Гравитационное микролинзирование

редактировать

Гравитационное микролинзирование - это астрономическое явление, вызванное эффектом гравитационной линзы. Его можно использовать для обнаружения объектов, масса которых варьируется от массы планеты до массы звезды, независимо от излучаемого ими света. Обычно астрономы могут обнаруживать только яркие объекты, излучающие много света (звезды ), или большие объекты, которые блокируют фоновый свет (облака газа и пыли). Эти объекты составляют лишь небольшую часть массы галактики. Микролинзирование позволяет изучать объекты, которые излучают мало света или вообще не излучают его.

Анимация гравитационного микролинзирования

Когда далекая звезда или квазар достаточно совмещается с массивным компактным объектом на переднем плане, происходит искривление света из-за его гравитационного поля, как обсуждал Альберт Эйнштейн в 1915 году, приводит к двум искаженным неразрешенным изображениям, приводящим к заметному увеличению. Временной масштаб кратковременного повышения яркости зависит от массы объекта переднего плана, а также от относительного собственного движения между фоновым «источником» и объектом «линза» переднего плана.

Идеально выровненное микролинзирование создает чистый буфер между излучением от линзы и объектами-источниками, а также увеличивает увеличение, что позволяет выявить удаленные источники по размеру и / или яркости. Это позволяет изучать популяцию слабых или темных объектов, таких как коричневые карлики, красные карлики, планеты, белые карлики, нейтронные звезды, черные дыры и массивные компактные гало-объекты. Линза работает на всех длинах волн, увеличивая (по яркости и с широким диапазоном возможных деформаций) удаленные объекты-источники, излучающие любые виды электромагнитного излучения.

Микролинзирование изолированным объектом было впервые обнаружено в 1989 году. С тех пор микролинзирование использовалось для ограничения природы темной материи, обнаружения экзопланет, исследования затемнение к краю у далеких звезд, ограничивает население двойной звезды и ограничивает структуру диска Млечного Пути. Микролинзирование также было предложено как средство для поиска темных объектов, таких как коричневые карлики и черные дыры, изучения звездных пятен, измерения вращения звезд и исследования квазаров, включая их аккреционные диски. В 2018 году микролинзирование было использовано для обнаружения Икара, самой далекой из когда-либо наблюдавшихся звезд.

Содержание

  • 1 Как это работает
  • 2 Наблюдение за микролинзированием
  • 3 История
  • 4 Математика
  • 5 Экстремальные события микролинзирования
    • 5.1 События, дающие угол Эйнштейна
    • 5.2 Бинарные линзы
    • 5.3 События, дающие параллакс Эйнштейна
  • 6 Обнаружение внесолнечных планет
  • 7 Эксперименты по микролинзированию
    • 7.1 Сотрудничество в поиске
    • 7.2 Дальнейшее сотрудничество
    • 7.3 Сотрудничество по пиксельному линзированию галактик Андромеды
    • 7.4 Предлагаемые спутниковые эксперименты
  • 8 См. Также
  • 9 Ссылки
  • 10 Внешние ссылки

Как это работает

Микролинзирование основано на эффекте гравитационной линзы. Массивный объект (линза) будет отклонять свет яркого фонового объекта (источника). Это может генерировать несколько искаженных, увеличенных и ярких изображений источника фона.

Микролинзирование вызывается тем же физическим эффектом, что и сильное линзирование и слабое линзирование, но оно изучается с использованием очень разных методов наблюдения. При сильном и слабом линзировании масса линзы достаточно велика (масса галактики или скопления галактик), чтобы смещение света линзой можно было разрешить с помощью телескопа высокого разрешения, такого как Космический телескоп Хаббла. При микролинзировании масса линзы слишком мала (масса планеты или звезды) для того, чтобы можно было легко наблюдать смещение света, но видимое увеличение яркости источника все же можно обнаружить. В такой ситуации линза пройдет мимо источника за разумный промежуток времени, от секунд до лет вместо миллионов лет. Когда выравнивание изменяется, видимая яркость источника изменяется, и это можно отслеживать, чтобы обнаружить и изучить событие. Таким образом, в отличие от сильных и слабых гравитационных линз, событие микролинзирования является временным явлением с точки зрения человеческой шкалы времени.

