Кратко — джеты у чёрных дыр и нейтронных звёзд формируются как результат переноса углового момента и энергии из центральной компактной системы в околозвёздную среду; их ключевые «строительные блоки» — аккреционный диск $источникмассыисвободнойэнергии$, магнитные поля $каналдлявыводаэнергиииколлимации$ и релятивистская динамика $включаяэффектыОТОучёрныхдыр$. Ниже — развернутый, но сжатый разбор механизмов, роли компонентов и списка наблюдательных измерений, которые позволяют различать модели запуска.

1) Физика запуска джетов — основные механизмы

Магнитно-вращательное извлечение энергии $Blandford–Znajek,BZ$.
Для вращающейся чёрной дыры магнитное поле, пронизывающее эргосферу, может извлекать вращательную энергию через электромагнитный поток $Poyntingflux$. Предполагает крупномасштабный, сильный вертикальный магнитный поток, низкую массовую загрузку у основания $Poynting-flux–dominated$.Магнитно-диcковый «сброс» $Blandford–Payne,BP$.
Поле, наклонённое под малым углом к диску, выталкивает вещество вдоль линий поля за счёт центробежной силы — джет/ветер приводится в движение диском. Связан с массой аккреции и структурой магнитного поля в диске; более массонагруженный, менее релятивистский, чем BZ.Магнитная рекомбинация / плазменные плазмоиды $reconnection,plasmoidejection$.
В толстых/магнитизированных дисках или на стыке струи/короны развиваются текущие слои → рекомбинация даёт вспышки, быстрые плазмоиды и быстрые флаеры; важна для переменной высокой энергии в блазарах и XRB.Гибридные сценарии: реальная система может комбинировать BZ $энергияизспина$ как центральный мотор и BP/дисковые ветры как источник массы и коллимации. Состояния MAD $magneticallyarresteddisk$ и SANE различаются по запасу магнитного потока и дают разные свойства джета.

2) Роль ключевых компонентов

Аккреционный диск:
Поставляет массу и поле $черездинамоилипритокмагнитногопотока$, определяет массовую загрузку джета и его тригон — мощность часто коррелирует с Ṁ $ноBZдобавляетзависимостьотспина$.Толщина диска $тонкийvsтолстый/адвекционный$ меняет эффективность запуска и геометрию поля.Магнитные поля:
Коллиматируют поток $гелиальные/тороидальныекомпоненты$, обеспечивают ускорение $магнитноеразмагничивание,преобразованиеPoyntingвкинетическуюэнергию$, и задают поляризационные свойства излучения.Наличие крупномасштабного вертикального поля $флюксчерезчернуюдыру$ — ключевой фактор для BZ; слабое/локальное поле — больше BP/реконнекционная динамика.Релятивистские эффекты:
Для чёрной дыры: рамочное закручивание поля $framedragging$ усиливает BZ; гравитационное красное смещение и сильная гравитация задают место радиации и видимую морфологию $толькоEHT/мм-VLBIпозволяетпосмотретьближекгоризонту$.Лоренцево-фактор джета → доплеровское усиление, сокращение временных масштабов, быстрые флаеры и сильная анизотропия излучения, важна при интерпретации наблюдений $особенноублазаров$.

3) Состав струи $e-/e+противe-/p$

Состав влияет на инерцию, холодную массу и радиационные сигнатуры. Диагностические признаки: величина вращательного меры $RM$ — высокий RM → наличие термализированных электронов/позитронов и/или ионов; циркулярная поляризация и спектральные переходы даёт подсказки о заряде частиц.

4) Какие наблюдения нужны, чтобы отличить модели запуска
Для жёсткого различия BZ vs BP vs рекомбинация / диск-ветер требуется мультиинструментальная, многодлинноволновая и часто одновременно временная информация. Ниже — набор ключевых измерений и что они диагностируют.

