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Chorro astrofísico

La galaxia Centaurus A , con sus chorros de plasma que se extienden a lo largo de un millón de años luz , se considera la radiogalaxia activa más cercana a la Tierra . Los datos submilimétricos de 870 micras , obtenidos por LABOCA en APEX, se muestran en naranja. Los datos de rayos X del Observatorio de rayos X Chandra se muestran en azul . Los datos de luz visible del Wide Field Imager (WFI) en el telescopio MPG/ESO de 2,2 m ubicado en La Silla, Chile , muestran las estrellas de fondo y la característica franja de polvo de la galaxia en un color cercano al "verdadero".

Un chorro astrofísico es un fenómeno astronómico en el que se emiten flujos de materia ionizada como haces extendidos a lo largo del eje de rotación . [1] Cuando esta materia muy acelerada en el haz se acerca a la velocidad de la luz , los chorros astrofísicos se convierten en chorros relativistas ya que muestran efectos de la relatividad especial .

La formación y el suministro de energía a los chorros astrofísicos son fenómenos muy complejos que se asocian con muchos tipos de fuentes astronómicas de alta energía . Es probable que surjan de interacciones dinámicas dentro de los discos de acreción , cuyos procesos activos están comúnmente conectados con objetos centrales compactos como agujeros negros , estrellas de neutrones o púlsares . Una explicación es que los campos magnéticos enredados están organizados para apuntar dos rayos diametralmente opuestos lejos de la fuente central en ángulos de solo unos pocos grados de ancho (c. > 1%). [2] Los chorros también pueden estar influenciados por un efecto de la relatividad general conocido como arrastre de marco . [3]

La mayoría de los chorros más grandes y activos son creados por agujeros negros supermasivos (SMBH) en el centro de galaxias activas como cuásares y radiogalaxias o dentro de cúmulos de galaxias. [4] Estos chorros pueden superar los millones de parsecs de longitud. [2] Otros objetos astronómicos que contienen chorros incluyen estrellas variables cataclísmicas , sistemas binarios de rayos X y estallidos de rayos gamma (GRB). Se pueden encontrar chorros en una escala mucho más pequeña (~parsecs) en regiones de formación estelar, incluidas las estrellas T Tauri y los objetos Herbig-Haro ; estos objetos se forman parcialmente por la interacción de chorros con el medio interestelar . Los flujos bipolares también pueden estar asociados con protoestrellas , [5] o con estrellas post-AGB evolucionadas , nebulosas planetarias y nebulosas bipolares .

Chorros relativistas

La galaxia elíptica M87 emite un chorro relativista, visto por el telescopio espacial Hubble

Los chorros relativistas son haces de materia ionizada acelerados a velocidades cercanas a la de la luz. La mayoría de ellos han sido asociados observacionalmente con agujeros negros centrales de algunas galaxias activas , radiogalaxias o cuásares , y también con agujeros negros estelares galácticos , estrellas de neutrones o púlsares . Las longitudes de los haces pueden extenderse entre varios miles, [6] cientos de miles [7] o millones de parsecs. [2] Las velocidades de los chorros cuando se acercan a la velocidad de la luz muestran efectos significativos de la teoría especial de la relatividad ; por ejemplo, los haces relativistas que cambian el brillo aparente del haz. [8]

Los agujeros negros masivos centrales en las galaxias tienen los chorros más potentes, pero su estructura y comportamientos son similares a los de las estrellas de neutrones y los agujeros negros galácticos más pequeños . Estos sistemas de SMBH a menudo se denominan microcuásares y muestran un amplio rango de velocidades. El chorro SS 433 , por ejemplo, tiene una velocidad media de 0,26 c . [9] La formación de chorros relativistas también puede explicar los estallidos de rayos gamma observados , que tienen los chorros más relativistas conocidos, siendo ultrarelativistas . [10]

Los mecanismos detrás de la composición de los chorros siguen siendo inciertos, [11] aunque algunos estudios favorecen modelos donde los chorros están compuestos de una mezcla eléctricamente neutra de núcleos , electrones y positrones , mientras que otros son consistentes con chorros compuestos de plasma de positrones y electrones. [12] [13] [14] Se esperaría que los núcleos traza arrastrados en un chorro relativista de positrones y electrones tuvieran una energía extremadamente alta, ya que estos núcleos más pesados ​​​​deberían alcanzar una velocidad igual a la velocidad del positrón y el electrón.

