Işıktan hızlı hareket

Astronomide, **ışıktan hızlı hareket** bazı radyo galaksilerin, kuasarların ve yakın zamanda bazı galaktik kaynaklarda denilen mikrokuasarlarda görülen görünüşte ışıktan daha hızlı hareket olduğudur Bu kaynakların hepsi yüksek hızlarda kütlesinin fırlamasından sorumlu bir kara delik içerdiği düşünülmektedir.

Önce 1970'lerin başına bakıldığında, süperluminal hareket kozmolojik mesafelere sahip kuasarların karşı kanıtın bir parçası olarak alındı. Birkaç astrofizikçi hâlâ bu görüş lehine iddialı olmasına rağmen, çoğu ışık hızından daha büyük görünür hızların optik illüzyonlar ve özel görelilik teorisi ile bağdaşmayan hiçbir fizik dahil olduğuna inanıyor.

## Açıklama
Çünkü bu fenomen jetleri ışık hızına çok yakın ve gözlemciye karşı çok küçük bir açıyla seyrederken ortaya çıkar.
Yüksek hızda kendi yolunun her noktada jetleri ışık yayar Çünkü, yaydıkları ışık jetin kendisinden çok daha hızlı gözlemciyi daha yaklaşık değildir. Daha açık olmak gerekirse, jet aslında yaydığı ışık takip ve aralarındaki mesafe zamanla artar. Bu ışık onun arasındaki mesafe yüzlerce ışıkyılı değil seyahat yüzlerce yıl boyunca yayılmasına neden olur, ışık, bu nedenle hafif seyahat daha hızlı yanılsamasını veren çok daha küçük bir süre (on ya da yirmi yıl) gözlemciye ulaşır.
Bu açıklama, belirli bir durumda görülen süperluminal hareket derecesini açıklamak için gözlemcinin görme çizgisinin jet ile yeterince dar bir açı yapmasına bağlıdır.

### Bazı aykırı kanıtlar
1983'ten erken gibi, Jodrell Bank Gözlemevi'nde düzenlenen "süperluminal atölyede" de, yedi zaman bilinen süperluminal jetlere atıfta bulunarak

Süperluminal hareket genellikle karşıt iki jetler, biri uzaklaşıyor ve biri Dünya'ya doğru yaklaşıyor görülür. Doppler kaymasının gözlemci iki kaynaklardan gözlenmesi halinde, hız *ve* mesafe diğer gözlemlerden bağımsız tespit edilebilir.
Schilizzi ... [büyük ölçekli dış jetleri gösteren] ark-ikinci çözünürlükte haritaları sundu ... bu ...Bilinen süperluminal kaynaklarından biri ama tüm dış çift yapıyı (3C 273) ortaya koymuştur. Bir sıkıntı dış yapısının [gökyüzünde] ortalama yansıtılan boyutu normal radyo-kaynak nüfustan daha küçük olmasıdır. [2]
### Sinyal hızı
Diğer bir deyişle jetler besbelli değil bizim görme çizgimize yakın, ortalama, . (Onların uzunluğu belirgin olsaydı onlar çok daha kısa görünürdü)
Bu model, sinyal hızı *c* dalgasının tarafından taşınan bilgiler ve pozisyon değişikliğinin dalga cepheleri belirgin oranı hakkındaki bilgiler arasında bir fark tanımlar. Eğer bir gözlemci bakış alanında hareket eden bir dalga kılavuzunda (cam tüp) bir ışık darbesi tasavvur ederseniz, darbeyi sadece *c* rehberliği aracılığıyla taşıyabilirsiniz
Bu darbe de o gözlemciye yönelik ise c, bu dalgadan bilgi alacaksınız.Dalga kılavuzu sinyal konumu ile ilgili bilgiler ile aynı yönde hareket durumunda, yanal darbe emisyonları, değiştikçe gözlemciye geçirilir. O bir eğri yüzey üzerinde bir gölge kenarında gibi, hesaplanan zaman görünüşte c daha hızlı hareket temsili olarak pozisyon değişim oranını görebilirsiniz. Bu darbe, farklı bilgiler içeren, farklı bir sinyalle ve SR'nin 2ci önermesi kesilmez. *c* kesinlikle tüm yerel alanlarda korunur.Bu darbe de gözlemciye yönelik ise *c*de o dalga bilgileri alacaksınız, Dalga kılavuzu darbe konumu ile ilgili bilgiler ile aynı yönde hareket durumunda, yanal darbe emisyonları, değiştikçe gözlemciye geçirilir.O, görünüşe göre *c* den daha hızlı hesaplandığında hareketi gösteren kadar pozisyonun değişim oranını görebilirsiniz kavisli bir yüzey üzerinde bir gölge kenarına benzeri yer alır..

