Movimiento superlumínico

Movimiento aparente más rápido que la luz de objetos astronómicos distantes

Movimiento superlumínico

En astronomía , el movimiento superluminal 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 . Los estallidos de energía que se mueven 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 aparente movimiento superlumínico. ^[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, se puede obtener un cálculo ingenuo de su velocidad mediante una simple distancia 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 la velocidad se puede calcular ingenuamente mediante:

velocidad aparente = distancia al objeto × velocidad angular.

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. Al medir el movimiento de objetos distantes a través del cielo, hay un gran retraso de tiempo entre lo observado y lo ocurrido, debido a la gran distancia que tiene que recorrer la luz del objeto distante para llegar a nosotros. El error en el ingenuo cálculo 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 retraso de tiempo se vuelve 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 por sí solo no conduce generalmente a que se observe un movimiento superlumínico. Pero cuando la velocidad real del objeto es cercana a la velocidad de la luz, se puede observar que la velocidad aparente es 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 esto sea así, y todavía se puede observar movimiento superluminal en objetos con velocidades apreciables que no están 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 de un agujero negro. En este caso, un chorro se aleja y el otro se acerca a la Tierra. 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 superluminal" celebrado en el Observatorio Jodrell Bank , en referencia a los siete chorros superluminales entonces conocidos,

Schilizzi... presentó mapas de resolución de segundos de arco [que muestran los chorros exteriores a gran escala]... que... han revelado una doble estructura exterior en todas menos una ( 3C 273 ) de las fuentes superluminales conocidas. Es vergonzoso que el tamaño promedio proyectado [en el cielo] de la estructura exterior no sea menor que el de la población normal de fuentes de radio. ^[4]

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

En 1993, Thomson et al. sugirió que el chorro (exterior) del cuásar 3C 273 es casi colineal con la línea de visión de la Tierra. 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 la línea de visión de la Tierra. ^[8] Pero la evidencia sugiere que el chorro está en realidad 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 masivo superluminal en el que está incrustado el chorro. ^[10]

Se han sugerido 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 sólo puede moverse en c a través de la guía. Si ese pulso también se dirige hacia el observador, éste recibirá esa información de onda, en c . Si la guía de ondas se mueve en la misma dirección que el pulso, cambia la información sobre su posición, transmitida al observador como emisiones laterales del pulso. Puede considerar que la velocidad de cambio de posición aparentemente representa 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, 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 y se observa desde el punto O. En un momento, un rayo de luz sale del chorro desde el punto A y otro rayo sale en un momento desde el punto B. Un 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. ${\displaystyle t_{1}}$ ${\displaystyle t_{2}=t_{1}+\delta t}$ ${\displaystyle t_{1}^{\prime }}$ ${\displaystyle t_{2}^{\prime }}$ ${\displaystyle \phi }$ ${\displaystyle D_{L}}$

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

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

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

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

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

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

${\displaystyle \delta t'=t_{2}'-t_{1}'=t_{2}-t_{1}-{\frac {v\,\delta t\cos \theta }{c}}=\delta t-{\frac {v\,\delta t\cos \theta }{c}}=\delta t(1-\beta \cos \theta )}$, 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 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 superluminal en la tenue nebulosa que rodea a Nova Persei fue observado por primera vez en 1901 por Charles Dillon Perrine . ^[12] “Sr. La fotografía de Perrine del 7 y 8 de noviembre de 1901, obtenida con el reflector Crossley, condujo al notable descubrimiento de que las masas de nebulosidad aparentemente estaban en movimiento, con una velocidad quizás varios cientos de veces mayor que la observada hasta ahora. ^[13] “Usando el modelo de 36 pulgadas. Telescopio (Crossley), descubrió el aparente movimiento superluminal 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 alejaba de la estrella. Perrine estudió este fenómeno utilizando técnicas fotográficas, espectroscópicas y de polarización”. ^[14]

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. ^[15] Su descubrimiento fue publicado en la revista alemana Astronomische Nachrichten , y recibió poca atención por parte de los astrónomos de habla inglesa hasta que muchos décadas después. ^{[16] [17]}

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". ^[18] En 1969 y 1970 se encontraron fuentes de radio astronómicas muy distantes, como radiogalaxias y cuásares, ^{[19] [20] [21]} y se denominaron fuentes superluminales. 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 mejor que milisegundos de arco , y en particular determinar el cambio de 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 superluminales, 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 transpacíficas del VLBI 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 mediciones VLBI y establecieron un interferómetro que opera 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. 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 única, se confirmó más tarde y, en retrospectiva, parece justo decir que su experimento fue la primera medición interferométrica de la expansión superluminal. ^[23]

En 1994 se obtuvo un récord de velocidad galáctica con el descubrimiento de una fuente superluminal en la Vía Láctea , la fuente cósmica de rayos X GRS 1915+105 . La expansión se produjo en un plazo mucho más corto. Se observó que varias manchas separadas se expandían en pares en unas semanas, normalmente 0,5 segundos de arco . ^[24] Debido a la analogía con los cuásares, esta fuente se llamó microcuásar .

