تدفق مادي فلكي

من أرابيكا، الموسوعة الحرة

هذه هي النسخة الحالية من هذه الصفحة، وقام بتعديلها عبود السكاف (نقاش | مساهمات) في 05:52، 24 يناير 2023 (بوت:صيانة المراجع). العنوان الحالي (URL) هو وصلة دائمة لهذه النسخة.

(فرق) → نسخة أقدم | نسخة حالية (فرق) | نسخة أحدث ← (فرق)
اذهب إلى التنقل اذهب إلى البحث

التدفق المادي الفلكي هو ظاهرة فلكية حيث تنبعث تدفقات من المادة المتأينة من مراكز بعض المجرات النشطة والمجرات الراديوية والنجوم الزائفة كشعاع ممتد على طول محور الدوران.[1] تمتد هذة التدفقات إلى عدة آلاف أو حتى مئات الآلاف من السنوات الضوئية. وعند تسارع هذه المادة بشكل كبير في الشعاع تقترب من سرعة الضوء، التدفق المادي الفلكي يصبح تدفق نسبي لأنه يظهر تأثيرات النسبية الخاصة.[2]

تشكيل هذة الظاهرة ومصدر طاقتها ليس مفهوما تماما، ولكن من المحتمل أن تنشأ من التفاعلات الديناميكية داخل الأقراص المتراكمة أو من العمليات النشطة المرتبطة بالأجسام المركزية المدمجة مثل الثقوب السوداء والنجوم النيوترونية أو النجوم النابضة. أحد التفسيرات المحتملة هو أن المجالات المغناطيسية المتشابكة[2] تستهدف شعاعين متعارضان تماما بعيدا عن المصدر المركزي من زوايا عرضها بضع درجات فقط (c.>1% ).[3] ووفقا لفرضية أخرى، فإن التدفقات هي نتيجة تأثير في النسبية العامة المعروف باسم تباطؤ الإطار المرجعي.

تنشاء معظم التدفقات الأكبر والأكثر نشاطا من خلال الثقوب السوداء الهائلة في وسط المجرات النشطة مثل النجوم الزائفة والمجرات الراديوية أو داخل العناقيد المجرية.[4]

التدفق النسبي

مجرةة مسييه 87 ينبعث منها تدفق نسبي، كما يتضح من مرصد هابل الفضائي.

التدفق النسبي هي أشعة من المواد المتأينة تتسارع بالقرب من سرعة الضوء. معظمها مرتبط بشكل رصدي مع الثقوب السوداء المركزية لبعض المجرات النشطة، المجرات الراديوية أو الكوازارات، وأيضا من قبل الثقوب السوداء النجمية المجرة، والنجوم النيوترونية أو النابضة. قد تمتد أطوال الشعاع بين عدة آلاف[5] إلى مئات الآلاف[6] أو ملايين الفراسخ.[3] سرعات التدفقات عند الاقتراب من سرعة الضوء تظهر تأثيرات بارزة لنظرية النسبية الخاصة. على سبيل المثال، الإشعاع النسبي الذي يغير سطوع الشعاع الظاهري.[7]

لا تزال الآليات وراء تكوين التدفقات غير مؤكدة.[8] على الرغم من أن بعض الدراسات تحبذ النماذج التي تتكون فيها التدفقات من خليط محايد كهربائيا من النويات -الإلكترونات والبوزيترونات، في حين أن بعض الدراسات الآخرى تتسق مع التدفقات المكونة من بلازما الإلكترون البوزيترون.[9][10][11]

التدفقات النسبية من النجوم النيوترونية

الرياح السديمية النبضية من نباض سديم المنارة وبقايا مستعر أعظم .

