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天文学中，超光速运动是一种外显的超过光速的运动，出现在一些电波星系、类星体中，最近也发现出现在一些称作微类星体的星系类辐射源。这些来源被认为中心含有黑洞，因此造成了质量体以高速射出。
超光速运动首次发现于1970年代早期，一开始被视为不利于“类星体具有宇宙论尺度距离”说法的一项证据。虽然一些天文物理学家仍为这论点辩解，多数人相信这个大于光速的外显速度是一种光学错觉，并不包含任何与狭义相对论相违背的物理学。
对此现象的解释相，即“光行时间效应”。想像一小团质从银河星系)中心出发，并且朝向你极快速地移动，“几乎”是迎面而来。
当这团块还在银河中心时，它发出一些朝向你的光。在它移向你后（并且一点点偏向侧边），并且又再次向你发光，这次的光会花上比较短的时间向你行进，以其离你较近。如果你忽略了这项事实，那么你就会低估了真正的时间间隔(就你的惯性参考系而言)，因此你会高估速率[1]。
换句话说，若你要计算团块移动多快，却假设它移动方向垂直于你与银河间的连接线，那么你就会低估时间间隔，因为你忽略了事实上它也朝你移动，而得到数倍于光速的速率。
这现象常见于两个反向的喷流，一道远离我们，一道接近我们。若这两道辐射源，我们都观测多普勒位移，则速度与距离可以被决定，不受其他观察项目的影响。
一些相反的证据
早在1983年在卓瑞尔河岸天文台举办的超光速研讨会中，就提及了七个超光速喷流：
斯基利齐 ... 发表了分辨率达到角秒的喷流图（显示大尺度的外在喷流） ... 其中 ... 已经确认了所有的外在双重架构，除了其中一个已知的超光速源（3C 273）。令人尴尬的是，天球上外在结构的投影尺寸并不小于正常的无线电波源分布[2]。
换句话说，喷流显然并不是平均地接近观测者的视线。（如果是平均接近的话，外显长度应是远短于所观测到的实际长度）。
1993年 Thomson 等人提出，类星体3C273的外部喷流是几乎和观测者的视线是共线的。沿着3C273内部喷流观测到的超光速运动最高达到约9.6倍光速[3]。
在M87星系的喷流较内侧部分已观测到6倍光速的运动。如果要以运动方向和观测者视线夹角很小的模型来解释的话，喷流和视线方向夹角不能高于19°[4]。不过观测证据显示实际的夹角达到43°[5]。同组的科学家后来修改其结果，并宣称他们的观测结果支持喷流中的整体超光速运动[6]。
目前已经有人提出喷流较内部分的湍流或“大锥角”结构尝试解决相关疑问，并且似乎有相关证据[7]。
数学推导
从活动星系核中心发出的相对论性喷流假设沿着路径 AB 以速度 v 运动A。观测者在位置 O 观测该喷流。在时间t1时一束光从 A 点离开喷流，并且在时间t2有另一束光从 B 点离开喷流。观测者在位置 O 观测到两束光的时间分别是t'1和t'2。
历史发展
在1966年，马丁·里斯预测了：“一物体以相对论性速度以及适切方向移动时，对远方观察者而言看起来可能像是有远大于光速的横向速度。”[8]
几年后(于1970年)，这样的辐射源真的被发现了，形式为非常远处的天文学无线电频辐射源，例如无线电银河系与类星体[9][10][11]。它们被称为“超光速辐射源”。这项发现是一项新技术的惊人结果，此技术称为甚长基线干涉测量（VLBI），允许小于毫角秒的位置决定，并可用在天空中位置变化的决定；这种变化称为自行(又称固有运动，proper motion)，为期通常是好几年。外显速度的得到是透过将观察到的自行与距离相乘，可以上达6倍光速。
在一场超光速无线电波源研讨会中，Pearson 和 Zensus 的报告称：
美国和澳大利亚天文学家组成的团队在1968到1970年间进行的跨太平洋 VLBI 观测中首次取得了一些电波源结构的改变（Gubbay et al. 1969[9]）。继早期的实验后，团队的天文学家了解了 NASA 的 VLBI 的追踪天线在天文观测上的潜在能力，并建立了在美国加利福尼亚州和澳大利亚之间的干涉观测操作能力。天文学家在对3C 279进行观测时发现了电波源的变化，再结合总辐射流量密度的变化，可得知在1969年首次被观测到的喷流部分角直径已经达到1毫角秒，表示它至少以两倍光速的视速度膨胀。基于里斯的模型[8]（Moffet et al. 1972[12]），结论是该组天文学家的观测显示了在喷流的某一运动分量表现了相对论性扩张。虽然这解释并非唯一的，但在之后被证实了。并且似乎可以公平地说，他们的观测是第一次超光速扩张的干涉观测[13]。
在1994年，在取得一项银河速率纪录的同时，发现了银河系的超光速辐射源——宇宙x射线源GRS1915+105。团块的膨胀时间相对短得许多。许多个别的团块被侦测到其成对膨胀，一周内常可达0.5角秒[14]。因为与类星体相类比，这样的辐射源被称为微类星体。
注释