В отличие от сильного и слабого линзирования, ни одно наблюдение не может установить, что микролинзирование происходит. Вместо этого необходимо отслеживать увеличение и уменьшение яркости источника с течением времени с помощью фотометрии. Эта функция яркости в зависимости от времени известна как кривая блеска. Типичная кривая блеска микролинзирования показана ниже:

Typical light curve of gravitational microlensing event (OGLE-2005-BLG-006) with its model fitted (red)

Типичное событие микролинзирования, подобное этому, имеет очень простую форму, и можно выделить только один физический параметр: шкалу времени, которая связана с массой линзы, расстоянием и скоростью.. Однако есть несколько эффектов, которые влияют на форму более нетипичных событий линзирования:

  • Распределение массы линзы. Если масса линзы не сосредоточена в одной точке, кривая блеска может резко отличаться, особенно в случае событий пересечения каустикой, которые могут иметь сильные всплески на кривой блеска. При микролинзировании это можно увидеть, когда линза представляет собой двойную звезду или планетную систему .
  • с конечным размером источника. В чрезвычайно ярких или быстро меняющихся событиях микролинзирования, таких как события пересечения каустики, звезду-источник нельзя рассматривать как бесконечно малую точку света: размер звездного диска и даже потемнение к краю может изменить экстремальные характеристики.
  • Параллакс. Для событий, длящихся в течение нескольких месяцев, движение Земли вокруг Солнца может вызвать небольшое изменение выравнивания, влияющее на кривую блеска.

В настоящее время основное внимание уделяется более необычным событиям микролинзирования, особенно тем, которые могут привести к открытию внесолнечные планеты. Другой способ получить больше информации о событиях микролинзирования включает измерение астрометрических сдвигов в позиции источника во время события и даже разрешение отдельных изображений с помощью интерферометрии. Первое успешное разрешение изображений с микролинзированием было достигнуто с помощью инструмента GRAVITY на интерферометре с очень большим телескопом (VLTI).

Наблюдение за микролинзированием

Объект, вызывающий микролинзирование в NGC 6553, искривлял свет красного гиганта на заднем плане.

На практике, поскольку необходимое выравнивание настолько точное и трудно предсказуемое, микролинзирование встречается очень редко. Следовательно, события обычно обнаруживаются с помощью обзоров, которые фотометрически отслеживают десятки миллионов потенциальных звезд-источников каждые несколько дней в течение нескольких лет. Плотные фоновые поля, подходящие для таких обзоров, - это близлежащие галактики, такие как Магеллановы Облака и галактика Андромеды, а также балдж Млечный Путь. В каждом случае исследуемая популяция линзы включает объекты между Землей и полем источника: для балджа населением линзы являются звезды диска Млечного Пути, а для внешних галактик населением линзы является гало Млечного Пути, а также объекты. в самой другой галактике. Плотность, масса и расположение объектов в этих группах линз определяют частоту микролинзирования вдоль этого луча зрения, которая характеризуется величиной, известной как оптическая глубина из-за микролинзирования. (Это не следует путать с более общим значением оптической глубины, хотя у него есть некоторые свойства.) Оптическая глубина, грубо говоря, представляет собой среднюю долю звезд-источников, подвергающихся микролинзированию в данный момент времени. или, что то же самое, вероятность того, что данная исходная звезда подвергается линзированию в данный момент времени. Проект MACHO обнаружил, что оптическая глубина в направлении LMC составляет 1,2 × 10, а оптическая глубина в направлении балджа составляет 2,43 × 10 или примерно 1 из 400 000.

Поиск усложняет тот факт, что для каждой звезды подвергаются микролинзированию, тысячи звезд меняют яркость по другим причинам (около 2% звезд в типичном поле источника - это естественно переменные звезды ) и других переходных событиях (например, новые и сверхновые ), и их необходимо отсеять, чтобы найти истинные события микролинзирования. После того, как событие микролинзирования было идентифицировано, программа мониторинга, которая его обнаруживает, часто предупреждает сообщество о своем открытии, чтобы другие специализированные программы могли более интенсивно следить за событием, надеясь найти интересные отклонения от типичной кривой блеска. Это связано с тем, что эти отклонения - особенно из-за экзопланет - требуют почасового мониторинга для выявления, который программы обследований не могут обеспечить при поиске новых событий. Вопрос о том, как расставить приоритеты в происходящих событиях для детального наблюдения с ограниченными ресурсами наблюдения, очень важен для исследователей микролинзирования сегодня.

