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Jato astrofísico

fluxo de matéria ionizada emitida ao longo do eixo de rotação de objeto astrônomico
(Redirecionado de Jato relativístico)

Um jato astrofísico é um fenômeno astronômico onde fluxos de matéria ionizada são emitidos como um feixe estendido ao longo do eixo de rotação.[1] Quando essa matéria muito acelerada no feixe se aproxima da velocidade da luz, os jatos astrofísicos tornam-se jatos relativísticos, pois mostram efeitos da relatividade especial.

A formação e alimentação de jatos astrofísicos são fenômenos altamente complexos que estão associados a muitos tipos de fontes astronômicas de alta energia. Eles provavelmente surgem de interações dinâmicas dentro de discos de acreção, cujos processos ativos são comumente conectados a objetos centrais compactos, como buracos negros, estrelas de nêutrons ou pulsares. Uma explicação é que os campos magnéticos emaranhados são organizados para direcionar dois feixes diametralmente opostos para longe da fonte central por ângulos de apenas alguns graus de largura (c. > 1%).[2] Os jatos também podem ser influenciados por um efeito de relatividade geral conhecido como arrasto de referenciais.[3]

A maioria dos jatos maiores e mais ativos são criados por buracos negros supermassivos no centro de galáxias ativas, como quasares e galáxias de rádio ou dentro de aglomerados de galáxias.[4] Outros objetos astronômicos que contêm jatos incluem estrelas variáveis cataclísmicas, binários de raios-X e explosões de raios gama. Jatos em uma escala muito menor (~parsecs) podem ser encontrados em regiões de formação de estrelas, incluindo estrelas T Tauri e objetos Herbig-Haro; esses objetos são parcialmente formados pela interação de jatos com o meio interestelar. Os fluxos bipolares também podem estar associados a protoestrelas,[5] ou a estrelas evoluídas pós-AGB, nebulosas planetárias e nebulosas bipolares.

Jatos relativísticos editar

 
Uma visão do buraco negro supermassivo M87* em luz polarizada, obtida pelo Event Horizon Telescope. A direção das linhas sobre a intensidade total marca a orientação da polarização, a partir da qual a estrutura do campo magnético ao redor do buraco negro pode ser determinada

Jatos relativísticos são feixes de matéria ionizada acelerados perto da velocidade da luz. A maioria foi observacionalmente associada a buracos negros centrais de algumas galáxias ativas, galáxias de rádio ou quasares e também a buracos negros, estrelas de nêutrons ou pulsares. Os comprimentos dos feixes podem se estender entre vários milhares,[6] centenas de milhares[7] ou milhões de parsecs.[2] As velocidades dos jatos ao se aproximarem da velocidade da luz mostram efeitos significativos da teoria da relatividade especial; por exemplo, radiação relativística que altera o brilho aparente do feixe.[8]

 
Galáxia elíptica M87 emitindo um jato relativístico, visto pelo Telescópio Espacial Hubble

Buracos negros centrais massivos em galáxias têm os jatos mais poderosos, mas sua estrutura e comportamento são semelhantes aos de estrelas de nêutrons menores e buracos negros. Esses sistemas de buracos negros supermassivos são frequentemente chamados de microquasares e mostram uma grande variedade de velocidades. O jato SS 433, por exemplo, tem velocidade média de 0.26c.[9] A formação de jatos relativísticos também pode explicar as explosões de raios gama observadas.

Os mecanismos por trás da composição dos jatos permanecem incertos,[10] embora alguns estudos favoreçam modelos em que os jatos são compostos de uma mistura eletricamente neutra de núcleos, elétrons e pósitrons, enquanto outros são consistentes com jatos compostos de plasma pósitron-elétron.[11][12][13] Espera-se que núcleos de traços varridos em um jato relativístico de pósitron-elétron tenham energia extremamente alta, pois esses núcleos mais pesados devem atingir velocidade igual à velocidade do pósitron e do elétron.

