الفلك

هل تهرب أي جسيمات في نفاثات AGN من المجرة؟

هل تهرب أي جسيمات في نفاثات AGN من المجرة؟


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

لقد قرأت ، على http://www.thestargarden.co.uk/Black-holes.html على سبيل المثال ، أن النجوم بأكملها يمكن إخراجها من مجرات معينة. "يُعتقد أن هذه كانت جزءًا من نظام نجمي ثنائي تحطم عندما اقترب من ثقب أسود فائق الكتلة. عندما تم التقاط أحد النجوم ، ودُفع الآخر بعيدًا بسرعة تتجاوز سرعة إفلات المجرة."

سؤالي حول النفاثات التي يمكن أن تتشكل عند أقطاب الثقب الأسود الهائل الدوار: "عند محور دوران الثقب الأسود فائق الكتلة ، يمكن دفع المادة من قرص التراكم بعيدًا بسرعة الضوء ، مما يؤدي إلى تكوين نفاثات يمكن أن تمتد لآلاف السنين الضوئية ".

على بعد آلاف السنين الضوئية ، هل لا تزال هذه المادة مرتبطة جاذبيًا بالمجرة؟ (إذا لم يكن الأمر كذلك ، فربما يمكن لبعض الجسيمات أن تدور في حلقة كبيرة تستغرق بعض الوقت).


نعم بالتأكيد.

بينما تعود بعض المواد إلى المجرة على أنها ما يسمى "بالنافورة المجرية" (على سبيل المثال ، Biernacki & Teyssier 2018) ، يتم طرد بعض المواد بسرعة فائقة للهروب ، لتصبح جزءًا من الوسط المجري.

هذه إحدى الآليات المسؤولة عن تلويث الوسط المجري (IGM) بالغاز الغني بالمعادن (أي العناصر الأثقل من الهيليوم). تم تقديم ملاحظة حديثة لهذا من قبل Fujimoto et al. (2020).

إن IGM نفسها مخففة جدًا لتشكيل النجوم ، ومن ثم المعادن نفسها ، ولكن لوحظ مع ذلك أنها تحتوي على الكثير من المعادن ، وعادة ما يُنظر إليها على أنها خطوط امتصاص في أطياف الكوازارات الخلفية (على سبيل المثال Songaila & Cowie 1996 ؛ Aguirre et al. 2008). يجب أن يتم تفجيرها من المجرات ، إما عن طريق التغذية المرتدة النجمية (من خلال ضغط الإشعاع ، والأشعة الكونية ، وردود الفعل المستعر الأعظم) ، أو عن طريق نشاط AGN (انظر أيضًا Germain وآخرون ، 2009).

لاحظ مع ذلك أنه على الرغم من أن المادة يمكن أن تصل إلى سرعات نسبية ، فإن "الدفع بعيدًا بسرعة الضوء" هو مجرد صبي سريع جدًا. يمكن للجسيمات عديمة الكتلة فقط السفر بسرعة الضوء ، ولكن إذا كنت عديم الكتلة فهذا ليس إنجازًا كبيرًا حقًا - الفوتونات تفعل ذلك طوال الوقت ، ولهذا السبب نرى المجرات في المقام الأول.


علم الفلك بدون تلسكوب & # 8211 Blazar Jets

غالبًا ما توجد النفاثات القطبية حول الأجسام ذات الأقراص التراكمية الدوارة - أي شيء من النجوم المتكونة حديثًا إلى النجوم النيوترونية المتقادمة. وتنشأ بعض أقوى النفاثات القطبية من أقراص التراكم حول الثقوب السوداء ، سواء كانت ذات حجم نجمي أو هائل. في الحالة الأخيرة ، تسمى النفاثات المنبثقة من المجرات النشطة مثل الكوازارات ، مع نفاثاتها الموجهة تقريبًا نحو الأرض ، بالبلازارات.

الفيزياء الكامنة وراء إنتاج الطائرات القطبية على أي نطاق ليست مفهومة تمامًا. من المحتمل أن خطوط القوة المغناطيسية الملتوية ، المتولدة داخل قرص تراكم دوار ، توجه البلازما من المركز المضغوط لقرص التراكم إلى النفاثات الضيقة التي نلاحظها. ولكن ما هي بالضبط عملية نقل الطاقة التي تمنح المادة النفاثة سرعة الهروب المطلوبة للتخلص منها بشكل واضح لا يزال محل نقاش.

في الحالات القصوى لأقراص تراكم الثقب الأسود ، تكتسب المواد النفاثة سرعات هروب قريبة من سرعة الضوء - وهو أمر ضروري إذا كانت المادة ستهرب من محيط الثقب الأسود. عادة ما تسمى النفاثات القطبية التي يتم رميها بمثل هذه السرعات النفاثات النسبية.

تبث النفاثات النسبية من البلازارات بقوة عبر الطيف الكهرومغناطيسي - حيث يمكن للتلسكوبات الراديوية الأرضية التقاط إشعاعها المنخفض التردد ، بينما يمكن للتلسكوبات الفضائية ، مثل فيرمي أو شاندرا ، التقاط الإشعاع عالي التردد. كما ترون من الصورة الرئيسية لهذه القصة ، يمكن لـ Hubble التقاط الضوء البصري من إحدى طائرات M87 & # 8216s & # 8211 على الرغم من أن الملاحظات الضوئية الأرضية لـ & # 8216 شعاع مستقيم فاخر & # 8217 من M87 تم تسجيلها في وقت مبكر. 1918.

