətrafındakı yığılma disklərindən yaranır. Sonuncu vəziyyətdə, kvazarlar kimi aktiv qalaktikalardan çıxan jetləri, təyyarələri təxminən Dünyaya yönəldilmişdir.

İstənilən miqyasda qütb təyyarələrinin istehsalının təməlində dayanan fizika tamamilə başa düşülməyib. Çox güman ki, fırlanan bir yığılma diskində yaranan maqnit qüvvə xəttlərinin yığılma diskinin sıxılmış mərkəzindən müşahidə etdiyimiz dar jetlərə kanal plazma. Ancaq tam olaraq enerji ötürmə prosesinin jet materialına qaçış sürətinin açıq şəkildə atılması üçün lazım olanı verməsi hələ mübahisələrə tabedir.

Qara dəlik yığma disklərinin həddindən artıq vəziyyətlərində, jet materialı işıq sürətinə yaxın qaçma sürətləri əldə edir - material qara dəliyin yaxınlığından qaçmaq üçün lazımdır. Bu cür sürətlə atılan qütb təyyarələrinə ümumiyyətlə relyativist jetlər deyilir.

Blazarlardan gələn nisbi reaktivlər elektromaqnit spektri boyunca enerjili şəkildə yayımlanır - yerüstü radio teleskoplarının aşağı tezlikli radiasiyasını ala biləcəyi yerlərdə, Fermi və ya Chandra kimi kosmik teleskoplar da yüksək tezlikli radiasiyanı ala bilər. Bu hekayənin aparıcı görüntüsündən də göründüyü kimi, Hubble M87-dən birindən optik işığı ala bilər, baxmayaraq ki M87-dən & # 8216curious düz şüanın yerüstü optik müşahidələri erkən qeydə alınmışdır. 1918.

Qütb təyyarələrinin maqnit güc xəttlərini bükməklə formalaşdırıldığı (kolimasiya olunduğu) düşünülür. Təyyarələri sıxışdıran hərəkətverici qüvvə maqnit və / və ya güclü radiasiya təzyiqi ola bilər, lakin heç kim bu mərhələdə həqiqətən əmin deyil. Kredit: NASA.

Coğrafi cəhətdən uzaq radio teleskop yeməklərindən alınan məlumatların nəhəng bir virtual teleskop dizisinə inteqrasiyasını əhatə edən Çox Uzun Başlanğıc İnterferometriyasından (VLBI) alınan yüksək qətnamə məlumatlarının son icmalı struktura biraz daha çox fikir verir (bir az da olsa) və aktiv qalaktikalardan gələn təyyarələrin dinamikası.

Bu cür təyyarələrdən gələn radiasiya böyük dərəcədə qeyri-istilikdir (yəni reaktiv materialın istiliyinin birbaşa nəticəsi deyil). Radio emissiyası, ehtimal ki, elektronların bir maqnit sahəsində sürətlə fırlandığı sinxrotron effektlərindən və bütün elektromaqnit spektrindən şüa çıxardığı, lakin ümumiyyətlə radio dalğa uzunluğundakı zirvədən qaynaqlanır. Fotonun sürətlə hərəkət edən hissəciklə toqquşmasının daha çox enerji və dolayısı ilə həmin fotona daha yüksək bir tezlik verdiyi əks kompton effekti də daha yüksək tezlikli radiasiyaya kömək edə bilər.

Hər halda, VLBI müşahidələri, parlaq təyyarələrin supermassive qara dəliyin radiusunun 10 ilə 100 qat arasındakı məsafədə meydana gəldiyini və onları nisbi sürətlərə sürətləndirməyə çalışan hər hansı qüvvənin yalnız bu radiusdan 1000 qat məsafədə işləyə biləcəyini göstərir. Təyyarələr, ilkin impulsun təkanının nəticəsi olaraq, işıq ili məsafələrində şüalana bilər.

Mıknatısla idarə olunan axının (Poynting axını) kinetik kütlə axınına enən nöqtələri təmsil edə bilən şok cəbhələri jetin bazasında tapıla bilər və maqnitohidrodinamik qüvvələr jeti qarışdırılmış vəziyyətdə saxlamağa davam etsə də (yəni dar bir şüa içərisindədir) ) işıq ili məsafələrində.

Sol: Centaurus A-nın Xray / radio / optik kompozit fotoşəkili - eyni zamanda texniki cəhətdən bir cilvələnmə deyil, çünki təyyarələri Yerlə uyğunlaşmır. Kredit: X-ray: NASA / CXC / CfA / R.Kraft et al. Submillimetr: MPIfR / ESO / APEX / A. Weiss et al. Optik: ESO / WFI. Sağ: Dolunayla müqayisədə Centaurus A-dan radio parıltısını göstərən kompozit bir görüntü. Ön planda olan antenalar, bu görüntü üçün məlumat toplayan CSIRO-nun Avstraliya Teleskop Kompakt Dizisi.

Bu, maraqlı, bəzən jarqonlara bənzər bir kağız olmasına baxmayaraq, bu qədər maraqlı bir şey toplamağı bacardığım qədər idi.


Galaktik Jetlərin Mənşəyi haqqında

21 milyon işıq ili uzaqlıqda olan fövqəladə bir kosmik laboratoriya, radio astronomlarına bir çox qalaktikaların və kvazarların qəlbində ultra güclü & # 8220 mühərriklərinin sirlərini açmaq üçün ən yaxşı fürsətlərini təqdim edir. Milli Elm Fondu və # 8217s Very Long Baseline Array (VLBA) və Very Large Array (VLA) radio teleskoplarını istifadə edən beynəlxalq bir tədqiqat qrupu, NGC 4258 qalaktikasının nüvəsinə dərindən baxaraq, yüksək olduğu sirli bölgə ilə bağlı vacib yeni məlumatları öyrəndi. -subatomik hissəciklərin sürət jetləri atılır. Alimlər tapıntılarını bu gün Toronto, Ontariodakı Amerika Astronomiya Cəmiyyətinin iclasında elan etdilər.

Yeni tədqiqat, 1979-cu ildə ilk dəfə təklif edilən bu cür təyyarələrin mənşəyi üçün nəzəri bir model üçün əhəmiyyətli bir kəmiyyət dəstəyi verir.

NGC 4258, 1994-cü ildə su molekullarının əyri bir diskinin kəşf edildiyi qalaktikadır. VLBA ilə təfərrüatı ilə müşahidə edilən bu diskin, Günəşdən təxminən 35 milyon dəfə daha kütləvi bir mərkəzi kütlə ətrafında dövr etdiyi göstərildi. Astronomların inandığı kimi bu mərkəzi kütlə qara bir dəlikdir. Diskin və onun ətrafındakı son tədqiqatlar astronomlara, hələ də qara dəliyin yerləşdiyi sistemin tam mərkəzini təyin etmək bacarığı da daxil olmaqla aktiv bir qalaktik nüvənin (AGN) qəlbində ən ətraflı görünüşlərini verdi.