## göreli açıklamanın türetilmesi
Bir göreli jet bir aktif yıldızlararası çekirdek merkezinden çıkıyor, bir v hızıyla AB boyunca taşınıyor olsun.O noktasından jeti gözlemliyoruz. t_1 zamanda bir ışık ışını, A noktasından jeti terk ve başka bir ışın B noktasından t_2 anda terk ediyor. O'daki gözlemci anında ışınları alır sırasıyla t_1^\prime ve t_2^\primedır. Açı \phi iki mesafeler işaretli kadar küçüktür D_L eşit kabul edilebilir.

: AB \ = \ v\delta t
: AC \ = \ v\delta t \cos\theta
: BC \ = \ v\delta t \sin \theta
: t_2-t_1 \ = \ \delta t

: t_1^\prime = t_1 + \frac{D_L+v\delta t \cos\theta}{c}
: t_2^\prime =t_2+ \frac{D_L}{c}

: \delta t^\prime = t_2^\prime - t_1^\prime = 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 \beta=\frac{v}{c}

: \delta t = \frac{\delta t^\prime}{1-\beta\cos\theta}

: BC \ = \ D_L\sin\phi \approx \phi D_L = v\delta t \sin \theta \Rightarrow \phi D_L = v\sin\theta\frac{\delta t^\prime}{1-\beta\cos\theta}

Birlikte belirgin enine hız CB, v_T = \frac{\phi D_L}{\delta t^\prime}=\frac{v\sin\theta}{1-\beta\cos\theta}

: \beta_T = \frac{v_T}{c} = \frac{\beta\sin\theta}{1-\beta\cos\theta}

: \frac{\partial\beta_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

: \Rightarrow \beta\cos\theta (1-\beta\cos\theta)^2 = (1 - \beta\cos\theta) (\beta\sin\theta)^2

: \Rightarrow \beta\cos\theta (1-\beta\cos\theta) = (\beta\sin\theta)^2 \Rightarrow \beta\cos\theta - \beta^2\cos^2\theta = \beta^2sin^2\theta \Rightarrow \cos\theta_{max} = \beta

: \Rightarrow \sin\theta_{max} = \sqrt{1-\cos^2\theta_{max}} = \sqrt{1-\beta^2} = \frac{1}{\gamma}, where \gamma=\frac{1}{\sqrt{1-\beta^2}}

: \therefore \beta_T^{max} = \frac{\beta\sin\theta_{max}}{1-\beta\cos\theta_{max}} = \frac{\beta/ \gamma}{1-\beta^2} = \beta\gamma

Eğer \gamma \gg 1 (örneğin, jetin hızının ışık hızına yakın olduğunda) ise \beta_T^{max} > 1 olmasına rağmen bu \beta . Ve tabii ki \beta_T > 1 CB boyunca belirgin enine hız anlamında, gökyüzünde ölçebileceğimiz tek hız, vakumda ışık hızı daha büyüktür, diğer bir deyişle, hareket süperlüminal görünüşte.

## Ayrıca bakınız
*Ultra-yüksek-enerji kozmik ışın
*Işık-tan-hızlı
*Işıktan hızlı haberleşme

## Notlar

## Dış bağlantılar
* A more detailed explanation. 
* A mathematical deduction of superluminal motion. 
* Superluminal motion Flash Applet.