超光速運動

天文学において、超光速運動とは、電波銀河、BL Lac 天体、クエーサー、ブレーザー、最近ではマイクロクエーサーと呼ばれる銀河源で見られる、明らかに光より速い運動のことである。これらの天体から放出される相対論的ジェットに沿って移動するエネルギーバーストは、光速よりも速いように見える固有運動をすることがある。これらの源はすべてブラックホールを含むと考えられており、これが高速で質量を放出する原因となっている。光のエコーも見かけの超光速運動を生み出すことがある。^[1]

超光速運動は、空を横切って移動する遠方の物体の見かけの速度と、発生源で測定された実際の速度との差から生じる、より一般的な現象の特殊なケースとして発生します。^[2]

空を横切るこのような物体の動きを追跡する場合、距離を時間で割るという単純な計算で速度を算出できます。地球からの物体の距離がわかっている場合は、物体の角速度を測定でき、速度は次のように単純に計算できます。

この計算では、光の速度が有限であるという事実を考慮していないため、物体の実際の速度は算出されません。遠くの物体が空を横切る動きを測定する場合、遠くの物体からの光が私たちに届くまでの距離が長いため、観測されたものと実際に起こったことの間には大きな時間遅延があります。上記の単純な計算の誤差は、物体が地球に向かう速度成分を持っている場合、物体が地球に近づくにつれてその時間遅延が小さくなるという事実から生じます。つまり、上で計算した見かけの速度は実際の速度よりも速くなります。同様に、物体が地球から遠ざかっている場合、上記の計算では実際の速度が過小評価されます。

この効果自体は、通常、超光速運動の観測にはつながりません。しかし、物体の実際の速度が光速に近い場合、上記の効果の結果として、見かけの速度は光速よりも速く観測されます。物体の実際の速度が光速に近づくにつれて、地球に向かう速度成分が増加するため、この効果は最も顕著になります。つまり、ほとんどの場合、「超光速」物体はほぼまっすぐ地球に向かって移動しています。ただし、必ずしもそうである必要はなく、地球に向かわないかなりの速度を持つ物体でも超光速運動が観測されます。^[3]

超光速運動は、恒星またはブラックホールの中心核から放射される 2 つの反対方向のジェットで観測されることが多いです。この場合、一方のジェットは地球から離れ、もう一方のジェットは地球に近づきます。両方の発生源でドップラー効果を観測すると、他の観測とは無関係に速度と距離を判定できます。

1983年、ジョドレルバンク天文台で開催された「超光速ワークショップ」では、当時知られていた7つの超光速ジェットについて言及され、

シリッツィは、1秒角の解像度の地図[大規模な外側のジェットを示す]を発表しました...これは、既知の超光速源のうち1つ( 3C 273 )を除くすべての外側の二重構造を明らかにしました。残念なことに、外側構造の[空に投影された]平均サイズは、通常の電波源の集団よりも小さくありません。^[4]

言い換えれば、ジェットは平均的には地球の視線に近くないようです。（もし近いとしたら、ジェットの見かけの長さはもっと短く見えるはずです。）

1993年、トムソンらは、クエーサー3C 273の（外側の）ジェットが地球の視線とほぼ一直線上にあることを示唆した。このクエーサーの（内側の）ジェットに沿って、最大約9.6 ℃の超光速運動が観測されている。^{[5] [6] [7]}

M87のジェットの内側部分では、最大 6度の超光速運動が観測されている。これを「狭角」モデルで説明すると、ジェットは地球の視線から 19 度以内にある必要がある。^[8]しかし証拠は、ジェットが実際には地球の視線に対して約 43 度にあることを示唆している。^[9]同じ科学者グループは後にその発見を修正し、ジェットが埋め込まれた超光速の全体運動を支持すると主張した。^[10]

このような問題に対処するために、ジェットの内側部分に乱流や「広い円錐」が生じるという提案が提唱されており、これにはいくつかの証拠があるようです。^[11]

モデルは、波がその信号速度cで運ぶ情報と、波面の位置の見かけの変化率に関する情報との間の差異を識別します。光パルスが導波管 (ガラス管) 内で観測者の視野を横切って移動すると想定される場合、パルスは導波管内をcでのみ移動できます。そのパルスも観測者に向けられている場合、観測者はcでその波情報を受け取ります。導波管がパルスと同じ方向に動かされると、パルスからの横方向の放射として観測者に渡されるその位置情報が変わります。観測者は、位置の変化率が、曲面を横切る影の端のように、計算するとcよりも速い動きを表しているように見える場合があります。これはパルスに対する異なる信号で、異なる情報を含み、特殊相対性理論の第 2 公準に違反しません。c はすべての局所場において厳密に維持されます。

