Jet astrofisika

Jet astrofisika adalah berkas materi kolimasi yang dikeluarkan dari beberapa objek astronomi.^[1] Mereka mengalir dari sebagian besar objek padat yang berputar dan/atau menambah materi dari lingkungannya. Proses fisika plasma mengatur transfer energi antara komponen gravitasi, kinetik, termal, magnet-listrik, serta partikel, tetapi fisika plasma dalam jet kurang dipahami.^[2]

Jet dari pusat galaksi elips, M87, ditenagai olrh lubang hitam supermasif di pusatnya.

Emisi sinar-X di sekitar nebula kepiting menunjukkan dua pancaran materi dan antimateri yang didukung oleh pulsar.

Klasifikasi

HH-47 merupakan bintang yang masih dalam proses pembentukan. Semburan material, yang panjangnya setengah tahun cahaya, berasal dari titik terang kecil. Namun, titik ini bukanlah bintang itu sendiri, melainkan wilayah materi berukuran Tata Surya yang mengelilingi protobintang muda tersebut.

Mereka terjadi di sejumlah peristiwa astrofisika, tetapi secara luas dapat dibagi menjadi dua utama:

• Jet galaksi diyakini memiliki sumber tunggal - lubang hitam supermasif di pusat galaksi. Jet ekstragalaksi terdiri dari partikel relativistik, medan magnet, dan mungkin sejumlah tambahan plasma terionisasi yang lebih dingin baik yang dikeluarkan oleh jet maupun yang dibawa olehnya keluar dari medium gas di sekitarnya. Kecepatan aliran keluar awal untuk jet ekstragalaksi mungkin bersifat relativistik, dan kecepatan aliran debu rata-rata ribuan kilometer per detik kemungkinan besar terjadi. Fluks energi yang dibawah oleh jet ekstragalaksi mungkin melebihi 10⁴⁶ erg per detik, tergantung pada sifat jet tersebut.^[3]
• Jet bintang memiliki beberapa asal - mereka diproduksi oleh bintang muda yang masih dalam proses pembentukan (misalnya bintang T Tauri), di nebula planet yang menandai tahap akhir evolusi untuk bintang bermassa menengah dan rendah, dalam benda padat seperti bintang neutron dan lubang hitam bintang dalam sistem biner. Jet terdiri dari gas terionisasi yang bergerak menjauh dari bintang dengan kecepatan ratusan kilometer per detik.^[3]

Meskipun pembentukan jet tidak sepenuhnya dipahami, umumnya diyakini bahwa mereka terjadi ketika medan magnet objek pusat (bintang atau lubang hitam) berinteraksi dengan medan magnet piringan akresi sekitarnya. Pengecualian untuk jet pulsar, di mana medan magnet yang bertanggung jawab untuk jet dihasilkan oleh pulsar saja (tidak ada piringan akresi). Sementara jet relativistik aksisimetrik diasumsikan terdiri dari pasangan elektron-positron relativistik. Faktor Lorentz balok adalah 6,6 (yaitu materi jet bergerak dengan kecepatan sekitar 99% dari kecepatan cahaya), dan kepadatan materi jet adalah faktor ribuan lebih kecil daripada media ambien tempat jet merambat.^[4]

Sifat dan karakteristik

Di antara fenomena astrofisika yang melibatkan aliran materi berkecepatan tinggi, jet adalah yang paling tersebar luas di alam semesta. Jet astrofisika adalah fenomena spektakuler dari gas atau debu yang dikeluarkan okeh berbagai benda kosmik; mereka tampak ada dimana-mana dalam skala dari komet hingga lubang hitam.^[5] Mereka ditemukan di lingkungan yang paling beragam dan menunjukkan berbagai ukuran dan kekuatan. Di satu sisi, Bima Sakti memiliki pancaran dari inti galaksi aktif (AGN) yang berukuran tersebar, hingga beberapa megaparsec, dan yang paling kuat (daya kinetik hingga ${\displaystyle \$\sim {{10}^{47-48}}\$}$ ergs s⁻¹.^[6] Di sisi lain, Bima Sakti memiliki jet dari objek bintang muda (YSOs) yang terletak di dalam awan molekul raksasa yang ada di galaksi, dan di galaksi lain juga. Jet YSO memiliki panjang hingga beberapa parsec dan mencapai kekuatan kinetik hingga ${\displaystyle \$\sim {{10}^{33}}\$}$ erg ^s-1.^[7] Sementara jet AGN memiliki kecepatan relativistik dalam keadaan relativistik, supersonik, dan didominasi proton,^[8] kecepatan jet YSO adalah kecepatan melarikan diri khas dari bintang dengan beberapa massa matahari, dan berjumlah beberapa ratus kilometer per detik, sesuai dalam nomor Mach dalam kisaran 10-40. Karakteristik yang mencolok dari jet adalah tingkat kolimasinya yang tinggi, khususnya jet YSO yang memiliki bukaan sudut yang bervariasi antara 0,5° hingga ${\displaystyle \$5{}^{\circ }\$}$.^[9][10]