История

В 1704 Исаак Ньютон предположил, что луч света может отклоняться под действием силы тяжести. В 1801 году Иоганн Георг фон Зольднер рассчитал величину отклонения светового луча от звезды под действием ньютоновской гравитации. В 1915 году Альберт Эйнштейн правильно предсказал величину отклонения в соответствии с Общей теорией относительности, которая была вдвое больше, чем предсказал фон Зольднер. Предсказание Эйнштейна было подтверждено экспедицией 1919 года под руководством Артура Эддингтона, которая стала большим первым успехом для общей теории относительности. В 1924 году Орест Чвольсон обнаружил, что линзирование может дать несколько изображений звезды. Правильный прогноз сопутствующего повышения яркости источника, являющийся основой для микролинзирования, был опубликован в 1936 году Эйнштейном. Из-за маловероятной необходимости согласования он пришел к выводу, что «нет больших шансов наблюдать это явление». Современные теоретические основы гравитационного линзирования были заложены работами Ю. Климова (1963), Сиднея Либеса (1964) и Сьюра Рефсдала (1964).

Впервые гравитационное линзирование было обнаружено в 1979 году в США. форма квазара в линзе галактики переднего плана. В том же году Кьонге Чанг и Сьюр Рефсдал показали, что отдельные звезды в галактике-линзе могут действовать как меньшие линзы в пределах основной линзы, вызывая колебания изображений исходного квазара с периодом в несколько месяцев, также известным как Линза Чанга – Рефсдала. Богдан Пачиньски впервые применил термин «микролинзирование» для описания этого явления. Этот тип микролинзирования трудно идентифицировать из-за внутренней изменчивости квазаров, но в 1989 году Майк Ирвин и др. опубликовал обнаружение микролинзирования в линзе Хухры.

В 1986 году Пачиньский предложил использовать микролинзирование для поиска темной материи в виде массивных компактных гало-объектов (MACHO) в гало Галактики, наблюдая за фоновыми звездами в соседней галактике. Две группы физиков элементарных частиц, работающих над темной материей, услышали его выступления и объединились с астрономами, чтобы сформировать англо-австралийское сотрудничество MACHO и французское сотрудничество EROS.

В 1986 году Роберт Дж. Немирофф в своей диссертации 1987 года предсказал вероятность микролинзирования и рассчитал основные кривые блеска, индуцированные микролинзированием для нескольких возможных конфигураций линзы и источника.

In 1991 Мао и Пачинский предположили, что микролинзирование можно использовать для поиска двойных спутников звезд, а в 1992 году Гулд и Леб продемонстрировали, что микролинзирование можно использовать для обнаружения экзопланет. В 1992 году Пачиньский основал Эксперимент по оптическому гравитационному линзированию, который начал поиск событий в направлении Галактического балджа. О первых двух событиях микролинзирования в направлении Большого Магелланова Облака, которые могли быть вызваны темной материей, сообщалось в статьях Nature, опубликованных MACHO и EROS в 1993 году, и в в последующие годы события продолжали обнаруживаться. Сотрудничество MACHO закончилось в 1999 году. Их данные опровергли гипотезу о том, что 100% темного гало составляют MACHO, но они обнаружили значительное необъяснимое превышение примерно 20% массы гало, которое могло быть связано с MACHO или линзами внутри Большого гало. Само Магелланово Облако. Впоследствии EROS опубликовал еще более строгие верхние пределы для MACHO, и в настоящее время неясно, есть ли какой-либо избыток микролинзирования ореола, который вообще может быть связан с темной материей. Осуществляемый в настоящее время проект SuperMACHO направлен на поиск линз, ответственных за результаты MACHO.

Несмотря на то, что проблема темной материи не решена, микролинзирование оказалось полезным инструментом для многих приложений. Сотни событий микролинзирования регистрируются в год в направлении Галактического балджа, где оптическая толщина микролинзирования (из-за звезд в галактическом диске) примерно в 20 раз больше, чем через гало Галактики. В 2007 году в рамках проекта OGLE было выявлено 611 событий-кандидатов, а в рамках проекта MOA (японско-новозеландское сотрудничество) было выявлено 488 (хотя не все кандидаты оказались событиями микролинзирования, и между этими двумя проектами наблюдается значительное совпадение). В дополнение к этим исследованиям, в настоящее время ведутся дополнительные проекты по детальному изучению потенциально интересных текущих событий, в первую очередь с целью обнаружения внесолнечных планет. К ним относятся MiNDSTEp, RoboNet, MicroFUN и PLANET.

