相対論的ビーミング

物理学において、相対論的ビーミング（ドップラービーミング、ドップラーブースト、ヘッドライト効果とも呼ばれる）は、相対論的効果によって、光速に近い速度で移動する放射物質の見かけの明るさが変化するプロセスである。天文学の文脈では、相対論的ビーミングは、一般的に、物質を降着させている中心のコンパクト天体から発生する、反対方向を向いた2つの相対論的プラズマジェットで発生する。降着コンパクト天体と相対論的ジェットは、X線連星、ガンマ線バースト、そしてはるかに大規模な活動銀河核（AGN）（クエーサーはその特別な種類）を説明するために引き合いに出される。

ビーミングは、移動する物体の見かけの明るさに影響します。観測者に対して相対的に移動して電磁放射を放射しているガス雲を考えてみましょう。ガスが観測者に向かって動いている場合は、静止している場合よりも明るくなりますが、ガスが遠ざかっている場合は暗く見えます。この影響の大きさは、銀河M87と3C 31のAGNジェットで示されています(右の画像を参照)。M87 には、地球に向かってほぼまっすぐに、また地球から遠ざかる方向に向いている 2 つのジェットがあります。地球に向かって動いているジェットははっきりと見えます (右上の画像の細長い青みがかった部分)。一方、もう一方のジェットは非常に暗く、見えません。^[1] 3C 31 では、両方のジェット (右下の図でラベル付け) が視線に対してほぼ直角であるため、両方が見えます。上側のジェットは地球の方向にわずかに向いているため、より明るくなります。^[2]

相対論的に、移動する物体はさまざまな物理的効果によりビーム化されます。光収差により、ほとんどの光子は物体の移動方向に沿って放出されます。ドップラー効果により、光子のエネルギーが赤方偏移または青方偏移によって変化します。最後に、放出物体に沿って移動する時計で測定される時間間隔は、時間の遅れと光子の到着時間効果により、地球上の観測者によって測定される時間間隔とは異なります。これらの効果のすべてが移動する物体の明るさ、つまり見かけの光度をどのように変更するかは、相対論的ドップラー効果を表す式によって決定されます(相対論的ビーム化がドップラー ビーム化とも呼ばれるのはこのためです)。

ジェットの最も単純なモデルは、単一の均質な球体がほぼ光速で地球に向かって移動するというものです。この単純なモデルも非現実的なものですが、ビームの物理的なプロセスを示しています。

相対論的ジェットは、シンクロトロン放射によってエネルギーの大部分を放出します。この単純なモデルでは、球体には高度に相対論的な電子と安定した磁場が含まれています。塊の中の電子は光速よりほんの少し遅い速度で移動し、磁場によって振り回されます。電子が方向を変えるたびに、光子の形でエネルギーが放出されます。十分な数の電子と十分に強力な磁場があれば、相対論的球体は、比較的弱い無線周波数の光子から強力な X 線光子まで、膨大な数の光子を放出できます。

単純なシンクロトロン スペクトルの特徴として、低周波数ではジェット球が不透明で、その輝度は周波数とともに増加し、ピークに達して減少し始めることが挙げられます。このピーク周波数は で発生します。これより高い周波数では、ジェット球は透明です。輝度は周波数とともに減少し、ブレーク周波数に達してからはより急速に減少します。ブレーク周波数は のときに発生します。急激なブレーク周波数が発生するのは、非常に高い周波数では、光子を放出する電子がほとんどのエネルギーを急速に失うためです。高エネルギー電子の数が急激に減少すると、スペクトルも急激に減少します。 ${\displaystyle \log \nu =3}$${\displaystyle \log \nu =7}$

シンクロトロン スペクトルの傾きの変化は、スペクトル指数でパラメータ化されます。特定の周波数範囲におけるスペクトル指数 α は、対の図の傾きにすぎません。(もちろん、α が実際の意味を持つためには、スペクトルは問題の範囲にわたってほぼ直線でなければなりません。) ${\displaystyle \log S}$${\displaystyle \log \nu}$

単一の均質球の単純なジェットモデルでは、観測される光度は固有光度と次のように関係している。

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

どこ

${\displaystyle p=3-\alpha \,.}$

したがって、観測される光度は、ドップラー係数を通じたジェットの速度と視線に対する角度に依存し、また、スペクトル指数の指数で示されるように、ジェット内の特性にも依存します。 ${\displaystyle D}$

