Relativistik ışıma

Fizikte relativistik ışıma (ayrıca Doppler ışıması, Doppler güçlendirmesi veya far etkisi olarak da bilinir), ışık hızına yakın hızlarda hareket eden madde tarafından yayılan ışınımın görünür parlaklığını relativistik etkiler yoluyla değiştiren bir süreçtir. Astronomide bu etki, genellikle merkezi bir sıkışık nesneden kaynaklanan ve zıt yönlerde hareket eden relativistik plazma jetlerinde gözlenir. Bu tür sıkışık nesneler etraflarındaki maddeyi yığarken bu jetleri üretir ve bu süreçler X-ışını ikililerini, gama ışını patlamalarını ve çok daha büyük ölçeklerde (AGN) aktif gökada çekirdeklerini (kuasarlar bunların özel bir türüdür) açıklamak için kullanılır.

Işıma etkisi, hareket eden bir nesnenin görünür parlaklığını önemli ölçüde etkiler. Gözlemciye göre hareket eden ve elektromanyetik radyasyon yayan bir gaz bulutu gözlemciye doğru hareket ediyorsa durgun olduğundan daha parlak görünecektir, fakat gaz uzaklaşıyorsa daha sönük görünecektir. Bu etkinin büyüklüğünü, M87 ve 3C 31 gökadalarının AGN jetleriyle açıklamak mümkündür (sağdaki görsellere bakınız). M87'nin jetlerinden biri neredeyse doğrudan Dünya'ya yönelmişken, diğeri aksi yönde hareket eder. Dünya'ya doğru hareket eden jet oldukça belirginken (sağ üst görseldeki uzun, ince, mavimsi yapı), diğer jet çok daha sönük olduğundan görünmez.^[1] 3C 31’de ise her iki jet (sağ alt görselde işaretlenmiştir), görüş hattımıza yaklaşık dik açılarla yönelmiştir ve bu yüzden ikisi de görünür durumdadır. Üst jet, Dünya'ya biraz daha fazla yöneldiği için daha parlaktır.^[2]

Relativistik olarak hareket eden nesneler çeşitli fiziksel etkiler nedeniyle ışıma yapar. Işık sapması, fotonların çoğunun nesnenin hareket yönüne doğru yayılmasına neden olur. Doppler etkisi fotonların enerjisini değiştirerek kırmızıya ya da maviye kaymalarını sağlar. Son olarak, jetlerin kaynağı olan nesnenin hareket ettiği referans sistemindeki saatlerle Dünya'daki gözlemcinin saatleri arasında, zaman genişlemesi ve fotonların varış zamanlarının farklılaşması gibi nedenlerle uyumsuzluklar meydana gelir. Tüm bu etkilerin hareket eden bir nesnenin parlaklığını veya görünür aydınlatma gücünü nasıl değiştirdiği, relativistik Doppler etkisini açıklayan denklemle belirlenir. Bu yüzden relativistik ışıma, aynı zamanda Doppler ışıması olarak da adlandırılır.

Basit bir jet modeli

Basit bir jet modeli, ışık hızına yakın ve dünayaya doğru yolculuk yapan bir homojenik bir küredir. Bu basit jet modeli ışımaların fiziksel süreçlerini yeterli bir şekilde örneklese de gerçek olmayan bir modeldir.