Rotação como possível fonte de energia editar

Por causa da enorme quantidade de energia necessária para lançar um jato relativístico, alguns jatos são possivelmente alimentados por buracos negros giratórios. No entanto, a frequência de fontes astrofísicas de alta energia com jatos sugere combinações de diferentes mecanismos indiretamente identificados com a energia dentro do disco de acreção associado e as emissões de raios-X da fonte geradora. Duas teorias iniciais foram usadas para explicar como a energia pode ser transferida de um buraco negro para um jato astrofísico:

  • Processo Blandford-Znajek.[14] Essa teoria explica a extração de energia de campos magnéticos ao redor de um disco de acreção, que são arrastados e torcidos pelo giro do buraco negro. O material relativístico é então lançado de maneira viável pelo aperto das linhas de campo.
  • Mecanismo Penrose.[15] Aqui, a energia é extraída de um buraco negro giratório por arrasto de referenciais, que mais tarde foi teoricamente comprovado como capaz de extrair energia e momento relativísticos de partículas[16] e, posteriormente, mostrou ser um possível mecanismo para a formação de jatos.[17] Este efeito inclui o uso de gravitomagnetismo relativista geral.

Jatos relativísticos de estrelas de nêutrons editar

 
O pulsar IGR J11014-6103 com origem remanescente de supernova, nebulosa e jato

Jatos também podem ser observados a partir de estrelas de nêutrons giratórias. Um exemplo é o pulsar IGR J11014-6103, que possui o maior jato já observado na Via Láctea, e cuja velocidade é estimada em 80% da velocidade da luz (0.8c). Observações de raios-X foram obtidas, mas não há assinatura de rádio detectada nem disco de acreção.[18][19] Inicialmente, presumia-se que este pulsar girava rapidamente, mas medições posteriores indicam que a taxa de rotação é de apenas 15.9 Hz.[20][21] Uma taxa de rotação tão lenta e a falta de material de acreção sugerem que o jato não é movido por rotação nem por acreção, embora pareça alinhado com o eixo de rotação do pulsar e perpendicular ao movimento verdadeiro do pulsar.