A. Поляризация $линейнаяициркулярная$

Линейная поляризация и её угол $EVPA$: высокая степень линейной поляризации у основания джета и устойчивые направления EVPA — признак упорядоченного магнитного поля $поддерживаеткрупномасштабныемагнитныеполя,BZ/MAD$. Быстрые «свистки» угла поляризации и резкие изменений — типично для рекомбинации/плазмоидов. Измерение вращательного параметра $RM$ и его градиентов поперёк струи: наличие систематического RM-градиента → гелиальная $витая$ магнитная структура, ожидаемая при магнитно-вращательном запуске $BZ/BP$. Большой RM у основания → значительная массовая загрузка/термальная плазма $большевBP/дисковыхветрах$. Циркулярная поляризация: может указывать на e−/p состав и низкие энергетические электронные популяции. Требуемые инструменты: поляриметрия в радио/мм $VLBI+ALMA$, оптическая/инфрачёрная поляриметрия, рентгеновская поляриметрия $IXPE$.

B. Высокое угловое разрешение $VLBI,EHT$

Изображения основания джета $мм/sub-ммVLBI$: показывает коллимацию, ширину на малых радиусах, положение «фотографируемого» ядра относительно горизонта → BZ предполагает компактное, мощное Poynting-доминированное ядро, MAD — сильные стоячие поля и концертизация. Частотный «core shift» $смещениецентраизлучениясчастоты$ измеряет оптическую глубину/плотность подачи: большой сдвиг → сильная массовая загрузка $BP$, малый — более «чистый» магнитно-доминированный поток.

C. Временная вариабельность и временные корреляции

Временные шкалы вспышек: очень быстрые флаеры $порядокминут—часывAGN$ и быстрые смены поляризации → рекомбинация/плазмоидная модель. Более медленные вариации, кореллированные с изменением Ṁ $X-ray\leftrightarrow radio$ → дисковые ветры/BP. Квазипериодические осцилляции $QPO$ у XRB/AGN в X‑/γ‑лучах могут указывать на процессы вблизи горизонта $связанныесоспином/динамикойдиска$ → поддерживает модели, где источник мощности близко к BH $BZ$. Кросс-корреляция между диапазонами $X-ray\leftrightarrow оптика\leftrightarrow радио$ и временные задержки позволяют локализовать зону образования неона и частоты смещения фотон-потока $eg.еслиradioследуетзаX-rayнапредсказуемыйлаг\to выходмассы/плазмоидовиззоныближнейкдиску$.

D. Спектры и спектральная тэйминг‑информация

Радио: плоский/перевёрнутый спектр ядра $самоабсорбированныйсинхротрон$ + переход к оптически тонкому вдоль струи; частота перелома даёт размер/дистанцию образования эмиссии. Оптичес/ИК/Рентген/γ: наличие SSC $self‑synchrotronCompton$ vs external Compton компонентов и их вариабельность указывает на место и компактность эмиттера $ближнийкядру\to внешнийфотон‑полеотдиска/короны/BLR;дальше—SSCдоминирует$. Энергетический спектр электрона $инжекция,охлаждение$ определяет формы спектральных разрывов; быстрые экстремальные флаеры с высоким Ecut → быстрые повторные ускорения $реконнекция$. Наличие нейтрино/высокоэнергетических γ‑фотонов с минимальными задержками может указывать на барионные составляющие и процесс pp/pγ → указывает на ионную загрузку джета.

E. Прямые тесты зависимости мощности джета от спина и Ṁ

BZ прогнозирует сильную зависимость мощности джета от квадрата магнитного флюкса и спина чёрной дыры $P\propto {\Phi }_B^2{\Omega }_H^2$. Экспериментально: корреляция между измерениями спина $continuum-fitting,FeK\alpha modelling$ и мощностью джета $радиолюм.,механическаямощьвбилиях/кластерах$ — если устойчиво прослеживается, это поддержка BZ. BP предсказывает более сильную корреляцию мощности с Ṁ и менее сильную — с спином. Наблюдательная сложность: спин/Ṁ измеряются с большими погрешностями, но статистические выборки и сравнения XRB/AGN дают диагностические подсказки.

