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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 , está considerada como la radiogalaxia activa más cercana a la Tierra . Los datos submilimétricos de 870 micrones , de 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) del 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 en forma de 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 potencia de chorros astrofísicos son fenómenos muy complejos que están asociados con muchos tipos de fuentes astronómicas de alta energía. Probablemente surgen 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 haces diametralmente opuestos lejos de la fuente central en ángulos de sólo varios grados de ancho (c. > 1%). [2] Los chorros también pueden verse influenciados por un efecto de la relatividad general conocido como arrastre de fotogramas . [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 pársecs de longitud. [2] Otros objetos astronómicos que contienen chorros incluyen estrellas variables cataclísmicas , binarias de rayos X y explosiones de rayos gamma (GRB). Se pueden encontrar chorros en una escala mucho más pequeña (~pársecs) en regiones de formación de estrellas, incluidas las estrellas T Tauri y los objetos Herbig-Haro ; estos objetos se forman parcialmente por la interacción de chorros con el medio interestelar . Las salidas bipolares también pueden estar asociadas con protoestrellas , [5] o con estrellas evolucionadas post-AGB , nebulosas planetarias y nebulosas bipolares .

Chorros relativistas

Galaxia elíptica M87 emitiendo un chorro relativista, vista por el Telescopio Espacial Hubble

Los chorros relativistas son haces de materia ionizada acelerados cerca de la velocidad de la luz. La mayoría han sido asociadas observacionalmente con agujeros negros centrales de algunas galaxias activas , radiogalaxias o quásares , y también con agujeros negros estelares galácticos , estrellas de neutrones o púlsares . Las longitudes de los haces pueden oscilar entre varios miles, [6] cientos de miles [7] o millones de pársecs. [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, emisión relativista que cambia el brillo aparente del haz. [8]

Los agujeros negros centrales masivos en las galaxias tienen los chorros más poderosos, pero su estructura y comportamiento son similares a los de las estrellas de neutrones galácticas más pequeñas y a los agujeros negros . Estos sistemas SMBH a menudo se denominan microcuásares y muestran una amplia gama 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 en los que 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 por 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 en rotación . Sin embargo, la frecuencia de fuentes astrofísicas de alta energía con chorros sugiere combinaciones de diferentes mecanismos identificados indirectamente 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 de 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 procedentes de estrellas de neutrones en rotación. Un ejemplo es el púlsar IGR J11014-6103 , que tiene el mayor chorro observado hasta ahora en la Vía Láctea , y cuya velocidad se estima en un 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 sólo 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 por rotación ni por acreción, aunque parece alineado con el eje de rotación del púlsar y perpendicular al verdadero movimiento del púlsar.

Otras imágenes

Ver también

Referencias

  1. ^ Beall, JH (2015). "Una revisión de los chorros astrofísicos" (PDF) . Actas de ciencia : 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) . Actas de ciencia : 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 del chorro que cambia rápidamente en el sistema de agujeros negros de masa estelar V404 Cygni" (PDF) . Naturaleza . 569 (7756): 374–377. arXiv : 1906.05400 . Código Bib :2019Natur.569..374M. doi :10.1038/s41586-019-1152-0. PMID  31036949. S2CID  139106116.
  4. ^ Beall, JH (2014). "Una revisión de Jets astrofísicos". Actas de Acta Polytechnica CTU . 1 (1): 259–264. Código Bib : 2014mbhe.conf..259B. doi : 10.14311/APP.2014.01.0259 .
  5. ^ "Cobertizos de estrellas mediante hidromasaje inverso". Astronomía.com . 27 de diciembre de 2007 . Consultado el 26 de mayo de 2015 .
  6. ^ Biretta, J. (6 de enero de 1999). "Hubble detecta movimiento más rápido que la luz en Galaxy M87".
  7. ^ "Evidencia de partículas ultraenergéticas en chorro de agujero negro". 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.; Puntualmente, B. (2004). "Simulaciones de chorros impulsados ​​por la rotación de un agujero negro". Ciencia . 305 (5686): 978–980. arXiv : astro-ph/0408371 . Código Bib : 2004 Ciencia... 305.. 978S. doi : 10.1126/ciencia.1100638. PMID  15310894. S2CID  1590734.
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