Гравітаційне мікролінзування: відмінності між версіями
VLV10 (обговорення | внесок) Створено шляхом перекладу сторінки «Gravitational microlensing» |
(Немає відмінностей)
|
Версія за 19:27, 31 березня 2023
Гравітаційне мікролінзування — це астрономічне явище, що зумовлене ефектом гравітаційної лінзи. Його можна використовувати для виявлення об’єктів масою від планети до маси зірки, незалежно від випромінюваного ними світла. Як правило, астрономи можуть виявляти лише яскраві об’єкти, які випромінюють багато світла (зірки), або великі об’єкти, які блокують фонове світло (хмари газу та пилу). Ці об’єкти складають лише незначну частину маси галактики. Мікролінзування дозволяє досліджувати об’єкти, які випромінюють мало або зовсім не випромінюють світла. Гравітаційне мікролінзування вперше було теоретизовано Рефсталом (1964) і вперше відкрито Ірвіном та ін. (1988). Першим об'єктом на небі, де його виявили, був хрест Ейнштейна або лінза Гухра 2237 +0305. Початкову криву блиску об'єкта опублікували Корріган та інші (1991). У Corrigan та ін. (1991) вони підрахували, що об’єкт, який спричинив мікролінзування, був розміром з Юпітер. Це було перше відкриття планети в іншій галактиці.
дло щшашграцйграцщшгрщшцйгащцйшг ращйшцгра щшагр шга рйцушщг арйцшщга рйцшщга йцущшга йцщш айцщшуга
Коли віддалена зірка або квазар достатньо вирівнюються з масивним компактним об’єктом на передньому плані, вигин світла через його гравітаційне поле, як обговорював Альберт Ейнштейн у 1915 році, призводить до двох спотворених зображень (зазвичай нероздільних), що призводить до видимого збільшення. Часовий масштаб перехідного освітлення залежить від маси об’єкта переднього плану, а також від відносного власного руху між «джерелом» фону та об’єктом «лінза» переднього плану.
дло щшашграцйграцщшгрщшцйгащцйшг ращйшцгра щшагр шга рйцушщг арйцшщга рйцшщга йцущшга йцщш айцщшуга
Ідеально налаштоване мікролінзування створює чіткий буфер між випромінюванням лінзи та джерелом об’єктів. Він збільшує віддалене джерело, відкриваючи його або збільшуючи його розмір і/або яскравість. Це дозволяє вивчати популяцію слабких або темних об'єктів, таких як коричневі карлики, червоні карлики, планети, білі карлики, нейтронні зірки, чорні діри та масивні компактні об'єкти гало. Такі лінзи працюють на всіх довжинах хвиль, збільшуючи та створюючи широкий діапазон можливих викривлень для віддалених об’єктів-джерел, які випромінюють будь-який вид електромагнітного випромінювання.
дло щшашграцйграцщшгрщшцйгащцйшг ращйшцгра щшагр шга рйцушщг арйцшщга рйцшщга йцущшга йцщш айцщшуга
Як це працює
Мікролінзування засноване на ефекті гравітаційної лінзи. Масивний об’єкт (лінза) буде викривляти світло яскравого фонового об’єкта (джерела). Це може створити кілька спотворених, збільшених і освітлених зображень фонового джерела[1].
Мікролінзування спричинене тим самим фізичним ефектом, що й сильне гравітаційне лінзування та слабке гравітаційне лінзування, але воно вивчається за допомогою дуже різних методів спостереження. При сильному та слабкому лінзуванні маса лінзи достатньо велика (маса галактики або скупчення галактик), щоб зміщення світла лінзою можна було визначити за допомогою телескопа високої роздільної здатності, такого як космічний телескоп Хаббл. За допомогою мікролінзування маса лінзи занадто мала (маса планети чи зірки), щоб легко спостерігати зміщення світла, але явне освітлення джерела все одно може бути виявлено. У такій ситуації лінза пройде повз джерело за розумний проміжок часу, від секунд до років замість мільйонів років. Коли вирівнювання змінюється, видима яскравість джерела змінюється, і це можна контролювати, щоб виявити та вивчити подію. Таким чином, на відміну від сильних і слабких гравітаційних лінз, мікролінзування є тимчасовою астрономічною подією з точки зору масштабу людського часу[2], таким чином є предметом астрономії часової області.
дло щшашграцйграцщшгрщшцйгащцйшг ращйшцгра щшагр шга рйцушщг арйцшщга рйцшщга йцущшга йцщш айцщшуга
На відміну від сильного та слабкого лінзування, жодне окреме спостереження не може встановити, що відбувається мікролінзування. Натомість збільшення та зниження яскравості джерела слід відстежувати з часом за допомогою фотометрії. Ця функція залежності яскравості від часу відома як крива блиску. Типова крива світла мікролінз показана нижче:
дло щшашграцйграцщшгрщшцйгащцйшг ращйшцгра щшагр шга рйцушщг арйцшщга рйцшщга йцущшга йцщш айцщшуга
Типова подія мікролінзування, як ця, має дуже просту форму, і можна виділити лише один фізичний параметр: шкалу часу, яка пов’язана з масою лінзи, відстанню та швидкістю. Однак є кілька ефектів, які сприяють формуванню більш нетипових явищ лінзування:
дло щшашграцйграцщшгрщшцйгащцйшг ращйшцгра щшагр шга рйцушщг арйцшщга рйцшщга йцущшга йцщш айцщшуга
- Розподіл маси лінзи. Якщо маса лінзи не зосереджена в одній точці, крива блиску може різко відрізнятися, особливо з подіями перетину каустики, які можуть демонструвати сильні сплески на кривій блиску. У мікролінзах це можна побачити, коли лінза є подвійною зіркою або планетною системою.