يُعتقد أن النفاثات القطبية تتشكل (موازاة) عن طريق التواء خطوط القوة المغناطيسية. قد تكون القوة الدافعة التي تدفع النفاثات إلى الخارج مغناطيسية و / أو ضغط إشعاعي شديد ، لكن لا أحد متأكدًا حقًا في هذه المرحلة. الائتمان: ناسا.

توفر مراجعة حديثة للبيانات عالية الدقة التي تم الحصول عليها من قياس التداخل طويل جدًا (VLBI) - التي تتضمن دمج مدخلات البيانات من أطباق التلسكوب الراديوي البعيدة جغرافيًا في مجموعة تلسكوب افتراضية عملاقة - نظرة أكثر قليلاً (على الرغم من القليل فقط) في الهيكل و ديناميات الطائرات من المجرات النشطة.

الإشعاع الصادر عن هذه النفاثات غير حراري إلى حد كبير (أي ليس نتيجة مباشرة لدرجة حرارة المادة النفاثة). من المحتمل أن يكون الانبعاث الراديوي ناتجًا عن تأثيرات السنكروترون & # 8211 حيث تنبعث الإلكترونات بسرعة داخل مجال مغناطيسي تنبعث إشعاعات عبر الطيف الكهرومغناطيسي بأكمله ، ولكن بشكل عام مع ذروة في أطوال موجات الراديو. تأثير كومبتون العكسي ، حيث يضفي اصطدام الفوتون بجسيم متحرك بسرعة مزيدًا من الطاقة وبالتالي ترددًا أعلى لذلك الفوتون ، قد يساهم أيضًا في إشعاع التردد العالي.

على أي حال ، تشير ملاحظات VLBI إلى أن نفاثات Blazar تتشكل على مسافة تتراوح بين 10 أو 100 مرة من نصف قطر الثقب الأسود الهائل & # 8211 وأي قوى تعمل لتسريعها إلى سرعات نسبية قد تعمل فقط على مسافة 1000 مرة من هذا الشعاع. قد تنطلق النفاثات بعد ذلك على مسافات سنة ضوئية ، نتيجة لهذا الزخم الأولي.

يمكن العثور على جبهات الصدمات بالقرب من قاعدة النفاثات ، والتي قد تمثل نقاطًا يتلاشى عندها التدفق المدفوع مغناطيسيًا (تدفق بوينتينج) لتدفق الكتلة الحركية & # 8211 على الرغم من استمرار القوى المغناطيسية الديناميكية في العمل للحفاظ على موازاة الطائرة (أي محتواة داخل حزمة ضيقة ) على مسافات سنة ضوئية.

غادر: صورة مركبة بأشعة X / راديو / بصرية لمركب Centaurus A - وهي أيضًا ليست نارًا من الناحية الفنية لأن نفاثاتها لا تتوافق مع الأرض. الائتمان: الأشعة السينية: NASA / CXC / CfA / R.Kraft et al. مقياس أقل من المليمتر: MPIfR / ESO / APEX / A. Weiss et al. بصري: ESO / WFI. حق: صورة مركبة تُظهر وهج الراديو من قنطورس أ مقارنةً بضوء القمر. الهوائيات الأمامية هي مصفوفة تلسكوب أستراليا المدمجة من CSIRO ، والتي جمعت البيانات لهذه الصورة.

كان هذا بقدر ما تمكنت من استخلاصه من هذه الورقة الممتعة ، رغم أنها في بعض الأحيان كثيفة المصطلحات.


حول أصل المجرات النفاثة

يوفر مختبر كوني استثنائي يبعد 21 مليون سنة ضوئية علماء الفلك الراديوي أفضل فرصة لهم حتى الآن لفك ألغاز & # 8220engines & # 8221 فائقة القوة في قلوب العديد من المجرات والكوازارات. قام فريق بحث دولي باستخدام التلسكوبات الراديوية طويلة جدًا (VLBA) ومصفوفة كبيرة جدًا (VLA) لمؤسسة العلوم الوطنية & # 8217s بالتعمق في قلب المجرة NGC 4258 ، وتعلم معلومات جديدة مهمة حول المنطقة الغامضة التي ينطلق منها - يتم إخراج نفاثات السرعة من الجسيمات دون الذرية. أعلن العلماء النتائج التي توصلوا إليها اليوم في اجتماع الجمعية الفلكية الأمريكية في تورنتو ، أونتاريو.

يوفر البحث الجديد دعمًا كميًا كبيرًا لنموذج نظري لأصل مثل هذه الطائرات تم اقتراحه لأول مرة في عام 1979.

NGC 4258 هي المجرة التي تم فيها اكتشاف قرص ملتوٍ من جزيئات الماء في عام 1994. هذا القرص ، الذي تم رصده بالتفصيل باستخدام VLBA ، تبين أنه يدور حول كتلة مركزية أكبر بنحو 35 مليون مرة من كتلة الشمس. يعتقد علماء الفلك أن الكتلة المركزية عبارة عن ثقب أسود. أعطت الدراسات الحديثة للقرص ومحيطه علماء الفلك نظرة أكثر تفصيلاً حتى الآن على قلب نواة مجرة ​​نشطة (AGN) ، بما في ذلك القدرة على تحديد مركز النظام بدقة ، حيث يوجد الثقب الأسود.

قدمت ملاحظات 1994 أفضل دليل حتى الآن على وجود ثقب أسود في قلب مجرة. لطالما اشتبه في الثقوب السوداء ، شديدة الكثافة بحيث لا يستطيع الضوء أن يفلت من مجالات جاذبيتها ، على أنها القوة الدافعة وراء المحركات المركزية النشطة للنواة المجرية النشطة. ساعد الوجود المُصادف للقرص الجزيئي في NGC 4258 علماء الفلك على استخدام راديو ultrasharp & # 8220vision & # 8221 من VLBA على مستوى القارة للبحث بوضوح غير مسبوق في قلب تلك المجرة والمحرك المركزي # 8217s.