^参见两个给定的时纪相对论性速度在角度不同时所观测到速度变化的图^Porcas, Richard. Superluminal motions: Astronomers still puzzled. Nature. 1983,302(5911): 753.Bibcode:1983Natur.302..753P.doi:10.1038/302753a0.^Thomson, R. C.; MacKay, C. D.; Wright, A. E. Internal structure and polarization of the optical jet of the quasar 3C273. Nature. 1993,365(6442): 133.Bibcode:1993Natur.365..133T.doi:10.1038/365133a0.;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. Superluminal expansion of quasar 3C273. Nature. 1981,290(5805): 365.Bibcode:1981Natur.290..365P.doi:10.1038/290365a0.;Davis, R. J.; Unwin, S. C.; Muxlow, T. W. B. Large-scale superluminal motion in the quasar 3C273. Nature. 1991,354(6352): 374.Bibcode:1991Natur.354..374D.doi:10.1038/354374a0.^Biretta, John A.; Junor, William; Livio, Mario. Nature. 1999,401(6756): 891.Bibcode:1999Natur.401..891J.doi:10.1038/44780.缺少或|title=为空 (帮助);Biretta, J. A.; Sparks, W. B.; MacChetto, F. Hubble Space TelescopeObservations of Superluminal Motion in the M87 Jet. The Astrophysical Journal. 1999,520(2): 621.Bibcode:1999ApJ...520..621B.doi:10.1086/307499.^Biretta, J. A.; Zhou, F.; Owen, F. N. Detection of Proper Motions in the M87 Jet. The Astrophysical Journal. 1995,447: 582.Bibcode:1995ApJ...447..582B.doi:10.1086/175901.^Biretta, J. A.; Sparks, W. B.; MacChetto, F. Hubble Space TelescopeObservations of Superluminal Motion in the M87 Jet. The Astrophysical Journal. 1999,520(2): 621.Bibcode:1999ApJ...520..621B.doi:10.1086/307499.^Biretta, John A.; Junor, William; Livio, Mario. Nature. 1999,401(6756): 891.Bibcode:1999Natur.401..891J.doi:10.1038/44780.缺少或|title=为空 (帮助)^8.08.1Rees, M. J. (1966). "Appearance of Relativistically Expanding Radio Sources".Nature211 (5048): 468–470. Bibcode:1966Natur.211..468R. doi:10.1038/211468a0.^9.09.1Gubbay, J.S.; Legg, A.J.; Robertson, D.S.; Moffet, A.T.; Ekers, R.D.; Seidel, B. Variations of Small Quasar Components at 2,300 MHz. Nature. 1969,224(5224): 1094–1095.Bibcode:1969Natur.224.1094G.doi:10.1038/2241094b0.^Cohen, M. H.; Cannon, W.; Purcell, G. H.; Shaffer, D. B.; Broderick, J. J.; Kellermann, K. I.; Jauncey, D. L. The Small-Scale Structure of Radio Galaxies and Quasi-Stellar Sources at 3.8 Centimeters. The Astrophysical Journal. 1971,170: 207.Bibcode:1971ApJ...170..207C.doi:10.1086/151204.^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. Quasars Revisited: Rapid Time Variations Observed Via Very-Long-Baseline Interferometry. Science. 1971,173(3993): 225–30.Bibcode:1971Sci...173..225W.doi:10.1126/science.173.3993.225.PMID17741416.^Moffet, A.T.; Gubbay, J.; Robertson, D.S.; Legg, A.J. Evans,