活動銀河核の中心から出てくる相対論的なジェットは、速度vで AB に沿って移動しており、点 O から観測されます。時刻 に光線が点 A からジェットを離れ、時刻 に別の光線が点 B から離れます。点 O にいる観測者は、それぞれ時刻と時刻に光線を受け取ります。角度は十分に小さいため、マークされた 2 つの距離は等しいと見なすことができます。 ${\displaystyle t_{1}}$${\displaystyle t_{2}=t_{1}+\delta t}$${\displaystyle t_{1}^{\prime}}$${\displaystyle t_{2}^{\prime}}$${\displaystyle \phi}$${\displaystyle D_{L}}$

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

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

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

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

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

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

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

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

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

に沿った見かけの横方向速度、${\displaystyle CB}$${\displaystyle v_{\text{T}}={\frac {\phi D_{L}}{\delta t'}}={\frac {v\sin \theta }{1-\beta \cos \theta }}}$

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

見かけの横方向速度は角度（が使用される） で最大となる。${\displaystyle 0<\beta <1}$

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

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

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

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

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

（つまり、ジェットの速度が光速に近いとき）であるにもかかわらず、 となります。そしてもちろん、に沿った見かけの横方向の速度（測定可能な天空の唯一の速度）は真空中の光速よりも大きい、つまり運動は明らかに超光速であることを意味します。 ${\displaystyle \gamma \gg 1}$${\displaystyle \beta _{\text{T}}^{\text{max}}>1}$${\displaystyle \beta <1}$${\displaystyle \beta _{\text{T}}>1}$${\displaystyle CB}$

ペルセウス座新星を取り囲む淡い星雲の見かけの超光速運動は、1901 年にチャールズ ディロン ペリンによって初めて観測されました。^[12]「ペリン氏が 1901 年 11 月 7 日と 8 日にクロスリー反射望遠鏡で撮影した写真により、星雲の塊が明らかに動いているという驚くべき発見がもたらされました。その速度は、これまで観測されたものの数百倍にも達するかもしれません。」^[13]「彼は 36 インチ望遠鏡 (クロスリー) を使用して、ペルセウス座新星 (1901) の周囲で膨張する光の泡の見かけの超光速運動を発見しました。星雲と思われていましたが、視覚的に現れたのは、実際には新星爆発の光が星から外側へ移動する際に周囲の星間物質から反射された光によるものでした。ペリンは、写真、分光、偏光技術を使用してこの現象を研究しました。」^[14]

超光速運動は、1901年に爆発した新星ペルセウス座GK星の噴出物の中で、1902年にヤコブス・カプテインによって初めて観測されました。 ^{[15]彼の発見は}ドイツの天文雑誌「天文学ニュース」 に掲載されましたが、数十年後まで英語圏の天文学者からはほとんど注目されませんでした。^{[16] [17]}

1966年、マーティン・リースは「適切な方向に相対論的に運動している物体は、遠くの観測者には光速よりはるかに速い横方向の速度を持っているように見えることがある」と指摘した。^[18] 1969年と1970年には、そのような源が電波銀河やクエーサーなどの非常に遠方の天体電波源として発見され、^{[19] [20] [21]超光速源と呼ばれた。この発見は、}超長基線干渉法と呼ばれる新しい技術によるもので、これにより天文学者は成分の角度サイズに制限を設け、ミリ秒角よりも正確に位置を決定し、特に、典型的には数年にわたる空の位置の変化、つまり固有運動を決定できるようになった。見かけの速度は、観測された固有運動に距離を掛けることで得られ、距離は光速の最大6倍になることがある。

超光速電波源に関するワークショップの序文で、ピアソンとゼンサスは次のように報告した。

いくつかの天体の構造変化の最初の兆候は、1968年から1970年にかけて行われた一連の太平洋横断VLBI観測で、米国とオーストラリアの合同チームによって得られました（Gubbay et al. 1969）。^[19]初期の実験の後、彼らはNASAの追跡アンテナがVLBI測定に潜在的に適していることに気づき、カリフォルニアとオーストラリアの間に干渉計を設置しました。彼らが3C 279について測定した天体の視程の変化は、全磁束密度の変化と相まって、1969年に初めて観測された成分が約1ミリ秒角の直径に達したことを示し、少なくとも光速の2倍の見かけの速度で膨張していることを意味していました。Reesのモデルを認識していた^[18]（Moffet et al. 1972）^[22]は、彼らの測定がこの成分の相対論的な膨張の証拠を示していると結論付けました。この解釈は決して独特なものではないが、後に確認され、後から考えてみると、彼らの実験は超光速膨張の最初の干渉測定であったと言っても過言ではないようだ。^[23]

1994年、天の川銀河で超光速源である宇宙X線源 GRS 1915+105が発見され、銀河の速度記録が樹立されました。膨張ははるかに短い時間スケールで発生しました。数週間以内にいくつかの別々の塊がペアで膨張し、通常は0.5秒角でした。^[24] クエーサーとの類似性から、この源はマイクロクエーサーと呼ばれました。

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• クエーサーの一覧 § 見かけの超光速ジェット運動を持つクエーサーの一覧

• より詳しい説明。
• 超光速運動の数学的推論。
• 超光速モーション Flash アプレット。2013 年 7 月 5 日にWayback Machineにアーカイブされました。