الباحثون هم: جيمس هيرنشتاين ، وجيمس موران ، ولينكولن جرينهيل من مركز هارفارد سميثسونيان للفيزياء الفلكية فيليب دايموند من المرصد الوطني لعلم الفلك الراديوي في سوكورو ، وميكوتو ميوشي من اليابان و # 8217 ثانية مرصد ميسوساوا للديناميكا الفلكية ونوماسا ناكاي وماكوتو إينو من اليابان و # 8217s مرصد راديو نوبياما. شكل العمل أساس دكتوراه Herrnstein & # 8217s. أطروحة في جامعة هارفارد.

أصبحت التفاصيل غير العادية للملاحظات ممكنة من خلال حقيقة أن جزيئات الماء في القرص الذي يدور حول الثقب الأسود تعمل على تضخيم انبعاثات الموجات الراديوية بنفس الطريقة التي يضخم بها الليزر الضوء. تسمى هذه المضخمات الطبيعية بالمضخات الكونية ، وهي تنتج أهدافًا مشرقة للتلسكوبات الراديوية. دراسة عن حواجز الماء في مركز NGC 4258 هو ما كشف عن القرص المداري في عام 1994.

سمحت المزيد من الدراسات التي أجريت على أجهزة تمليس الماء في NGC 4258 لفريق البحث باستنتاج الموقع الدقيق للجسم الذي يدور حوله القرص. بالإضافة إلى ذلك ، تُظهر الملاحظات الجديدة لمركز المجرة & # 8217s انبعاثًا لاسلكيًا يعتقد علماء الفلك أنه يتتبع الأجزاء الداخلية للطائرات عالية السرعة. تسمح هذه الملاحظات الجديدة مجتمعة بقياس المسافة بين الثقب الأسود والأجزاء الداخلية التي يمكن ملاحظتها من النفاثات.

مثل هذا القياس مهم للغاية ، لأن النموذج النظري القياسي ، الذي اقترحه في عام 1979 روجر بلاندفورد من معهد كاليفورنيا للتكنولوجيا وآرييه كونيجل من جامعة شيكاغو ، يقدم تنبؤًا واضحًا بأن جميع الانبعاثات الراديوية المكتشفة سيتم تعويضها من المحرك المركزي الذي يولد النفاثات. تعد الملاحظات الراديوية الجديدة لـ NGC 4258 هي الأولى التي توضح الموقع الدقيق لنواة نواة مجرية نشطة ، وبالتالي فهي الأولى التي تسمح بقياس الإزاحة بين النواة والانبعاثات المكتشفة الأقرب إليها.

بشكل ملحوظ ، فإن الإزاحة المقاسة في NGC 4258 متوافقة تمامًا مع التنبؤ الكمي الذي قدمه نموذج Blandford و Konigl.

& # 8220 كان هناك الكثير من التكهنات حول العلاقة بين الطائرات الراديوية والثقوب السوداء على مر السنين ، & # 8221 قال هيرنشتاين. & # 8220 لكن هذا القياس يحدد بدقة العلاقة الهندسية بينهما في هذا الكائن. & # 8221

بالإضافة إلى هذه القياسات ، سجل فريق البحث أيضًا حركة مناطق مازر الفردية داخل القرص المداري. كانت هذه الحركة متوقعة ، وتساعد على تأكيد حقيقة أن الموجات هي بالفعل جزء من قرص يدور حول ثقب أسود. تُرى هذه الحركات في أجهزة القياس الموجودة داخل جزء القرص الأقرب إلى خط بصرنا ، حيث تكون الحركة المدارية أكثر وضوحًا بالنسبة لنا. لا تُظهر الماسكات التي لوحظت عند حواف القرص (كما تُرى من الأرض) أي حركة مناسبة قابلة للقياس بمرور الوقت.

يلاحظ موران أنه على الرغم من أن فترة دوران قرص الميجامايزر تبلغ حوالي 800 عام ، فإن حركة الماسحات خلال عامين من الملاحظات كانت حوالي 60 ميكرو ثانية قوسية ، أي ما يعادل حركة حوالي مليمتر واحد تُرى على مسافة 3000 كيلومتر . أن تكون قادرًا على مشاهدة القرص وهو يتحول على هذه المسافة الكبيرة أمر مثير للغاية. & # 8221

ستأتي فائدة أخرى من الجمع بين قياسات الحركات المناسبة مع قياسات انزياح دوبلر في انبعاث الراديو من أجهزة التمهيدي على حافة القرص & # 8217s. تسمح هاتان المعلومتان للفلكيين بحساب المسافة إلى NGC 4258 بدقة أكبر من ذي قبل. لن يخضع حساب المسافة هذا للعديد من أوجه عدم اليقين التي تبتلى بها قياسات المسافات خارج المجرة ، وبالتالي سيساعد في معايرة مقياس المسافة الكونية الذي لا يزال غير مؤكد للمجرات الأخرى.

لا يزال الباحثون يقومون بتحسين حساباتهم للمسافة ، لكنهم يتوقعون الوصول إلى رقم دقيق في حدود 5 بالمائة.

& # 8220 هذه الدقة ممكنة بسبب الديناميكيات المفهومة جيدًا للنظام ، & # 8221 قال Greenhill. & # 8220 إنها طريقة مثلثية بحتة ، مستقلة عن التسلسل الهرمي العادي لمؤشرات المسافة خارج المجرة. & # 8221

تُعرف المجرة NGC 4258 أيضًا باسم Messier 106 ، ويمكن رؤيتها في تلسكوبات الهواة متوسطة الحجم في سماء الشتاء ليلاً في نصف الكرة الشمالي ، بالقرب من Big Dipper.