天文学中，超光速运动是一种外显的超过光速的运动，出现在一些电波星系、类星体中，最近也发现出现在一些称作微类星体的星系类辐射源。这些来源被认为中心含有黑洞，因此造成了质量体以高速射出。
超光速运动首次发现于1970年代早期，一开始被视为不利于“类星体具有宇宙论尺度距离”说法的一项证据。虽然一些天文物理学家仍为这论点辩解，多数人相信这个大于光速的外显速度是一种光学错觉，并不包含任何与狭义相对论相违背的物理学。
对此现象的解释相，即“光行时间效应”。想像一小团质从银河星系)中心出发，并且朝向你极快速地移动，“几乎”是迎面而来。
当这团块还在银河中心时，它发出一些朝向你的光。在它移向你后（并且一点点偏向侧边），并且又再次向你发光，这次的光会花上比较短的时间向你行进，以其离你较近。如果你忽略了这项事实，那么你就会低估了真正的时间间隔(就你的惯性参考系而言)，因此你会高估速率[1]。
换句话说，若你要计算团块移动多快，却假设它移动方向垂直于你与银河间的连接线，那么你就会低估时间间隔，因为你忽略了事实上它也朝你移动，而得到数倍于光速的速率。
这现象常见于两个反向的喷流，一道远离我们，一道接近我们。若这两道辐射源，我们都观测多普勒位移，则速度与距离可以被决定，不受其他观察项目的影响。
一些相反的证据
早在1983年在卓瑞尔河岸天文台举办的超光速研讨会中，就提及了七个超光速喷流：
斯基利齐 ... 发表了分辨率达到角秒的喷流图（显示大尺度的外在喷流） ... 其中 ... 已经确认了所有的外在双重架构，除了其中一个已知的超光速源（3C 273）。令人尴尬的是，天球上外在结构的投影尺寸并不小于正常的无线电波源分布[2]。
换句话说，喷流显然并不是平均地接近观测者的视线。（如果是平均接近的话，外显长度应是远短于所观测到的实际长度）。
1993年 Thomson 等人提出，类星体3C273的外部喷流是几乎和观测者的视线是共线的。沿着3C273内部喷流观测到的超光速运动最高达到约9.6倍光速[3]。
在M87星系的喷流较内侧部分已观测到6倍光速的运动。如果要以运动方向和观测者视线夹角很小的模型来解释的话，喷流和视线方向夹角不能高于19°[4]。不过观测证据显示实际的夹角达到43°[5]。同组的科学家后来修改其结果，并宣称他们的观测结果支持喷流中的整体超光速运动[6]。
目前已经有人提出喷流较内部分的湍流或“大锥角”结构尝试解决相关疑问，并且似乎有相关证据[7]。
数学推导
从活动星系核中心发出的相对论性喷流假设沿着路径 AB 以速度 v 运动A。观测者在位置 O 观测该喷流。在时间t1时一束光从 A 点离开喷流，并且在时间t2有另一束光从 B 点离开喷流。观测者在位置 O 观测到两束光的时间分别是t'1和t'2。
历史发展
在1966年，马丁·里斯预测了：“一物体以相对论性速度以及适切方向移动时，对远方观察者而言看起来可能像是有远大于光速的横向速度。”[8]
几年后(于1970年)，这样的辐射源真的被发现了，形式为非常远处的天文学无线电频辐射源，例如无线电银河系与类星体[9][10][11]。它们被称为“超光速辐射源”。这项发现是一项新技术的惊人结果，此技术称为甚长基线干涉测量（VLBI），允许小于毫角秒的位置决定，并可用在天空中位置变化的决定；这种变化称为自行(又称固有运动，proper motion)，为期通常是好几年。外显速度的得到是透过将观察到的自行与距离相乘，可以上达6倍光速。
在一场超光速无线电波源研讨会中，Pearson 和 Zensus 的报告称：
美国和澳大利亚天文学家组成的团队在1968到1970年间进行的跨太平洋 VLBI 观测中首次取得了一些电波源结构的改变（Gubbay et al. 1969[9]）。继早期的实验后，团队的天文学家了解了 NASA 的 VLBI 的追踪天线在天文观测上的潜在能力，并建立了在美国加利福尼亚州和澳大利亚之间的干涉观测操作能力。天文学家在对3C 279进行观测时发现了电波源的变化，再结合总辐射流量密度的变化，可得知在1969年首次被观测到的喷流部分角直径已经达到1毫角秒，表示它至少以两倍光速的视速度膨胀。基于里斯的模型[8]（Moffet et al. 1972[12]），结论是该组天文学家的观测显示了在喷流的某一运动分量表现了相对论性扩张。虽然这解释并非唯一的，但在之后被证实了。并且似乎可以公平地说，他们的观测是第一次超光速扩张的干涉观测[13]。
在1994年，在取得一项银河速率纪录的同时，发现了银河系的超光速辐射源——宇宙x射线源GRS1915+105。团块的膨胀时间相对短得许多。许多个别的团块被侦测到其成对膨胀，一周内常可达0.5角秒[14]。因为与类星体相类比，这样的辐射源被称为微类星体。
注释