1994-cü il müşahidələri, qalaktikanın mərkəzində qara dəliyin mövcudluğuna dair ən yaxşı dəlillər gətirdi. Qravitasiya sahələrindən işıq belə çıxa bilməyəcək qədər sıx olan qara dəliklər uzun müddət AGN-lərin enerjili mərkəzi mühərriklərinin hərəkətverici qüvvəsi kimi şübhələnilir. Molekulyar diskin NGC 4258-də sərbəst mövcudluğu, astronomların qitə boyu VLBA-nın ultrasharp radiosunu və # 8220vision & # 8221-i bu qalaktikanın mərkəzi mühərrikinin ürəyində görünməmiş bir aydınlıq ilə araşdırmaq üçün istifadə etmələrinə kömək etdi.

Tədqiqatçılar bunlardır: Socorro'daki Milli Radio Astronomiya Rəsədxanasının Harvard-Smithsonian Astrofizika Mərkəzindən Philip Diamond, James Herrnstein, James Moran və Lincoln Greenhill, Yaponiyanın NM Mikoto Miyoshi & # 8217s Misusawa Astrogeodynamics Rəsədxanası və Yaponiyanın Naomasa Nakai və Makoto Inoue # 8217s Nobeyama Radio Rəsədxanası. Əsər Herrnstein & # 8217s Ph.D. Harvard Universitetində dissertasiya.

Müşahidələrin fövqəladə təfərrüatı, qara dəlik ətrafında dövr edən diskdəki su molekullarının mikrodalğalı radio yayımlarını bir lazerin işığı artırdığı şəkildə gücləndirməsi ilə mümkün olur. Bu təbii gücləndiricilərə kosmik maserlar deyilir və radio teleskopları üçün parlaq hədəflər istehsal edirlər. NGC 4258 mərkəzində su maserlərinin tədqiqi 1994-cü ildə orbitə diskini ortaya çıxardı.

NGC 4258-də su maserlərinin əlavə tədqiqatları indi tədqiqat qrupuna diskin ətrafında dönən obyektin yerini dəqiq müəyyən etməyə imkan verdi. Bundan əlavə, qalaktikanın mərkəzindəki yeni müşahidələr, astronomların yüksək sürətli təyyarələrin daxili hissələrini izlədiklərinə inanan radio emissiyasını göstərir. Birləşdirildikdə, bu yeni müşahidələr, qara dəlik ilə təyyarələrin daxili müşahidə olunan hissələri arasındakı məsafəni ölçməyə imkan verir.

Belə ölçmə son dərəcə vacibdir, çünki 1979-cu ildə Caltechdən Roger Blandford və Chicago Universitetindən Arieh Konigl tərəfindən təklif olunan standart nəzəri model, aşkar edilmiş bütün radio emissiyalarının reaktivləri yaradan mərkəzi mühərrikdən kompensasiya ediləcəyi barədə açıq bir proqnoz verir. NGC 4258-in yeni radio müşahidələri bir AGN-nin nüvəsinin dəqiq yerini göstərən ilk və bununla da nüvə ilə ona yaxın olan aşkar edilmiş emissiya arasındakı ofsetin ölçülməsinə imkan verən ilkdir.

Əhəmiyyətli dərəcədə NGC 4258-də ölçülən ofset, Blandford və Konigl modeli tərəfindən verilən kəmiyyət proqnozu ilə tamamilə uyğundur.

& # 8220Bu illər ərzində radio jetləri ilə qara dəliklər arasındakı əlaqə haqqında bir çox spekülasyon var idi & # 8221, Herrnstein dedi. & # 8220Amma bu ölçü bu obyektdəki aralarındakı həndəsi əlaqəni dəqiq bir şəkildə bağlayır. & # 8221

Tədqiqat qrupu bu ölçmələrə əlavə olaraq, orbit diskindəki fərdi maser bölgələrinin hərəkətini də qeyd etdi. Belə bir hərəkət gözlənilirdi və maserlərin həqiqətən qara dəlik ətrafında fırlanan bir disk parçası olduqlarını daha da təsdiqləməyə kömək edir. Bu hərəkətlər, diskin görmə xəttimizə ən yaxın olan hissəsindəki orbital hərəkətin bizə ən çox aydın göründüyü maserlərdə görülür. Diskin kənarlarında müşahidə edilən maserlər (Yerdən göründüyü kimi) zamanla belə bir ölçülə bilən düzgün hərəkət göstərmirlər.

Moran qeyd edir ki, & # 8220Megamaser diskinin fırlanma müddəti təxminən 800 il olmasına baxmayaraq, iki illik müşahidələr zamanı maserlərin hərəkəti, təxminən 3000 mil məsafədə görülən bir millimetrlik bir hərəkətə bərabər, təxminən 60 mikroarsan saniyə idi. . Diskin bu qədər məsafədə döndüyünün şahidi olmaq çox həyəcanlıdır. & # 8221

Digər bir fayda da uyğun hərəkətlərin ölçülməsini, disk kənarındakı maserlərdən gələn radio emissiyasındakı Doppler sürüşmə ölçüləri ilə birləşdirməkdən qaynaqlanır. Bu iki məlumat astronomlara NGC 4258-ə olan məsafəni əvvəlkindən daha dəqiqliklə hesablamağa imkan verir. Bu məsafənin hesablanması, digər qeyri-səmavi məsafə ölçmələrini təsirləndirən bir çox qeyri-müəyyənliyə tabe olmayacaq və beləliklə, digər qalaktikalar üçün hələ də müəyyən olmayan kosmik məsafə miqyasını təyin etməyə kömək edəcəkdir.

Tədqiqatçılar hələ də məsafə hesablamalarını dəqiqləşdirirlər, lakin yüzdə 5-in içində dəqiq bir rəqəmə çatmağı düşünürlər.

& # 8220Bu qədər dəqiqlik, sistemin yaxşı başa düşülən dinamikası sayəsində mümkündür & # 8221, Greenhill dedi. & # 8220Bu, sıradan bir trigonometrik metoddur, qeyri-qalaktik məsafə göstəricilərinin normal iyerarxiyasından asılı deyil. & # 8221

NGC 4258 qalaktikası, Messier 106 olaraq da bilinir və Böyük Dipper yaxınlığında, şimal yarımkürəsinin gecə qış səmasında orta ölçülü həvəskar teleskoplarda görünür.

Milli Radio Astronomiya Rəsədxanası, Associated Universities, Inc-in kooperativ razılığı ilə fəaliyyət göstərən Milli Elm Fondunun bir təsisidir. Harvard-Smithsonian Astrofizika Mərkəzi, Harvard College Rəsədxanası və Smithsonian Astrofizika Rəsədxanası tərəfindən idarə olunur.


Güclü Qara Delik Jet izah edildi

Qara dəlik içərisində nəyin göründüyünü heç bilmirik, astronomlar bu yaxınlarda hələ ən yaxın görünüşlərdən birini əldə etdilər. Görmə qabiliyyətinə sahib olan alimlər, bu nəhəng kosmik çuxurun təxminən işıq sürəti ilə hərəkət edən hissəciklərin təyyarələrini necə atdıqları barədə nəzəriyyələri təsdiqləməyə icazə verdilər.

