Movimiento superlumínico

Movimiento aparente más rápido que la luz de objetos astronómicos distantes

Movimiento superlumínico

En astronomía , el movimiento superlumínico es el movimiento aparentemente más rápido que la luz que se observa en algunas radiogalaxias , objetos BL Lac , cuásares , blazares y, recientemente, también en algunas fuentes galácticas llamadas microcuásares . Las ráfagas de energía que se desplazan a lo largo de los chorros relativistas emitidos por estos objetos pueden tener un movimiento propio 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 superlumínico es un caso especial de un fenómeno más general que surge de la diferencia entre la velocidad aparente de los objetos distantes que se mueven por el cielo y su velocidad real medida en la fuente. ^[2]

Al rastrear el movimiento de estos objetos a través del cielo, se puede obtener un cálculo sencillo de su velocidad mediante un simple cálculo de la distancia dividida por el tiempo. Si se conoce la distancia del objeto a la Tierra, se puede medir la velocidad angular del objeto y calcular la velocidad de manera sencilla mediante:

velocidad aparente = distancia al objeto × velocidad angular.

Este cálculo no da la velocidad real del objeto, ya que no tiene en cuenta el hecho de que la velocidad de la luz es finita. Al medir el movimiento de objetos distantes a través del cielo, hay un gran retraso temporal entre lo que se ha observado y lo que ha ocurrido, debido a la gran distancia que la luz del objeto distante tiene que recorrer para llegar hasta nosotros. 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 ese retraso temporal se hace menor. 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 suele dar lugar a la observación de un movimiento superlumínico, pero cuando la velocidad real del objeto se acerca a la velocidad de la luz, la velocidad aparente puede observarse como mayor que la velocidad de la luz, como resultado del efecto mencionado anteriormente. 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 esto sea así, y el movimiento superlumínico puede observarse en objetos con velocidades apreciables que no se dirigen hacia la Tierra. ^[3]

El movimiento superlumínico 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 aleja de la Tierra y el otro se acerca a ella. Si se observan desplazamientos Doppler en ambas fuentes, la velocidad y la distancia se pueden determinar independientemente de otras observaciones.

Algunas pruebas contrarias

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

Schilizzi... presentó mapas de resolución de arcosegundo [que muestran los chorros exteriores a gran escala]... que... han revelado una estructura doble exterior en todas las fuentes superlumínicas conocidas, excepto una ( 3C 273 ). Un inconveniente es que el tamaño promedio 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, es evidente que los chorros no están, en promedio, cerca de la línea de visión de la Tierra (su longitud aparente parecería mucho más corta si lo estuvieran).

En 1993, Thomson et al. sugirieron que el chorro (externo) del cuásar 3C 273 es casi colineal con la línea de visión de la Tierra. Se ha observado un movimiento superlumínico de hasta ~9,6 c a lo largo del chorro (interno) de este cuásar. ^{[5] [6] [7]}

Se ha observado un movimiento superlumínico 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 la línea de visión de la Tierra. ^[8] Pero la evidencia sugiere que el chorro está de hecho a unos 43° de la línea de visión de la Tierra. ^[9] El mismo grupo de científicos revisó posteriormente ese hallazgo y argumentó a favor de un movimiento superlumínico en masa en el que se encuentra incrustado el chorro. ^[10]

Se han propuesto sugerencias de turbulencia y/o "conos anchos" en las partes internas de los chorros para intentar contrarrestar tales problemas, y parece haber alguna evidencia de ello. ^[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 la tasa de cambio de posición como aparentemente representando un movimiento más rápido que c cuando se calcula, como el borde de una sombra a través de una superficie curva. Esta es una señal diferente, que contiene información diferente, del pulso y no viola 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 y se observa desde el punto O. En el instante un rayo de luz sale del chorro desde el punto A y otro rayo sale en el instante desde el punto B. Un observador en O recibe los rayos en el instante y respectivamente. El ángulo es lo suficientemente pequeño como para que las dos distancias marcadas puedan considerarse iguales. ${\displaystyle t_{1}}$ ${\displaystyle t_{2}=t_{1}+\delta t}$ ${\displaystyle t_{1}^{\prime }}$ ${\displaystyle t_{2}^{\prime }}$ ${\displaystyle \phi }$ ${\displaystyle D_{L}}$