^参见两个给定的时纪相对论性速度在角度不同时所观测到速度变化的图^Porcas, Richard. Superluminal motions: Astronomers still puzzled. Nature. 1983,302(5911): 753.Bibcode:1983Natur.302..753P.doi:10.1038/302753a0.^Thomson, R. C.; MacKay, C. D.; Wright, A. E. Internal structure and polarization of the optical jet of the quasar 3C273. Nature. 1993,365(6442): 133.Bibcode:1993Natur.365..133T.doi:10.1038/365133a0.;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. Superluminal expansion of quasar 3C273. Nature. 1981,290(5805): 365.Bibcode:1981Natur.290..365P.doi:10.1038/290365a0.;Davis, R. J.; Unwin, S. C.; Muxlow, T. W. B. Large-scale superluminal motion in the quasar 3C273. Nature. 1991,354(6352): 374.Bibcode:1991Natur.354..374D.doi:10.1038/354374a0.^Biretta, John A.; Junor, William; Livio, Mario. Nature. 1999,401(6756): 891.Bibcode:1999Natur.401..891J.doi:10.1038/44780.缺少或|title=为空 (帮助);Biretta, J. A.; Sparks, W. B.; MacChetto, F. Hubble Space TelescopeObservations of Superluminal Motion in the M87 Jet. The Astrophysical Journal. 1999,520(2): 621.Bibcode:1999ApJ...520..621B.doi:10.1086/307499.^Biretta, J. A.; Zhou, F.; Owen, F. N. Detection of Proper Motions in the M87 Jet. The Astrophysical Journal. 1995,447: 582.Bibcode:1995ApJ...447..582B.doi:10.1086/175901.^Biretta, J. A.; Sparks, W. B.; MacChetto, F. Hubble Space TelescopeObservations of Superluminal Motion in the M87 Jet. The Astrophysical Journal. 1999,520(2): 621.Bibcode:1999ApJ...520..621B.doi:10.1086/307499.^Biretta, John A.; Junor, William; Livio, Mario. Nature. 1999,401(6756): 891.Bibcode:1999Natur.401..891J.doi:10.1038/44780.缺少或|title=为空 (帮助)^8.08.1Rees, M. J. (1966). "Appearance of Relativistically Expanding Radio Sources".Nature211 (5048): 468–470. Bibcode:1966Natur.211..468R. doi:10.1038/211468a0.^9.09.1Gubbay, J.S.; Legg, A.J.; Robertson, D.S.; Moffet, A.T.; Ekers, R.D.; Seidel, B. Variations of Small Quasar Components at 2,300 MHz. Nature. 1969,224(5224): 1094–1095.Bibcode:1969Natur.224.1094G.doi:10.1038/2241094b0.^Cohen, M. H.; Cannon, W.; Purcell, G. H.; Shaffer, D. B.; Broderick, J. J.; Kellermann, K. I.; Jauncey, D. L. The Small-Scale Structure of Radio Galaxies and Quasi-Stellar Sources at 3.8 Centimeters. The Astrophysical Journal. 1971,170: 207.Bibcode:1971ApJ...170..207C.doi:10.1086/151204.^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. Quasars Revisited: Rapid Time Variations Observed Via Very-Long-Baseline Interferometry. Science. 1971,173(3993): 225–30.Bibcode:1971Sci...173..225W.doi:10.1126/science.173.3993.225.PMID17741416.^Moffet, A.T.; Gubbay, J.; Robertson, D.S.; Legg, A.J. Evans,