المرصد الوطني لعلم الفلك الراديوي هو مرفق تابع لمؤسسة العلوم الوطنية ، ويتم تشغيله بموجب اتفاقية تعاونية من قبل Associated Universities، Inc. ويتم تشغيل مركز هارفارد سميثسونيان للفيزياء الفلكية بواسطة مرصد كلية هارفارد ومرصد سميثسونيان للفيزياء الفلكية.


أوضح ثقب أسود قوي

على الرغم من أننا قد لا نعرف أبدًا كيف يبدو داخل الثقب الأسود ، فقد حصل علماء الفلك مؤخرًا على واحدة من أقرب المناظر حتى الآن. سمحت الرؤية للعلماء بتأكيد النظريات حول كيفية قيام هذه المجاري الكونية العملاقة بإخراج نفاثات من الجسيمات التي تسافر بسرعة الضوء تقريبًا.

منذ الملاحظات الأولى لهذه النفاثات القوية ، والتي تعد من بين ألمع الأجسام التي شوهدت في الكون ، تساءل علماء الفلك عن سبب تسارع الجسيمات إلى هذه السرعات الكبيرة. اقترحت إحدى الفرضيات الرئيسية أن الكتلة الهائلة للثقب الأسود تشوه المكان والزمان من حوله ، مما يؤدي إلى لف خطوط المجال المغناطيسي إلى ملف يدفع المادة إلى الخارج.

لاحظ الباحثون الآن طائرة نفاثة خلال فترة انفجار شديد ووجدوا دليلًا على أن تيارات من الجسيمات تهب بطريق حلزوني من الثقب الأسود ، كما تنبأت الفرضية الرئيسية.

قال عالم الفلك بجامعة بوسطن آلان مارشر ، الذي قاد فريق البحث: "لقد حصلنا على رؤية غير مسبوقة للجزء الداخلي لإحدى هذه النفاثات واكتسبنا معلومات مهمة جدًا لفهم كيفية عمل مسرعات الجسيمات الهائلة هذه". تم تفصيل نتائج الدراسة في عدد 24 أبريل من المجلة طبيعة.

درس الفريق مجرة ​​تسمى BL Lacertae (BL Lac) ، على بعد حوالي 950 مليون سنة ضوئية من الأرض ، مع وجود ثقب أسود مركزي يحتوي على 200 مليون مرة كتلة شمسنا. نظرًا لأن نفاثات هذا الثقب الأسود الهائل تتجه نحونا بشكل مباشر تقريبًا ، يُطلق عليه اسم Blazar (يُفترض في كثير من الأحيان أن يكون الكوازار هو نفس النجم ، باستثناء نفاثاته الموجهة بعيدًا عنا).

تُظهر الملاحظات الجديدة ، التي أخذها التلسكوب الراديوي طويل جدًا جدًا (VLBA) التابع لمؤسسة العلوم الوطنية ، جنبًا إلى جنب مع مستكشف توقيت الأشعة السينية التابع لناسا وعدد من التلسكوبات البصرية ، تحركًا للخارج على طول قناة لولبية ، كما توقع العلماء.

تدعم هذه البيانات الاقتراح بأن خطوط المجال المغناطيسي الملتوية تخلق الأعمدة النفاثة. يتم سحب المواد الموجودة في مركز المجرة ، مثل النجوم والغازات القريبة ، إلى الداخل بفعل الجاذبية الساحقة للثقب الأسود وتشكل قرصًا يدور حول النواة (يبقيها خامل المادة يدور بشكل حلزوني في قرص بدلاً من السقوط مباشرة في الثقب الأسود ). يبدو أن خطوط المجال المغناطيسي المشوهة تسحب الجسيمات المشحونة من القرص وتتسبب في تدفقها للخارج بسرعة الضوء تقريبًا.

قال عالم الفلك بجامعة ميتشيغان هيو ألير ، الذي عمل في الدراسة الجديدة: "علمنا أن المواد كانت تتساقط في هذه المناطق ، وعرفنا أن هناك انفجارات قادمة". "ما كان لغزًا حقًا هو أننا يمكن أن نرى وجود هذه الجسيمات عالية الطاقة حقًا ، لكننا لم نعرف كيف تم إنشاؤها ، وكيف تم تسريعها. اتضح أن النموذج يطابق البيانات. يمكننا بالفعل رؤية الجسيمات تكتسب السرعة لأنها تتسارع على طول هذا المجال المغناطيسي ".

لاحظ علماء الفلك أيضًا أدلة على ظاهرة أخرى تنبأت بها الفرضية الرائدة؟ أن توهجًا سينتج عندما تصطدم المادة المنبعثة في الطائرات بموجة صدمة خارج قلب الثقب الأسود.


أهم عشر علامات وجدت نواة مجرية نشطة

نعم ، نعم ، ما نسميه AGN هو مجرد نتيجة لثقب أسود هائل في مركز مجرة. لكن لا يمكننا حقًا رؤية الثقب الأسود نفسه مباشرةً ، لذا - كيف يمكننا التعرف على نواة مجرية نشطة؟

دعنا نلقي نظرة على قائمة أدلة المراقبة لـ AGN.

قام Bower وآخرون ، ApJ 492 ، 111L (1998) بقياس حركات الغاز في نواة M84 ووجدوا توقيعًا واضحًا للدوران.