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Historia

El aparente movimiento superlumínico en la débil nebulosa que rodea a Nova Persei fue observado por primera vez en 1901 por Charles Dillon Perrine . ^[12] “La fotografía del Sr. Perrine del 7 y 8 de noviembre de 1901, obtenida con el reflector Crossley, condujo al notable descubrimiento de que las masas de nebulosidad estaban aparentemente en movimiento, con una velocidad quizás varios cientos de veces mayor que la observada hasta entonces”. ^[13] “Usando el telescopio de 36 pulgadas (Crossley), descubrió el aparente movimiento superlumínico de la burbuja de luz en expansión alrededor de Nova Persei (1901). Se pensaba que era una nebulosa, pero la apariencia visual en realidad fue causada por la luz del evento de nova reflejada desde el medio interestelar circundante a medida que la luz se movía hacia afuera de la estrella. Perrine estudió este fenómeno utilizando técnicas fotográficas, espectroscópicas y de polarización”. ^[14]

El movimiento superlumínico fue observado por primera vez en 1902 por Jacobus Kapteyn en la eyección de la nova GK Persei , que había explotado en 1901. ^[15] Su descubrimiento fue publicado en la revista alemana Astronomische Nachrichten y recibió poca atención de los astrónomos de habla inglesa hasta muchas décadas después. ^{[16] [17]}

En 1966, Martin Rees señaló que "un objeto que se mueve relativistamente en direcciones adecuadas puede parecer a un observador distante que tiene una velocidad transversal mucho mayor que la velocidad de la luz". ^[18] En 1969 y 1970 se encontraron fuentes de radio astronómicas muy distantes, como las radiogalaxias y los cuásares, ^{[19] [20] [21]} y se las llamó 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 con una precisión mejor que los milisegundos de arco , y en particular determinar el cambio en las posiciones en el cielo, llamados movimientos propios , en un lapso de tiempo típicamente de 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

Las primeras indicaciones de cambios en la estructura de algunas fuentes fueron obtenidas por un equipo estadounidense-australiano en una serie de observaciones VLBI transpacíficas entre 1968 y 1970 (Gubbay et al. 1969). ^[19] Después de los primeros experimentos, se dieron cuenta del potencial de las antenas de seguimiento de la NASA para las mediciones 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 la luz. Conscientes del modelo de Rees, ^[18] (Moffet et al. 1972) ^[22] concluyeron que su medición presentaba evidencia de una expansión relativista de este componente. Esta interpretación, aunque no es única, fue confirmada posteriormente y, en retrospectiva, parece justo decir que su experimento fue la primera medición interferométrica de la expansión superlumínica. ^[23]

En 1994, se obtuvo un récord de velocidad galáctica con el descubrimiento de una fuente superlumínica en la Vía Láctea , la fuente de rayos X cósmicos 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 en típicamente 0,5 segundos de arco . ^[24] Debido a la analogía con los cuásares, esta fuente se denominó microcuásar .

Véase también

• Paradoja del EPR
• Entrelazamiento cuántico
• Comunicación superlumínica
• Rayo cósmico de energía ultraalta
• Lista de cuásares § Lista de cuásares con aparente movimiento de chorro superlumínico