Kainatda görünən ən parlaq cisimlərdən biri olan bu güclü təyyarələrin ilk müşahidələrindən bəri astronomlar hissəciklərin bu qədər sürətlənməsinə nə səbəb olduğunu düşünürlər. Qara dəliyin nəhəng kütləsi ətrafdakı məkanı və zamanı təhrif edərək aparıcı bir fərziyyəni irəli sürdü və maqnit sahələrini materialı xaricə doğru itələyən bir bobinə çevirdi.

İndi tədqiqatçılar ekstremal partlama dövründə bir reaktivi müşahidə etdilər və hissəcik axınlarının aparıcı fərziyyənin proqnozlaşdırdığı kimi qara dəlikdən bir tirbuşon yolu keçdiyini sübut etdilər.

Tədqiqat qrupuna rəhbərlik edən Boston Universiteti astronomu Alan Marscher, "Bu təyyarələrin birinin daxili hissəsinə bənzəri görünməmiş bir görünüş əldə etdik və bu nəhəng hissəcik sürətləndiricilərinin necə işlədiyini anlamaq üçün çox vacib olan məlumatlar əldə etdik" dedi. Tədqiqatın nəticələri jurnalın 24 aprel sayında ətraflı şəkildə verilmişdir Təbiət.

Ekip, Yerdən təqribən 950 milyon işıq ili məsafəsində olan BL Lacertae (BL Lac) adlı bir qalaktikanı araşdırdı və Günəşimizin kütləsindən 200 milyon qat çox olan bir mərkəzi qara dəlik var. Bu supermassive qara dəliyin təyyarəsi təxminən bizi düz tərəfə yönəltdiyindən, bir blazar adlanır (kvazarın bir blazarla eyni olması düşünülür, ancaq təyyarələri bizə tərəf yönəldilmir).

National ScienceFoundation-un Çox Uzun Əsas Array (VLBA) radio teleskopu və NASA-nınRossi X-ray Zamanlama Kəşfiyyatçısı və bir sıra optik teleskoplar tərəfindən aparılan yeni müşahidələr, alimlərin gözlədikləri kimi spiral kanal boyunca xaricə doğru hərəkət etdiyini göstərir.

Bu məlumatlar bükülmüş maqnit sahələrinin jet şüaları yaratdığına dair təklifi dəstəkləyir. Yaxınlıqdakı ulduzlar və qaz kimi qalaktika mərkəzindəki material, qara dəliyin çox ağırlığı ilə çəkilir və nüvənin ətrafında dövr edən bir disk meydana gətirir (materialın hərəkətsizliyi onu qara dəliyə düşmək əvəzinə bir diskdə fırlayır) ). Təhrif olunmuş maqnit sahə xətləri yüklənmiş hissəcikləri diskdən çəkir və az qala işıq sürətində xaricə axmağa səbəb olur.

Miçiqan Universitetinin yeni tədqiqat üzərində işləyən astronomu Hugh Aller, "Maddənin bu bölgələrə düşdüyünü və partlayışların olduğunu bildik" dedi. "Həqiqətən bir sirr budur ki, həqiqətən bu yüksək enerjili hissəciklərin olduğunu görə bildik, lakin necə yaradıldıqlarını, necə sürətləndiklərini bilmədik. Modelin məlumatlarla uyğunlaşdığı ortaya çıxdı. Əslində hissəciklərin birləşdiyini görə bilərik bu maqnit sahəsi boyunca sürətləndikcə sürət. "

Astronomlar eyni zamanda aparıcı fərziyyə ilə proqnozlaşdırılan başqa bir fenomenin sübutlarını da müşahidə etdilər? təyyarələrin içərisinə sıçrayan maddə qara dəliyin nüvəsindən kənar bir şok dalğasına dəyəndə bir alov meydana gələcək.


Bir AGN tapdığınız ən yaxşı on əlamət

Bəli, bəli, AGN dediyimiz şey, sadəcə bir qalaktikanın mərkəzindəki supermassive qara dəliyin nəticəsidir. Ancaq həqiqətən qara dəliyin özünü görə bilmirik, buna görə bir AGN-i necə tanıya bilərik?

AGN üçün müşahidə sübutlarının siyahısına baxaq.

Bower et al., ApJ 492, 111L (1998), M84 nüvəsindəki qaz hərəkətlərini ölçdü və dəqiq bir fırlanma imzası tapdı.

Dürüstlükdən yaxşılığa doğru Keplerian hərəkəti görə bilmirsinizsə, heç olmasa çox yüksək sürətlərə dair dəlillər görə bilərsiniz.

AGN-in əksəriyyəti, eyni zamanda, geniş emissiya xəttlərindən daha az geniş olan dar emissiya xətləri göstərir (təəccüblü deyil). Bu işığı istehsal edən material daha yavaş hərəkət etmək üçün qara dəlikdən daha uzaq olmalıdır.

Məsələ burasındadır - qalaktikalardakı bütün dar emissiya xətləri AGN və ya daha spesifik olaraq, supermassive qara dəliklə əlaqəli hadisələrə görə deyil. Ulduz meydana gəlməsi bölgələri də emissiya xətləri yarada bilər və bəzi ulduzlar "starburst qalaktikaları" çox böyük miqdarda ulduz forması nümayiş etdirir.

Xoşbəxtlikdən, bəzi xüsusi emissiya xətlərinin xüsusiyyətlərini ölçmək olarsa, ulduz partlaması bölgələri tərəfindən yaradılan işığı AGN yaxınlığında yaradılan işığdan ayırmaq olar.


Şəkil Groves və Kewley-dən götürülmüşdür, "Seçici Kainatın Yolları", ASPC 390, 283 (2008)

Qalaktikanın nüvəsindən xaricə doğru uzanan xətti bir xüsusiyyət və ya cüt xüsusiyyət görürsənsə, yaxınlıqda böyük bir qara dəliyin yaşadığı şübhəsizdir. Məsələn, M87-yə baxın.


Adam Block, Mount Lemmon SkyCenter və Arizona Universitetinin nəzakəti.


H. Marshall (MIT) et al., CXC, NASA, F. Zhou, F. Owen (NRAO), J. Biretta ((STScI), E. Perlman (UMBC) et al.

Bununla birlikdə, bir az diqqətli olmalısınız: çox böyük qara dəliklərdən qaynaqlanmayan təyyarələr var. Məsələn, öz Samanyolu Qalaktikamızda, məsələn, dəyişən ulduz SS433, bu radio görüntülərindən də göründüyü kimi özünə məxsus bir jet istehsal edir.


Şəkil Irving Robbins tərəfindən yazılmış çox gözəl bir məşqdən götürülmüşdür

Yəni, yox, təyyarələrdəki material hərəkət etmir Daha sürətli işıqdan daha çox. yalnız çox, çox yaxın.

Bəzi qalaktikalar, qalaktikanın mərkəzindən əks istiqamətlərdə uzanan nəhəng radio yayım bölgələrini göstərir.


