Chuyển động siêu âm

Bách khoa toàn thư mở Wikipedia
Buớc tưới chuyển hướng Bước tới tìm kiếm
Chuyển động siêu âm

Trong thiên văn học, chuyển động siêu âmchuyển động dường như nhanh hơn ánh sáng nhìn thấy trong một số thiên hà vô tuyến, vật thể BL Lac, chuẩn tinh, blazar và gần đây cũng trong một số nguồn thiên hà gọi là microquasar. Tất cả các nguồn này được cho là chứa một lỗ đen, chịu trách nhiệm phóng ra khối lượng với vận tốc cao. Tiếng vang nhẹ cũng có thể tạo ra chuyển động siêu âm rõ ràng.[1]

Giải trình[sửa | sửa mã nguồn]

Hiện tượng này được gây ra bởi các tia di chuyển rất gần tốc độ ánh sáng ở một góc rất nhỏ đối với người quan sát. Bởi vì các tia tốc độ cao đang phát ra ánh sáng tại mọi điểm trên đường đi của chúng, ánh sáng chúng phát ra không tiếp cận người quan sát nhanh hơn nhiều so với chính nó. Điều này khiến ánh sáng phát ra trong hàng trăm năm hành trình của tia không có khoảng cách hàng trăm năm ánh sáng giữa mặt trước của nó (ánh sáng sớm nhất phát ra) và mặt sau của nó (ánh sáng mới nhất phát ra); "chuỗi ánh sáng" hoàn chỉnh do đó đến được người quan sát trong khoảng thời gian nhỏ hơn nhiều (mười hoặc hai mươi năm), tạo ra ảo ảnh về việc di chuyển nhanh hơn ánh sáng.

Giải thích này phụ thuộc vào tia tạo một góc hẹp đủ với tầm nhìn của người quan sát để giải thích mức độ chuyển động siêu âm nhìn thấy trong một trường hợp cụ thể.[2]

Chuyển động siêu thường thường thấy trong hai tia, một di chuyển ra xa và một hướng về Trái đất. Nếu sự dịch chuyển Doppler được quan sát ở cả hai nguồn, vận tốc và khoảng cách có thể được xác định độc lập với các quan sát khác.

Một số bằng chứng trái ngược[sửa | sửa mã nguồn]

Đầu năm 1983, tại "hội thảo siêu âm" được tổ chức tại Đài thiên văn Jodrell Bank, đề cập đến bảy tia siêu nổi tiếng sau đó,

Schilizzi... đã trình bày các bản đồ có độ phân giải hồ quang thứ hai [hiển thị các tia ngoài quy mô lớn]... mà... đã tiết lộ cấu trúc kép bên ngoài trong tất cả, ngoại trừ một (3) Một sự bối rối là kích thước dự kiến trung bình [trên bầu trời] của cấu trúc bên ngoài không nhỏ hơn so với phân bố nguồn phát thanh thông thường.

Nói cách khác, trung bình các tia rõ ràng là không gần với tầm nhìn của chúng ta. (Chiều dài rõ ràng của chúng sẽ xuất hiện ngắn hơn nhiều nếu có.)

Năm 1993, Thomson và cộng sự. cho rằng tia (bên ngoài) của quasar 3C 273 gần như tương đương với tầm nhìn của chúng ta. Chuyển động siêu âm lên tới ~ 9,6 c đã được quan sát dọc theo tia (bên trong) của chuẩn tinh này.[3][4][5]

Chuyển động siêu âm lên đến 6 c đã được quan sát trong các phần bên trong của tia M87. Để giải thích điều này theo mô hình "góc hẹp", tia phải cách tầm nhìn của chúng ta không quá 19 °.[6] Nhưng bằng chứng cho thấy tia trên thực tế ở khoảng 43 ° so với tầm nhìn của chúng ta.[7] Cùng một nhóm các nhà khoa học sau đó đã sửa đổi rằng việc tìm kiếm và tranh luận ủng hộ một phong trào khối lượng lớn nhất trong đó tia được nhúng vào.[8]

Gợi ý về nhiễu loạn và / hoặc "hình nón rộng" trong các phần bên trong của tia đã được đưa ra để cố gắng chống lại những vấn đề như vậy, và dường như có một số bằng chứng cho điều này.[9]

Vận tốc tín hiệu[sửa | sửa mã nguồn]

Mô hình xác định sự khác biệt giữa thông tin được sóng mang theo với tốc độ tín hiệu c và thông tin về tốc độ thay đổi vị trí rõ ràng của mặt trước sóng. Nếu một xung ánh sáng được dự kiến trong một sóng dẫn (ống thủy tinh) di chuyển qua trường quan sát của người quan sát, thì xung chỉ có thể di chuyển tại c thông qua liên kết. Nếu xung đó cũng hướng về phía người quan sát, anh ta sẽ nhận được thông tin sóng đó, tại c. Nếu sóng dẫn được di chuyển cùng hướng với xung, thông tin về vị trí của nó, được chuyển đến người quan sát khi phát xạ bên từ xung, sẽ thay đổi. Anh ta có thể thấy tốc độ thay đổi vị trí rõ ràng đại diện cho chuyển động nhanh hơn c khi tính toán, giống như cạnh của một cái bóng trên một bề mặt cong. Đây là một tín hiệu khác nhau, chứa thông tin khác nhau, đến xung và không phá vỡ định đề thứ hai về tính tương đối đặc biệt. c được duy trì nghiêm ngặt trong tất cả các lĩnh vực.