إذا كنت لا تستطيع رؤية الحركة الكبلرية الصادقة والخيرة ، فيمكنك على الأقل رؤية أدلة على السرعات العالية جدًا.

تعرض معظم النوى المجرية النشطة أيضًا خطوط انبعاث ضيقة ، وهي أقل اتساعًا بكثير من خطوط الانبعاث العريضة (ليس من المستغرب). يجب أن تكون المادة التي تنتج هذا الضوء بعيدة عن الثقب الأسود حتى تتحرك ببطء أكبر.

المشكلة هي - ليست كل خطوط الانبعاث الضيقة في المجرات ترجع إلى النوى المجرية النشطة ، أو بشكل أكثر تحديدًا إلى الظواهر المرتبطة بالثقب الأسود الهائل. يمكن أن تنتج مناطق تشكل النجوم أيضًا خطوط انبعاث ، وبعض المجرات ، "مجرات الانفجار النجمي" ، تعرض كميات كبيرة جدًا من تكون النجوم.

لحسن الحظ ، إذا كان بإمكان المرء قياس خصائص بعض خطوط الانبعاث المحددة ، فيمكنه التمييز بين الضوء الناتج عن مناطق الانفجار النجمي من الضوء الناتج بالقرب من النوى المجرية النشطة.


الشكل مأخوذ من Groves and Kewley ، "Pathways Through an Eclectic Universe" ، ASPC 390 ، 283 (2008)

إذا رأيت ميزة خطية ، أو زوجًا من الميزات ، يمتد إلى الخارج من نواة مجرة ​​، فلا شك في أن ثقبًا أسودًا كبيرًا يعيش في مكان قريب. ألق نظرة على M87 ، على سبيل المثال.


الرقم بإذن من آدم بلوك ، ومركز ماونت ليمون سكاي سنتر وجامعة أريزونا.


الصورة مجاملة من H. Marshall (MIT) وآخرون ، CXC ، NASA ، F. Zhou ، F. Owen (NRAO) ، J. Biretta ((STScI) ، E. Perlman (UMBC) et al.

ومع ذلك ، يجب أن تكون حريصًا بعض الشيء: هناك نفاثات لا تنبثق من الثقوب السوداء الهائلة. هنا في مجرتنا درب التبانة ، على سبيل المثال ، ينتج النجم المتغير SS433 طائرة نفاثة خاصة به ، كما تظهر هذه الصور الراديوية.


الشكل مأخوذ من تمرين جميل للغاية كتبه إيرفينغ روبنز

لذا ، لا ، المواد الموجودة في الطائرات لا تتحرك أسرع من الضوء. فقط قريب جدًا منه.

تظهر بعض المجرات أزواجًا من المناطق العملاقة من البث الراديوي بعيدًا عن مركز المجرة في اتجاهين متعاكسين.


الرقم من باب المجاملة NRAO Image Gallery و NRAO / AUI / NSF

قارن البث الراديوي بالمدى المرئي للمجرة:

هذه ما يسمى ب "الفصوص الراديوية" هي مناطق من الوسط بين المجرات التي اصطدمت بالجسيمات عالية الطاقة في النفاثات.

أطياف النوى المجرية النشطة غريبة - حتى لو تجاهل المرء خطوط الانبعاث العريضة والضيقة. انظر إلى شكل السلسلة المتصلة لـ AGN.

ولمجرة عادية:

نظرًا لأن النوى المجرية النشطة تصدر الكثير من الضوء بأطوال موجية قصيرة ، فإن ألوانها الضوئية تبرز عن ألوان النجوم والمجرات العادية. هذا يجعل من السهل العثور عليها في استطلاع كبير: ابحث فقط عن الأشياء ذات الألوان الزرقاء غير العادية.


الشكل مأخوذ من Finlator وآخرون ، AJ 120 ، 2615 (2000)

لاحظ ، مع ذلك ، أنه في حالات الانزياح الأحمر المرتفعة ، ستنتقل النوى المجرية النشطة والكوازارات إلى مناطق مختلفة من أي مخطط لوني.

سبب "النتوء الأزرق الكبير" هو الانبعاث الحراري من قرص تراكم حول الثقب الأسود المركزي الهائل. نظرًا لأن درجة الحرارة "الفعالة" لهذا القرص تبلغ ما يقرب من بضع مئات من آلاف كلفن ، فإن ذروة الانبعاث تكمن في الأشعة فوق البنفسجية.

يجب أن ينتج عن الانبعاث الحراري من قرص التراكم أشعة سينية ناعمة - تلك التي تبلغ طاقتها حوالي 1-5 كيلو فولت. يمكن للعديد من الأنواع الأخرى من المصادر إنتاج أشعة سينية ناعمة أيضًا ، مثل النجوم الأولية الصغيرة جدًا والوسط المتأين الدافئ ، لذلك يجب على المرء أن يكون حذرًا في استخدام انبعاث الأشعة السينية لتحديد النوى المجرية النشطة. فيما يلي توزيع الطاقة الطيفية (SED) لـ Markarian 421.


الشكل مأخوذ من Abdo et al.، ApJ 716، 30 (2010)

يمكن أن تنتج المناطق الأعمق من قرص التراكم أشعة سينية "صلبة" ، بطاقة تتجاوز 5 كيلو إلكترون فولت. في حالات قليلة ، يمكننا أن نرى الإشعاع الصادر من ذرات الحديد - خط K-alpha ، المنبعث عندما يسقط الإلكترون من الغلاف L إلى القشرة K في الذرة - مما يُظهر تأثيرات النسبية الخاصة والعامة. هذا توضيح للنظرية ،

وهنا مثال على البيانات.