La rotación como posible fuente de energía

Debido a la enorme cantidad de energía necesaria para lanzar un chorro relativista, es posible que algunos chorros sean impulsados ​​por agujeros negros giratorios . Sin embargo, la frecuencia de fuentes astrofísicas de alta energía con chorros sugiere combinaciones de diferentes mecanismos indirectamente identificados con la energía dentro del disco de acreción asociado y las emisiones de rayos X de la fuente generadora. Se han utilizado dos teorías tempranas para explicar cómo se puede transferir energía desde un agujero negro a un chorro astrofísico:

Chorros relativistas de estrellas de neutrones

El púlsar IGR J11014-6103 con origen de remanente de supernova, nebulosa y chorro

También se pueden observar chorros desde estrellas de neutrones giratorias. Un ejemplo es el púlsar IGR J11014-6103 , que tiene el chorro más grande observado hasta ahora en la Vía Láctea , y cuya velocidad se estima en el 80% de la velocidad de la luz (0,8 c ). Se han obtenido observaciones de rayos X, pero no se ha detectado ninguna firma de radio ni disco de acreción. [19] [20] Inicialmente, se suponía que este púlsar giraba rápidamente, pero mediciones posteriores indican que la velocidad de giro es de solo 15,9 Hz. [21] [22] Una velocidad de giro tan lenta y la falta de material de acreción sugieren que el chorro no está impulsado ni por rotación ni por acreción, aunque parece alineado con el eje de rotación del púlsar y perpendicular al movimiento real del púlsar.