Şəkil NRAO Image Gallery və NRAO / AUI / NSF-nin nəzakəti

Radio emissiyasını qalaktikanın görünən dərəcəsi ilə müqayisə edin:

Bu "radio lobları", qalaktikalararası mühitin, təyyarələrdəki yüksək enerjili hissəciklərin vurduğu bölgələrdir.

AGN spektrləri qəribədir - hətta geniş və dar emissiya xəttlərini görməməzlikdən gəlsə də. Bir AGN üçün davamlılığın formasına baxın.

və adi bir qalaktika üçün:

AGN qısa dalğa boylarında bu qədər işıq saçdığı üçün optik rəngləri adi ulduzlar və qalaktikalardan fərqlənir. Bu, onları böyük bir sorğuda tapmaqda asanlaşdırır: sadəcə qeyri-adi, mavimsi rəngli obyektlərə baxın.


Şəkil Finlator et al., AJ 120, 2615 (2000)

Bununla birlikdə, yüksək qırmızı sürüşmələrdə AGN və kvazarların hər hansı bir rəng rəngli diaqramın fərqli bölgələrinə keçəcəyinə diqqət yetirin.

"Böyük mavi zərbə" nin səbəbi mərkəzi supermassive qara dəlik ətrafındakı bir yığılma diskindən çıxan istilik emissiyasıdır. Bu diskin "effektiv" temperaturu bir neçə yüz min Kelvin kimi bir şey olduğundan, emissiyanın zirvəsi UV-dədir.

Uyğunlaşma diskindən çıxan istilik emissiyası, 1-5 keV ətrafında enerjiyə sahib olanlar üçün yumşaq rentgen istehsal etməlidir. Bir çox başqa növ mənbələr də çox gənc protostarlar və isti ionlaşmış mühit kimi yumşaq rentgen şüaları yarada bilər, bu səbəbdən AGN-i müəyyənləşdirmək üçün rentgen emissiyasından istifadə etməkdə ehtiyatlı olmaq lazımdır. Aşağıda Markarian 421 üçün Spektral Enerji Dağıtımı (SED) verilmişdir.


Şəkil Abdo və digərləri, ApJ 716, 30 (2010)

Uyğunlaşma diskinin daxili bölgələri enerjisi 5 keV-dən çox olan "sərt" rentgen şüaları yarada bilər. Bir neçə halda, dəmir atomlarından - bir elektronun L qabığından atomun içindəki K qabığına düşdüyü zaman çıxan K-alfa xəttindən şüalanma görə bilərik - bu xüsusi və ümumi nisbilik təsirlərini göstərir. Budur nəzəriyyənin bir nümunəsi,

və burada məlumatların bir nümunəsi var.

Mark 421 üçün həmin SED-ə bir daha baxaq. Sağdakı zirvə son dərəcə yüksək enerjili fotonları təmsil edir: qamma şüaları. Bütün AGN-in bu cür qamma şüaları istehsal etdiyi müşahidə edilmir, lakin bəzilərində istehsal olunur. Hansı fiziki proses bu qədər yüksək enerjili foton istehsal edə bilər?


Şəkil Abdo və digərləri, ApJ 716, 30 (2010)

Cavab budur tərs Compton dağılımı. Xatırladaq ki, AGN-də mərkəzlərindən uçan nisbi hissəciklərlə dolu reaktivlər var.

Bəzi AGN, parlaqlığında bir neçə gün, hətta bir neçə saat ərzində böyük amillərə görə dəyişir. 3C273-ə baxın, məsələn, rentgen şüalarında:


Şəkil Kataoka və digərləri, MNRAS 336, 932 (2002)


Şəkil Kataoka və digərləri, MNRAS 336, 932 (2002)

Bəzi AGN qütbləşən işıq saçır - olduqca qeyri-adi bir vəziyyət. Smith və digərləri, ApJ 663, 118 (2007) tərəfindən optik qütbləşmənin tədqiqi, qütbləşən işığın gözlədiyi kimi nüvədə cəmləşdiyini göstərir.

Radio interferometriya, qütbləşməni məkan quruluşunu göstərmək üçün kifayət qədər incə tərəzilərdə araşdıra bilər.


Şəkil Gabuzda'dan götürülmüşdür, "Yüksək Enerji Blazar Astronomiyası", ASPC 299, 99 (2003)

Enerji elektronları maqnit sahəsinin ətrafında fırlandığı üçün təyyarələrdən gələn işıq sinxrotron şüalanması ilə əmələ gəlir. Maqnetik sahə xətləri şüalanmaya (və ya ən azından bir hissəsinə) bir əmr verir və elektrik sahəsi vektorlarının hizalanmasına səbəb olur. Təyyarələri birbaşa görə bilsək, qütblü işığı aşkar edəcəyimizi gözləyə bilərik.

Ancaq AGN-in daha dolayı bir şəkildə polarizə edilmiş işıq istehsalının başqa bir yolu var. Bir AGN-in "vahid modeli" ni düşünək. (Bu şəkildən qaçacağınızı düşünmədiniz, elə deyilmi?)


NRAO-da Essential Radio Astronomiya kursundan götürülmüş və Urry və Padovani-nin orijinal fiquruna əsaslanan PASP 107, 803 (1995)

Əgər müşahidəçi sistemi torusun qütblərindən görürsə, geniş xəttli bölgəni və bəlkə də yığılma diskinin özünü görə bilər. Əgər müşahidəçi sistemə kənardan baxırsa, torus bu bölgələrə baxışını bloklayır. Lakin daxili bölgələrdən gələn işığın bir hissəsi dirəklər boyunca uçub, sonra materialı daha uzaqlara səpələyib müşahidəçiyə doğru sıçraya bilər. Başqa sözlə, daxili bölgələrdən gələn bəzi işıqlar müşahidəçiyə çata bilər, ancaq dağılandan sonra. Səpələnmə prosesi işığı qütbləşdirəcək, buna görə sistemin "gizli" hissələrindən gələn hər hansı bir şüalanma qütbləşməlidir.


Şəkil Smith və digərləri, MNRAS 359, 846 (2005)

Və, voila, bəzi kənar AGN-i müşahidə etdikdə, dalğa boyu və qütbləşmə hissəsində gözlənilən qanunauyğunluğu izləyən qütbləşmiş işığı görürük.

  1. Yüksək sürət, dairəvi qaz hərəkətləri
  2. Geniş emissiya xətləri
  3. Dar emissiya xətləri (düzgün növ)
  4. Jets (böyüklər)
  5. Radio lobları
  6. Wierd optik / IR rəngləri - "böyük mavi qabar"
  7. Yumşaq və sərt rentgen emissiyası
  8. Gamma-şüa emissiyası
  9. Bir sıra zaman tərəzilərində dəyişkənlik
  10. Qütblü işıq

Daha ətraflı məlumat üçün

Müəllif hüquqları və surəti Michael Richmond. Bu iş Creative Commons Lisenziyası ilə lisenziyalaşdırılır.