لنلق نظرة على هذا SED لمارك 421 مرة أخرى. تمثل القمة الموجودة على اليمين فوتونات ذات طاقات عالية للغاية: أشعة جاما. لا يُلاحظ أن كل النوى المجرية النشطة تنتج أشعة جاما ، لكن بعضها ينتج أشعة جاما. ما هي العملية الفيزيائية التي يمكن أن تنتج فوتونات بمثل هذه الطاقات العالية؟


الشكل مأخوذ من Abdo et al.، ApJ 716، 30 (2010)

الجواب هو نثر كومبتون العكسي. تذكر أن المجرة النشطة لديها نفاثات مليئة بالجسيمات النسبية التي تطير من مراكزها.

تختلف بعض النوى المجرية النشطة في لمعانها حسب عوامل كبيرة خلال أيام قليلة أو حتى بضع ساعات. انظر إلى 3C273 ، على سبيل المثال ، في الأشعة السينية:


الشكل مأخوذ من Kataoka et al.، MNRAS 336، 932 (2002)


الشكل مأخوذ من Kataoka et al.، MNRAS 336، 932 (2002)

بعض النوى المجرية النشطة يشع ضوءًا مستقطبًا - حالة غير عادية للغاية. تشير دراسة الاستقطاب البصري التي أجراها سميث وآخرون ، ApJ 663 ، 118 (2007) إلى أن الضوء المستقطب يتركز في النواة ، كما يتوقع المرء.

يمكن لقياس التداخل الراديوي أن يسبر الاستقطاب على مقاييس دقيقة بما يكفي لإظهار هيكله المكاني.


الشكل مأخوذ من Gabuzda ، في "High Energy Blazar Astronomy" ، ASPC 299 ، 99 (2003)

ينتج الضوء من النفاثات عن طريق الإشعاع السنكروتروني ، حيث تدور الإلكترونات النشطة حول مجال مغناطيسي. تفرض خطوط المجال المغناطيسي أمرًا على الإشعاع (أو على الأقل جزء منه) ، مما يؤدي إلى محاذاة نواقل المجال الكهربائي. إذا تمكنا من رؤية الطائرات مباشرة ، فقد نتوقع اكتشاف الضوء المستقطب.

ولكن هناك طريقة أخرى يمكن أن ينتج بها النوى المجرية النشطة ضوءًا مستقطبًا بطريقة غير مباشرة. ضع في اعتبارك "النموذج الموحد" لـ AGN. (لم تعتقد أنه يمكنك الهروب من هذه الصورة ، أليس كذلك؟)


الشكل مأخوذ من الدورة التدريبية الأساسية لعلم الفلك الراديوي في NRAO واستناداً إلى الشكل الأصلي لـ Urry and Padovani ، PASP 107 ، 803 (1995)

إذا نظر المراقب إلى النظام من أقطاب الطارة ، فيمكنه رؤية منطقة الخط العريض وربما حتى قرص التراكم نفسه. إذا نظر المراقب إلى النظام من الحافة ، فإن الحلقة تحجب رؤيته لتلك المناطق. ومع ذلك ، فإن بعض الضوء القادم من المناطق الداخلية قد يطير على طول القطبين ، ثم ينتشر بعيدًا عن المواد وينعكس نحو الراصد. بمعنى آخر ، قد يصل بعض الضوء من المناطق الداخلية إلى الراصد ، ولكن فقط بعد أن يتشتت. ستؤدي عملية التشتت إلى استقطاب الضوء ، لذا يجب استقطاب أي من هذا الإشعاع من الأجزاء "المخفية" من النظام.


الشكل مأخوذ من Smith et al.، MNRAS 359، 846 (2005)

وفويلا ، عندما نلاحظ بعض النوى النشطة على الحافة ، نرى ضوءًا مستقطبًا يتبع النمط المتوقع في الطول الموجي وجزء الاستقطاب.

  1. سرعة عالية وحركات دائرية للغاز
  2. خطوط انبعاث واسعة
  3. خطوط انبعاث ضيقة (من النوع الصحيح)
  4. الطائرات (الكبيرة)
  5. فصوص الراديو
  6. ألوان بصرية / الأشعة تحت الحمراء غريبة - "النتوء الأزرق الكبير"
  7. انبعاث الأشعة السينية اللينة والصعبة
  8. انبعاث أشعة جاما
  9. تقلب على نطاق من المقاييس الزمنية
  10. الضوء المستقطب

للمزيد من المعلومات

حقوق النشر والنسخ مايكل ريتشموند. هذا العمل مرخص بموجب رخصة المشاع الإبداعي.


كيفية الهروب من الثقب الأسود

أفيري إي بروديريك / جامعة واترلو / معهد بيريميتر

الثقوب السوداء لديها القليل من مشكلة الصورة. هذا متوقع من بقايا هائلة لانفجار نجمي تبلغ كتلته مليارات المرات من كتلة الشمس وجاذبية جاذبية قوية للغاية ، ولا يمكن حتى للضوء الهروب. أي شيء يقترب كثيرًا يبتلع بالكامل ، ولن يتم رؤيته مرة أخرى أبدًا. أو هكذا يذهب التفكير الشعبي. ولكن هناك استثناء كبير لتلك القاعدة الصارمة: في جميع أنحاء الكون ، تنتج المجرات ذات الثقوب السوداء في مركزها نفاثات طاقة قوية ، أو انفجارات من الغاز والغبار المحميين التي تنفجر من المادة ذاتها وتدور في الفتحة وتنتقل إلى الخارج لمئات الآلاف من السنين الضوئية.

