Movimiento superluminal

Movimiento superluminal

En astronomía , el movimiento superluminal es el movimiento aparentemente más rápido que la luz visto en algunas radiogalaxias , objetos BL Lac , quásares , blazares y recientemente también en algunas fuentes galácticas llamadas microcuásares . Las ráfagas de energía que se mueven a lo largo de los chorros relativistas emitidos por estos objetos pueden tener un movimiento adecuado que parece mayor que la velocidad de la luz. Se cree que todas estas fuentes contienen un agujero negro , responsable de la eyección de masa a altas velocidades. Los ecos de luz también pueden producir un movimiento superlumínico aparente.^[1]

Explicación

El movimiento superluminal ocurre como un caso especial de un fenómeno más general que surge de la diferencia entre la velocidad aparente de los objetos distantes que se mueven a través del cielo y su velocidad real medida en la fuente. ^[2]

Al rastrear el movimiento de tales objetos a través del cielo, podemos hacer un cálculo ingenuo de su velocidad por una distancia simple dividida por el cálculo del tiempo. Si se conoce la distancia del objeto a la Tierra, se puede medir la velocidad angular del objeto y podemos calcular ingenuamente la velocidad a través de:

velocidad aparente = distancia al objeto velocidad angular.${\displaystyle \times }$

Este cálculo no arroja la velocidad real del objeto, ya que no tiene en cuenta el hecho de que la velocidad de la luz es finita. Cuando medimos el movimiento de objetos distantes a través del cielo, existe un gran retraso de tiempo entre lo que observamos y lo que ha ocurrido, debido a la gran distancia que tiene que recorrer la luz del objeto distante para alcanzarnos. El error en el cálculo ingenuo anterior proviene del hecho de que cuando un objeto tiene un componente de velocidad dirigido hacia la Tierra, a medida que el objeto se acerca a la Tierra, el retardo de tiempo se reduce. Esto significa que la velocidad aparente calculada anteriormente es mayor que la velocidad real. En consecuencia, si el objeto se aleja de la Tierra, el cálculo anterior subestima la velocidad real.

Este efecto en sí mismo no conduce generalmente a que se observe un movimiento superluminal. Pero cuando la velocidad real del objeto se acerca a la velocidad de la luz, la velocidad aparente se puede observar como mayor que la velocidad de la luz, como resultado del efecto anterior. A medida que la velocidad real del objeto se acerca a la velocidad de la luz, el efecto es más pronunciado a medida que aumenta el componente de la velocidad hacia la Tierra. Esto significa que, en la mayoría de los casos, los objetos 'superlumínicos' viajan casi directamente hacia la Tierra. Sin embargo, no es estrictamente necesario que este sea el caso, y el movimiento superluminal todavía se puede observar en objetos con velocidades apreciables no dirigidas hacia la Tierra. ^[3]

El movimiento superluminal se observa con mayor frecuencia en dos chorros opuestos que emanan del núcleo de una estrella o un agujero negro. En este caso, un chorro se está alejando y el otro hacia la Tierra. Si se observan cambios Doppler en ambas fuentes, la velocidad y la distancia se pueden determinar independientemente de otras observaciones.

Alguna evidencia contraria

Ya en 1983, en el "taller superlumínico" celebrado en el Observatorio de Jodrell Bank , en referencia a los siete chorros superlumínicos entonces conocidos,

Schilizzi ... presentó mapas de resolución de segundo de arco [mostrando los chorros exteriores a gran escala] ... que ... han revelado una estructura doble exterior en todas menos una ( 3C 273 ) de las fuentes superlumínicas conocidas. Una vergüenza es que el tamaño medio proyectado [en el cielo] de la estructura exterior no es menor que el de la población normal de fuentes de radio. ^[4]

En otras palabras, los chorros evidentemente no están, en promedio, cerca de nuestra línea de visión. (Su longitud aparente parecería mucho más corta si lo fueran).

