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'''제트'''({{llang|en|jet}})는 [[천문학]]에서 자주 보이는 현상으로, 밀집천체의 [[회전|회전축]]을 따라 방출되는 물질의 흐름이다. 보통 [[강착원반]]의 동역학적 상호작용에 의해 발생한다. 물질이 [[빛의 속도]]에 가까운 속도로 방출된다면, 이러한 제트는 상대론적 제트로 불리게 된다. 매우 거대한 제트는 [[퀘이사]]나 [[전파은하]]와 같은 [[활동은하]]에서 보인다. 보통 제트를 포함하는 다른 계로는 [[격변 변광성|격변변광성]], [[X-선쌍성]], [[황소자리 T형 별]]이 있다. [[허빅-아로 천체]]는 [[성간매질]]과의 상호작용에 의해 발생한다. 또한 쌍극분출 또는 제트는 [[원시별]](형성 중인 어린 별)이나,<ref>http://www.astronomy.com/asy/default.aspx?c=a&id=6432</ref> 진화한 [[원시행성상성운|후-AGB 별]](보통 [[쌍극성운]]의 형태)과도 연관되어 있다.

제트가 어떻게 형성되고 추진되는지는 현재까지 물리학자들에게 대개 미스테리로 남아있지만, 이 출력에 관해 가장 흔히 제시되는 두가지 주요 근원은 [[블랙홀]]과 같은 중심천체와 [[강착원반]]이다. 많은 항성천체를 둘러싸는 강착원반은 제트를 형성할 수 있다. 블랙홀 주변의 것들은 매우 빠르고 활동적이긴 해도 말이다. 이는 제트의 속도가 중심천체의 [[탈출속도]]와 거의 같은 속도이기 때문이다. 제트의 속도는 강착중인 블랙홀 근처에서 거의 빛의 속도인데 비해, 원시별의 제트는 훨씬 느리다. 강착원반이 어떻게 제트를 형성하는지는 정확히 알려져 있지 않지만, 꼬여있는 [[자기장]]이 양극방향으로 시준하면서 발생하는 것으로 여겨지고 있다. 또한 [[드 라발 노즐]]의 [[유체역학]]은 수반된 메커니즘에 관해 실마리를 제공할 수 있을지도 모른다.

제트가 어떻게 형성되는지 탐사하는 가장 좋은 방법 중 하나는 직접적으로 관측할 수 있는 반경에서 제트의 조성을 측정하는 것이다. 예를 들어, 제트가 강착원반에서 기원했다면 구성 [[플라스마]]는 전자-이온 조성과 같을 것이다. 반대로 블랙홀에서 기원했다면 완전히 전자-양전자 조성과 같을 것이다. 또, 플라스마는 분석에 도움을 주는 [[X-선]]과 [[전파]] 같은 다양한 형태의 복사를 방출한다.

== 상대론적 제트 ==


'''상대론적 제트'''({{llang|en|relativistic jet}})는 유명한 [[전파은하]] 및 [[퀘이사]]와 같은 일부 [[활동은하]]의 중심에 있는 무거운 천체로 추정되는 것으로부터 생겨난 극단적으로 강력한 플라스마의 분출이다.<ref>{{저널 인용|title=광일 규모의 AGN에서의 상대론적 제트 구조는 무엇인가?|author=Wehrle, A.E.; Zacharias, N.; Johnston, K.; 등.|date=2009년 2월 11일 |url=http://www.nrao.edu/A2010/whitepapers/rac/Wehrle_AGN_jets_GCT.pdf}}</ref> 이들의 길이는 수천 [[광년]]에서<ref>Biretta, J. (1999년 1월 6일). M87 은하에서 빛보다 빠른 운동을 관측한 허블 (http://www.stsci.edu/ftp/science/m87/m87.html)</ref> 수백만 [[광년]]에<ref>예일 대학교 - Office of Public Affairs (2006년 6월 20일). 블랙홀에서 나온 제트의 초고에너지 입자에 대한 증거 (https://web.archive.org/web/20080513034113/http://www.yale.edu/opa/newsr/06-06-20-01.all.html)</ref> 이를 수 있다. 이에 관한 가설은 강착원반에서 자기장의 뒤틀림이 중심천체의 회전축을 따라 분출류를 시준하여, 적절한 조건일 때 제트가 강착원반의 양면으로부터 발생하는 것이라고 한다. 제트가 지구의 시선방향을 향해 있다면, [[상대론적 분사출]]이 겉보기 밝기를 결정하게 된다. 제트의 형성<ref>Meier, L. M. (2003). 상대론적 제트 형성에 관한 이론과 시뮬레이션: 미세퀘이사 및 거대퀘이사에 대한 통합모형에 관하여, 2003, ''New Astron. Rev. '', '''47''', 667. (http://arxiv.org/abs/astro-ph/0312048)</ref><ref>Semenov, V.S., Dyadechkin, S.A. 및 Punsly (2004년 8월 13일). 블랙홀의 회전에 의해 동력이 공급된 제트에 관한 시뮬레이션.  ''Science'', '''305''', 978-980. (http://www.sciencemag.org/cgi/content/abstract/sci;305/5686/978?maxtoshow=&HITS=10&hits=10&RESULTFORMAT=&fulltext=relativistic+jet&searchid=1&FIRSTINDEX=10&resourcetype=HWCIT)</ref> 및 제트의 조성<ref>Georganopoulos, M.; Kazanas, D.; Perlman, E.; Stecker, F. (2005) 질량구성 탐사로써 외부은하 제트에 의한 우주배경복사의 대규모 콤프턴 산란,  ''천체물리학 저널 '', '''625''', 656. (http://arxiv.org/abs/astro-ph/0502201)</ref> 배후의 역학은 아직도 학계에서의 많은 논쟁의 주제이다. 현재는 제트가 일부분이 [[전자]], [[양전자]], [[양성자]]의 전기적으로 중성인 혼합물로 구성되어 있을 것이라고 가설화되었다.