Sinkrotron spektrumu ve spektral indis

Relativistik jetler enerjilerinin çoğunu senkrotron emisyonu üzerinden yayarlar. Basit modelimizde, küre yüksek Relativistik elektronlar ve sabit bir manyetik alan içerir. İçerideki elektronlar ışık hızından biraz düşük seviyede hareket eder ve manyetik alan tarafından döndürülür. Elektronlardaki her yön değişimi, fotonlardaki enerji formunun ortaya çıkmasına eşlik etmesiyle olur. Yeteri kadar elektron ve yeteri kadar güçlü manyetik alan ile relavisitk küre çok sayıda foton yayablir. Düşük radyo frekansından güçlü x-ray fotonlarına doğru sıralanır. Tayf örneği şekli basit bir senkrotron tayfın temel özelliklerini gösterir. Düşük frekansta jet küremiz opaktır. Parlaklık derecesi frekans arttıkça artar, ta ki tepe noktalarında kadar ve daha sonra azalmaya başlar. Tepe noktası frekansı $\log \nu =3$ oranında olur. Bundan daha yüksek frekanslarda jet küremiz şeffaf olur. Parlaklık frekans ile azalır, ta ki kırılma anına kadar. Bundan sonra ise parlaklık hızla azalmaya başlar. Kırılma anı $\log \nu =7$ oranında olur. Keskin kırılma anları, foton yayan elektronların çok fazla enerji kaybetmesinden dolayı meydana gelir. Elektronların enerjilerindeki keskin düşüş tayfta keskin bir düşüş meydana geldiğine işarettir. Senkrotron tayfının eğimindeki değişim tayf indeksiyle modellenir. Tayf indeksinde, verilen frekans dizisinin diagramdaki eğimi $\log S$ vs. $\log \nu$ .

Işıma denklemi

Basit jet modelimiz olan homojenik küremizde, gözlemlenen parlaklık gerçek parlaklıkla ilişkilidir.

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

p=3-\alpha \,.

Gözlemlenen parlaklık, jetin hızına, görüş açısına doppler faktörüne ve jetin içindeki özelliklere bağlıdır. Işıma denklemi üç etkiden dolayı bozulabilir:

Relativistik sapma
Zaman genişlemesi
Mavi veya Kırmızıya kayma

Sapma

Sapma, gözlemcinin göreli çapraz hareketinden dolayı cismin yönündeki değişimdir. Eylemsizlik sisteminde, sapma ışık zaman doğrulamasına eşit ve zıttır. Günlük yaşantıda sapma fazlaca bilinen bir olaydır. Farz edelim ki birisi yağmurda ayakta duruyor olsun ve rüzgar olmasın. Birey ayakta dikildiği süre boyunca yağmur düz bir şekilde yeryüzüne indiğini görecektir. Fakat birey hareket halindeyken mesela arabayla giderken yağmurun düz değil de belli bir açıyla yağdığını görecektir. Bu yağan yağmurların yönündeki değişimin sebebi ise sapmadır. Sapma miktarı yayılan cisim hızına veya gözlemciye göre dalgaya bağladır. Yukarıdaki örnekte arabanın hızı ile yağmurun hızı karşılaştırlmıştır. Bu durum, cisim ışık hızına yakın bir hızda bile olsa değişemeyecektir. Aynı klasik ve Relativistik etkide olduğu gibi sapma da yayılma zamanı içerisinde yayıcının hızına ve emme zamanı içerisinde gözlemcinin hızına bağlıdır. Relavisitk jet olayında, ışıma jetin hareket yönü boyunca daha fazla ileriye enerji gönderiyormuş gibi gösterir. Basit jet modelimizdeki homojen küremiz her yönde eşit enerji yayar. Dünyada, hareket eden küre enerjisinin çoğunu hareket yönü boyunca yaydığı gözlemlenir. Bu nedenle hareket yönü boyunca ışınlama yapar. Nicel olarak sapma, aşağıdakinin parlaklığındaki değişimden sorumludur.

D^{2}\,.

Zaman genişlemesi

Zaman genişlemesi özel göreliliğinin bir sonucudur ve aşağıdakinin gözlemlenmiş parlaklığındaki değişimden sorumludur

D^{1}\,.

Kırmızıya kayma

Kırmızıya kayma belirli frekansta gözlemlenen parlaklığı değiştirebilir fakat bu bir ışıma etkisi değildir. Kırmızya kayma, aşağıdakinin gözlemlenmiş parlaklığındaki değişimden sorumludur.

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

Lorentz değişmezleri

Lorentz değişmezleri, ${\frac {S}{\nu ^{3}}}$ niceli ile başlayan ışıma denkleminin çok gelişmiş bir türevidir. Bu farklı referans sistemlerinde aynı değere sahiptir.