В сентябре 2020 года астрономы, использующие методы микролинзирования, сообщили о обнаружении, впервые, земной массы планета-изгоя, не ограниченная какой-либо звездой и свободно плавающая в галактике Млечный Путь.

Математика

Математика микролинзирования, наряду с современными обозначениями, описана Гулдом, и мы используйте его обозначения в этом разделе, хотя другие авторы использовали другие обозначения. радиус Эйнштейна, также называемый углом Эйнштейна, представляет собой угловой радиус кольца кольца Эйнштейна в случае точного совмещения. Это зависит от массы линзы M, расстояния до линзы d L и расстояния до источника d S:

θ E = 4 GM c 2 d S - d L d S d L {\ displaystyle \ theta _ {E} = {\ sqrt {{\ frac {4GM} {c ^ {2}}} {\ frac {d_ {S} -d_ {L}} {d_ {S} d_ {L}} }}}}\theta _{E}={\sqrt {{\frac {4GM}{c^{2}}}{\frac {d_{S}-d_{L}}{d_{S}d_{L}}}}}(в радианах).

Для M, равного 60 масс Юпитера, d L = 4000 парсек и d S = 8000 парсеков (типично для случая микролинзирования выпуклости), радиус Эйнштейна составляет 0,00024 угловых секунд (угол, уменьшенный на 1 а.е. при 4000 парсек). Для сравнения: идеальные наблюдения с Земли имеют угловое разрешение около 0,4 угловых секунд, что в 1660 раз больше. Поскольку θ E {\ displaystyle \ theta _ {E}}\theta _{E}настолько мало, его обычно не наблюдают для типичного события микролинзирования, но его можно наблюдать в некоторых экстремальных явлениях, как описано ниже.

Хотя нет четкого начала или конца события микролинзирования, по соглашению считается, что событие длится, пока угловое расстояние между источником и линзой меньше θ E {\ displaystyle \ theta _ {E}}\theta _{E}. Таким образом, продолжительность события определяется временем, за которое видимое движение линзы в небе преодолевает угловое расстояние θ E {\ displaystyle \ theta _ {E}}\theta _{E}. Радиус Эйнштейна также имеет тот же порядок величины, что и угловое разделение между двумя линзованными изображениями, и астрометрический сдвиг положений изображений в течение события микролинзирования.

Во время события микролинзирования яркость источника увеличивается на коэффициент усиления A. Этот коэффициент зависит только от близости наблюдателя, линзы и источника. Безразмерное число u определяется как угловое расстояние между линзой и источником, деленное на θ E {\ displaystyle \ theta _ {E}}\theta _{E}. Коэффициент усиления выражается в виде этого значения:

A (u) = u 2 + 2 u u 2 + 4. {\ displaystyle A (u) = {\ frac {u ^ {2} +2} {u {\ sqrt {u ^ {2} +4}}}}.}{\displaystyle A(u)={\frac {u^{2}+2}{u{\sqrt {u^{2}+4}}}}.}

Эта функция имеет несколько важных свойств. A (u) всегда больше 1, поэтому микролинзирование может только увеличить яркость звезды-источника, но не уменьшить ее. A (u) всегда уменьшается с увеличением u, поэтому чем ближе выравнивание, тем ярче становится источник. Когда u приближается к бесконечности, A (u) приближается к 1, так что при больших расстояниях микролинзирование не действует. Наконец, когда u приближается к 0, для точечного источника A (u) приближается к бесконечности, когда изображения приближаются к кольцу Эйнштейна. Для идеального выравнивания (u = 0) A (u) теоретически бесконечно. На практике объекты реального мира не являются точечными источниками, и эффекты конечного размера источника устанавливают предел того, насколько большое усиление может происходить при очень близком выравнивании, но некоторые события микролинзирования могут вызывать повышение яркости в сотни раз.

В отличие от гравитационного макролинзирования, при котором линза представляет собой галактику или скопление галактик, при микролинзировании u значительно изменяется за короткий период времени. Соответствующая шкала времени называется временем Эйнштейна t E {\ displaystyle t_ {E}}t_{E}, и она задается временем, которое требуется линзе, чтобы пройти угловое расстояние θ E { \ displaystyle \ theta _ {E}}\theta _{E}относительно источника в небе. Для типичных событий микролинзирования t E {\ displaystyle t_ {E}}t_{E}составляет от нескольких дней до нескольких месяцев. Функция u (t) просто определяется теоремой Пифагора:

u (t) = u m i n 2 + (t - t 0 t E) 2. {\ displaystyle u (t) = {\ sqrt {u_ {min} ^ {2} + \ left ({\ frac {t-t_ {0}} {t_ {E}}} \ right) ^ {2}}) }.}{\displaystyle u(t)={\sqrt {u_{min}^{2}+\left({\frac {t-t_{0}}{ t_{E}}}\right)^{2}}}.}

Минимальное значение u, называемое u min, определяет пиковую яркость события.