Gambar lain

• 
  Centaurus A dalam sinar-X menunjukkan jet relativistik
• 
  Jet M87 dihat oleh Very Large Array di frekuensi radio (bidang tampilan lebih besar dan diputar sehubungan dengan gambar di atas.)
• 
  Arsip Hubble Legacy Dekat - UV gambar jet relativistik di 3C 66B
• 
  Galaksi NGC 3862, sebuah jet material ekstragalaksi yang bergerak hampir dengan kecepatan cahaya dapat dilihat pada posisi jam tiga.
• 
  Beberapa jet di HH 24-26, yang berisi jet konsentrasi tertinggi yang diketahui di mana pun di langit

Referensi

1. "Jets | COSMOS". astronomy.swin.edu.au. Diakses tanggal 2020-11-28.
2. "Focus on Astrophysical Jets - New Journal of Physics - IOPscience". iopscience.iop.org. Diakses tanggal 2020-11-28.
3. Young, David S. De (1991-04-19). "Astrophysical Jets". Science (dalam bahasa Inggris). 252 (5004): 389–396. doi:10.1126/science.252.5004.389. ISSN 0036-8075. PMID 17740937.
4. "Jets". www.mpa-garching.mpg.de (dalam bahasa Inggris). Diakses tanggal 2020-11-28.
5. "Astrophysical Jets and Beams | Astrophysics". Cambridge University Press (dalam bahasa Inggris). Diakses tanggal 2020-11-28.
6. Shabala, S. S.; Godfrey, L. E. H. (2013-05-14). "SIZE DEPENDENCE OF THE RADIO-LUMINOSITY-MECHANICAL-POWER CORRELATION IN RADIO GALAXIES". The Astrophysical Journal. 769 (2): 129. doi:10.1088/0004-637x/769/2/129. ISSN 0004-637X.
7. Bally, John; Reipurth, Bo (2001-05-10). "When Star Birth Meets Star Death: A Shocking Encounter". The Astrophysical Journal. 552 (2): L159–L162. doi:10.1086/320337. ISSN 0004-637X.
8. Blandford, Roger; Meier, David; Readhead, Anthony (2019-08-18). "Relativistic Jets from Active Galactic Nuclei". Annual Review of Astronomy and Astrophysics (dalam bahasa Inggris). 57 (1): 467–509. doi:10.1146/annurev-astro-081817-051948. ISSN 0066-4146.
9. Parker, Charles Thomas; Taylor, Dorothea; Garrity, George M (2003-01-01). "Exemplar Abstract for Mesoplasma seiffertii (Bonnet et al. 1991) Tully et al. 1993, Tullyiplasma seiffertii (Bonnet et al. 1991) Gupta et al. 2019, Acholeplasma seiffertii Bonnet et al. 1991 and Entomoplasma seiffertii (Bonnet et al. 1991) Gasparich and Kuo 2019". The NamesforLife Abstracts. Diakses tanggal 2020-11-28.
10. Parker, Charles Thomas; Wigley, Sarah; Garrity, George M (2003-01-01). "Exemplar Abstract for Acetobacter xylinus sucrofermentans corrig. Toyosaki et al. 1996, Acetobacter xylinum sucrofermentans (sic) Toyosaki et al. 1996, Gluconacetobacter sucrofermentans (Toyosaki et al. 1996) Cleenwerck et al. 2010 and Komagataeibacter sucrofermentans (Toyosaki et al. 1996) Yamada et al. 2013". The NamesforLife Abstracts. Diakses tanggal 2020-11-28.

Lihat pula

• Piringan akresi
• Aliran keluar bipolar
• Proses Blandford-Znajek
• CGCG 049-033