슈퍼루미날 운동

천문학에서, 초음파 운동은 일부 무선 은하, BL Lac 물체, 퀘이사, 블레이저, 그리고 최근 마이크로콰사라고 불리는 은하계에서 볼 수 있는 명백히 빛보다 빠른 운동이다.이들 물체에서 방출되는 상대론적 제트를 따라 밖으로 이동하는 에너지의 폭발은 빛의 속도보다 더 크게 보이는 적절한 움직임을 가질 수 있다.이 모든 공급원은 블랙홀을 포함하고 있는 것으로 생각되며, 높은 속도에서 질량의 방출에 책임이 있다.가벼운 메아리는 또한 명백한 초음파 운동을 일으킬 수 있다.^[1]

설명

슈퍼루미날 운동은 멀리 있는 물체가 하늘을 가로질러 이동하는 겉보기 속도와 소스에서 측정한 실제 속도 사이의 차이에서 발생하는 보다 일반적인 현상의 특별한 사례로 발생한다.^[2]

하늘을 가로지르는 그런 물체의 움직임을 추적하면서 우리는 그들의 속도를 시간 계산으로 나눈 단순한 거리로 순진한 계산을 할 수 있다.만약 물체의 거리가 지구로부터 알려진다면, 물체의 각속도를 측정할 수 있고, 우리는 다음을 통해 순진하게 속도를 계산할 수 있다.

겉보기 속도 = 물체 간 거리 $×$ {\$displaystyle \times }$각$$ 속도.

이 계산은 빛의 속도가 유한하다는 사실을 설명하지 못하기 때문에 물체의 실제 속도를 산출하지 못한다.우리가 하늘을 가로지르는 먼 물체의 움직임을 측정할 때, 먼 물체로부터의 빛이 우리에게 닿기 위해 이동해야 하는 큰 거리 때문에 우리가 관찰한 것과 발생한 것 사이에는 많은 시간 지연이 있다.위의 순진한 계산의 오류는 물체가 지구로 향하는 속도의 구성요소를 가지고 있을 때 물체가 지구에 더 가까이 이동함에 따라 시간 지연이 작아진다는 사실에서 비롯된다.이는 위에서 계산한 겉보기 속도가 실제 속도보다 크다는 것을 의미한다.이에 상응하여 물체가 지구로부터 멀어지고 있다면 위의 계산은 실제 속도를 과소평가한다.

이 효과 그 자체는 일반적으로 초음파 운동을 관찰하도록 유도하지 않는다.그러나 물체의 실제 속도가 빛의 속도에 가까울 때, 겉보기 속도는 위의 효과의 결과로 빛의 속도보다 더 큰 것으로 관측될 수 있다.물체의 실제 속도가 빛의 속도에 근접함에 따라, 그 효과는 지구를 향한 속도의 성분이 증가함에 따라 가장 뚜렷하게 나타난다.이것은 대부분의 경우 '초음파' 물체가 지구를 향해 거의 직접적으로 이동하고 있다는 것을 의미한다.그러나 이것이 꼭 필요한 것은 아니며, 지구로 향하지 않는 속도가 눈에 띄는 물체에서는 여전히 초루미날 움직임을 관찰할 수 있다.^[3]

슈퍼루미날 운동은 항성이나 블랙홀의 중심에서 나오는 두 개의 반대편 제트기에서 가장 자주 관찰된다.이 경우 제트기 한 대가 지구에서 멀어지고 한 대가 지구 쪽으로 이동하고 있다.두 선원에서 도플러 이동이 관찰되는 경우 속도 및 거리는 다른 관측치와 독립적으로 결정할 수 있다.

몇 가지 반대되는 것

1983년 초, 조드렐 뱅크 전망대에서 당시 알려진 7대의 슈퍼루미날 제트기를 언급하면서 "슈퍼루미날 워크샵"에서,

쉴리즈시는 아크초 해상도의 지도를 제시했다. [대규모의 제트기를 보여주는 것]그게...알려진 슈퍼루미날 선원의 1개(3C 273)를 제외한 모든 곳에서 외부 이중 구조를 드러냈다.당혹스러운 것은 외부 구조의 평균 예상 크기[하늘에]가 일반 전파원 모집단의 그것보다 작지 않다는 점이다.^[4]

즉, 제트기는 평균적으로 우리의 시야에 근접하지 않은 것이 분명하다. (그들의 겉보기 길이는 만약 그랬다면 훨씬 더 짧아 보일 것이다.)