يمكن أيضا رصد تدفقات من النجوم النيوترونية المغزلية. ومن الأمثلة على ذلك نباض سديم المنارة، الذي يحتوي على أكبر تدفقات مرصودة حتى الآن في مجرة درب التبانة الذي تقدر سرعتة بنحو 80٪ من سرعة الضوء. ولقد رصدالأشعة السينية ولكن لا يوجد أي دليل مكتشف للأشعة راديوية ولا لقرص مزود.[12][13] وفي البداية، كان يعتقد أن هذا النابض يدور بسرعة ولكن القياسات في وقت لاحق تشير إلى معدل غزل 15.9 Hz فقط.[14][15] مثل معدل التدوير البطيئ هذا وغياب وجود مواد تراكم يشير إلى أن التدفقات ليست مدعوعة من الدوران ولا المواد المتراكمة، على الرغم من أن التدفقات تبدو متراصفة مع محور دوران النابض وعمودية على حركتة الحقيقية.

الدوران كمصدر محتمل للطاقة

كي يحدث التدفق النسبي، تلزم كمية هائلة من الطاقة لبدء ذلك، لذا من المحتمل أن تنتج بعض التدفقات عن دوران الثقوب السوداء. لكن تردد الطاقة العالية للمصادر الفلكية ذات التدفقات قد يشير إلى اجتماع عدة آليات مختلفة ومحددة بشكل غير مباشرٍ بالطاقة داخل القرص المزود أو أشعة X المنبعثة من المصدر. وهناك نظريتان تُستخدمان لشرح كيفية انتقال الطاقة من الثقب الأسود إلى التدفق الفلكي، وهما كالتالي:

  • طريقة بلانفورد–زناجيك:[16] حيث تشرح هذه النظرية استخراج الطاقة من الحقول المغناطيسية حول القرص المزود، والتي تُسحب بدورها وتُفتل نتيجة دوران الثقب الأسود. ثم تُطلق المادة النسبية بشكل ملائم عن طريق تضييق (شدّ) خطوط الحقل.
  • آلية بنروز:[17] تُستخرج الطاقة هنا من الثقب الأسود الدوار عن طريق تباطؤ الإطار المرجعي، حيث أُثبتت لاحقاً –نظرياً –قدرة هذه الآلية على استخراج طاقة الجزيء النسبية وعزم الاندفاع [18]، وأظهرت أنها إحدى الآليات الممكنة لتشكل التدفق.[19]

