Astrofiziksel jet

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

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

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

 Relativistik jetler 

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

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

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

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

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

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

 Nötron yıldızlarındaki relativistik jetler 
küçükresim|Süpernova kalıntısı kökenli atarca IGR J11014-6103, bulutsu ve jet ile birlikte görünüyor.

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

 Ayrıca bakınız 
 Yığılma diski
 Çift kutuplu akış
 Blandford-Znajek süreci
 Penrose süreci
 Herbig-Haro cismi
 CGCG 049-033, Dünya'dan 600 milyon ışık yılı uzaklıkta bulunan ve keşfedilen en uzun galaktik jete sahip olduğu bilinen eliptik gökada
 Gama ışını patlaması

 Kaynakça 

 Dış bağlantılar 
 NASA – Ask an Astrophysicist: Black Hole Bipolar Jets 
 SPACE.com – Twisted Physics: How Black Holes Spout Off 

 Hubble Video Shows Shock Collision inside Black Hole Jet (Makale) 

Kategori:Uzay plazmaları
Kategori:Kara delikler
Kategori:Astronomi konseptleri