شکل ۱. تصویر نمایشی از موتور مرکزی یک هسته‌ی کهکشانی فعال. جت‌ها که به رنگ آبی نشان داده شده‌اند در مقابل بادهای قرص برافزایشی که به رنگ قرمز نمایش داده شده‌اند، به تعادل می‌رسند. این جت‌ها در دو طرف به شکل هذلولی درمی‌آیند. خارج از این محدوده، با ماده‌ی میان‌ستاره‌ای و میان‌کهکشانی واکنش می‌دهند. جت‌ها درنهایت و بعد از دست‌وپنجه نرم‌کردن با این تغییرات، به شکل استوانه‌ای درمی‌آیند.
سیاهچاله‌ها بسیار فشرده و به سختی به طور مستقیم قابل مشاهده‌اند. اما آن‌ها جت‌های پرانرژی تولید می‌کنند که ار ده‌ها تا صدها کیلوپارسک گسترده می‌شوند و امکان مشاهده را به وجود می‌آورند، به‌خصوص اگر جهت آن‌ها به طور مستقیم به سوی ما باشد. به نظر می‌رسد که جت‌ها در نزدیکی افق رویداد سیاهچاله‌ها تولید می‌شوند. در نتیجه، آن‌ها می‌توانند به مطالعه‌ی میدان گرانشی بسیار قوی نیز به ما کمک کنند. جت‌های نسبیتی سیاهچاله‌ها، با ماده‌ی میان‌ستاره‌ای و میان‌کهکشانی واکنش انجام می‌دهد و این موضوع، مطالعه‌ی آن‌های را پیچیده می‌کند. تلسکوپ‌های مختلفی به مطالعه‌ی این پیچیدگی‌ها کمک می‌کنند اما با این وجود شبیه‌سازی‌های سه‌بعدی و دقیق نیاز است تا ساختار و انواع این جت‌ها بهتر شناخته شود.
در این مقاله، محققان، شبیه‌سازی‌های سه‌بعدی از جت‌های هسته‌های کهکشانی فعال در محیط مجاور هسته‌ها انجام می‌دهند. این شبیه‌سازی‌های عددی، شبیه‌سازی‌های مگنتوهیدرودینامیکی سه‌بعدی و نسبیتی وابسته‌به‌زمان هستند و برای اولین بار شامل میدان‌های مغناطیسیند و پرتاب جت را به طور قائم‌به‌ذات در نظر می‌گیرند تا بتوانند چگونگی پخش‌شدن جت‌ها را در محیط مجاور هسته‌های کهکشانی فعال بررسی کنند. شکل ۱ تصویر نمایشی از بخش مرکزی یک هسته‌ی کهکشانی فعال و جت‌های ساطع‌شده از آن را نشان می‌دهد. درون کره‌ی مشخص‌شده که بخش تحت تاثیر سیاهچاله است، سیاهچاله، جت‌های پرانرژی ایجاد می‌کند که با رنگ آبی در شکل نشان داده شده است. بادهای قرص برافزایشی که در شکل با رنگ قرمز نشان داده شده‌اند نیز بر این جت‌ها تاثیر می‌گذارند. در این تصویر، جت‌ها هذلولی‌شکلند، درست مانند آن‌چه در کهکشان M87 مشاهده می‌شود. ممکن است در فواصل خارج از محدوده‌ی بادها، جت‌ها شروع کنند به واکنش با ماده‌ی میان‌ستاره‌ای و میان‌کهکشانی که در تصاویر هابل از جت M87 نیز قابل مشاهده است (شکل ۲).
شکل ۲: جت مربوط به کهکشان M87.
به طور کلی در مدل‌های موجود، جت‌های نسبیتی به دو نوع FRI و FRII طبقه‌بندی می‌شوند. نوع اول مربوط به جت‌هایی است که مخروطی به نظر می‌آیند، حرکت‌های بزرگ‌مقیاس دارند و به دلیل واکنش با محیط، شتابشان کم می‌شود. اگر منبع مرکزی درخشان آن‌ها را در نظر نگیریم، درخشندگی آن‌ها در ۱.۴ GHz در جایی زودتر از نیمه‌ی راه از مرکز تا لبه‌ی خارجی، بیشینه می‌شود. جت‌های نوع دوم صاف به نظر می‌رسند و به شکل یک لکه‌ی داغ مشخص می‌شوند. درخشندگی آن‌ها در لبه‌ها بیشتر به نظر می‌رسد. مثالی از جت‌های نوع FRI کهکشان M87 و مثال جت FRII، جت مربوط به Cygnus A است (تصویر بالای صفحه). جت‌های نوع ۲، عموما توان بالاتری از جت‌های نوع ۱ دارند و معمولا در کهکشان‌های منزوی رخ می‌دهند.