В типичном событии микролинзирования кривая блеска хорошо подходит, если предположить, что источником является точка, линза представляет собой единую точечную массу и линза движется по прямой линии: точечный источник-точка линзовое приближение. В таких случаях единственным физически значимым параметром, который можно измерить, является шкала времени Эйнштейна t E {\ displaystyle t_ {E}}t_{E}. Поскольку эта наблюдаемая является вырожденной функцией массы линзы, расстояния и скорости, мы не можем определить эти физические параметры из одного события.

Однако в некоторых экстремальных событиях θ E {\ displaystyle \ theta _ {E}}\theta _{E}может быть измерено, в то время как другие экстремальные события могут исследовать дополнительный параметр: размер кольцо Эйнштейна в плоскости наблюдателя, известное как спроектированный радиус Эйнштейна: r ~ E {\ displaystyle {\ tilde {r}} _ {E}}{\tilde {r}}_{E}. Этот параметр описывает, как событие будет выглядеть по-разному для двух наблюдателей в разных местах, например, для спутникового наблюдателя. Спроектированный радиус Эйнштейна связан с физическими параметрами линзы и источника соотношением

r ~ E = 4 G M c 2 d S d L d S - d L. {\ displaystyle {\ tilde {r}} _ {E} = {\ sqrt {{\ frac {4GM} {c ^ {2}}} {\ frac {d_ {S} d_ {L}} {d_ {S } -d_ {L}}}}}.}{\displaystyle {\tilde {r}}_{E}={\sqrt {{\frac {4GM}{c^{2}}}{\frac {d_{S}d_{L} }{d_{S}-d_{L}}}}}.}

Математически удобно использовать обратные значения некоторых из этих величин. Это собственные движения Эйнштейна

μ → E = t E - 1 {\ displaystyle {\ vec {\ mu}} _ {E} = {t_ {E}} ^ {- 1}}{\vec {\mu }}_{E}={t_{E}}^{{-1}}

и параллакс Эйнштейна

π → E = r ~ E - 1. {\ displaystyle {\ vec {\ pi}} _ {E} = {{\ tilde {r}} _ {E}} ^ {- 1}.}{\displaystyle {\vec {\pi }}_{E}={{\tilde {r}}_{E }}^{-1}.}

Эти векторные величины указывают в направлении относительного движения линзы относительно источника. Некоторые экстремальные явления микролинзирования могут ограничивать только один компонент этих векторных величин. Если эти дополнительные параметры будут полностью измерены, физические параметры линзы могут быть решены, давая массу линзы, параллакс и собственное движение как

M = c 2 4 G θ E r ~ E, {\ displaystyle M = {\ гидроразрыв {c ^ {2}} {4G}} \ theta _ {E} {\ tilde {r}} _ {E},}{\displaystyle M ={\frac {c^{2}}{4G}}\theta _{E}{\tilde {r}}_{E},}
π L = π E θ E + π S, {\ displaystyle \ pi _ {L} = \ pi _ {E} \ theta _ {E} + \ pi _ {S},}{\displaystyle \pi _{L}=\pi _{E}\theta _{E}+\pi _{S},}
μ L = μ E θ E + μ S. {\ displaystyle \ mu _ {L} = \ mu _ {E} \ theta _ {E} + \ mu _ {S}.}{\displaystyle \mu _{L}=\mu _{E}\theta _{E}+\mu _{S}.}

Экстремальные события микролинзирования

В типичном событии микролинзирования Кривая блеска хорошо подходит, если предположить, что источник - это точка, линза - это единая точечная масса, а линза движется по прямой линии: приближение точечной линзы источник-точка. В таких случаях единственным физически значимым параметром, который можно измерить, является шкала времени Эйнштейна t E {\ displaystyle t_ {E}}t_{E}. Однако в некоторых случаях события можно проанализировать, чтобы получить дополнительные параметры угла Эйнштейна и параллакса: θ E {\ displaystyle \ theta _ {E}}\theta _{E}и π E { \ Displaystyle \ pi _ {E}}\pi _{E}. К ним относятся события с очень большим увеличением, бинарные линзы, события параллакса и xallarap, а также события, при которых линза видна.

