Кратко — механизмы, кто что объясняет и ключевые формулы/скейлы.
1) Источники энергии и запуск джета
- Blandford–Znajek (BZ): извлечение энергии вращающейся чёрной дыры через магнитный поток. Формула мощности в упрощённом виде
$$P_{BZ}\approx \kappa \frac{{\Phi }^2{\Omega }_H^2}{c},$$ где $\Phi$ — магнитный поток на горизонте, ${\Omega }_H$ — угловая частота горизонта, $\kappa$ — коэффициент порядка $0.01-0.1$. При больших $\Phi$ и $a$ даёт мощность $\sim 10^{47}-10^{50}\mathrm{erg}{\mathrm{s}}^{-1}$ (для сверхмассивных или быстро вращающихся компактных объектов).
- Blandford–Payne (BP): магнито-центробежный вынос из аккреционного диска — эффективная коллимированная «дисковая» струя.
- Нейтрино-аннигиляция ($\nu \bar{\nu }$) в слияниях компактных объектов: даёт энерговыделение при очень больших $\dot{M}$, но глубоко чувствительно к аккреции и менее эффективна, чем сильный магнитный поток.
- Магнитно-арестованный диск (MAD): накопление максимального магнитного потока у горизонта повышает $P_{BZ}$ и коллимацию — объясняет самые мощные джеты в ТДЕ/активации SMBH и в пост‑слиянии.
2) Состав, ускорение и максимальная скорость
- Параметр намагниченности
$$\sigma =\frac{B^2}{4\pi \rho c^2}$$ определяет, доминирует ли поток магнитная энергия (Poynting‑flux) или кинетическая. В условиях $\sigma \gg 1$ джет — магнитный.
- Энергия на единицу массы (энергетическая нагрузка)
$$\mu =\frac{L}{\dot{M}{c}^2},{\Gamma }_{\infty }\lesssim \mu .$$ Это предел для конечного лоренц‑фактора $\Gamma$. Для GRB типично $\Gamma \sim 10^2-10^3$, для AGN/блазаров $\Gamma \sim 5-50$.
- Магнитное ускорение и преобразование $Poynting\to kinetic$ через расширение и рекнекшн; сильная барионная загрузка снижает $\Gamma$.
3) Места и механизмы диссипации (где рождаются рентген/жёсткое излучение)
- Внутренние шоки: при вариабельности на времени $\delta t$ столкновения слоёв на расстоянии
$$r_{is}\sim 2{\Gamma }^{2}c\delta t.$$ Приводят к ускорению частиц и синхротрон/IC излучению; эффективность относительно невысока.
- Магнитная рекнекшн в Poynting‑доминированном потоке: эффективный механизм преобразования энергии и быстрых всплесков (высокая поляризация возможна при упорядоченном поле).
- Фотосферная (термическая) эмиссия: «фотосфера» джета даёт термальный компонент; наблюдаемая температура скалирует как функции $L$ и $\Gamma$.
- Внешний шок (децелерация на околопространственной среде): релятивистское послеизлучение (afterglow). Радиус торможения
$$r_{dec}\sim {\left(\frac{3E}{4\pi n{m}_p{c}^2{\Gamma }^2}\right)}^{1/3}.$$
4) Физические процессы излучения (рентген, высокие энергии)
- Синхротрон: характерная частота
$${\nu }_{syn}\sim {\gamma }_e^2\frac{qB}{2\pi m_{e}c},$$ где ${\gamma }_e$ — лоренц‑фактор электронов. Синхротрон объясняет широкий ненажимной спектр от радио до рентгена/гаммы (при высоких ${\gamma }_e$).
- Комптоновское усиление (SSC, external IC): ${\nu }_{IC}\sim {\gamma }_e^2{\nu }_{seed}$ — объясняет высокоэнергетические компонентны (X/γ).
- Фотосферный/термальный вклад даёт мягкий X‑/UV‑пик, при последующем IC/синхротроне — жёсткую компоненту.
- Адронные процессы (pγ, pp) могут производить нейтрино и вторичные γ; требуют мощного ускорения протонов.
5) Поляризация и её объяснение
- Синхротрон в упорядоченном поле даёт высокую линейную поляризацию. Для степенного распределения электронов индексом $p$ $$\Pi =\frac{p+1}{p+7/3}.$$ Для $p\sim 2-3$ даёт $\Pi \sim 0.6-0.75$ (т.е. $60\%+$ в идеале).
- Хаотичное поле даёт малую поляризацию; частичная упорядоченность (спиральное поле, шововые оболочки) — промежуточную.
- Вращающаяся/спиральная геометрия поля объясняет повороты угла поляризации (EVPA); сильный вращательный мер (Faraday rotation)
$$\mathrm{RM}\propto \int n_e{B}_{\parallel }dl$$ может деполяризовать на низких частотах.
- Наблюдаемые низкие/средние поляризации в AGN и высокие/переменные в некоторых GRB/TDE согласуются с моделями: Poynting‑dominated + рекнекшн → высокая поляризация; внутренние шоки → низкая/умеренная.
6) Как модели согласуются с наблюдениями скоростей, энергий и поляризации
- Наибольшая мощность и коллимированность (TDE, мощные AGN‑джеты, короткие GRB после слияния) лучше всего даёт BZ при MAD‑режиме: большое $\Phi$, быстрый спин $a$.
- Высокие $\Gamma$ в GRB требуются для преодоления $\gamma \gamma$-оптической толщины: оценки приводят к $\Gamma \gtrsim 10^2$.
- Спектры prompt GRB часто требуют сочетание фотосферы (термал.) + некоторая некогерентная диссипация (рекнекшн/внутренние шоки) для Band‑формы; магнитные рекнекшн лучше воспроизводят быстрые вариабельности и высокую поляризацию.
- Послеизлучение (X‑/радио) объясняется внешними шоками; измерения декелерации дают оценки энергии и плотности среды через $r_{dec}$.
- Высокая поляризация и быстрые повороты EVPA указывают на упорядоченную (спиральную/тороидальную) компоненту магнитного поля и/или крупномасштабные структурные изменения (например, реламп или камертоны в реконнекшн‑пучках).
7) Практические индикаторы для диагностики модели
- Измерение $\Gamma$ (через оптическую / γγ‑компактность) → baryon loading vs Poynting‑domination.
- Спектральная форма (наличие фотосферного пика + некогерентного хвоста) → фотосфера + диссипация.
- Координаты поляризации (степень и EVPA‑вариации) → поле упорядоченное (рекнекшн/BZ) или турбулентное (внутренние шоки).
- Мультичастотная задержка и разложение на компоненты (SSC vs external IC) → локализация радиации.
Вывод (коротко): самые мощные, быстрорастрясывающие и сильно поляризованные джеты при слияниях и активации SMBH наиболее естественно объясняются магнитно‑управляемыми моделями — Blandford–Znajek в режиме MAD с последующей диссипацией через магнитную рекнекшн (Poynting → частицам) или комбинированно с дисковыми ветрами (BP). Внутренние шоки и нейтрино‑аннигиляция могут играть роль, но плохо объясняют высокую эффективность и сильную поляризацию в самых ярких случаях.