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Ver também editar

Referências

  1. ↑ Beall, J. H. (2015). «A Review of Astrophysical Jets» (PDF). Proceedings of Science: 58. Bibcode:2015mbhe.confE..58B. Consultado em 19 de fevereiro de 2017 
  2. ↑ a b Kundt, W. (2014). «A Uniform Description of All the Astrophysical Jets» (PDF). Proceedings of Science: 58. Bibcode:2015mbhe.confE..58B. Consultado em 19 de fevereiro de 2017 
  3. ↑ Miller-Jones, James (abril de 2019). «A rapidly changing jet orientation in the stellar-mass black-hole system V404 Cygni» (PDF). Nature. 569 (7756): 374–377. Bibcode:2019Natur.569..374M. PMID 31036949. arXiv:1906.05400 . doi:10.1038/s41586-019-1152-0 
  4. ↑ Beall, J. H (2014). «A review of Astrophysical Jets». Acta Polytechnica CTU Proceedings. 1 (1): 259–264. Bibcode:2014mbhe.conf..259B. doi:10.14311/APP.2014.01.0259  
  5. ↑ «Star sheds via reverse whirlpool». Astronomy.com. 27 de dezembro de 2007. Consultado em 26 de maio de 2015 
  6. ↑ Biretta, J. (6 de janeiro de 1999). «Hubble Detects Faster-Than-Light Motion in Galaxy M87» 
  7. ↑ «Evidence for Ultra-Energetic Particles in Jet from Black Hole». Yale University – Office of Public Affairs. 20 de junho de 2006. Cópia arquivada em 13 de maio de 2008 
  8. ↑ Semenov, V.; Dyadechkin, S.; Punsly, B. (2004). «Simulations of Jets Driven by Black Hole Rotation». Science. 305 (5686): 978–980. Bibcode:2004Sci...305..978S. PMID 15310894. arXiv:astro-ph/0408371 . doi:10.1126/science.1100638 
  9. ↑ Blundell, Katherine (dezembro de 2008). «Jet Velocity in SS 433: Its Anticorrelation with Precession-Cone Angle and Dependence on Orbital Phase». The Astrophysical Journal. 622 (2): 129. arXiv:astro-ph/0410457 . doi:10.1086/429663 . Consultado em 15 de janeiro de 2021 
  10. ↑ 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». The Astrophysical Journal. 625 (2): 656–666. Bibcode:2005ApJ...625..656G. arXiv:astro-ph/0502201 . doi:10.1086/429558 
  11. ↑ Hirotani, K.; Iguchi, S.; Kimura, M.; Wajima, K. (2000). «Pair Plasma Dominance in the Parsec‐Scale Relativistic Jet of 3C 345». The Astrophysical Journal. 545 (1): 100–106. Bibcode:2000ApJ...545..100H. arXiv:astro-ph/0005394 . doi:10.1086/317769 
  12. ↑ Electron–positron Jets Associated with Quasar 3C 279
  13. ↑ Naeye, R.; Gutro, R. (9 de janeiro de 2008). «Vast Cloud of Antimatter Traced to Binary Stars». NASA 
  14. ↑ Blandford, R. D.; Znajek, R. L. (1977). «Electromagnetic extraction of energy from Kerr black holes». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 179 (3): 433. Bibcode:1977MNRAS.179..433B. arXiv:astro-ph/0506302 . doi:10.1093/mnras/179.3.433 
  15. ↑ Penrose, R. (1969). «Gravitational Collapse: The Role of General Relativity». Rivista del Nuovo Cimento. 1: 252–276. Bibcode:1969NCimR...1..252P  Reimpresso em: Penrose, R. (2002). «"Golden Oldie": Gravitational Collapse: The Role of General Relativity». General Relativity and Gravitation. 34 (7): 1141–1165. Bibcode:2002GReGr..34.1141P. doi:10.1023/A:1016578408204 
  16. ↑ Williams, R. K. (1995). «Extracting X-rays, Ύ-rays, and relativistic e−e+ pairs from supermassive Kerr black holes using the Penrose mechanism». Physical Review. 51 (10): 5387–5427. Bibcode:1995PhRvD..51.5387W. PMID 10018300. doi:10.1103/PhysRevD.51.5387 
  17. ↑ Williams, R. K. (2004). «Collimated Escaping Vortical Polar e−e+Jets Intrinsically Produced by Rotating Black Holes and Penrose Processes». The Astrophysical Journal. 611 (2): 952–963. Bibcode:2004ApJ...611..952W. arXiv:astro-ph/0404135 . doi:10.1086/422304 
  18. ↑ «Chandra :: Photo Album :: IGR J11014-6103 :: June 28, 2012» 
  19. ↑ Pavan, L.; et al. (2015). «A closer view of the IGR J11014-6103 outflows». Astronomy & Astrophysics. 591: A91. Bibcode:2016A&A...591A..91P. arXiv:1511.01944 . doi:10.1051/0004-6361/201527703 
  20. ↑ Pavan, L.; et al. (2014). «The long helical jet of the Lighthouse nebula, IGR J11014-6103» (PDF). Astronomy & Astrophysics. 562 (562): A122. Bibcode:2014A&A...562A.122P. arXiv:1309.6792 . doi:10.1051/0004-6361/201322588  Long helical jet of Lighthouse nebula page 7
  21. ↑ Halpern, J. P.; et al. (2014). «Discovery of X-ray Pulsations from the INTEGRAL Source IGR J11014-6103». The Astrophysical Journal. 795 (2): L27. Bibcode:2014ApJ...795L..27H. arXiv:1410.2332 . doi:10.1088/2041-8205/795/2/L27 

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