صنف علماء الفلك الآلاف من نفاثات الطاقة هذه على مدى عقود ، لكن ما لم يتمكنوا من اكتشافه أبدًا هو ما يمدهم بالطاقة. كيف يمكن للمادة التي تدور بشكل فعال حول استنزاف المجرة أن تنتزع فجأة نفسها ، وبهذه القوة العملاقة؟ الآن ، بفضل دراسة قام بها فريق دولي من علماء الفيزياء الفلكية تم نشرها في المجلة علم، يبدو أن هناك إجابة - تساعد في تفسير ليس فقط كيفية إنتاج الألعاب النارية المجرية ولكن أيضًا كيف تنمو المجرات نفسها وتتوسع.

ما يفهمه علماء الفلك - بمساعدة قليلة من ألبرت أينشتاين - هو أن كل ثقب أسود محاط بما يسمى أفق الحدث ، وهو الحد الذي تصل فيه المادة إلى نقطة اللاعودة. قد يكون من المستحيل رؤية الثقب الأسود نفسه ، ولكن باستخدام الأدوات المناسبة ، يمكنك اكتشاف المادة في اللحظة الأخيرة قبل أن تختفي ، وفي الواقع ، قياس وجود الثقب وتحديده من خلال الغياب الذي ينتج عنه. تشكل المادة الموجودة في أفق الحدث ما يسمى بقرص التراكم ، وهو عبارة عن دوامة مركزة من الغبار والغاز تدور حول الثقب بسرعة الضوء تقريبًا ، وتغذي نفسها تدريجيًا نحو الداخل. & # 8217s في تلك المرحلة ، حسنًا ، حدث شيء ما لإنتاج الطائرات. ولكن ماذا؟

لمعرفة ذلك ، ركز فريق بقيادة Sheperd Doeleman ، عالم الفيزياء الفلكية في مرصد Haystack التابع لمعهد ماساتشوستس للتكنولوجيا ، على انفجار نفاث من ثقب أسود في وسط المجرة الإهليلجية M87 ، على بعد 54 مليون سنة ضوئية من مجرة ​​درب التبانة. هذه الطائرة ، التي تمت دراستها منذ أوائل القرن العشرين ومن بين الأقرب ضمن نطاق الرؤية ، تصادف أيضًا أنها تنبثق من ثقب أسود مع أفق حدث مرئي للغاية - في الغالب لأن M87 تُصنف من بين ألمع أجسام الفضاء السحيق في السماء ، مما يعني أن هناك الكثير من الضوء تنعكس الانبعاثات من الحطام في قرص التراكم.

هذا لا يعني & # 8217t أنه يمكن دراسة القرص بأي تفاصيل. الثقوب السوداء هي أجسام صغيرة جدًا على نطاق كوني ، و 58 مليون سنة ضوئية لا تزال 58 مليون سنة ضوئية. لزيادة الدقة ، استخدم Doeleman وفريقه طريقة تُعرف باسم قياس التداخل طويل جدًا (VLBI) ، حيث تقوم أطباق التلسكوب الراديوية المتعددة بجمع انبعاثات الموجات من وجهات نظر مختلفة ثم محاذاتها لاحقًا في بيانات القياس ، مثل المرآة والعدسة يقوم التلسكوب القياسي بمحاذاة موجات الضوء في صورة. يقول دويلمان: "إنها تقنية متخصصة أصيلة تمنحنا أكبر قدر من التفاصيل لأي شيء متاح لعلماء الفلك". من أجل دراستهم ، استخدموا بيانات من أطباق الراديو في أريزونا وكاليفورنيا وهاواي ، حيث قاموا بدمجها بطريقة تجعل المراصد تعمل كأداة واحدة ضخمة بدقة 2000 مرة من تلسكوب هابل الفضائي. هذا كشف الكثير.

علم الباحثون أن أفق حدث M87 & # 8217s يدور حول حجم نظامنا الشمسي. يبدو أن المادة التي تنتج النفاثات تأتي من موقع مداري بالقرب من الحافة الداخلية لقرص التراكم ، على بعد حوالي 5.5 مرة من الأفق نفسه. يبدو هذا بعيدًا ، ولكن وفقًا لنظريات الجاذبية لأينشتاين ، فإن هذه هي آخر نقطة يمكن للمادة أن تتحرك عندها في مدار مستقر ، لأن الزمان المكاني مشوه بالقرب من ثقب أسود. إنها أيضًا أرض الولادة للنفاثات ، ربما لأن الحقول المغناطيسية المضمنة في المادة التي تدور بالقرب من الثقب تصبح ملتوية ، وتحمل الطاقة بعيدًا في شكل انفجار كهرومغناطيسي مملوء بالجسيمات المشحونة - الجسيمات المشحونة جدًا التي تنبعث موجات الراديو التي جمعها العلماء من الأرض لدراستهم.

يناسب المدار الضيق للطائرة M87 نموذجًا نظريًا واحدًا فقط لديناميكيات الثقب الأسود ، وهو نموذج يشير إلى أن الجاذبية من قرص التراكم الدوامي يمكنها تدوير ثقب أسود بمرور الوقت ، مما يتسبب في دوران كليهما في نفس الاتجاه ورسم المدار الأعمق في النطاق. حيث وجد علماء الفلك طائرة M87 النفاثة. وهذا يدعم سنوات من التخمين بأن الثقوب السوداء ليست سوى ثقوب سوداء بلا حراك. يقول دويلمان: "يجب أن يدور الثقب الأسود لشرح هذه القياسات."