Otras imágenes

Véase también

Referencias

  1. ^ Beall, JH (2015). "A Review of Astrophysical Jets" (PDF) . Proceedings of Science : 58. Bibcode :2015mbhe.confE..58B. doi : 10.22323/1.246.0058 . Consultado el 19 de febrero de 2017 .
  2. ^ abc Kundt, W. (2014). "Una descripción uniforme de todos los chorros astrofísicos" (PDF) . Proceedings of Science : 58. Bibcode :2015mbhe.confE..58B. doi : 10.22323/1.246.0058 . Consultado el 19 de febrero de 2017 .
  3. ^ Miller-Jones, James (abril de 2019). "Una orientación de chorro que cambia rápidamente en el sistema de agujero negro de masa estelar V404 Cygni" (PDF) . Nature . 569 (7756): 374–377. arXiv : 1906.05400 . Bibcode :2019Natur.569..374M. doi :10.1038/s41586-019-1152-0. PMID  31036949. S2CID  139106116.
  4. ^ Beall, J. H (2014). "Una revisión de los chorros astrofísicos". Acta Polytechnica CTU Proceedings . 1 (1): 259–264. Código Bibliográfico :2014mbhe.conf..259B. doi : 10.14311/APP.2014.01.0259 .
  5. ^ "Desprendimiento de estrellas mediante un remolino inverso". Astronomy.com . 27 de diciembre de 2007 . Consultado el 26 de mayo de 2015 .
  6. ^ Biretta, J. (6 de enero de 1999). "El Hubble detecta un movimiento más rápido que la luz en la galaxia M87".
  7. ^ "Evidencia de partículas ultraenergéticas en chorros de agujeros negros". Universidad de Yale – Oficina de Asuntos Públicos. 20 de junio de 2006. Archivado desde el original el 13 de mayo de 2008.
  8. ^ Semenov, V.; Dyadechkin, S.; Punsly, B. (2004). "Simulaciones de chorros impulsados ​​por la rotación de agujeros negros". Science . 305 (5686): 978–980. arXiv : astro-ph/0408371 . Bibcode :2004Sci...305..978S. doi :10.1126/science.1100638. PMID  15310894. S2CID  1590734.
  9. ^ Blundell, Katherine (diciembre de 2008). "Velocidad de chorro en SS 433: su anticorrelación con el ángulo del cono de precesión y dependencia de la fase orbital". The Astrophysical Journal . 622 (2): 129. arXiv : astro-ph/0410457 . doi : 10.1086/429663 . Consultado el 15 de enero de 2021 .
  10. ^ Dereli-Bégué, Hüsne; Pe'er, Asaf; Ryde, Felix; Oates, Samantha R.; Zhang, Bing; Dainotti, Maria G. (24 de septiembre de 2022). "Un entorno de viento y factores de Lorentz de diez explican la meseta de rayos X de los estallidos de rayos gamma". Nature Communications . 13 (1): 5611. arXiv : 2207.11066 . Bibcode :2022NatCo..13.5611D. doi :10.1038/s41467-022-32881-1. ISSN  2041-1723. PMC 9509382 . PMID  36153328. 
  11. ^ Georganopoulos, M.; Kazanas, D.; Perlman, E.; Stecker, FW (2005). "Comptonización en masa del fondo cósmico de microondas por chorros extragalácticos como sonda de su contenido de materia". The Astrophysical Journal . 625 (2): 656–666. arXiv : astro-ph/0502201 . Código Bibliográfico :2005ApJ...625..656G. doi :10.1086/429558. S2CID  39743397.
  12. ^ Hirotani, K.; Iguchi, S.; Kimura, M.; Wajima, K. (2000). "Dominancia del plasma de pares en el chorro relativista a escala de pársec de 3C 345". The Astrophysical Journal . 545 (1): 100–106. arXiv : astro-ph/0005394 . Código Bibliográfico :2000ApJ...545..100H. doi :10.1086/317769. S2CID  17274015.
  13. ^ Chorros de electrones y positrones asociados con el cuásar 3C 279
  14. ^ Naeye, R.; Gutro, R. (9 de enero de 2008). "Una vasta nube de antimateria rastreada hasta estrellas binarias". NASA .
  15. ^ Blandford, RD; Znajek, RL (1977). "Extracción electromagnética de energía de los agujeros negros de Kerr". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 179 (3): 433. arXiv : astro-ph/0506302 . Código Bibliográfico :1977MNRAS.179..433B. doi : 10.1093/mnras/179.3.433 .
  16. ^ Penrose, R. (1969). "Colapso gravitacional: el papel de la relatividad general". Rivista del Nuovo Cimento . 1 : 252–276. Código Bibliográfico :1969NCimR...1..252P.Reimpreso en: Penrose, R. (2002). ""Golden Oldie": Colapso gravitacional: el papel de la relatividad general". Relatividad general y gravitación . 34 (7): 1141–1165. Bibcode :2002GReGr..34.1141P. doi :10.1023/A:1016578408204. S2CID  117459073.
  17. ^ Williams, RK (1995). "Extracción de rayos X, rayos Ύ y pares e − e + relativistas de agujeros negros supermasivos de Kerr utilizando el mecanismo de Penrose". Physical Review . 51 (10): 5387–5427. Bibcode :1995PhRvD..51.5387W. doi :10.1103/PhysRevD.51.5387. PMID  10018300.
  18. ^ Williams, RK (2004). "Chorros polares e−e+ colimados que escapan y que son producidos intrínsecamente por agujeros negros en rotación y procesos de Penrose". The Astrophysical Journal . 611 (2): 952–963. arXiv : astro-ph/0404135 . Código Bibliográfico :2004ApJ...611..952W. doi :10.1086/422304. S2CID  1350543.
  19. ^ "Chandra :: Álbum de fotos :: IGR J11014-6103 :: 28 de junio de 2012".
  20. ^ Pavan, L.; et al. (2015). "Una visión más cercana de los flujos de salida de IGR J11014-6103". Astronomía y Astrofísica . 591 : A91. arXiv : 1511.01944 . Bibcode :2016A&A...591A..91P. doi :10.1051/0004-6361/201527703. S2CID  59522014.
  21. ^ Pavan, L.; et al. (2014). "El chorro helicoidal largo de la nebulosa del Faro, IGR J11014-6103" (PDF) . Astronomía y Astrofísica . 562 (562): A122. arXiv : 1309.6792 . Bibcode :2014A&A...562A.122P. doi :10.1051/0004-6361/201322588. S2CID  118845324.Chorro helicoidal largo de la nebulosa del Faro página 7
  22. ^ Halpern, JP; et al. (2014). "Descubrimiento de pulsaciones de rayos X de la fuente INTEGRAL IGR J11014-6103". The Astrophysical Journal . 795 (2): L27. arXiv : 1410.2332 . Código Bibliográfico :2014ApJ...795L..27H. doi :10.1088/2041-8205/795/2/L27. S2CID  118637856.

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