Qara delikdən necə qaçmaq olar

Avery E. Broderick / Waterloo Universiteti / Perimetr İnstitutu

Qara dəliklərdə bir az görüntü problemi var. Günəş kütləsindən milyardlarla qat çox olan bir cazibə qüvvəsi olan ulduz partlayışının böyük bir qalığından və işıqdan belə qaça bilməyəcəyini gözləmək lazımdır. Cəsarətləri çox yaxın olan hər şey bir daha əsla görünməyəcək şəkildə tamamilə udulur. Və ya populyar düşüncə gedir. Lakin bu dəmir qarmaqarışıq bir dramatik istisna var: bütün kosmosda, mərkəzlərində qara delikli qalaktikalar güclü enerji axınları meydana gətirir və ya maddənin içərisindən çuxura dönərək xaricə doğru irəliləyən çox qızdırılmış qaz və toz partlayışları meydana gətirir. yüz minlərlə işıq ili üçün.

Astronomlar on illər ərzində minlərlə belə enerji təyyarəsini kataloqlaşdırmışlar, amma heç başa düşə bilmədikləri şey onları gücləndirməkdir. Qalaktik axını təsirli şəkildə əhatə edən material birdən özünü necə sərbəst və bu cür titanik qüvvə ilə sərbəst apara bilər? İndi jurnalda dərc olunan beynəlxalq bir astrofizik qrupunun bir işi sayəsində Elm, bir cavab var - yalnız qalaktik pirotexnikanın necə istehsal olunduğunu deyil, həm də qalaktikaların özlərinin necə böyüdüklərini və genişləndiklərini izah etməyə kömək edən bir cavab var.

Astronomların - Albert Einşteynin bir az köməyi ilə - onsuz da hər qara dəliyin hadisələr üfüqü adlandırdıqları şeyin çevrildiyini, maddənin geri dönməz nöqtəyə çatdığı bir eşik olduğunu başa düşürük. Qara dəliyin özünü görmək qeyri-mümkün ola bilər, ancaq doğru alətlər vasitəsi ilə yoxa çıxmazdan əvvəl son anda maddəni aşkar edə və əslində dəliyin mövcudluğunu onun yoxluğuna görə ölçüb işarələyə bilərsiniz. Tədbir üfüqindəki material, sözdə bir yığılma diskini meydana gətirir, çuxurun ətrafında işıq sürəti ilə fırlanan və tədricən özünü içəriyə qidalandıran bir toz və qaz konsentratlı bir girdap meydana gətirir. Bu nöqtədə, təyyarələri istehsal edən bir şey olur. Bəs nə?

Bunu tapmaq üçün MIT-in Haystack Rəsədxanasının astrofiziki Şeperd Doelemanın rəhbərlik etdiyi bir qrup, Süd Yolundan 54 milyon işıq ili uzaqlıqdakı M87 eliptik qalaktikanın mərkəzindəki qara dəlikdən çıxan bir reaktivə diqqət yetirdi. 1900-cü illərin əvvəllərindən bəri araşdırılan və baxış məsafəsi içərisinə ən yaxın olan bu təyyarə, eyni zamanda hadisənin üfüqü çox görünən bir qara dəlikdən çıxır - əsasən M87 səmanın ən parlaq dərin kosmik cisimləri arasında yer alır, yəni çoxlu işıq var. yığılma diskindəki zibilləri əks etdirən emissiyalar.

Bununla birlikdə, diskin hər hansı bir detalla öyrənilə biləcəyi demək deyil. Qara dəliklər kosmik miqyasda çox kiçik obyektlərdir və 58 milyon işıq ili hələ 58 milyon işıq ilidir. Doeleman və komandası öz qətiyyətlərini kəskinləşdirmək üçün çox uzun teleskop qablarının dalğa emissiyalarını fərqli perspektivlərdən topladığı və daha sonra ölçmə məlumatlarına uyğunlaşdırdığı çox uzun əsas interferometriya (VLBI) kimi bir metodu istifadə etdilər. standart bir teleskop işıq dalğalarını bir görüntüyə uyğunlaşdırır. Doeleman, "Bizə astronomlar üçün mövcud olan hər şeyin ən yüksək detalını verən xüsusi bir damazlıq texnikadır" deyir. Tədqiqatları üçün, Arizona, Kaliforniya və Havaydakı radioqabaqların məlumatlarını istifadə edərək, onları rəsədxanaların Hubble Kosmik Teleskopundan 2000 dəfə daha yüksək bir qətnamə ilə tək, nəhəng bir alət kimi davrandıqlarını birləşdirdilər. Bu çox şey ortaya qoydu.

M87 & # 8217s hadisə üfüqü, tədqiqatçıların öyrəndiyinə görə günəş sistemimizin böyüklüyündədir. Təyyarələri istehsal edən maddənin, üfüqün özündən təxminən 5,5 qat daha çox uzanma diskinin daxili kənarına yaxın bir orbital mövqedən gəldiyi görünür. Bu uzaq görünür, amma Einşteynin cazibə nəzəriyyələrinə görə, maddənin sabit bir orbitdə hərəkət edə biləcəyi son mümkün nöqtədir, çünki boşluq vaxtı qara dəliyin yanında təhrif olunmuşdur. Ola bilsin ki, materialın içərisinə yerləşdirilmiş maqnit sahələrinin büküldüyü və enerjini yüklənmiş hissəciklər ilə doldurulmuş bir elektromaqnit partlayışı şəklində daşıyaraq - tökən çox yüklənmiş hissəciklərin içərisindəki maddənin içərisinə yerləşdirilmiş maqnit sahələri olduğu üçün təyyarələr üçün bir doğuş zəminidir. alimlər araşdırmaları üçün Yerdən topladıqları radio dalğaları.

M87 reaktivinin sıx orbitində qara dəlik dinamikasının yalnız bir nəzəri modeli uyğundur, bu da fırlanan yığılan diskdən gələn cazibənin vaxt keçdikcə qara dəliyi döndərə biləcəyini, hər ikisinin eyni istiqamətdə fırlanmasına və ən daxili orbitin aralığa çəkilməsinə səbəb olduğunu göstərir. astronomların M87 reaktivini tapdıqları yer. Qara dəliklərin hərəkətsiz bir şey olduğu barədə uzun illərin ehtimalını dəstəkləyir. Doeleman deyir: "Bu ölçüləri izah etmək üçün qara dəlik fırlanmalıdır."

Tədqiqat mərkəzi tək bir reaktivdə olsa da, enerji partlayışları maddəni və enerjini geniş şəkildə paylayır, qidalanır və ulduz meydana gəlməsini pozur, çünki qalaktikada uzanır. Astronomlar bu səbəbdən təyyarələrin uçuş sahəsinə növbəti baxışlarının daha təfərrüatlı olacağına ümid edirlər. Teleskoplar seriyasını dünya miqyasında radioqabaqları da əhatə edəcək şəkildə genişləndirməyi, virtual teleskoplarının həssaslığını 10 qat artırmağı və bəlkə də ölçmələr əvəzinə görüntülərə yol açmağı planlaşdırırlar. Yüksək sürətli enerji təyyarələri qara dəliklərdən qaçmaq qədər yaxşıdır, astronomların təəccüblü gözlərindən qaçmaq - bəxti gətirsə - çox çətindir.


