Bu madde, Vikipedi biçem el kitabına uygun değildir. Maddeyi, Vikipedi standartlarına uygun biçimde düzenleyerek Vikipedi'ye katkıda bulunabilirsiniz. Gerekli düzenleme yapılmadan bu şablon kaldırılmamalıdır. (Aralık 2019)

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[değiştir | kaynağı değiştir]

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.^[1]

Bazı aykırı kanıtlar[değiştir | kaynağı değiştir]

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 kayması nın 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[değiştir | kaynağı değiştir]

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 cde 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[değiştir | kaynağı değiştir]

Bir göreli jet bir aktif yıldızlararası çekirdek merkezinden çıkıyor,bir v hızıyla AB boyunca taşınıyor olsun.O noktasından jeti gözlemliyoruz. ${\displaystyle t_{1}}$ zamanda bir ışık ışını, A noktasından jeti terk ve başka bir ışın B noktasından ${\displaystyle t_{2}}$ anda terkediyor.O'daki gözlemci anında ışınları alır sırasıyla ${\displaystyle t_{1}^{\prime }}$ ve ${\displaystyle t_{2}^{\prime }}$dır. Açı ${\displaystyle \phi }$ iki mesafeler işaretli kadar küçüktür ${\displaystyle D_{L}}$ eşit kabul edilebilir.

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

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

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

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

${\displaystyle t_{1}^{\prime }=t_{1}+{\frac {D_{L}+v\delta t\cos \theta }{c}}}$

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

${\displaystyle \delta t^{\prime }=t_{2}^{\prime }-t_{1}^{\prime }=t_{2}-t_{1}-{\frac {v\delta t\cos \theta }{c}}=\delta t-{\frac {v\delta t\cos \theta }{c}}=\delta t(1-\beta \cos \theta )}$, where ${\displaystyle \beta ={\frac {v}{c}}}$

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

${\displaystyle BC\ =\ D_{L}\sin \phi \approx \phi D_{L}=v\delta t\sin \theta \Rightarrow \phi D_{L}=v\sin \theta {\frac {\delta t^{\prime }}{1-\beta \cos \theta }}}$

Birlikte belirgin enine hız CB, ${\displaystyle v_{T}={\frac {\phi D_{L}}{\delta t^{\prime }}}={\frac {v\sin \theta }{1-\beta \cos \theta }}}$

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

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

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

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

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

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

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

Ayrıca bakınız[değiştir | kaynağı değiştir]

• Ultra-yüksek-enerji kozmik ışın
• Işık-tan-hızlı
• Işıktan hızlı haberleşme

Notlar[değiştir | kaynağı değiştir]

Dış bağlantılar[değiştir | kaynağı değiştir]

• A more detailed explanation. 16 Nisan 2010 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
• A mathematical deduction of superluminal motion. 28 Eylül 2011 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
• Superluminal motion Flash Applet. 5 Temmuz 2013 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.