على الرغم من أن الدراسة تتمحور حول طائرة نفاثة واحدة ، إلا أن التداعيات تمتد عبر المجرة ، حيث أن الطاقة المتفجرة توزع المادة والطاقة على نطاق واسع ، وتغذي وتشكل النجوم. لذلك يأمل علماء الفلك أن تكون نظرتهم التالية لمنصة إطلاق الطائرات أكثر تفصيلاً. إنهم يخططون لتوسيع مجموعة التلسكوبات الخاصة بهم لتشمل أطباق الراديو في جميع أنحاء العالم ، مما يزيد من حساسية التلسكوب الافتراضي الخاص بهم بعامل 10 وربما يؤدي إلى الصور بدلاً من القياسات فقط. على الرغم من أن نفاثات الطاقة عالية السرعة جيدة في الهروب من الثقوب السوداء ، فإن تجنب أعين الفلكيين المتطفلين سيكون - مع الحظ - أكثر صعوبة.


عدسات الجاذبية كتلسكوبات عالية الدقة

3.3 الطائرات النسبية

النفاثات النسبية هي حزم من البلازما أطلقت بالقرب من SMBHs المتراكم. هناك نوعان من النظريات المتنافسة حول أصل القوة النفاثة. يقترح الأول أن النفاثات تعمل بالطاقة الجاذبية للمادة المتراكمة التي تتحرك نحو الثقب الأسود ، حيث يمكن إطلاق النفاثات إما كهرومغناطيسيًا بحتًا [81،82] أو كنتيجة لعمليات مغناطيسية هيدروديناميكية في المناطق الداخلية لقرص التراكم [ 61،83]. تستخدم النظرية الثانية الطاقة الدورانية لثقب أسود دوار [84].

تؤدي الحركة النسبية للبلازما في النفاثات إلى تأثيرات متعددة للنظرية النسبية الخاصة بما في ذلك التعزيز النسبي وتخفيف الوقت والحركات الفائقة اللمعان الظاهرة. الإشعاع المنبعث من النفاثات هو دوبلر المعزز باتجاه الراصد بواسطة D n [85-87]. يتم تعريف عامل دوبلر على أنه

حيث β = v ∕ c هي سرعة حركة البلازما ، v بوحدات سرعة الضوء c ، و θ o b s هي زاوية خط الرؤية مع المراقب. يجمع الأس n بين التأثيرات الناتجة عن تصحيح K [88] وتعزيز دوبلر الناتج عن الانحراف النسبي وتمدد الوقت وتحويل الزاوية الصلبة [50]. في الحسابات المقدمة في هذه المراجعة ، تم افتراض المؤشر n = 4.

يواجه الانبعاث تعزيزًا نسبيًا قويًا عندما يتم توجيه الطائرة بالقرب من خط البصر (& lt 2 0 ∘). يغير الإشعاع النسبي سطوع الحزمة الظاهر ، ونتيجة لذلك ، لا يكون مرئيًا إلا جانب التدفق الموجه نحو المراقب ، ويسمى الكائن شديد السطوع الناتج باسم blazar. تشمل الميزات المستخدمة في تصنيف Blazar وجود قلب راديوي مضغوط ، مع طيف مسطح أو حتى مقلوب ، وتغير شديد (في النطاق الزمني والسعة) في جميع الترددات ، ودرجة عالية من الاستقطاب البصري والراديوي [89].

تهيمن الانبعاثات غير الحرارية الناتجة عن نفاثة نسبية على طيف النطاق العريض للبلازارات. يتميز توزيع الطاقة الطيفية (SED) للبلازارات بمكونين طيفيين عريضين. يمتد المكون منخفض الطاقة من الراديو إلى الأشعة الضوئية / الأشعة فوق البنفسجية / الأشعة السينية بواسطة الإشعاع السنكروتروني للإلكترونات النسبية. المكون عالي الطاقة الممتد من الأشعة السينية إلى أشعة جاما ، وفقًا للتفسيرات الحديثة ، يتم إنتاجه بواسطة إشعاع كومبتون العكسي (IC) مع مصدر محتمل لفوتونات البذور ، إما إشعاع السنكروترون ، منطقة الخط العريض (BLR) ) ، أو الطارة المغبرة (DT).

تنقسم Blazars إلى فئتين: الكوازارات الراديوية ذات الطيف المسطح (FSRQs) وكائنات BL Lac تتميز FSRQs بوجود خطوط انبعاث واسعة ، والتي تكون غائبة أو ضعيفة جدًا في كائنات BL Lac. 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


خيارات الوصول

احصل على حق الوصول الكامل إلى دفتر اليومية لمدة عام واحد

جميع الأسعار أسعار صافي.
سيتم إضافة ضريبة القيمة المضافة في وقت لاحق عند الخروج.
سيتم الانتهاء من حساب الضريبة أثناء الخروج.

احصل على وصول محدود أو كامل للمقالات على ReadCube.

جميع الأسعار أسعار صافي.


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

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 1-10ج. A natural explanation is (backwards) time dilation in material approaching us at

0.9ج 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 ج &beta at an angle &theta to our line of sight, the apparent transverse velocity will be

which has a maximum value vالأعلى

وجاماج. The apparent jet/counterjet ratio ر (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 ج 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 - 0.5ج (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 0.6-6ج (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 0.9ج, with angles to the line of sight of 8-20°. These are in turn reminiscent of SS433 with velocities of 0.26ج 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. علوم. 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 بmin = 1.5 × 10 -4 &theta 9/7 ض -2/7 س 2/7 where the field is in gauss, the angular size &theta is in arcseconds, and flux density س 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 فيلا 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 ض=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 0.1ج. 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


شاهد الفيديو: قل أعوذ برب الفلق من شر ما خلق ومن شر غاسق إذا وقب ومن شر النفاثات في العقد ومن شر حاسد إذا حسد (شهر فبراير 2023).