En 1993, Thomson et al. sugirió que el chorro (exterior) del quásar 3C 273 es casi colineal a nuestra línea de visión. Se ha observado un movimiento superluminal de hasta ~ 9,6 c a lo largo del chorro (interior) de este cuásar. ^{[5] [6] [7]}

Se ha observado un movimiento superluminal de hasta 6 c en las partes internas del chorro de M87 . Para explicar esto en términos del modelo de "ángulo estrecho", el chorro no debe estar a más de 19 ° de nuestra línea de visión. ^[8] Pero la evidencia sugiere que el chorro está de hecho a unos 43 ° de nuestra línea de visión. ^[9] El mismo grupo de científicos revisó más tarde ese hallazgo y argumenta a favor de un movimiento de masa superluminal en el que está incrustado el chorro. ^[10]

Se han presentado sugerencias de turbulencia y / o "conos anchos" en las partes internas de los chorros para tratar de contrarrestar tales problemas, y parece haber alguna evidencia de esto. ^[11]

Velocidad de la señal

El modelo identifica una diferencia entre la información transportada por la onda a su velocidad de señal c , y la información sobre la tasa aparente de cambio de posición del frente de onda. Si se prevé un pulso de luz en una guía de ondas (tubo de vidrio) que se mueve a través del campo de visión de un observador, el pulso solo puede moverse en c a través de la guía. Si ese pulso también se dirige hacia el observador, recibirá esa información de onda, en c . Si la guía de ondas se mueve en la misma dirección que el pulso, la información sobre su posición, transmitida al observador como emisiones laterales del pulso, cambia. Puede ver que la tasa de cambio de posición aparentemente representa un movimiento más rápido que ccuando se calcula, como el borde de una sombra sobre una superficie curva. Esta es una señal diferente, que contiene información diferente, al pulso y no rompe el segundo postulado de la relatividad especial. c se mantiene estrictamente en todos los campos locales.

Derivación de la velocidad aparente

Un chorro relativista que sale del centro de un núcleo galáctico activo se mueve a lo largo de AB con una velocidad v . Estamos observando el chorro desde el punto O. En el momento en que un rayo de luz sale del chorro desde el punto A y otro rayo sale en el tiempo del punto B. El observador en O recibe los rayos en el tiempo y respectivamente. El ángulo es lo suficientemente pequeño como para que las dos distancias marcadas puedan considerarse iguales.${\displaystyle t_{1}}$${\displaystyle t_{2}=t_{1}+\delta t}$${\displaystyle t_{1}^{\prime }}$${\displaystyle t_{2}^{\prime }}$${\displaystyle \phi }$${\displaystyle D_{L}}$

${\displaystyle AB=v\,\delta t}$

${\displaystyle AC=v\,\delta t\cos \theta }$

${\displaystyle BC=v\,\delta t\sin \theta }$

${\displaystyle t_{2}-t_{1}=\delta t}$

${\displaystyle t_{1}'=t_{1}+{\frac {D_{L}+v\,\delta t\cos \theta }{c}}}$

${\displaystyle t_{2}'=t_{2}+{\frac {D_{L}}{c}}}$

${\displaystyle \delta t'=t_{2}'-t_{1}'=t_{2}-t_{1}-{\frac {v\,\delta t\cos \theta }{c}}=\delta t-{\frac {v\,\delta t\cos \theta }{c}}=\delta t(1-\beta \cos \theta )}$, donde ${\displaystyle \beta =v/c}$

${\displaystyle \delta t={\frac {\delta t'}{1-\beta \cos \theta }}}$

${\displaystyle BC=D_{L}\sin \phi \approx \phi D_{L}=v\,\delta t\sin \theta \Rightarrow \phi D_{L}=v\sin \theta {\frac {\delta t'}{1-\beta \cos \theta }}}$

Velocidad transversal aparente a lo largo ,${\displaystyle CB}$${\displaystyle v_{\text{T}}={\frac {\phi D_{L}}{\delta t'}}={\frac {v\sin \theta }{1-\beta \cos \theta }}}$

${\displaystyle \beta _{\text{T}}={\frac {v_{\text{T}}}{c}}={\frac {\beta \sin \theta }{1-\beta \cos \theta }}.}$