ビーミング方程式は、次の 3 つの効果に分解できます。

• 相対論的異常
• 時間の遅れ
• 青方偏移または赤方偏移

行差は、観察者の相対的な横方向の動きによって引き起こされる物体の見かけの方向の変化です。慣性システムでは、これは光の時間補正と等しく、反対になります。

日常生活において、行方不明はよく知られた現象です。風のない日に雨の中に立っている人を想像してください。人がじっと立っている場合、雨粒は地面に向かってまっすぐに落ちていきます。しかし、人が動いている場合、たとえば車に乗っている場合、雨は斜めに近づいてくるように見えます。雨粒が落ちてくる方向がこのように明らかに変わることが行方不明です。

収差の量は、観測者に対する放射された物体または波の速度に依存します。上記の例では、これは車の速度と降る雨の速度の比較になります。物体が に近い速度で動いている場合でも、これは変わりません。古典的効果や相対論的効果と同様に、収差は 1) 放射時の放射体の速度、および 2) 吸収時の観測者の速度に依存します。 ${\displaystyle c}$

相対論的ジェットの場合、ビーム（放射異常）により、ジェットが移動する方向に沿って、より多くのエネルギーが前方に送られているように見えます。単純なジェット モデルでは、均質な球体は、球体の静止フレームですべての方向に均等にエネルギーを放射します。地球の静止フレームでは、移動する球体は、その移動方向に沿ってほとんどのエネルギーを放射しているように見えます。したがって、エネルギーはその方向に沿って「ビーム」されます。

量的に言えば、収差は光度の変化を説明する。

${\displaystyle D^{2}\,.}$

時間の遅れは特殊相対性理論のよく知られた帰結であり、観測される明るさの変化を説明する。

${\displaystyle D^{1}\,.}$

青方偏移または赤方偏移は、特定の周波数で観測される光度を変える可能性がありますが、これはビーム効果ではありません。

青方偏移は、観測される明るさの変化を説明する。

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

ビーミング方程式を導くより洗練された方法は、量 から始まります。この量はローレンツ不変量であるため、値は異なる参照フレームでも同じになります。 ${\displaystyle {\frac {S}{\nu ^{3}}}}$

輝いている、輝いている

「相対論的ビーミング」の短縮形

ベータ

ジェットの速度と光の速度の比。「相対論的ベータ」と呼ばれることもある。

コア

中心のブラックホールの周りの銀河の領域

カウンタージェット

視線に近い方向にある源の反対側のジェットは非常に弱く、観察するのが難しい場合がある。

ドップラー係数

ジェットの速度と地球との視線に対する角度に基づいて、ビーミングを含むAGNにおける相対論的効果の強さ（または弱さ）を測定する数式。

フラットスペクトル

低周波に比べて高周波で大量のエネルギーを放出する非熱スペクトルの用語

固有光度

ジェットの静止フレームにおけるジェットからの光度

ジェット（しばしば「相対論的ジェット」と呼ばれる）

AGNの極方向から放射される高速（cに近い）プラズマ流

観測された光度

地球の静止系におけるジェットからの明るさ

スペクトル指数

非熱スペクトルが周波数によってどのように変化するかの尺度。α が小さいほど、高周波数でのエネルギーが顕著になります。通常、 αは 0 ～ 2 の範囲です。

急峻なスペクトル

低周波に比べて高周波ではほとんどエネルギーを放出しない非熱スペクトルの用語

地球との視線に対する角度

${\displaystyle \theta \,\!}$

ジェット速度

${\displaystyle v_{j}\,\!}$

固有光度

${\displaystyle S_{e}\,\!}$（放射光度と呼ばれることもある）

観測された輝度

${\displaystyle S_{o}\,\!}$

スペクトル指数

${\displaystyle \alpha \,\!}$どこ${\displaystyle S\propto \nu ^{\alpha }\,\!}$

光の速度

${\displaystyle c\,\!=2.9979\times 10^{8}}$MS

相対論的ベータ

${\displaystyle \beta ={\frac {v_{j}}{c}}}$

ローレンツ因子

${\displaystyle \gamma ={\frac {1}{\sqrt {1-\beta ^{2}}}}}$

ドップラー係数

${\displaystyle D={\frac {1}{\gamma (1-\beta \cos \theta )}}}$

• 天体ジェット
• 相対論的ドップラー効果
• 相対論的粒子
• 相対論的プラズマ
• 相対的類似性パラメータ
• 相対論的波動方程式

• 相対論的行差の詳細な説明