Notas

1. Bond, HE; ​​et al. (2003). "Un estallido estelar energético acompañado de ecos de luz circunestelares". Nature . 422 (6930): 405–408. arXiv : astro-ph/0303513 . Bibcode :2003Natur.422..405B. doi :10.1038/nature01508. PMID  12660776. S2CID  90973.
2. Recami, Erasmo (abril de 1986). "Consideraciones sobre las aparentes expansiones superlumínicas observadas en astrofísica". Il Nuovo Cimento . 93 (1): 9. Bibcode :1986NCimB..93..119R. doi :10.1007/BF02722327. S2CID  118034129.
3. Meyer, Eileen (junio de 2018). "Detección de un chorro/contrachorro óptico/ultravioleta y múltiples componentes espectrales en M84". The Astrophysical Journal . 680 (1): 9. arXiv : 1804.05122 . Bibcode :2018ApJ...860....9M. doi : 10.3847/1538-4357/aabf39 . S2CID  67822924.
4. Porcas, Richard (1983). «Movimientos superlumínicos: los astrónomos aún desconcertados». Nature . 302 (5911): 753–754. Bibcode :1983Natur.302..753P. doi : 10.1038/302753a0 .
5. Thomson, RC; MacKay, CD; Wright, AE (1993). "Estructura interna y polarización del chorro óptico del cuásar 3C273". Nature . 365 (6442): 133. Bibcode :1993Natur.365..133T. doi :10.1038/365133a0. S2CID  4314344.;
6. Pearson, TJ; Unwin, SC; Cohen, MH; Linfield, RP; Readhead, ACS; Seielstad, GA; Simon, RS; Walker, RC (1981). "Expansión superlumínica del cuásar 3C273". Nature . 290 (5805): 365. Bibcode :1981Natur.290..365P. doi :10.1038/290365a0. S2CID  26508893.;
7. Davis, RJ; Unwin, SC; Muxlow, TWB (1991). "Movimiento superlumínico a gran escala en el cuásar 3C273". Nature . 354 (6352): 374. Bibcode :1991Natur.354..374D. doi :10.1038/354374a0. S2CID  4271003.
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". Nature . 401 (6756): 891. Bibcode :1999Natur.401..891J. doi :10.1038/44780. S2CID  205034376. ; Biretta, JA; Sparks, WB; MacChetto, F. (1999). "Observaciones del movimiento superlumínico en el chorro de M87 realizadas con el telescopio espacial Hubble". The Astrophysical Journal . 520 (2): 621. Bibcode :1999ApJ...520..621B. doi : 10.1086/307499 .
9. Biretta, JA; Zhou, F.; Owen, FN (1995). "Detección de movimientos propios en el chorro M87". The Astrophysical Journal . 447 : 582. Bibcode :1995ApJ...447..582B. doi :10.1086/175901.
10. Biretta, JA; Sparks, WB; MacChetto, F. (1999). "Observaciones del movimiento superlumínico en el chorro de M87 realizadas con el telescopio espacial Hubble". The Astrophysical Journal . 520 (2): 621. Bibcode :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". Nature . 401 (6756): 891. Bibcode :1999Natur.401..891J. doi :10.1038/44780. S2CID  205034376.
12. Perrine, Charles (diciembre de 1901). "Movimiento en la débil nebulosa que rodea a Nova Persei". Astrophysical Journal . 14 : 359–362. Bibcode :1901ApJ....14..359P. doi : 10.1086/140877 .
13. Campbell, William (1902). "El Observatorio Lick y sus problemas". Overland Monthly . XL (3): 326–327.
14. Teare SW (2014). "Charles Dillon Perrine". Enciclopedia biográfica de astrónomos . doi :10.1007/978-1-4419-9917-7_1074.
15. Bode, MF; O'Brien, TJ; Simpson, M. (2004). "Ecos de un pasado explosivo: Resolviendo el misterio de la primera fuente superlumínica". The Astrophysical Journal . 600 (1): L63–L66. Bibcode :2004ApJ...600L..63B. doi : 10.1086/381529 . S2CID  121645094.
16. Artículo de Kapteyn
17. Índice de citas del artículo de Kapteyn
18. Rees, MJ (1966). "Aparición de fuentes de radio de expansión relativista". Nature . 211 (5048): 468–470. Bibcode :1966Natur.211..468R. doi :10.1038/211468a0. S2CID  41065207.
19. Gubbay, JS; Legg, AJ; Robertson, DS; Moffet, AT; Ekers, RD; Seidel, B. (1969). "Variaciones de componentes de cuásares pequeños a 2300 MHz". Nature . 224 (5224): 1094–1095. Código Bibliográfico :1969Natur.224.1094G. doi :10.1038/2241094b0. S2CID  4196846.
20. Cohen, MH; Cannon, W.; Purcell, GH; Shaffer, DB; Broderick, JJ; Kellermann, KI; Jauncey, DL (1971). "La estructura a pequeña escala de las radiogalaxias y fuentes cuasi estelares a 3,8 centímetros". The Astrophysical Journal . 170 : 207. Bibcode :1971ApJ...170..207C. doi :10.1086/151204.
21. 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). "Revisitando los cuásares: variaciones rápidas en el tiempo observadas mediante interferometría de línea de base muy larga". Science . 173 (3993): 225–30. Bibcode :1971Sci...173..225W. doi :10.1126/science.173.3993.225. PMID  17741416. S2CID  20152786.
22. Moffet, AT; Gubbay, J.; Robertson, DS; Legg, AJ (1972). Evans, DS (ed.). Galaxias externas y objetos cuasi estelares: Simposio IAU 44, celebrado en Uppsala, Suecia, del 10 al 14 de agosto de 1970. Dordrecht: Reidel. pág. 228. ISBN 9027701997.
23. Pearson, Timothy J.; Zensus, J. Anton (1987). J. Anton Zensus; Timothy J Pearson (eds.). Fuentes de radio superlumínicas: actas de un taller en honor del profesor Marshall H. Cohen, celebrado en el Observatorio Solar Big Bear, California, del 28 al 30 de octubre de 1986. Cambridge; Nueva York: Cambridge University Press . p. 3. Bibcode :1987slrs.work....1P. ISBN 9780521345606. {{cite book}}: |journal=ignorado ( ayuda )
24. Mirabel, IF; Rodríguez, LF (1994). "Una fuente superlumínica en la Galaxia". Nature . 371 (6492): 46–48. Bibcode :1994Natur.371...46M. doi :10.1038/371046a0. S2CID  4347263.

Enlaces externos

• Una explicación más detallada.
• Una deducción matemática del movimiento superlumínico.
• Subprograma Flash de movimiento superlumínico. Archivado el 5 de julio de 2013 en Wayback Machine.