La velocidad transversal aparente es máxima para el ángulo ( se usa)${\displaystyle 0<\beta <1}$

${\displaystyle {\frac {\partial \beta _{\text{T}}}{\partial \theta }}={\frac {\partial }{\partial \theta }}\left[{\frac {\beta \sin \theta }{1-\beta \cos \theta }}\right]={\frac {\beta \cos \theta }{1-\beta \cos \theta }}-{\frac {(\beta \sin \theta )^{2}}{(1-\beta \cos \theta )^{2}}}=0}$

${\displaystyle \Rightarrow \beta \cos \theta (1-\beta \cos \theta )^{2}=(1-\beta \cos \theta )(\beta \sin \theta )^{2}}$

${\displaystyle \Rightarrow \beta \cos \theta (1-\beta \cos \theta )=(\beta \sin \theta )^{2}\Rightarrow \beta \cos \theta -\beta ^{2}\cos ^{2}\theta =\beta ^{2}\sin ^{2}\theta \Rightarrow \cos \theta _{\text{max}}=\beta }$

${\displaystyle \Rightarrow \sin \theta _{\text{max}}={\sqrt {1-\cos ^{2}\theta _{\text{max}}}}={\sqrt {1-\beta ^{2}}}={\frac {1}{\gamma }}\,}$, donde ${\displaystyle \gamma ={\frac {1}{\sqrt {1-\beta ^{2}}}}}$

${\displaystyle \therefore \beta _{\text{T}}^{\text{max}}={\frac {\beta \sin \theta _{\text{max}}}{1-\beta \cos \theta _{\text{max}}}}={\frac {\beta /\gamma }{1-\beta ^{2}}}=\beta \gamma }$

Si (es decir, cuando la velocidad del chorro está cerca de la velocidad de la luz) entonces a pesar del hecho de que . Y, por supuesto, significa que la velocidad transversal aparente a lo largo , la única velocidad en el cielo que podemos medir, es mayor que la velocidad de la luz en el vacío, es decir, el movimiento es aparentemente superluminal.${\displaystyle \gamma \gg 1}$${\displaystyle \beta _{\text{T}}^{\text{max}}>1}$${\displaystyle \beta <1}$${\displaystyle \beta _{\text{T}}>1}$${\displaystyle CB}$

Historia

El movimiento superluminal fue observado por primera vez en 1902 por Jacobus Kapteyn en la eyección de la nova GK Persei , que había explotado en 1901. ^[12] Su descubrimiento fue publicado en la revista alemana Astronomische Nachrichten , y recibió poca atención de los astrónomos de habla inglesa hasta que muchos décadas después. ^{[13] [14]}

En 1966, Martin Rees señaló que "un objeto que se mueve relativistamente en direcciones adecuadas puede parecerle a un observador distante que tiene una velocidad transversal mucho mayor que la velocidad de la luz". ^[15] En 1969 y 1970, tales fuentes se encontraron como fuentes de radio astronómicas muy distantes, como radiogalaxias y cuásares, ^{[16] [17] [18]} y se denominaron fuentes superlumínicas. El descubrimiento fue el resultado de una nueva técnica llamada interferometría de línea de base muy larga , que permitió a los astrónomos establecer límites al tamaño angular de los componentes y determinar posiciones en mejores que milisegundos de arco y, en particular, determinar el cambio de posiciones en el cielo. , llamadamovimientos adecuados , en un lapso de tiempo típicamente años. La velocidad aparente se obtiene multiplicando el movimiento propio observado por la distancia, que podría ser hasta 6 veces la velocidad de la luz.