شکل ۲. نتایج جت‌های شبیه‌سازی‌شده. رنگ آبی‌تر، چگالی کم‌تر را نشان می‌دهد. خطوط سفید، نمایانگر میدان‌های مغناطیسیند. شکل a: جت‌های پرتوان در یک مدل نظری که فواصل ۱۰۰ کیلوپارسکی را در ۶ میلیون سال طی می‌کنند. آن‌ها عموما صافند و مربوط به منابع FRII می‌شوند. شکل b: جت پرتوان در مدل نظری دیگری که تا ۳۰ کیلوپارسک در ۶ میلیون سال پیش می‌رود. شکل c: جت‌های کم‌توان‌تر که فاصله‌‌ی ۵ کیلوپارسکی را در ۳ میلیون سال طی می‌کنند. این جت‌ها مربوط به نوع FRI هستند.
شکل ۳ (a و b) جت‌های پرانرژی دو مدل مختلف را نشان می‌دهند و مشخصات منابع جت‌های نوع دو (FRII) را نشان می‌دهند. زیرا آن‌ها به شکل صاف‌تر و خطی‌تر نمایان شده‌اند و در محیط ادامه پیدا می‌کنند تا به لکه‌های داغ برسند که در آن‌جا جریان‌های برگشتی پرانرژی تشکیل می‌دهند. تا آن‌جایی که جت‌ها به اندازه‌ی کافی پرانرژی باشند، شاخصه‌های چگالی محیط نمی‌توانند بر شکل آن‌ها تاثیر چندانی بگذارند. شکل ۳c، جت کم‌انرژی‌تر مربوط به یک مدل دیگر را نشان می‌دهد. شکل این جت با جت‌های دو تصویر بالاییش متفاوت است. فیلم‌های مربوط به شبیه‌سازی‌های این تصویر را می‌توانید این‌جا ببینید. در فیلم مربوط به شکل c می‌توان دید که ناحیه‌ی انتهایی جت‌های کم‌انرژی، متناوبا با ناپایداری‌های پیچشی مختلف، قطع و وصل می‌شوند. این رفتار در تصاویر VLA از جت M87 در حدود ۵ کیلوپارسکی نیز مشاهده می‌شود.
حرکات نامنظم ناشی از ناپایداری‌های القاشده در ناحیه‌ی انتهای جت، سرعت پخش‌شدن جت در محیط را کم می‌کند، مواد پخشی آن را در ناحیه‌ی بزرگ‌تری گسترده می‌کند و حفره‌های شبه‌کروی شامل پلاسمای مغناطیسی داغ نسبیتی ایجاد می‌کند. این رخدادها که مربوط به منابع FRI هستند، با جت‌های پرتوان FRII که جهت و سرعتشان را حفظ می‌کنند، متفاوتند. محققان این مقاله، توان حدی لازم برای آن‌که یک جت بتواند از هسته‌ی مرکزی کهکشان بیرون جهد را برحسب شعاع هسته‌ی مرکزی حساب می‌کنند. این حد، مرز بین دو نوع FRI و FRII را مشخص می‌کند. کهکشان‌های پرنورتر، هسته‌های بزرگ‌تری دارند و درنتیجه، جت‌های آن‌ها توان بیشتری برای فرار از کهکشان نیاز دارند.
نویسندگان این مقاله در نظر دارند که در کارهای آینده‌شان، تاثیر حرکت نسبیتی در مبدا جت را بررسی کنند. برای جزییات شبیه‌سازی‌ها به مقالهی اصلی رجوع کنید.
عنوان اصلی مقاله: Three-dimensional Relativistic MHD Simulations of Active Galactic Nuclei Jets: Magnetic Kink Instability and Fanaroff-Riley Dichotomy
نویسندگان: Alexander Tchekhovskoy, Omer Bromberg
این مقاله برای چاپ به MNRAS Letters ارسال شده است.
لینک مقالهی اصلی: http://arxiv.org/abs/1512.04526
گردآوری: آزاده کیوانی