1993년 톰슨 외 연구진은 퀘이사 3C 273의 (외부) 제트기가 우리의 시야와 거의 일치한다고 제안했다.이 퀘이사의 (내부) 제트기를 따라 최대 9.6c의 슈퍼루미날 운동이 관찰되었다.^[5][6][7]

M87의 제트기 내부에서 최대 6c의 초루미날 운동이 관찰되었다.이것을 "좁은 각도" 모델로 설명하기 위해서는 제트기가 우리의 시야에서 19° 이상 떨어져서는 안 된다.^[8]그러나 증거는 제트기가 사실 우리의 시야에 약 43°에 있다는 것을 암시한다.^[9]같은 그룹의 과학자들은 나중에 제트기가 내장된 초선형 벌크 운동을 발견하여 찬성한다고 수정했다.^[10]

그러한 문제에 대응하기 위해 제트기 내부의 난기류 및/또는 "넓은 원뿔"에 대한 제안이 제기되었고, 이에 대한 약간의 증거가 있는 것 같다.^[11]

신호 속도

모델은 신호 속도 c에서 파동에 의해 전달되는 정보와 파형 전선의 명백한 위치 변화 속도에 대한 정보 사이의 차이를 식별한다.관찰자의 시야를 가로지르는 파동 가이드(유리 튜브)에서 광 펄스를 예상하는 경우, 맥박은 가이드를 통해 c에서만 이동할 수 있다.만약 그 맥박도 관찰자를 향한다면, 그는 c에서 그 파동 정보를 받을 것이다.파동 가이드가 펄스 방향과 같은 방향으로 이동하면 펄스 방향에서 측면 방출로 관찰자에게 전달되는 위치에 대한 정보가 변경된다.그는 위치 변화 속도를 곡면을 가로지르는 그림자의 가장자리처럼 계산했을 때 c보다 운동을 더 빨리 나타내는 것으로 볼 수 있다.이것은 맥박에 대한 다른 정보를 포함하고 있는 다른 신호로 특수상대성이성의 두 번째 가정을 깨뜨리지 않는다. c는 모든 국지적 분야에서 엄격하게 유지된다.

겉보기 속도의 유도

활성 은하핵 중심에서 나오는 상대론적 제트기가 속도 v와 함께 AB를 따라 움직이고 있다. 우리는 O 지점에서 제트기를 관찰하고 있다.시간 $t{\displaystyle {}_{}}$ ${\displaystyle {1\mathrm{}}_{}}$ ${\$}에 광선이$$ A 지점에서 제트기를 떠나고 다른 광선이 시간 $t{\displaystyle {}_{}}$ ${\displaystyle {2\mathrm{}}_{}}$= t ${\displaystyle {1\mathrm{}}_{}}$+ ${\displaystyle \Delta }$ ${\displaystyle t}$ ${\displaystyle t_{2}=t_{1}+\delta$ t$}$에서 B 지점에서 출발한다$$.O의 관찰자는 시간 t ${\displaystyle {1\mathrm{}}_{}^{}}$ ${\displaystyle {\mathrm{}}_{}^{}}$ ${\$과 $t{\displaystyle {}_{}^{}}$ ${\displaystyle {2\mathrm{}}_{}^{}}$ ${\displaystyle {\mathrm{}}_{}^{}}$ ${\$에 각각$$ 광선을 받는다.${\displaystyle \pi }$ 각도는 $D{\displaystyle {}_{}}$ ${\displaystyle L_{}}$ ${\$라고 표시된 두 거리가 동일한 것으로 간주될$$ 정도로 작다$$.

$AB=v\,\delta t}$

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

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

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

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

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

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

${\displaystyle \cHB t={\frac {\buffer t'}{1-\buffer \coses \theta}}}$

${\displaystyle BC=D_{L}\sin \phi \phi D_{L}=v\delta t\sin \theta \Rightarrow \phi D_{L}=v\sin \phin \prac {\delta t}{1-\beta \cosa \cosa }}}}}}}}}}}}}}$

$C{\displaystyle }$ ${\displaystyle B}$ ${\displaystyle CB$ ${\displaystyle v_{}}$ T${\displaystyle {}_{}}$= ${\displaystyle \varphi \frac{}{}}$ ${\displaystyle \frac{D_{}}{}}$ ${\displaystyle \frac{{}_{}}{}}$ ${\displaystyle \frac{{}_{}}{}}$ ${\displaystyle \frac{{}^{}}{}}$ ${\displaystyle \frac{{\prime }^{}}{}}$= ${\displaystyle v\frac{}{}}$ ${\displaystyle \frac{\sin }{}}$ ${\displaystyle \frac{}{}}$ ${\displaystyle \frac{\mathrm{}}{}}$ -${\displaystyle \frac{\beta }{}}$ ${\displaystyle \frac{\mathrm{coses}}{}}$ θ$$ $displaystyle v_{\text},$$T}}={\frac {\phi D_{L}{\delta t'}}={\frac {v\sin \t'}{1-\beta \cos \coses }}}}}$

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

겉보기 가로 방향 속도는 각도에 대해 최대치임 (< < ${\displaystyle$0$<\beta <$1}이$($가) 사용됨))

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

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

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

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

${\displaystyle \properties _{\text{T}^{\text{max}={\frac{\frac \sin \theta _{\text{max}}{1-\beta \chos \theta _{\text{max}}}={1-\beta ^}}}}\beta \beta \gamma }}}}}}}}}}}}}$

$\gamma {\displaystyle }$ ${\displaystyle \gg }$ ${\displaystyle 1}$ ${\displaystyle \ggma \gg$ 1$}($즉, 제트 속도가 빛의 속도에 가까운 경우)인 경우 T > ${\displaystyle \beta _{\text${\text$}$$text{max$$}}}{\$$displaystyle$ $\beta$ <$1$ $물론$ β T > 1 ${\$$displaystyle$}에도 불구하고$.$$T}>1}$은 $C{\displaystyle }$ B {\$displaystyle CB}$을 따라 나타나는 외관 횡속도가$$우리가 측정할 수 있는 유일한 속도인 진공에서 빛의 속도보다 크다는 것을 의미한다. 즉, 동작이 명백히 초음파인 것이다.