Yüksək çözünürlüklü teleskoplar kimi cazibə linzaları

3.3 Nisbi reaktivlər

Nisbi reaktiv reaktivlər, SMBH-lərin yığılması yaxınlığında başlanan plazma şüalarıdır. Jet gücünün mənşəyi barədə iki rəqabət edən nəzəriyyə var. Birincisi, təyyarələrin qara dəliyə doğru hərəkət edən maddələrin cazibə enerjisi ilə işləməsini təklif edir, burada təyyarələr ya tamamilə elektromaqnit olaraq işə salına bilər [81,82] ya da toplanma diskinin daxili bölgələrində maqnitohidrodinamik proseslər nəticəsində [ 61,83]. İkinci nəzəriyyə fırlanan qara dəliyin fırlanma enerjisindən istifadə edir [84].

Plazmanın reaktivist hərəkəti, relyativistik gücləndirmə, zaman dilüsyonu və açıq superluminal hərəkətlər daxil olmaqla xüsusi nisbi nəzəriyyənin çoxsaylı təsirlərinə səbəb olur. Təyyarələrin buraxdığı radiasiya D n tərəfindən müşahidəçiyə doğru artırılan Dopplerdir [85-87]. Doppler faktoru olaraq təyin edilir

burada β = v ∕ c işıq c sürət vahidlərində hərəkət edən plazmanın sürəti, v, θ o b s isə müşahidəçi ilə görüş xəttinə bucaqdır. N dərəcəsi, K düzəlişinə [88] və nisbi aberrasiya, zaman genişlənməsi və bərk bucaq çevrilməsinə səbəb olan Doppler gücləndirməsinə görə təsirləri birləşdirir [50]. Bu icmalda təqdim olunan hesablamalarda n = 4 indeksi götürülür.

Təyyarə mənzərə nöqtəsinə yaxınlaşdırıldıqda (& lt 2 0 ∘), emissiya güclü nisbi təsir gücləndirir. Nisbətən şüa görünən şüa parlaqlığını dəyişdirir, nəticədə təyyarənin yalnız müşahidəçiyə yönəlmiş tərəfi görünür və nəticədə son dərəcə parlaq bir obyektə bir işıq deyilir. Blazar təsnifatında istifadə edilən xüsusiyyətlər arasında düz və ya hətta tərs spektri olan kompakt bir radio nüvəsinin olması, bütün tezliklərdə həddindən artıq dəyişkənlik (həm zaman ölçüsündə, həm də genişlikdə) və yüksək dərəcədə optik və radio polarizasiyası mövcuddur [89].

Relyativistik bir jet tərəfindən istehsal olunan qeyri-istilik emissiyaları, blazarların genişzolaqlı spektrində üstünlük təşkil edir. Blazarların spektral enerji paylanması (SED) iki geniş spektral komponent ilə xarakterizə olunur. Aşağı enerjili bir komponent, radiodan optik / ultrabənövşəyi / rentgen şüalarına qədər nisbi elektronların sinxrotron şüalanması ilə istehsal olunur. X-şüalardan qamma-şüalara qədər uzanan yüksək enerjili komponent, son şərhlərə görə, ya sinxrotron şüalanma, ya da geniş xətt bölgəsi (TSS) olan mümkün toxum foton mənbəyi ilə tərs-Compton (IC) şüalanması ilə istehsal olunur. ) və ya tozlu torus (DT).

Blazars are divided into two classes: flat spectrum radio quasars (FSRQs) and BL Lac objects FSRQs are distinguished by the presence of broad emission lines, which are absent or very weak in BL Lac objects. The high-energy component of FSRQs is usually much more luminous than the low-energy one. The high-energy component of BL Lac objects results from the Comptonization of synchrotron photons. The luminosity at the peak of the high-energy component is comparable or lower than the synchrotron peak luminosity [90] .

Relativistic jets of blazars provide environments to accelerate particles to velocities close to the speed of light. The two most popular processes used to explain particle acceleration in relativistic jets are internal shock scenario [91,92] , and reconnection of magnetic field [93,94] The internal shock scenario assumes an instability in the central engine, which results in ejection of shells of plasma [95] . The shells with inhomogeneous velocity or mass distribution “catch up”, a nonelastic collision occurs, and particles are accelerated through the first-order Fermi mechanism - a process in which particles scatter between the upstream and downstream regions of shocks to gain energy [96–98] . Acceleration of particles in shocks is commonly used to model non-thermal phenomena in the universe using Monte Carlo test particle simulations [e.g., 99] and semianalytic kinetic theory methods [100–102] .

The observed spectral energy distribution (SED) of blazars can be well reproduced with shock scenario [103–106] . However, the first-order Fermi mechanism requires relatively long timescales of the order of days to sufficiently accelerate particles. Observation of blazars show variability down to (sub-)hour time scales [107,108] , challenging the shock scenario.

Magnetic reconnection was proposed as a more likely candidate that shocks for explaining short variability timescales observed in the jet emission. During an event of magnetic reconnection, the annihilation of field lines of opposite polarity transfers the field energy to the particles. It is still under debate if shocks or magnetic reconnection accelerate particles in relativistic jets [109] . Both mechanisms are based on assumptions that the energy dissipation is happening at small distances, ∼ parsecs from the central engine. The recent observations show evidence that variable emission can be produced more than a dozen of parsecs from the central engine, which challenges both scenarios of particle acceleration.

Jets transport energy and momentum over even megaparsec distances [110] . Radio interferometry resolves the details of complex jet structure that includes hotspots and blobs [111–114] . Improved angular resolution of current X-ray satellites demonstrates that the high energy emission from jets also form structures as large as hundreds of kpcs [115–117] . At gamma rays, the technology is inadequate to resolve the sources. However, the short variability timescales, < 1 day, suggest that the sources of the gamma-ray radiation during a flare is of the order of 10 −3 parsec [118] . To explain the observed rapid variability and to avoid catastrophic pair production in blazars, models assume that the γ -rays are produced in compact emission regions moving with relativistic bulk velocities in or near the parsec scale core [119] . However, recent detection of sub-TeV emission from FSRQs suggests that the blazar zone can be located several parsecs away from a SMBH [120] . It remains unclear whether the radiation source is the same at all energies. The source of radiation may be close to the base of the jet or it may originate from blobs of plasma moving along the jet at relativistic speeds.


Black holes and the quasar connection

Before Hubble, quasars were considered to be isolated star-like objects of a mysterious nature. Hubble has observed several quasars and found that they all reside at galactic centres. Today most scientists believe that super massive black holes at the galactic centres are the "engines" that power the quasars.

Prior to the launch of Hubble a handful of black hole candidates had been studied but the limitations of ground based astronomy were such that irrefutable evidence for their existence could not be obtained. Black holes themselves, by definition, cannot be observed, since no light can escape from them.

However, astronomers can study the effects of black holes on their surroundings. These include powerful jets of electrons that travel huge distances, many thousands of light years from the centres of the galaxies.

A stream of electrons ejected from the centre of galaxy M 87.