Đạo hàm của vận tốc biểu kiến[sửa | sửa mã nguồn]

Lịch sử[sửa | sửa mã nguồn]

Chuyển động siêu âm được quan sát lần đầu tiên vào năm 1902 bởi Jacobus Kapteyn trong ejecta của nova GK Persei, đã phát nổ vào năm 1901.[10] Khám phá của ông đã được công bố trên tạp chí Astronomische Nachrichten của Đức và nhận được rất ít sự chú ý của các nhà thiên văn học nói tiếng Anh cho đến nhiều thập kỷ sau đó.[11][12]

Năm 1966, Martin Rees đã chỉ ra rằng "một vật thể chuyển động tương đối theo các hướng phù hợp có thể xuất hiện cho một người quan sát ở xa để có vận tốc ngang lớn hơn nhiều so với vận tốc ánh sáng".[13] Vào năm 1969 và 1970, các nguồn như vậy được tìm thấy là các nguồn vô tuyến thiên văn rất xa, chẳng hạn như các thiên hà vô tuyến và các quasar,[14][15][16] và được gọi là các nguồn siêu âm. Phát hiện này là kết quả của một kỹ thuật mới gọi là Giao thoa kế đường cơ sở rất dài, cho phép các nhà thiên văn đặt giới hạn cho kích thước góc của các thành phần và xác định vị trí tốt hơn mili giây, và đặc biệt để xác định sự thay đổi vị trí trên bầu trời, được gọi là chuyển động thích hợp, trong một khoảng thời gian thường là năm. Vận tốc có được bằng cách nhân chuyển động thích hợp quan sát được với khoảng cách, có thể gấp 6 lần tốc độ ánh sáng.

Trong phần giới thiệu về hội thảo về các nguồn phát thanh siêu âm, Pearson và Z điều tra đã báo cáo

Những dấu hiệu đầu tiên về sự thay đổi cấu trúc của một số nguồn đã được một nhóm người Mỹ gốc Úc thu được trong một loạt các quan sát VLBI xuyên Thái Bình Dương giữa năm 1968 và 1970 (Gubbay et al. 1969 [14]). Sau các thí nghiệm ban đầu, họ đã nhận ra tiềm năng của ăng ten theo dõi của NASA đối với các phép đo VLBI và thiết lập một giao thoa kế hoạt động giữa California và Úc. Sự thay đổi về khả năng hiển thị nguồn mà họ đo được cho 3C 279, kết hợp với thay đổi về mật độ từ thông tổng, cho thấy một thành phần được nhìn thấy lần đầu tiên vào năm 1969 đã đạt đường kính khoảng 1 milliarcs giây, ngụ ý sự giãn nở với vận tốc rõ ràng ít nhất gấp đôi tốc độ của ánh sáng. Nhận thức về mô hình của Rees,[13] (Moffet et al. 1972) đã kết luận rằng phép đo của họ đưa ra bằng chứng cho sự mở rộng tương đối tính của thành phần này. Cách giải thích này, mặc dù không có nghĩa là duy nhất, sau đó đã được xác nhận, và nhìn nhận lại có vẻ công bằng khi nói rằng thí nghiệm của họ là phép đo giao thoa kế đầu tiên của sự giãn nở siêu âm.

Năm 1994, một kỷ lục tốc độ thiên hà đã thu được với việc phát hiện ra một nguồn siêu âm trong thiên hà của chúng ta, nguồn tia X vũ trụ GRS 1915 + 105. Việc mở rộng xảy ra trong một khoảng thời gian ngắn hơn nhiều. Một số đốm màu riêng biệt đã được nhìn thấy mở rộng theo cặp trong vòng vài tuần, thường là 0,5 arcsec.[17] Do sự tương tự với chuẩn tinh, nguồn này được gọi là microquasar.