صور أخرى

مصادر

  1. ^ Beall، J. H. (2015). "A Review of Astrophysical Jets". Proceedings of Science: 58. Bibcode:2015mbhe.confE..58B. مؤرشف من الأصل في 2019-12-15. اطلع عليه بتاريخ 2017-02-19.
  2. ^ أ ب Morabito، Linda A.؛ Meyer، David (2012). "Jets and Accretion Disks in Astrophysics – A Brief Review". arXiv:1211.0701 [physics.gen-ph]. {{استشهاد بأرخايف}}: الوسيط |arxiv= مطلوب (مساعدة)
  3. ^ أ ب Wolfgang، K. (2014). "A Uniform Description of All the Astrophysical Jets". Proceedings of Science: 58. Bibcode:2015mbhe.confE..58B. مؤرشف من الأصل في 2019-12-15. اطلع عليه بتاريخ 2017-02-19.
  4. ^ Beall، J. H (2014). "A review of Astrophysical Jets". Acta Polytechnica CTU Proceedings. ج. 1 ع. 1: 259–264. Bibcode:2014mbhe.conf..259B. DOI:10.14311/APP.2014.01.0259.
  5. ^ Biretta، J. (6 يناير 1999). "Hubble Detects Faster-Than-Light Motion in Galaxy M87". مؤرشف من الأصل في 2021-11-11.
  6. ^ "Evidence for Ultra-Energetic Particles in Jet from Black Hole". Yale University – Office of Public Affairs. 20 يونيو 2006. مؤرشف من الأصل في 2008-05-13.
  7. ^ Semenov، V.؛ Dyadechkin، S.؛ Punsly، B. (2004). "Simulations of Jets Driven by Black Hole Rotation". ساينس. ج. 305 ع. 5686: 978–980. arXiv:astro-ph/0408371. Bibcode:2004Sci...305..978S. DOI:10.1126/science.1100638. PMID:15310894.
  8. ^ Georganopoulos، M.؛ Kazanas، D.؛ Perlman، E.؛ Stecker، F. W. (2005). "Bulk Comptonization of the Cosmic Microwave Background by Extragalactic Jets as a Probe of Their Matter Content". المجلة الفيزيائية الفلكية. ج. 625 ع. 2: 656. arXiv:astro-ph/0502201. Bibcode:2005ApJ...625..656G. DOI:10.1086/429558.
  9. ^ Hirotani، K.؛ Iguchi، S.؛ Kimura، M.؛ Wajima، K. (2000). "Pair Plasma Dominance in the Parsec‐Scale Relativistic Jet of 3C 345". المجلة الفيزيائية الفلكية. ج. 545 ع. 1: 100–106. Bibcode:2000ApJ...545..100H. DOI:10.1086/317769.
  10. ^ Electron–positron Jets Associated with Quasar 3C 279 نسخة محفوظة 16 مايو 2017 على موقع واي باك مشين.
  11. ^ Naeye، R.؛ Gutro، R. (9 يناير 2008). "Vast Cloud of Antimatter Traced to Binary Stars". ناسا. مؤرشف من الأصل في 2017-05-18.
  12. ^ "Chandra :: Photo Album :: IGR J11014-6103 :: June 28, 2012". مؤرشف من الأصل في 2018-09-24.
  13. ^ Pavan، L.؛ وآخرون (2015). "A closer view of the IGR J11014-6103 outflows". Astronomy & Astrophysics. ج. 591: A91. arXiv:1511.01944. Bibcode:2016A&A...591A..91P. DOI:10.1051/0004-6361/201527703.
  14. ^ Pavan، L.؛ وآخرون (2014). "The long helical jet of the Lighthouse nebula, IGR J11014-6103" (PDF). مجلة علم الفلك والفيزياء الفلكية. ج. 562: A122. arXiv:1309.6792. Bibcode:2014A&A...562A.122P. DOI:10.1051/0004-6361/201322588. مؤرشف من الأصل (PDF) في 2020-09-26. Long helical jet of Lighthouse nebula page 7
  15. ^ Halpern، J. P.؛ وآخرون (2014). "Discovery of X-ray Pulsations from the INTEGRAL Source IGR J11014-6103". المجلة الفيزيائية الفلكية. ج. 795 ع. 2: L27. arXiv:1410.2332. Bibcode:2014ApJ...795L..27H. DOI:10.1088/2041-8205/795/2/L27.
  16. ^ Blandford، R. D.؛ Znajek، R. L. (1977). "Electromagnetic extraction of energy from Kerr black holes". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. ج. 179 ع. 3: 433. arXiv:astro-ph/0506302. Bibcode:1977MNRAS.179..433B. DOI:10.1093/mnras/179.3.433.
  17. ^ Penrose، R. (1969). "Gravitational Collapse: The Role of General Relativity". Rivista del Nuovo Cimento. ج. 1: 252–276. Bibcode:1969NCimR...1..252P. Reprinted in: Penrose، R. (2002). ""Golden Oldie": Gravitational Collapse: The Role of General Relativity". General Relativity and Gravitation. ج. 34 ع. 7: 1141–1165. Bibcode:2002GReGr..34.1141P. DOI:10.1023/A:1016578408204.
  18. ^ Williams، R. K. (1995). "Extracting X-rays, Ύ-rays, and relativistic e−e+ pairs from supermassive Kerr black holes using the Penrose mechanism". فيزيكال ريفيو. ج. 51 ع. 10: 5387–5427. Bibcode:1995PhRvD..51.5387W. DOI:10.1103/PhysRevD.51.5387. PMID:10018300.
  19. ^ Williams، R. K. (2004). "Collimated Escaping Vortical Polar e−e+Jets Intrinsically Produced by Rotating Black Holes and Penrose Processes". المجلة الفيزيائية الفلكية. ج. 611 ع. 2: 952–963. arXiv:astro-ph/0404135. Bibcode:2004ApJ...611..952W. DOI:10.1086/422304.
مجلوبة من «https://3rabica.org/index.php?title=تدفق_مادي_فلكي&oldid=2246127»