相對論性噴流

相對論性噴流 （ 英文 ： ） 是來自某些活動星系 、 射電星系或類星體中心的強度非常高的等離子體噴流 。 這種噴流的長度可達幾千甚至數十萬光年 。 現在一般認爲相對論性噴流的直接成因是中心星體吸積盤表面的磁場沿着星體自轉軸的方向扭曲並向外發射 ， 因而當條件允許時在吸積盤的兩個表面都會形成向外發射的噴流 。 如果噴流的方向恰巧和星體與地球的連線一致 ， 由於是相對論性粒子束 ， 噴流的亮度會因而發生改變 。 目前在科學界相對論性噴流的形成機制和物理成分仍然是個有爭議的話題 ， 不過一般認爲噴流是電中性的 ， 其由電子 、 正電子和質子按一定比例組成 。 一般還認爲相對論性噴流的形成是解釋伽瑪射線暴成因的關鍵 。 這些噴流具有的洛倫茲因子可達大約100 ， 是已知的速度最快的天體之一 。 類似的較小尺寸的相對論性噴流可由中子星或恆星質量黑洞的吸積盤而產生 ， 這類系統經常被稱作微類星體 。 一個著名的例子是SS 433 ， 其經過周密觀測得到的相對論性噴流速度達到了光速的 0.23 倍 ， 而大多數微類星體可能具有比這高得多的噴流速度 （ 這一點還沒有被更多的周密觀測所證實 ） 。 其他更小尺寸以及速度更低的噴流可以在很多雙星系統中通過加速機制形成 ， 這種加速機制可能和已觀測到的地球磁圈與太陽風之間的磁重聯過程相類似 。