[[파일:M87 jet.jpg|섬네일|left|허블 우주 망원경의 [[WFPC2]]가 가시 스펙트럼에서 본 상대론적 제트를 방출하는 [[타원은하]] [[메시에 87|M87]].]]

훨씬 작은 규모이긴 해도, 이와 유사한 제트는 [[중성자별]]과 [[항성블랙홀]]의 강착원반에서도 발달할 수 있다. 이러한 계는 흔히 [[미세퀘이사]](''microquasar'')라고 불린다. 이와 같은 예로는 [[SS433]]이 있는데, 0.23[[빛의 속도|c]]의 속도를 가지는 제트가 잘 관측된다. 다른 미세퀘이사는 훨씬 빠른 속도의 제트를 갖고 있긴 해도 말이다. 훨씬 약하고 덜 상대론적인 제트는 많은 쌍성계와 상관있다. 이러한 제트에 대한 가속 메커니즘은 [[지구]]의 [[자기권]]과 [[태양풍]]에서 관측되는 [[자기 재결합|자기재결합]] 과정과 유사하다.

천체물리학자들에게 보편적으로 받아들여지는 가설은 상대론적 제트의 형성이 [[감마선폭발]]의 발생의 설명에 관한 실마리라는 것이다. 이러한 제트는 ~100(대략 0.99995[[빛의 속도|c]]의 속도) 까지의 [[로렌츠 인자|로렌츠인자]]를 가지고 있고, 현재 밝혀진 가장 빠른 천체 중 일부를 차지한다.

=== 에너지원으로서의 회전블랙홀 ===

상대론적 제트를 형성하기 위해서는 막대한 양의 에너지가 필요하기 때문에, 일부 제트는 [[회전 블랙홀|회전하는 블랙홀]]에 의해 에너지를 얻는다고 여겨지고 있다. 에너지가 어떻게 블랙홀으로부터 제트로 전이되는지에 관한 두 경쟁이론이 있다.

* ''[[블랜포드-즈나이엑 과정]]''<ref>Blandford, R. D., Znajek, R. L. (1977), ''[[왕립천문학회 월간보고|Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]'', 179, 433</ref> - 중심의 블랙홀으로부터의 에너지 추출에 대한 가장 대중적인 이론이다. 강착원반 주변의 자기장이 블랙홀의 회전에 의해 끌려간다. 아마 여기서 상대론적 물질이 자기력선의 조임에 의해 방출된다.

* ''[[펜로즈 과정]]''<ref>Penrose, R. (1969). 중력붕괴: 일반상대성이론의 역할. ''Nuovo Cimento Rivista'', Numero Speciale '''1''', 252-276.</ref> - [[좌표계 이끌림]]에 의해 회전 블랙홀으로부터 에너지를 추출한다. 이 이론은 후에 상대론적 입자가 에너지와 운동량를 추출할 수 있는 것으로 입증되었고,<ref>{{저널 인용
 |author=R.K. Williams
 |title=펜로즈 과정을 이용한 초대질량 커 블랙홀으로부터의 X-선, 감마선, 그리고 상대론적 e<sup>−</sup>e<sup>+</sup>쌍 추출
 |journal=피지컬 리뷰
 |volume=51 |issue=10 |pages=5387–5427
 |year=1995
 |doi=10.1103/PhysRevD.51.5387
|bibcode = 1995PhRvD..51.5387W }}</ref> 그 뒤에 제트의 형성에 대한 그럴듯한 과정으로 보여지게 되었다.<ref>Williams, R. K. (2004년 8월 20일). 본질적으로 회전 블랙홀과 펜로즈 과정에 의해 발생한 시준되어 탈출하는 수직 쌍극 e<sup>-</sup>e<sup>+</sup> 제트.  ''천체물리학 저널'', '''611''', 952-963. (http://arxiv.org/abs/astro-ph/0404135)</ref>

== 갤러리 ==
<gallery>
파일:NGC 5128.jpg|상대론적 제트를 보여주는 X-선에서의 [[센타우루스자리 A 은하|센타우루스자리 A]]
파일:Onde-radioM87.jpg|[[VLA|초거대배열]]에 의해 보이는 전파영역에서의 M87의 제트
파일:HST-3C66B-jet-O5BQ06010.gif|[[3C 66B]]에서 방출되는 상대론적 제트의 허블 흔적 아카이브 근[[자외선|UV]] 영상.
</gallery>

== 같이 보기 ==
* [[쌍극분출]]
* [[블랜포드-즈나이엑 과정]]

== 각주 ==
{{각주}}

== 외부 링크 ==
* [http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/ask_astro/answers/990923a.html NASA - 천체물리학자에게 물어보세요: 블랙홀의 쌍극 제트]
* [http://www.space.com/scienceastronomy/blackhole_jets_040817.html SPACE.com - 비틀어진 물리: 블랙홀은 어떻게 분출하는가]
* [http://arxiv.org/abs/astro-ph/0107228v1 밀집천체 및 강착원반]

{{은하}}

{{전거 통제}}

[[분류:천체물리학]]
[[분류:플라스마 물리학]]
[[분류:블랙홀]]