Xem thêm[sửa | sửa mã nguồn]

Ghi chú[sửa | sửa mã nguồn]

  1. ^ Bond, H. E. và đồng nghiệp (2003). “An energetic stellar outburst accompanied by circumstellar light echoes”. Nature 422 (6930): 405–408. Bibcode:2003Natur.422..405B. PMID 12660776. arXiv:astro-ph/0303513. doi:10.1038/nature01508. 
  2. ^ Xem http://www.mhhe.com/physsci/astronomy/fix/student/ch CHƯƠNG24 / 24f10.html để biết biểu đồ góc so với tốc độ rõ ràng cho hai tốc độ tương đối thực tế đã cho.
  3. ^ Thomson, R. C.; MacKay, C. D.; Wright, A. E. (1993). “Internal structure and polarization of the optical jet of the quasar 3C273”. Nature 365 (6442): 133. Bibcode:1993Natur.365..133T. doi:10.1038/365133a0. ;
  4. ^ Pearson, T. J.; Unwin, S. C.; Cohen, M. H.; Linfield, R. P.; Readhead, A. C. S.; Seielstad, G. A.; Simon, R. S.; Walker, R. C. (1981). “Superluminal expansion of quasar 3C273”. Nature 290 (5805): 365. Bibcode:1981Natur.290..365P. doi:10.1038/290365a0. ;
  5. ^ Davis, R. J.; Unwin, S. C.; Muxlow, T. W. B. (1991). “Large-scale superluminal motion in the quasar 3C273”. Nature 354 (6352): 374. Bibcode:1991Natur.354..374D. doi:10.1038/354374a0. 
  6. ^ Biretta, John A.; Junor, William; Livio, Mario (1999). “Formation of the radio jet in M87 at 100 Schwarzschild radii from the central black hole”. Nature 401 (6756): 891. Bibcode:1999Natur.401..891J. doi:10.1038/44780. ; Biretta, J. A.; Sparks, W. B.; MacChetto, F. (1999). “Hubble Space TelescopeObservations of Superluminal Motion in the M87 Jet”. The Astrophysical Journal 520 (2): 621. Bibcode:1999ApJ...520..621B. doi:10.1086/307499. 
  7. ^ Biretta, J. A.; Zhou, F.; Owen, F. N. (1995). “Detection of Proper Motions in the M87 Jet”. The Astrophysical Journal 447: 582. Bibcode:1995ApJ...447..582B. doi:10.1086/175901. 
  8. ^ Biretta, J. A.; Sparks, W. B.; MacChetto, F. (1999). “Hubble Space TelescopeObservations of Superluminal Motion in the M87 Jet”. The Astrophysical Journal 520 (2): 621. Bibcode:1999ApJ...520..621B. doi:10.1086/307499. 
  9. ^ Biretta, John A.; Junor, William; Livio, Mario (1999). “Formation of the radio jet in M87 at 100 Schwarzschild radii from the central black hole”. Nature 401 (6756): 891. Bibcode:1999Natur.401..891J. doi:10.1038/44780. 
  10. ^ “Echoes of an Explosive Past: Solving the Mystery of the First Superluminal Source”. Truy cập 17 tháng 4 năm 2019. 
  11. ^ Giấy của Kapteyn
  12. ^ Chỉ mục trích dẫn bài báo của Kapteyn
  13. ^ a ă Rees, M. J. (1966). “Appearance of Relativistically Expanding Radio Sources”. Nature 211 (5048): 468–470. Bibcode:1966Natur.211..468R. doi:10.1038/211468a0. 
  14. ^ a ă Gubbay, J.S.; Legg, A.J.; Robertson, D.S.; Moffet, A.T.; Ekers, R.D.; Seidel, B. (1969). “Variations of Small Quasar Components at 2,300 MHz”. Nature 224 (5224): 1094–1095. Bibcode:1969Natur.224.1094G. doi:10.1038/2241094b0. 
  15. ^ Cohen, M. H.; Cannon, W.; Purcell, G. H.; Shaffer, D. B.; Broderick, J. J.; Kellermann, K. I.; Jauncey, D. L. (1971). “The Small-Scale Structure of Radio Galaxies and Quasi-Stellar Sources at 3.8 Centimeters”. The Astrophysical Journal 170: 207. Bibcode:1971ApJ...170..207C. doi:10.1086/151204. 
  16. ^ Whitney, AR; Shapiro, Irwin I.; Rogers, Alan E. E.; Robertson, Douglas S.; Knight, Curtis A.; Clark, Thomas A.; Goldstein, Richard M.; Marandino, Gerard E.; Vandenberg, Nancy R. (1971). “Quasars Revisited: Rapid Time Variations Observed Via Very-Long-Baseline Interferometry”. Science 173 (3993): 225–30. Bibcode:1971Sci...173..225W. PMID 17741416. doi:10.1126/science.173.3993.225. 
  17. ^ Mirabel, I.F.; Rodriguez, L.F. (1994). “A superluminal source in the Galaxy”. Nature 371 (6492): 46–48. Bibcode:1994Natur.371...46M. doi:10.1038/371046a0. 

Liên kết ngoài[sửa | sửa mã nguồn]