Radiación relativista - Relativistic beaming

Solo un chorro es visible en M87 .

Dos chorros son visibles en 3C 31 .

El rayo relativista (también conocido como rayo Doppler, refuerzo Doppler o efecto de faro ) es el proceso mediante el cual los efectos relativistas modifican la luminosidad aparente de la materia emisora que se mueve a velocidades cercanas a la velocidad de la luz . En un contexto astronómico, la radiación relativista ocurre comúnmente en dos chorros relativistas de plasma dirigidos de manera opuesta que se originan a partir de un objeto compacto central que está acumulando materia. Los objetos compactos de acreción y los chorros relativistas se invocan para explicar binarios de rayos X , estallidos de rayos gamma y, en una escala mucho mayor, núcleos galácticos activos (los quásares también se asocian con un objeto compacto de acreción, pero se cree que son simplemente un objeto particular. variedad de núcleos galácticos activos, o AGN ).

La emisión afecta el brillo aparente de un objeto en movimiento de la misma manera que la dirección en la que un barco ve la luz proveniente de un faro afecta el brillo percibido de esa luz: la luz parece tenue o invisible para el barco, excepto cuando la baliza giratoria está encendida. dirigido hacia él, cuando luego aparece brillante. Este llamado efecto faro ilustra la importancia de la dirección del movimiento en relación con el observador. Considere una nube de gas que se mueve en relación con el observador y emite radiación electromagnética. Si el gas se mueve hacia el observador, será más brillante que si estuviera en reposo, pero si el gas se aleja, parecerá más débil. La magnitud del efecto se ilustra con los chorros de AGN de las galaxias M87 y 3C 31 (ver imágenes a la derecha). M87 tiene dos jets dirigidos casi directamente hacia y desde la Tierra; el chorro que se mueve hacia la Tierra es claramente visible (la característica larga y delgada azulada en la imagen superior), mientras que el otro chorro es mucho más tenue que no es visible. En 3C 31, ambos chorros (etiquetados en la figura inferior) están aproximadamente en ángulos rectos con nuestra línea de visión y, por lo tanto, ambos son visibles. El chorro superior en realidad apunta un poco más en la dirección de la Tierra y, por lo tanto, es más brillante.

Los objetos en movimiento relativista se emiten debido a una variedad de efectos físicos. La aberración de la luz hace que la mayoría de los fotones se emitan a lo largo de la dirección de movimiento del objeto. El efecto Doppler cambia la energía de los fotones desplazándolos al rojo o al azul. Finalmente, los intervalos de tiempo medidos por los relojes que se mueven junto al objeto emisor son diferentes de los medidos por un observador en la Tierra debido a la dilatación del tiempo y los efectos del tiempo de llegada de los fotones. La forma en que todos estos efectos modifican el brillo, o la luminosidad aparente, de un objeto en movimiento está determinada por la ecuación que describe el efecto Doppler relativista (razón por la cual la radiación relativista también se conoce como radiación Doppler).

Un modelo de jet simple

El modelo más simple para un jet es aquel en el que una sola esfera homogénea viaja hacia la Tierra casi a la velocidad de la luz. Este modelo simple también es poco realista, pero ilustra bastante bien el proceso físico de la transmisión.

Espectro de sincrotrón e índice espectral

Los chorros relativistas emiten la mayor parte de su energía a través de la emisión de sincrotrón . En nuestro modelo simple, la esfera contiene electrones altamente relativistas y un campo magnético estable. Los electrones dentro de la burbuja viajan a velocidades apenas una pequeña fracción por debajo de la velocidad de la luz y son azotados por el campo magnético. Cada cambio de dirección de un electrón va acompañado de la liberación de energía en forma de fotón. Con suficientes electrones y un campo magnético lo suficientemente potente, la esfera relativista puede emitir una gran cantidad de fotones, que van desde aquellos en frecuencias de radio relativamente débiles hasta potentes fotones de rayos X.

La figura del espectro de muestra muestra las características básicas de un espectro de sincrotrón simple. A bajas frecuencias, la esfera de chorro es opaca y su luminosidad aumenta con la frecuencia hasta que alcanza su punto máximo y comienza a declinar. En la imagen de muestra, esta frecuencia pico ocurre en . A frecuencias superiores a esta, la esfera de chorro es transparente. La luminosidad disminuye con la frecuencia hasta que se alcanza una frecuencia de ruptura , después de lo cual disminuye más rápidamente. En la misma imagen, la frecuencia de ruptura se produce cuando . La frecuencia de ruptura brusca se produce porque a frecuencias muy altas los electrones que emiten los fotones pierden la mayor parte de su energía muy rápidamente. Una fuerte disminución en el número de electrones de alta energía significa una fuerte disminución en el espectro. ${\ Displaystyle \ log \ nu = 3}$ ${\ Displaystyle \ log \ nu = 7}$

Los cambios de pendiente en el espectro del sincrotrón se parametrizan con un índice espectral . El índice espectral, α, sobre un rango de frecuencia dado es simplemente la pendiente en un diagrama de vs . (Por supuesto, para que α tenga un significado real, el espectro debe ser casi una línea recta a lo largo del rango en cuestión). ${\ Displaystyle \ log S}$ ${\ Displaystyle \ log \ nu}$

Ecuación de transmisión

En el modelo de chorro simple de una sola esfera homogénea, la luminosidad observada está relacionada con la luminosidad intrínseca como

{\ Displaystyle S_ {o} = S_ {e} D ^ {p} \ ,,}

dónde

{\ Displaystyle p = 3- \ alpha \ ,.}

Por tanto, la luminosidad observada depende de la velocidad del chorro y del ángulo con la línea de visión a través del factor Doppler , y también de las propiedades dentro del chorro, como lo muestra el exponente con el índice espectral. ${\ Displaystyle D}$

La ecuación de transmisión se puede dividir en una serie de tres efectos:

Aberración relativista
Dilatación del tiempo
Desplazamiento al azul o al rojo

Aberración

La aberración es el cambio en la dirección aparente de un objeto causado por el movimiento transversal relativo del observador. En sistemas inerciales es igual y opuesto a la corrección del tiempo de luz .