F. Для нейтронных звёзд — чем отличается

Наличие твёрдой поверхности и сильного магнитного поля = возможность «пульсарного ветра», магнитно-активной короны и ясной зависимости от магнитного поля и частоты вращения. Если джет связан с магнитосферой звезды, вы увидите корреляцию с пульсацией, изменение при переходе в режим «propeller» $когдамагнитосфераотбрасываетаккреитируемуюматерию$ и, как правило, более низкую скорость/меньшую релятивистичность по сравнению с BH-системами при сопоставимых Ṁ. Поэтому тесты: наличие X‑пульсаций, отклик радиолучей на состояние аккреции, меньшая радиомощность при таком же Ṁ как у BH.

5) Конкретные наблюдательные признаки, поддерживающие каждую модель

Поддержка Blandford–Znajek:
Мощность джета коррелирует с оценками спина BH и не пропорциональна просто Ṁ; компактное яркое ядро в мм-VLBI, высокие степени линейной поляризации у основания, малые RM $малоеколичествотермальнойплазмыуоснования$, структура поля с гелиальной компонентой $RM‑градиенты$, сильный Poynting-flux на больших радиусах $коллимация+высокаяLorentz‑factor$. Поддержка Blandford–Payne / дискового ветра:
Мощность и скорость джета тесно коррелируют с Ṁ; высокий RM у основания $многослойная,плотнаяплазма$, более массовая загрузка → более низкие Лоренц‑факторы и более широкая начальная геометрия; слабее выраженная зависимость от BH‑спина. Поддержка рекомбинации/плазмоида:
Очень быстрые флаеры с характерными временными профилями, резкие повороты EVPA, высокие пик‑энергии за короткое время, плазмоидная структура на VLBI‑масштабах в динамике, сильная внутренняя турбулентность $низкаясредняяполяризация,нокороткиепики$.

6) Практическая программа наблюдений для различения моделей $рекомендуемыеинструменты$

Мм/subмм‑VLBI $EHT,GMVA+ALMA$ с поляриметрией — для прямого просмотра основания джета и измерения EVPA/RM у горизонта. Радио VLBI $VLBA,EVN$ с многочастотной поляриметрией — RM‑градиенты и core‑shift. X‑/γ‑тайминг и спектроскопия $NICER,NuSTAR,XMM,Chandra,Fermi,CTAвбудущем$ — QPO, корреляции X‑ray ↔ radio, спектральные компоненты и cutoff'ы. Поляриметры: IXPE $рентген$, оптические/ИК‑поляриметры, радиополяриметры — временные серии поляризации для ловли переключений/свистов. Многодиапазонные кампании с одновременными наблюдениями $radio—mm—IR—optical—X-ray—\gamma$ — перекрёстная корреляция и лага анализ. Нейтрино‑телескопы $IceCube$ — для поиска барионной составляющей и hadronic процессов. Долгосрочные статистические выборки: сравнения мощности джета vs оценок спина и Ṁ для больших выборок AGN/XRB.

7) Ограничения и сложности

Ошибки в оценках спина и Ṁ, влияние окружения $кластеры,средыAGN$, ориентировка джета $доплеровскиеэффекты$ и деполяризация Faraday затрудняют однозначную интерпретацию. Часто требуется набор разных диагностик, а не одно наблюдение.

8) Резюме $практическаяшпаргалка$

Ищете сильную зависимость jet power ↔ BH spin + компактную, сильнополяризованную мм‑кору + малые RM → BZ / MAD. Ищете мощность ↔ Ṁ + высокий RM у основания + более мощная массовая загрузка → BP / диск‑ветер. Ищете быстрые флаеры + повороты поляризации + плазмоидные структуры → рекомбинация/плазмоиды. Для нейтронных звёзд: привязка к пульсации, влияние магнитного поля, «propeller» — отличает от BH.

Если хотите, могу:

предложить конкретный набор наблюдений для заданного источника $например,M87,SgrA\ast ,блазар‑кандидат,илиXRBтипаCygX‑1$, или привести список публикаций/обзоров $ключевыеработыпоBZ,BP,MAD/SANE,GRMHD‑симуляциям$.