- Кінцевий розмір джерела. У надзвичайно яскравих або швидко мінливих подіях мікролінзування, як-от події каустичної перетину, зірку-джерело не можна розглядати як нескінченно малу точку світла: розмір диска зірки та навіть затемнення кінцівок можуть змінити екстремальні характеристики.
- Паралакс. Для подій, що тривають місяцями, рух Землі навколо Сонця може спричинити дещо зміну вирівнювання, впливаючи на криву блиску.
Спостереження мікролінзування
На практиці, оскільки необхідне вирівнювання є дуже точним і важко передбачуваним, мікролінзи дуже рідкісні. Таким чином, події, як правило, виявляються за допомогою оглядів, які фотометрично контролюють десятки мільйонів потенційних зірок-джерел кожні кілька днів протягом кількох років. Щільними фоновими полями, придатними для таких досліджень, є сусідні галактики, такі як Магелланові Хмари та галактика Андромеди, а також опуклість Чумацького Шляху.
У кожному випадку досліджувана популяція лінз включає об’єкти між Землею та джерелом поля: для балджа популяція лінз – це зірки диска Чумацького Шляху, а для зовнішніх галактик популяція лінз – це гало Чумацького Шляху, а також об’єкти в самій іншій галактиці. Щільність, маса та розташування об’єктів у цих сукупностях лінз визначають частоту мікролінзування вздовж цієї лінії зору, яка характеризується значенням, відомим як оптична глибина завдяки мікролінзуванням. (Це не слід плутати з більш поширеним значенням оптичної глибини, хоча воно має деякі властивості.) Оптична глибина — це, грубо кажучи, середня частка зірок-джерел, які зазнають мікролінзування в певний час, або, еквівалентно, ймовірність того, що дана зірка-джерело зазнає лінзування в певний час. Проект MACHO виявив, що оптична глибина в бік LMC становить 1,2 × 10-7[7], а оптична глибина в бік балджа становить 2,43 × 10 -6 або приблизно 1 з 400 000[8].
Історія
У 1704 році Ісаак Ньютон припустив, що світловий промінь може бути відхилений силою тяжіння. У 1801 році Йоганн Георг фон Зольднер обчислив величину відхилення світлового променя від зірки під дією ньютонівської гравітації. У 1915 році Альберт Ейнштейн правильно передбачив величину відхилення в загальній теорії відносності, яка вдвічі перевищувала величину, передбачену фон Солднером. Передбачення Ейнштейна було підтверджено експедицією 1919 року під керівництвом Артура Еддінгтона, яка мала ранній успіх загальної теорії відносності[9]. У 1924 році Орест Хвольсон виявив, що лінзи можуть створювати кілька зображень зірки. В 1936 році Ейнштейн опублікував правильне передбачення супутнього освітлення джерела, яке стало основою для мікролінзування[10]. Через малоймовірне потрібне вирівнювання він дійшов висновку, що «великих шансів спостерігати це явище немає». Сучасна теоретична основа гравітаційного лінзування була створена роботами Ю. Клімова (1963), Сідні Лібеса (1964) і Сюр Рефсдала (1964)[11].
Див. також
Примітки
- ↑ Refsdal, S. (1964). The gravitational lens effect. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 128 (4): 295—306. Bibcode:1964MNRAS.128..295R. doi:10.1093/mnras/128.4.295.
- ↑ Paczyński, B. (1986). Gravitational microlensing by the galactic halo. The Astrophysical Journal. 304: 1. Bibcode:1986ApJ...304....1P. doi:10.1086/164140.
- ↑ A Microlensing Mystery. Процитовано 7 October 2015.
- ↑ Minniti, D.; Contreras Ramos, R.; Alonso-García, J.; Anguita, T.; Catelan, M.; Gran, F.; Motta, V.; Muro, G.; Rojas, K. (2015). VVV Survey Observations of a Microlensing Stellar Mass Black Hole Candidate in the Field of the Globular Cluster NGC 6553. The Astrophysical Journal. 810 (2): L20. arXiv:1508.06957. Bibcode:2015ApJ...810L..20M. doi:10.1088/2041-8205/810/2/l20.
- ↑ Do they go boom? - Gaia - Cosmos. www.cosmos.esa.int. Процитовано 18 червня 2022.
- ↑ Заповніть пропущені параметри: назву і/або авторів. arXiv:[1].
- ↑ The MACHO collaboration; Alcock; Allsman; Alves; Axelrod; Becker; Bennett; Cook; Dalal (2000). The MACHO Project: Microlensing Results from 5.7 Years of LMC Observations. Astrophys. J. 542 (1): 281—307. arXiv:astro-ph/0001272. Bibcode:2000ApJ...542..281A. doi:10.1086/309512.
- ↑ Alcock; Allsman; Alves; Axelrod; Becker; Bennett; Cook; Drake; Freeman (2000). The MACHO project: Microlensing Optical Depth towards the Galactic Bulge from Difference Image Analysis. The Astrophysical Journal. 541 (2): 734—766. arXiv:astro-ph/0002510. Bibcode:2000ApJ...541..734A. doi:10.1086/309484.
- ↑ Schneider, Ehlers, and Falco. Gravitational Lenses. 1992.
- ↑ Einstein, A. (1936). Lens-Like Action of a Star by the Deviation of Light in the Gravitational Field. Science. 84 (2188): 506—7. Bibcode:1936Sci....84..506E. doi:10.1126/science.84.2188.506. PMID 17769014.
- ↑ Joachim Wambsganss (2006). Gravitational Microlensing. Gravitational Lensing: Strong, Weak and Micro. Saas-Fee Advanced Courses. Т. 33. с. 453—540. doi:10.1007/978-3-540-30310-7_4. ISBN 978-3-540-30309-1.