En la introducción a un taller sobre fuentes de radio superlumínicas, Pearson y Zensus informaron

Los primeros indicios de cambios en la estructura de algunas fuentes fueron obtenidos por un equipo estadounidense-australiano en una serie de observaciones VLBI transpacíficas entre 1968 y 1970 (Gubbay et al. 1969). ^[16] Después de los primeros experimentos, se dieron cuenta del potencial de las antenas de rastreo de la NASA para las mediciones de VLBI y establecieron un interferómetro que operaba entre California y Australia. El cambio en la visibilidad de la fuente que midieron para 3C 279 , combinado con cambios en la densidad de flujo total, indicó que un componente visto por primera vez en 1969 había alcanzado un diámetro de aproximadamente 1 milisegundo de arco, lo que implica una expansión a una velocidad aparente de al menos el doble de la velocidad. de luz. Consciente del modelo de Rees, ^[15] (Moffet et al. 1972) ^[19]concluyeron que su medición presenta evidencia de una expansión relativista de este componente. Esta interpretación, aunque de ninguna manera única, se confirmó más tarde y, en retrospectiva, parece justo decir que su experimento fue la primera medición interferométrica de la expansión superluminal. ^[20]

En 1994, se obtuvo un récord de velocidad galáctica con el descubrimiento de una fuente superluminal en nuestra propia galaxia , la fuente de rayos X cósmica GRS 1915 + 105 . La expansión se produjo en una escala de tiempo mucho más corta. Se observó que varias manchas separadas se expandían en pares en cuestión de semanas, normalmente en 0,5 segundos de arco . ^[21] Debido a la analogía con los quásares, esta fuente se denominó microquásar .

Ver también

• Entrelazamiento cuántico
• Comunicación superluminal
• Rayo cósmico de energía ultra alta