역사

노바 페르세이를 둘러싼 희미한 성운에서 명백한 초음파 운동은 1901년 찰스 딜런 페린에 의해 처음 관찰되었다.^[12]"1901년 11월 7일과 8일, 크로스리 리플렉터로 확보된 페린 씨의 사진은 아마도 지금까지 관측된 것보다 수백 배나 더 큰 속도로 성운 덩어리가 분명히 움직이고 있다는 놀라운 발견으로 이어졌다."^[13]"그는 36인치 망원경(크로슬리)을 사용하여 노바 퍼세이(1901) 주변에서 팽창하는 빛 거품의 겉보기 초선 운동을 발견했다.성운으로 생각되는 시각적 외관은 실제로 빛이 항성 바깥쪽으로 이동할 때 주변 성간 매체에서 반사된 노바 사건에서 나온 빛에 의해 야기되었다.페린은 사진, 분광학, 양극화 기법을 이용해 이런 현상을 연구했다고 말했다.^[14]

슈퍼루미날 운동은 1901년에 폭발한 노바 GK 페르세이의 이젝타에서 야코부스 카프틴에 의해 1902년에 처음 관찰되었다.^[15]그의 발견은 독일의 학술지 천문학자 나치히텐에 실렸으며, 수십 년이 지나도록 영어권 천문학자들의 주목을 거의 받지 못했다.^[16][17]

1966년 마틴 리스는 "상대적으로 적절한 방향으로 움직이는 물체가 멀리 있는 관찰자에게 빛의 속도보다 훨씬 더 큰 가로 속도를 갖는 것으로 나타날 수 있다"고 지적했다.^[18]1969년과 1970년에 그러한 선원은 무선 은하와 퀘이사와 같은 매우 먼 천문학적 전파원으로 발견되었고,^[19][20][21] 슈퍼루미날 선원으로 불렸다.이 발견은 천문학자들이 성분의 각 크기에 한계를 설정하고 밀리 아크초보다 더 나은 위치를 결정하도록 허용한 매우 긴 기준선 간섭측정법이라는 새로운 기법의 결과였으며, 특히 적절한 운동이라고 불리는 하늘의 위치 변화를 통상적으로 몇 년의 시간 내에 결정하도록 했다.겉보기 속도는 관찰된 적절한 운동과 거리를 곱하여 얻는데, 이것은 빛의 속도의 최대 6배가 될 수 있다.

Pearson과 Zensus는 초음파 전파원에 대한 워크샵 소개에서

미국-호주 팀이 1968년과 1970년 사이에 일련의 환태평양 VLBI 관측에서 일부 출처의 구조 변화에 대한 첫 번째 징후를 얻었다(Gubbay et al. 1969).^[19]초기 실험 후에, 그들은 VLBI 측정을 위한 NASA 추적 안테나의 가능성을 깨닫고 캘리포니아와 호주 사이를 운행하는 간섭계를 설치했다.그들이 3C 279에 대해 측정한 선원 가시성의 변화는 총 플럭스 밀도의 변화와 결합하여 1969년에 처음 본 성분의 직경이 약 1밀리야크초에 달하여 적어도 빛의 속도의 두 배의 표면 속도로 팽창했음을 시사했다.Rees의 모델을 알고,^[18] (Mofet et al. 1972)^[22]는 그들의 측정이 이 구성요소의 상대론적 확장에 대한 증거를 제시한다고 결론지었다.이러한 해석은 결코 독특하지는 않지만 나중에 확인되었고, 나중에 그들의 실험이 초선확장의 첫 번째 간섭계 측정이었다고 말하는 것이 타당해 보인다.^[23]

1994년 우리 은하계 내 초선원 우주 X선원 GRS 1915+105의 발견으로 은하 속도 기록을 얻었다.그 확장은 훨씬 더 짧은 기간에 일어났다.몇 개의 분리된 블럽이 일반적으로 0.5 아크sec만큼 몇 주 내에 쌍으로 확장되는 것으로 보였다.^[24]퀘이사와의 유사성 때문에 이 근원은 마이크로콰사르라고 불렸다.

참고 항목

• EPR 역설
• 양자 얽힘
• 초음파 통신
• 초고에너지 우주선

메모들

외부 링크

• 좀 더 자세한 설명.
• 초음파 운동의 수학적 추론.
• Superluminal motion Flash Applet.