Terminoloji

ışıma: "Relativistik ışıma"nın kısa tanımları veya genel ifadeleri olarak kullanılır
beta: Jet hızının ışık hızına oranını ifade eder. Bazen "relativistik beta" olarak da adlandırılır
çekirdek: Bir gökadanın merkezi kara deliği etrafındaki bölge
karşı jet: Görüş hattına yakın bir kaynaktaki uzak tarafta bulunan, çok sönük ve gözlemlenmesi zor olabilen jet
doppler faktörü: AGN'lerde (Aktif Gökada Çekirdeği) rölatif etkilerin (örneğin ışıma) gücünü belirleyen matematiksel bir ifadedir. Jetin hızı ve Dünya'ya göre görüş hattı temel alınır
düz spektrum: Düşük frekanslara kıyasla yüksek frekanslarda büyük miktarda enerji yayan bir tür termal olmayan spektrum
içsel aydınlatma gücü: Jetin kendi referans sistemindeki parlaklığı
jet: Genellikle "relativistik jet" olarak anılır. AGN’nin kutup yönlerinden çıkan, ışık hızına yakın hızlarda hareket eden yüksek hızlı plazma akışı
gözlemlenen aydınlatma gücü: Jetin Dünya'nın referans sistemindeki parlaklığı
gerçek parlaklık: jet sistemine göre jetden gelen parlaklık.
spektral indis: Termal olmayan bir spektrumun frekansla nasıl değiştiğini ölçer. α ne kadar küçükse, yüksek frekanslardaki enerji o kadar fazladır. Genellikle α, 0 ile 2 arasında bir değere sahiptir
dik spektrum: Düşük frekanslara kıyasla yüksek frekanslarda az enerji yayan bir tür termal olmayan spektrum

Fiziksel Nicelikler

dünyaya göre görüş açısı: $\theta \,\!$
jet hızı: $v_{j}\,\!$
gerçek parlaklık: $S_{e}\,\!$ (bazen yayılan parlaklık olarak da adlandırılır)
gözlemlenmiş parlaklık: $S_{o}\,\!$
tayf indeksi: $\alpha \,\!$ where $S\propto \nu ^{\alpha }\,\!$
ışık hızı: $c\,\!=2.9979\times 10^{8}$ m/s

Matematiksel Açıklamalar

Relativistik beta: $\beta ={\frac {v_{j}}{c}}$
Lorentz faktörü: $\Gamma ={\frac {1}{\sqrt {1-\beta ^{2}}}}$ (bazen $\gamma \,\!$ olan Relativistik gamayı da ima eder.)
Doppler faktörü: $D={\frac {1}{\Gamma (1-\beta \cos \theta )}}$

Ayrıca bakınız

Kaynakça

^ Sparks, W. B. (1992). "A counterjet in the elliptical galaxy M87". Nature. 355 (6363): 804-806. Bibcode:1992Natur.355..804S. doi:10.1038/355804a0.
^ Laing, R.; Bridle, A. H. (2002). "Relativistic models and the jet velocity field in the radio galaxy 3C 31". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 336 (1): 328-352. arXiv:astro-ph/0206215 $2. Bibcode:2002MNRAS.336..328L. doi:10.1046/j.1365-8711.2002.05756.x  .

Dış bağlantılar

Detailed explanation of relativistic aberration11 Ocak 2015 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.

[Sparks1992-1] Sparks, W. B. (1992). "A counterjet in the elliptical galaxy M87". Nature. 355 (6363): 804-806. Bibcode:1992Natur.355..804S. doi:10.1038/355804a0.

[Laing2002-2] Laing, R.; Bridle, A. H. (2002). "Relativistic models and the jet velocity field in the radio galaxy 3C 31". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 336 (1): 328-352. arXiv:astro-ph/0206215 $2. Bibcode:2002MNRAS.336..328L. doi:10.1046/j.1365-8711.2002.05756.x  .

[1]

[2]