Notas

1. Bond, ÉL; et al. (2003). "Un enérgico estallido estelar acompañado de ecos de luz circunestelar". Naturaleza . 422 (6930): 405–408. arXiv : astro-ph / 0303513 . Código Bibliográfico : 2003Natur.422..405B . doi : 10.1038 / nature01508 . PMID  12660776 .
2. Recami, Erasmo (abril de 1986). "Consideraciones sobre las aparentes expansiones superlumínicas observadas en astrofísica". Il Nuovo Cimento . 93 (1): 9. doi : 10.1007 / BF02722327 .
3. Meyer, Eileen (junio de 2018). "Detección de un chorro óptico / UV / contra-chorro y múltiples componentes espectrales en M84". El diario astrofísico . 680 (1): 9. arXiv : 1804.05122 . Código Bib : 2018ApJ ... 860 .... 9M . doi : 10.3847 / 1538-4357 / aabf39 .
4. Porcas, Richard (1983). "Movimientos superlumínicos: los astrónomos aún desconcertados" . Naturaleza . 302 (5911): 753–754. Código Bibliográfico : 1983Natur.302..753P . doi : 10.1038 / 302753a0 .
5. Thomson, RC; MacKay, CD; Wright, AE (1993). "Estructura interna y polarización del chorro óptico del quásar 3C273". Naturaleza . 365 (6442): 133. Código Bibliográfico : 1993Natur.365..133T . doi : 10.1038 / 365133a0 .;
6. Pearson, TJ; Unwin, SC; Cohen, MH; Linfield, RP; Cabeza lectora, ACS; Seielstad, GA; Simon, RS; Walker, RC (1981). "Expansión superluminal del quásar 3C273". Naturaleza . 290 (5805): 365. Bibcode : 1981Natur.290..365P . doi : 10.1038 / 290365a0 .;
7. Davis, RJ; Unwin, SC; Muxlow, TWB (1991). "Movimiento superluminal a gran escala en el quásar 3C273". Naturaleza . 354 (6352): 374. Código bibliográfico : 1991Natur.354..374D . doi : 10.1038 / 354374a0 .
8. Biretta, John A .; Junor, William; Livio, Mario (1999). "Formación del chorro de radio en M87 a 100 radios de Schwarzschild desde el agujero negro central". Naturaleza . 401 (6756): 891. Bibcode : 1999Natur.401..891J . doi : 10.1038 / 44780 . ; Biretta, JA; Chispas, WB; MacChetto, F. (1999). "Observaciones del telescopio espacial Hubble de movimiento superluminal en el jet M87" . El diario astrofísico . 520 (2): 621. Código Bibliográfico : 1999ApJ ... 520..621B . doi : 10.1086 / 307499 .
9. Biretta, JA; Zhou, F .; Owen, FN (1995). "Detección de movimientos adecuados en el Jet M87". El diario astrofísico . 447 : 582. Bibcode : 1995ApJ ... 447..582B . doi : 10.1086 / 175901 .
10. Biretta, JA; Chispas, WB; MacChetto, F. (1999). "Observaciones del telescopio espacial Hubble de movimiento superluminal en el jet M87" . El diario astrofísico . 520 (2): 621. Código Bibliográfico : 1999ApJ ... 520..621B . doi : 10.1086 / 307499 .
11. Biretta, John A .; Junor, William; Livio, Mario (1999). "Formación del chorro de radio en M87 a 100 radios de Schwarzschild desde el agujero negro central". Naturaleza . 401 (6756): 891. Bibcode : 1999Natur.401..891J . doi : 10.1038 / 44780 .
12. http://iopscience.iop.org/1538-4357/600/1/L63/fulltext/
13. Papel de Kapteyn
14. Índice de citas del artículo de Kapteyn
15. Rees, MJ (1966). "Aparición de fuentes de radio en expansión relativista". Naturaleza . 211 (5048): 468–470. Código Bibliográfico : 1966Natur.211..468R . doi : 10.1038 / 211468a0 .
16. Gubbay, JS; Legg, AJ; Robertson, DS; Moffet, AT; Ekers, RD; Seidel, B. (1969). "Variaciones de componentes de quásar pequeños a 2.300 MHz". Naturaleza . 224 (5224): 1094–1095. Código Bibliográfico : 1969Natur.224.1094G . doi : 10.1038 / 2241094b0 .
17. Cohen, MH; Cannon, W .; Purcell, GH; Shaffer, DB; Broderick, JJ; Kellermann, KI; Jauncey, DL (1971). "La estructura a pequeña escala de radiogalaxias y fuentes cuasi-estelares a 3,8 centímetros". El diario astrofísico . 170 : 207. Código Bibliográfico : 1971ApJ ... 170..207C . doi : 10.1086 / 151204 .
18. Whitney, AR; Shapiro, Irwin I .; Rogers, Alan EE; Robertson, Douglas S .; Knight, Curtis A .; Clark, Thomas A .; Goldstein, Richard M .; Marandino, Gerard E .; Vandenberg, Nancy R. (1971). "Cuásares revisados: variaciones de tiempo rápidas observadas mediante interferometría de línea de base muy larga". Ciencia . 173 (3993): 225–30. Código Bibliográfico : 1971Sci ... 173..225W . doi : 10.1126 / science.173.3993.225 . PMID 17741416 . 
19. Moffet, AT; Gubbay, J .; Robertson, DS; Legg, AJ (1972). Evans, DS (ed.). Galaxias externas y objetos cuasiestelares: Simposio 44 de la IAU, celebrado en Uppsala, Suecia, del 10 al 14 de agosto de 1970 . Dordrecht: Reidel. pag. 228. ISBN 9027701997.
20. Pearson, Timothy J .; Zensus, J. Anton (1987). J. Anton Zensus; Timothy J Pearson (eds.). Fuentes de radio superluminales: actas de un taller en honor al profesor Marshall H. Cohen, celebrado en el Observatorio Solar Big Bear, California, del 28 al 30 de octubre de 1986 . Fuentes de radio superluminosas . Cambridge Nueva York: Cambridge University Press . pag. 3. Bibcode : 1987slrs.work .... 1P . ISBN 9780521345606.
21. Mirabel, SI; Rodríguez, LF (1994). "Una fuente superluminal en la Galaxia". Naturaleza . 371 (6492): 46–48. Código Bibliográfico : 1994Natur.371 ... 46M . doi : 10.1038 / 371046a0 .

enlaces externos

• Una explicación más detallada.
• Una deducción matemática del movimiento superlumínico.
• Applet Flash de movimiento superluminal.