Matter falling towards a black hole can also be seen emitting bright light and if the speed of this falling matter can be measured, it is possible to determine the mass of the black hole itself. This is not an easy task and it requires the extraordinary capabilities of Hubble to carry out these sophisticated measurements.

The disk around the black hole at the centre of galaxy NGC 7052.

Hubble observations have been fundamental in the study of the jets and discs of matter around a number of black holes. Accurate measurements of the masses have been possible for the first time. Hubble has found black holes 3 billion times as massive as our Sun at the centre of some galaxies. While this might have been expected, Hubble has surprised everyone by providing strong evidence that black holes exist at the centres of all large galaxies and even small galaxies. Hubble also managed not only to observe the jets created by black holes but also the glowing discs of material surrounding a supermassive black hole.

Furthermore, it appears that larger galaxies are the hosts of larger black holes. There must be some mechanism that links the formation of the galaxy to that of its black hole and vice versa. This has profound implications for theories of galaxy formation and evolution and is an ongoing area of research in astronomy.

One big question which remains is why most galaxies in our cosmic neighbourhood, including the Milky Way, appear to have a dormant black hole which is not funnelling in large amounts of matter at present.

"Hubble provided strong evidence that all galaxies contain black holes millions or billions of times heavier than our sun. This has quite dramatically changed our view of galaxies. I am convinced that Hubble over the next ten years will find that black holes play a much more important role in the formation and evolution of galaxies than we believe today. Who knows, it may even influence our picture of the whole structure of the Universe. "

Duccio Macchetto
ESA astronomer, Head of the Science Policies Division, STScI


Giriş seçimləri

1 il ərzində jurnala tam giriş əldə edin

Bütün qiymətlər NET qiymətləridir.
ƏDV daha sonra kassaya əlavə olunacaq.
Vergi hesablanması ödəmə zamanı başa çatacaq.

ReadCube-da vaxt məhdud və ya tam məqalə girişi əldə edin.

Bütün qiymətlər NET qiymətləridir.


Do any particles in AGN jets escape the galaxy? - Astronomiya

Radio synthesis maps have shown jets in hundreds of AGN, on scales from subparsec to megaparsecs. The continuity of jets in direction indicates that the central generator has a memory over millions of years, and disk structures provide a natural way to control the direction of the jets. There is a vast literature on the collimation and production of jets I will mention only a few points here.

How fast are they? Structures of jets can indicate their Mach numbers (with respect to the external medium), but not immediately their absolute velocities. Some sources look as if the jets are rather slow and flexible, while others look like highly relativistic blowtorches. We do not even know for sure whether we are seeing a phase or group velocity when motions can be measured. Strong evidence for relativistic bulk motions comes from superluminal sources, in which the projected speed of motion (always outward from the core) of distinct blobs is 1-10c. A natural explanation is (backwards) time dilation in material approaching us at

0.9c the Doppler boosting of this material would make these objects bright, so that the boosted sources were observed first. The emitter stays only slightly behind its earlier radiated wavefronts, so the projected motion is quite rapid (see Superluminal Radio Sources, ed. Zensus and Pearson, Cambridge 1987). The governing equations reflect the relativistic Doppler dilation and boost effects. If we consider the projected separation between a stationary core and a blob moving away from it at a rate c &beta at an angle &theta to our line of sight, the apparent transverse velocity will be

which has a maximum value vmax

&gammac. The apparent jet/counterjet ratio R (for physically identical jets) becomes

where &xi is related to the spectral index &alpha by 3-&alpha for a confined blob and 2-&alpha for a continuous jet. The relativistic &gamma factor does not appear in the ratio because it is identical for both components, so that the geometric factors alone are left. The data show v = 1-10 c for superluminal sources (and subluminals also exist, mostly for nearby and fairly low-power objects like M87 and Cen A).

This material is not always the conventional jet in an early stage Barthel has shown that radio galaxies of large projected size (i.e. presumably viewed 90° to the jet axes) can have superluminal motions, and proposed an intermediate model in which material is initially ejected over a broad cone angle. Only the tiny fraction coming near our line of sight is boosted enough to see at high angular resolution, and it is this fraction that would exhibit superluminal motion. On larger scales, structures in the M87 jet a kiloparsec from the core have been found to show transverse velocities of 0.3 - 0.5c (Reid et al 1989 ApJ 336, 112 Biretta et al. 1989 ApJ 342, 128) - so far the only direct evidence that something in large-scale jets is moving at high speeds. In M87, HST imaging shows individual features with apparent transverse speeds anywhere from 0.6-6c (Biretta et al. 1999 ApJ 520, 621). These make sense for &gamma

6 and a jet oriented within 19° to the line of sight, rather different than the visual impression shown in the image below (a rotated section of the Hubble Heritage picture). Light-time effects (Penrose rotation) work to make planar features within a relativistic jet appear more edge-on than they really are, probably important for the region around knot A in the M87 jet which is often thought to be an internal shock front.

This issue - relativistic motion producing apparent superluminal motion - is not unique to radio galaxies and quasars. There is a class of galactic superluminal sources, associated with strong gamma-ray emission and evidently generated by accretion onto compact objects in a genuinely small-scale counterpart to the extragalactic cases (Levinson and Blandford 1996 A&AS 120, 129). In these instances, the distance to the source is not in serious dispute, using the galactic rotation curve and velocities of foreground H I clouds to estimate where they must lie. For the best-studied ones, GRS 1915+105, and GRO J1655-40, we have both the apparent separation velocity and the core-lobe separation on each side, giving extra data to fit the velocities. In both cases, the intrinsic velocity is close to 0.9c, with angles to the line of sight of 8-20°. These are in turn reminiscent of SS433 with velocities of 0.26c in jets which are highly collimated, precessing in a binary system, and cool enough to emit optical line radiation.

Work on radio galaxies with jets and ionization cones shows that there really are two different levels of collimation - a broad ionization cone, perhaps produced by an obscuring torus, and the much narrower collimated jets inside this cone (see the ESO Extranuclear Activity workshop).

Tracking the features within small-scale jets has revealed interesting complications. The paths are not always radial to the nucleus, usually taken as the source with the flattest spectrum in ambiguous cases. This is based on the general principle that synchrotron spectra are flattened at lower frequencies by self-absorption, so the densest plasma will have a flat or inverted spectrum. An interesting case is 3C 345, in which emission features repeatedly appear off the core and follow fairly consistent nonradial paths.This can be seen in Fig. 1 of Zensus et al. (1995 ApJ 443, 35, courtesy of the AAS) in which a new component appears in late 1985, brightens, and moves outward changing its relative position angle in the process:

Such motions, and the pronounced wrapped filamentary structure seen in nearby jets such as M87 and Centaurus A, suggest an important role for motion in helical patterns. This is easier to understand if much of what we see isn't physical blobs but enhancements in particle emission (perhaps linked to injection of particles) coupled with relativistic beaming. These objects are the ones most often detected in gamma rays. Survey with VLBA and incidence of superluminal/compact structures.