Ver también

• Paradoja del EPR
• Entrelazamiento cuántico
• comunicación superluminal
• Rayo cósmico de energía ultraalta

Notas

1. Vínculo, ÉL; et al. (2003). "Un enérgico estallido estelar acompañado de ecos de luz circunestelares". Naturaleza . 422 (6930): 405–408. arXiv : astro-ph/0303513 . Código Bib :2003Natur.422..405B. doi : 10.1038/naturaleza01508. PMID  12660776. S2CID  90973.
2. Recami, Erasmo (abril de 1986). "Consideraciones sobre las aparentes expansiones superluminales observadas en astrofísica". El nuevo cemento . 93 (1): 9. Código bibliográfico : 1986NCimB..93..119R. doi :10.1007/BF02722327. S2CID  118034129.
3. Meyer, Eileen (junio de 2018). "Detección de un chorro óptico/UV/contrachorro y múltiples componentes espectrales en M84". La revista astrofísica . 680 (1): 9. arXiv : 1804.05122 . Código Bib : 2018ApJ...860....9M. doi : 10.3847/1538-4357/aabf39 . S2CID  67822924.
4. Porcas, Richard (1983). "Movimientos superluminales: los astrónomos todavía están desconcertados". Naturaleza . 302 (5911): 753–754. Código Bib :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". Naturaleza . 365 (6442): 133. Código Bib :1993Natur.365..133T. doi :10.1038/365133a0. S2CID  4314344.;
6. Pearson, TJ; Unwin, Carolina del Sur; Cohen, MH; Linfield, RP; Cabeza lectora, ACS; Seielstad, Georgia; Simón, RS; Caminante, RC (1981). "Expansión superluminal del cuásar 3C273". Naturaleza . 290 (5805): 365. Bibcode :1981Natur.290..365P. doi :10.1038/290365a0. S2CID  26508893.;
7. Davis, RJ; Unwin, Carolina del Sur; Muxlow, TWB (1991). "Movimiento superluminal a gran escala en el cuásar 3C273". Naturaleza . 354 (6352): 374. Bibcode :1991Natur.354..374D. doi :10.1038/354374a0. S2CID  4271003.
8. Biretta, John A.; Junior, William; Livio, Mario (1999). "Formación del chorro de radio en M87 a 100 radios de Schwarzschild del agujero negro central". Naturaleza . 401 (6756): 891. Código bibliográfico : 1999Natur.401..891J. doi :10.1038/44780. S2CID  205034376. ; Biretta, JA; Chispas, WB; MacChetto, F. (1999). "Observaciones del telescopio espacial Hubble del movimiento superluminal en el jet M87". La revista astrofísica . 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". La revista astrofísica . 447 : 582. Código bibliográfico : 1995ApJ...447..582B. doi :10.1086/175901.
10. Biretta, JA; Chispas, WB; MacChetto, F. (1999). "Observaciones del telescopio espacial Hubble del movimiento superluminal en el jet M87". La revista astrofísica . 520 (2): 621. Código bibliográfico : 1999ApJ...520..621B. doi : 10.1086/307499 .
11. Biretta, John A.; Junior, William; Livio, Mario (1999). "Formación del chorro de radio en M87 a 100 radios de Schwarzschild del agujero negro central". Naturaleza . 401 (6756): 891. Código bibliográfico : 1999Natur.401..891J. doi :10.1038/44780. S2CID  205034376.
12. Perrine, Charles (diciembre de 1901). "Movimiento en la tenue nebulosa que rodea a Nova Persei". Revista Astrofísica . 14 : 359–362. Código bibliográfico : 1901ApJ....14..359P. doi : 10.1086/140877 .
13. Campbell, William (1902). "El Observatorio Lick y sus problemas". Mensual por tierra . XL (3): 326–327.
14. Lágrima 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 superluminal". La revista astrofísica . 600 (1): L63–L66. Código Bib : 2004ApJ...600L..63B. doi : 10.1086/381529 . S2CID  121645094.
16. El artículo de Kapteyn
17. Índice de citas del artículo de Kapteyn
18. Rees, MJ (1966). "Aparición de fuentes de radio en expansión relativista". Naturaleza . 211 (5048): 468–470. Código Bib :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 pequeños componentes de cuásar a 2300 MHz". Naturaleza . 224 (5224): 1094–1095. Código bibliográfico : 1969Natur.224.1094G. doi :10.1038/2241094b0. S2CID  4196846.
20. Cohen, MH; Cañón, 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". La revista astrofísica . 170 : 207. Código bibliográfico : 1971ApJ...170..207C. doi :10.1086/151204.
21. Whitney, AR; Shapiro, Irwin I.; Rogers, Alan EE; Robertson, Douglas S.; Caballero, Curtis A.; Clark, Thomas A.; Goldstein, Richard M.; Marandino, Gerard E.; Vandenberg, Nancy R. (1971). "Cuásares revisados: rápidas variaciones de tiempo observadas mediante interferometría de línea de base muy larga". Ciencia . 173 (3993): 225–30. Código Bib : 1971 Ciencia... 173.. 225W. doi : 10.1126/ciencia.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 44 de la IAU, celebrado en Uppsala, Suecia, del 10 al 14 de agosto de 1970 . Dordrecht: Reidel. pag. 228.ISBN​ 9027701997.
23. Pearson, Timothy J.; Zensus, J. Antón (1987). J. Antón 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 . Cambridge; Nueva York: Cambridge University Press . pag. 3. Bibcode : 1987slrs.work....1P. ISBN 9780521345606. {{cite book}}: |journal=ignorado ( ayuda )
24. Mirabel, SI; Rodríguez, LF (1994). "Una fuente superluminal en la Galaxia". Naturaleza . 371 (6492): 46–48. Código Bib :1994Natur.371...46M. doi :10.1038/371046a0. S2CID  4347263.

enlaces externos

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