Astrofyzikální tryska (dále jen „jet“) je jev velmi často pozorovány v astronomii , kdy mraky formě hmoty podél osy otáčení kompaktního objektu. Zatímco trysky jsou stále předmětem probíhajícího výzkumu pochopit jejich vznik a funkci, dva nejvíce pravděpodobné hypotézy o jejich původu jsou dynamické interakce v rámci jedné akrečního disku , nebo příbuzného procesu. S velmi hustou centrální objekt (například černé díry nebo neutronová hvězda ). Když je hmota vyhozena rychlostí blízkou rychlosti světla, tyto objekty se nazývají „relativistické trysky“, kvůli důležitým účinkům speciální relativity . Největšími tryskami jsou ty, které pocházejí z černých děr v aktivních galaxiích, jako jsou kvasary nebo rádiové galaxie . Jiné systémy mohou také obsahovat trysky, jako jsou kataklyzmické proměnné hvězdy , binární soubory X a proměnné hvězdy typu T Tauri . Tyto objekty Herbig-Haro jsou generovány interakcí trysek v mezihvězdném prostředí . Na Bipolární jety nebo trysky může být také spojena s protohvězd (mladé hvězdy v oblasti vzdělávání), nebo se vyvinuly hvězdy zvané planetární protonébuleuses (často ve formě mlhoviny bipolární ).
Mnoho hvězdných objektů, které mají narůstající disky, mají trysky, ale ty, které pocházejí ze supermasivních černých děr, jsou obecně nejrychlejší a nejaktivnější. I když stále není známo, jak akreční disky zrychlují paprsky nebo produkují elektron-pozitronovou plazmu, předpokládá se, že vytvářejí zapletená magnetická pole, která zrychlují a zaostřují paprsky. Na hydrodynamiky z výfučny de Laval poskytuje informaci o mechanismech.
Tyto relativistické trysky jsou velmi silné proudy plazmy , že rychlost dosahuje téměř rychlostí světla a jsou vydávané ústřední pár černých děr aktivních galaxií (zejména rádiových galaxií a kvasarů ), jejichž hvězdné černé díry , a neutronové hvězdy . Jejich délka může dosáhnout několik tisíc až několik set tisíc světelných let, přičemž rekord je téměř 1,5 milionu světelných let. Pokud se rychlost paprsku blíží rychlosti světla, jsou účinky specifické speciální relativity značné; například relativistické záření (en) změní zjevnou jasnost paprsku (viz „jednostranné“ trysky níže). Mechanika těchto dvou výtvorů trysek a složení trysek jsou stále předmětem mnoha debat ve vědecké komunitě. Složení paprsku se může lišit, některé studie upřednostňují schéma, ve kterém jsou trysky složeny z elektricky neutrální směsi jader , elektronů a pozitronů , zatímco jiné jsou rovnoměrně vyrobeny z elektron-pozitronové plazmy.
Mohutné černé díry ve středu galaxií mají nejsilnější trysky. Podobné mnohem menší trysky se vyvíjejí z neutronových hvězd a hvězdných černých děr . Tyto systémy se často nazývají mikrokvazary . Vezměme si příklad systému SS 433 , u kterého bylo pozorováno, že paprsek dosahuje rychlosti 0,23 c , i když jiné mikrokvazary dosahují mnohem vyšších (ale dosud neměřených) rychlostí paprsků. Slabší a méně relativistické proudy lze spojit s mnoha binárními systémy, mechanismus zrychlení těchto proudů může být podobný procesu magnetického opětovného připojení pozorovaného v magnetosféře Země i ve slunečním větru .
Hlavní hypotéza, která existuje v astrofyzice, je, že tvorba relativistických proudů je klíčem, který vysvětluje produkci záblesků gama záření (neboli SRG). Tyto trysky mají Lorentzův faktor ~ 100 nebo více (tj. Rychlost přes 0,99995 ° C nebo více), což z nich činí dosud nejrychlejší nebeské objekty.
Jedním z nejlepších přístupů k pozorování mechanismů, které vytvářejí trysky, je stanovení složení paprsku přes přímo pozorovatelný paprsek. Většina pozorování a analýz ukazuje, že trysky jsou složeny převážně z elektron- pozitronové plazmy .
Stopa jader naskenovaná v relativistickém paprsku elektron-pozitron by měla uvolnit hodně energie, protože tato těžší jádra dosahují rychlosti rovné rychlosti pozitronů a elektronů.
Produkce 5 MeV elektron-pozitronových paprsků v laboratoři umožňuje studovat aspekty, jako je šokový účinek SRG a jak různé částice interagují s relativistickými elektronovými paprsky - pozitrony a uvnitř nich (například jak se elektron-pozitronové paprsky spojují ).
Vzhledem k enormnímu množství energie potřebné k pohonu relativistického paprsku se věří, že některé trysky jsou poháněny rotační silou černých děr . Existují dvě velmi známé teorie, jak se energie přenáší z černé díry na trysku.
Trysky lze pozorovat také z neutronových hvězd, jako je pulsar IGR J11014-6103 (en) , který produkuje největší proud pozorovaný v naší Galaxii, Mléčnou dráhu . Tento paprsek lze pozorovat pomocí rentgenových paprsků a nemá žádný rádiový podpis. Tryska IGR J11014-6103 (en) má odhadovanou rychlost 0,8 c. Není zahrnut v nejnovějším seznamu AMXP (rentgenem pozorované pulsary) a nebyl pozorován žádný nárůst hmoty. Předpokládalo se, že tato hvězda rychle rotuje, ale měření provedená po tomto předpokladu ukázala, že její rychlost otáčení je pouze 15,9 Hz . Tato poměrně pomalá rychlost otáčení spolu s nedostatkem narůstání hmoty naznačuje, že tento proud elektron-pozitron 0,8c není poháněn rotací ani narůstáním. Na obrázku je paprsek vyrovnaný s osou otáčení pulsaru, je kolmý na trajektorii pulsaru a táhne se více než 37 světelných let (desetinásobek vzdálenosti od našeho slunce k nejhmotnější hvězdě v jeho blízkosti). Kupodivu jsou někdy vidět velké mraky elektron-pozitronové plazmy poblíž obyčejných neutronových hvězd, které nemají trysky.
Zatímco IGR J11014-6103 nemá akreční disk nebo horizont (černá díra) , jeho proud 0,8 c nelze napájet procesy vyvinutými v předchozí části.
Centaurus A pozorován pomocí rentgenových paprsků odhalujících jeho relativistický proud.
Proud M87 pozorovaný rádiovým dalekohledem Karl G. Jansky Very Large Array pomocí radiového vlnění (zorné pole je větší a otočené ve srovnání s předchozím obrázkem)
Archiv Hubbleova snímku relativistického paprsku 3C 66B (v) v blízkém UV světle
V galaxii NGC 3862 lze pod určitým úhlem pozorovat extragalaktický paprsek hmoty promítaný rychlostí blízkou rychlosti světla.