An important theme in jet studies has been the notion that BL Lacertae objects are dominated by the relativistically beamed emission from jets seen almost exactly end-on. This makes sense from viewpoints of energetics and host-galaxy properties, and predicts well-defined relations between the observed BL Lac counts and the luminosity function of the parent population which make sense if the parent population consists of the numerous FR I radio galaxies. In these cases, the jet emission is so strongly boosted that it becomes quite difficult to learn anything else about the source. Extended emission around blazars, while requiring high dynamic range to see in the presence of the strong core, is typically of about the luminosity and extent we'd see from FR I lobes seen end-on, giving some additional credence to this picture (Antonucci et al. 1986 AJ 92, 1). Antonucci reviewed these issues extensively in the14th Texas Symposium, 1989 Ann. NY Acad. Elm. 571, 180).

The magnetic field is well-ordered in many jets, as shown by polarization measurements. Synchrotron radiation can be very highly polarized (50%) if the field is globally ordered, and some sources apprach this level. The electric vectors show clear structure and alignment an especially common pattern is for the field lines to be along the jet in the inner portions and transition to an azimuthal configuration farther out. This is seen in M87, as well as in PKS0521-36, for which I'll show my own 2cm observations (1986 ApJ 302, 296).

Many objects with jets, especially the powerful FR II radio sources with long and highly collimated jets, show hot spots - compact enhancements in brightness of the lobes. Cygnus A is a prime example. These may in turn have internal structure, and often have the flattest spectra (thus most energetic particle populations) in the extended lobes. They have been pictures as encounter surfaces between the jet flows and a mostly unseen surrounding medium, with compression of the magnetic field occurring and thus vastly increased emissivity. Some (such as Pictor A) have such high-energy electron populations that sychrotron emission continues through the optical into the X-ray regime.

At this point, there are only two important things we really don't understand about jets - how they get accelerated to begin with and how they manage to stay so well collimated. An overpressured, freely expanding jet would have much larger cone angles than we see even for highly relativistic motion, so such notions as magnetic confinement are attractive (especially since we know there's a significant field - because we see synchrotron radiation). A rought estimate (and fairly robust minimum value) for the field strength is the often-used equipartition value, which has equal energy density in particles and fields (which also almost exactly minimizes the energy density for a particular observed luminosity). Kellerman and Owen (in Galactic and Extragalactic Radio Astronomy, 2nd edition) give minimum-energy field Bdəq = 1.5 × 10 -4 &theta 9/7 z -2/7 S 2/7 where the field is in gauss, the angular size &theta is in arcseconds, and flux density S in Jy. Typical values are 10 -3 -10 -4 gauss.

Many of the same considerations applicable to relativistic jets in AGN also seem to apply to gamma-ray bursts and their afterglows. The energy requirements become much more tractable if the luminosity is enhanced by beaming, and some of the afterglow light curves suggest that indeed the beaming is within a fairly narrow solid angle (instead of the isotropic but beamed emission we'd see from a relativistic fireball).

To briefly review properties of gamma-ray bursts:

A good set of overview reviews is included in the December 1995 PASP. Cosmic gamma-ray bursts were discovered serendipitously in 1965, while searching for terrestrial bursts which would indicate violations of the nuclear test-ban treaty. This happened when the Vela satellites were orbited one might suspect that there was a comparable Soviet program, but no public information seems to have been forthcoming. The first report in public was in 1973 the brief abstract continued to describe the state of our knowledge for 20 years: Bursts of high-energy radiation arrive randomly from unknown sources. Their durations range from shorter than 0.1 second up to minutes. Crude directional information eliminates obvious local sources. The directional accuracy of a single detector was (and remains) poor the best positions for bursts use time-of-flight "triangulation" from multiple detections including interplanetary spacecraft (for the stronger bursts, since only small hitch-hiker detectors can ride on probes designed for other purposes). Bursts last from a couple of seconds to two hours there is a wide variety of temporal structure, from smooth decays to highly structured quasiperiodic bursts. Before the launch of CGRO, it was widely believed that the bursts come from galactic neutron stars (from accretion events, starting with instabilities in accretion up to and including comet and asteroid impacts into the surface). However, with the surprising isotropy in distribution, cosmological models have gotten a new look. The major schemes here are of merging neutron-star binaries (note this is a guaranteed non-repeating event) or of some relative of a supernova outburst ("hypernova").

At cosmological distances, the energy release must be of order 10 52 ergs (Paczynski 1995 PASP 107, 1167). The arguments for a distant origin were originally quite general - isotropy plus log N -log S behavior, which to galaxy people fairly shout ``Cosmologically distant!". In this case, the behavior with flux implies that these objects occur at a rate increasing with cosmic time (which makes some sense given that the number of neutron stars and the number of coalescing binaries should grow with cosmic time). For these models, you do not expect repeating bursts, since the source is destroyed.

The major development was, of course, detection of optical afterglows around a few GRBs with well-determined positions. These turn out to be in galaxies at redshifts up to z=4 (starting with the report in IAU Circular 6588 on GRB 970228 and now a mainstay of the literature). Chandra data show Fe line emission for GRB 991216 at z

1, with line widths indicating that this surrounding material is expanding at about 0.1c. The implied abudances fit for recent supernova ejecta, reinforcing a connection between (some?) SN and GRBs.

It is virtually unavoidable that such powerful sources of high-energy radiation entail relativistic expansion of any material unfortunate enough to be involved. Even isotropic (spherical) expansion will involve beamed radiation, such that we would see radiation utterly dominated by material within a small angle &gamma on the spherical surface, with its apparent flux boosted by the same relativistic beaming factor as above. It is important to know whether the expanding is really isotropic or jetlike because this vastly changes the energetics of the whole explosion (by numbers of order 2&gamma²) as well as the physical picture. One often-discussed signature of jetlike structure would be a break in the fading of the afterglow. In general, as a jet cools and becomes less relativistic, one expects a fading enhanced by a decline in the beaming factor, which would undergo a slope transition when the beaming factor is comparable to the jet's cone angle. A spherical fireball would have no such abrupt transition. One way to see this is to note that initially, for a highly relativistic expansion, the jet and sphere will produce identical observed properties. Some afterglows (such as GRB 991216) do appear to show such breaks in their light curves, although others show inconsistent breaks at various frequencies or none at all during the few weeks they can typically be followed. Sari (in the 5th GRB Symposium volume from Huntsville, 1999, p. 504) points out that the best evidence for jets is in the bursts with the greatest calculated (isotropic) luminosity, another bit of support for tightly beamed radiation being important.

This year's most popular picture for GRBs involves some class of supernovae which produce relativistic jets. If a neutron star has just been formed, the energetics are appropriate, and in fact there were some puzzling speckle data on SN 1987A that might, in hindsight, have been showing us high-speed blobs leaving the scene. A promising interpretation has a supernova producing either a black hole or a "hot" neutron star surrounded by a very dense (and short-lived) accretion disk, so that some material escapes relativistically at its poles. « Accretion and outflow in AGN | Host galaxies of active nuclei » Course Home | Bill Keel's Home Page | Image Usage and Copyright Info | UA Astronomy


Videoya baxın: Bütün Kainatın Ən SEHİRLİ və MARAQLI 7 Planeti (Dekabr 2021).