En la vida cotidiana, la aberración es un fenómeno bien conocido. Considere a una persona parada bajo la lluvia en un día en que no hay viento. Si la persona está quieta, las gotas de lluvia seguirán un camino que va directo al suelo. Sin embargo, si la persona se está moviendo, por ejemplo en un automóvil, la lluvia parecerá acercarse en ángulo. Este aparente cambio en la dirección de las gotas de lluvia entrantes es una aberración.

La cantidad de aberración depende de la velocidad del objeto u onda emitidos en relación con el observador. En el ejemplo anterior, esta sería la velocidad de un automóvil en comparación con la velocidad de la lluvia que cae. Esto no cambia cuando el objeto se mueve a una velocidad cercana a . Al igual que los efectos clásicos y relativistas, la aberración depende de: 1) la velocidad del emisor en el momento de la emisión y 2) la velocidad del observador en el momento de la absorción. ${\ Displaystyle c}$

En el caso de un chorro relativista, la radiación (aberración de emisión) hará que parezca que se envía más energía hacia adelante, a lo largo de la dirección en la que viaja el chorro. En el modelo de chorro simple, una esfera homogénea emitirá energía por igual en todas las direcciones en el marco de reposo de la esfera. En el marco de reposo de la Tierra, se observará que la esfera en movimiento emite la mayor parte de su energía a lo largo de su dirección de movimiento. La energía, por lo tanto, se 'transmite' a lo largo de esa dirección.

Cuantitativamente, la aberración explica un cambio en la luminosidad de

{\ Displaystyle D ^ {2} \ ,.}

Dilatación del tiempo

La dilatación del tiempo es una consecuencia conocida de la relatividad especial y explica un cambio en la luminosidad observada de

{\ Displaystyle D ^ {1} \ ,.}

Desplazamiento al azul o al rojo

El desplazamiento al azul o al rojo puede cambiar la luminosidad observada a una frecuencia particular, pero este no es un efecto de radiación.

El desplazamiento hacia el azul explica un cambio en la luminosidad observada de

{\ Displaystyle {\ frac {1} {D ^ {\ alpha}}} \ ,.}

Invariantes de Lorentz

Un método más sofisticado para derivar las ecuaciones radiantes comienza con la cantidad . Esta cantidad es invariante de Lorentz, por lo que el valor es el mismo en diferentes marcos de referencia. ${\ Displaystyle {\ frac {S} {\ nu ^ {3}}}}$

Terminología

radiante: términos más cortos para 'transmisión relativista'
beta: la relación entre la velocidad del chorro y la velocidad de la luz, a veces llamada 'beta relativista'
centro: región de una galaxia alrededor del agujero negro central
contra-chorro: el chorro en el lado lejano de una fuente orientado cerca de la línea de visión, puede ser muy débil y difícil de observar
Factor Doppler: una expresión matemática que mide la fuerza (o debilidad) de los efectos relativistas en AGN , incluida la transmisión, basada en la velocidad del chorro y su ángulo con la línea de visión con la Tierra
espectro plano: un término para un espectro no térmico que emite una gran cantidad de energía en las frecuencias más altas en comparación con las frecuencias más bajas
luminosidad intrínseca: la luminosidad del chorro en el marco de descanso del chorro
jet (a menudo denominado ' jet relativista '): una corriente de plasma de alta velocidad (cercana a c) que emana de la dirección polar de un AGN
luminosidad observada: la luminosidad del chorro en el marco de reposo de la Tierra
índice espectral: una medida de cómo cambia un espectro no térmico con la frecuencia. Cuanto más pequeño es α , más significativa es la energía a frecuencias más altas. Normalmente, α está en el rango de 0 a 2.
espectro empinado: un término para un espectro no térmico que emite poca energía en las frecuencias más altas en comparación con las frecuencias más bajas

Cantidades fisicas

ángulo de la línea de visión con la Tierra: ${\ Displaystyle \ theta \, \!}$
velocidad del chorro: ${\ Displaystyle v_ {j} \, \!}$
luminosidad intrínseca: ${\ Displaystyle S_ {e} \, \!}$ (a veces llamado luminosidad emitida)
Luminosidad observada: ${\ Displaystyle S_ {o} \, \!}$
índice espectral: ${\ Displaystyle \ alpha \, \!}$ dónde ${\ Displaystyle S \ propto \ nu ^ {\ alpha} \, \!}$
Velocidad de la luz: ${\ Displaystyle c \, \! = 2.9979 \ times 10 ^ {8}}$ Sra

Expresiones matematicas

beta relativista: ${\ Displaystyle \ beta = {\ frac {v_ {j}} {c}}}$
Factor de Lorentz: ${\ Displaystyle \ gamma = {\ frac {1} {\ sqrt {1- \ beta ^ {2}}}}}$
Factor Doppler: ${\ Displaystyle D = {\ frac {1} {\ gamma (1- \ beta \ cos \ theta)}}}$

Ver también

Referencias

enlaces externos

Explicación detallada de la aberración relativista

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