События, дающие угол Эйнштейна

Хотя угол Эйнштейна слишком мал, чтобы его можно было непосредственно увидеть с наземного телескопа, для его наблюдения было предложено несколько методов.

Если линза проходит непосредственно перед звездой-источником, то конечный размер звезды-источника становится важным параметром. Звезду-источник следует рассматривать как диск на небе, а не точку, что нарушает приближение точечного источника и вызывает отклонение от традиционной кривой микролинзирования, которая длится столько времени, сколько линза пересекает источник, известное как конечная кривая блеска источника. Длину этого отклонения можно использовать для определения времени, необходимого линзе для пересечения диска звезды-источника t S {\ displaystyle t_ {S}}t_{S}. Если угловой размер источника θ S {\ displaystyle \ theta _ {S}}\theta _{S}известен, угол Эйнштейна можно определить как

θ E = θ S t E t S. {\ displaystyle \ theta _ {E} = \ theta _ {S} {\ frac {t_ {E}} {t_ {S}}}.}{\displaystyle \theta _{E}=\theta _{S}{\frac {t_{E}}{t_{S}}}.}

Эти измерения редки, поскольку они требуют крайнего выравнивания между источником и линзы. Они более вероятны, когда θ S / θ E {\ displaystyle \ theta _ {S} / \ theta _ {E}}\theta _{S}/\theta _{E}является (относительно) большим, т. Е. Для близлежащих гигантских источников с медленными -движение маломассивных линз близко к источнику.

В событиях с конечным источником разные части звезды-источника увеличиваются с разной скоростью в разное время во время события. Таким образом, эти события могут быть использованы для изучения затемнения к краю звезды-источника.

Двойные линзы

Если линза представляет собой двойную звезду с разделением примерно на радиус Эйнштейна, картина увеличения более сложная, чем в линзах одиночной звезды. В этом случае обычно есть три изображения, когда линза находится на расстоянии от источника, но есть диапазон выравнивания, при котором создаются два дополнительных изображения. Эти выравнивания известны как каустики. На этих юстировках увеличение источника формально бесконечно в приближении точечного источника.

Пересечение каустика в бинарных линзах может происходить с более широким диапазоном геометрии линз, чем в одиночной линзе. Подобно каустике источника с одной линзой, источнику требуется конечное время, чтобы пересечь каустику. Если это время пересечения каустики t S {\ displaystyle t_ {S}}t_{S}можно измерить, и если известен угловой радиус источника, то снова можно определить угол Эйнштейна.

Как и в случае одной линзы, когда увеличение источника формально бесконечно, двойные линзы, пересекающие каустику, будут увеличивать разные части звезды-источника в разное время. Таким образом, они могут исследовать структуру источника и его потемнение к краю.

Анимацию события бинарной линзы можно найти на этом видео на YouTube.

События, дающие параллакс Эйнштейна

В принципе, параллакс Эйнштейна можно измерить с помощью двух наблюдателей. одновременно наблюдать за событием из разных мест, например, с Земли и с дальнего космического корабля. Разница в усилении, наблюдаемая двумя наблюдателями, дает компонент π → E {\ displaystyle {\ vec {\ pi}} _ {E}}{\vec {\pi }}_{E}, перпендикулярный движению линзы, в то время как Разница во времени пикового усиления дает компоненту, параллельную движению линзы. Об этом прямом измерении недавно сообщили с помощью космического телескопа Спитцер. В крайних случаях различия могут быть даже измерены по небольшим различиям, наблюдаемым в телескопы в разных местах на Земле.

Более типично, параллакс Эйнштейна измеряется по нелинейному движению наблюдателя, вызванному вращением. земли о солнце. Впервые о нем сообщили в 1995 году, и с тех пор сообщалось о нескольких событиях. Параллакс в событиях с точечными линзами лучше всего измерять в событиях с длительным временным интервалом с большим π E {\ displaystyle \ pi _ {E}}\pi _{E}- от медленно движущихся линз малой массы, которые близко к наблюдателю.

Если исходная звезда является двойной звездой, то она тоже будет иметь нелинейное движение, которое также может вызвать небольшие, но заметные изменения кривой блеска. Этот эффект известен как Xallarap (параллакс в обратном порядке).

Обнаружение внесолнечных планет

Гравитационное микролинзирование внесолнечной планеты

Если линзирующий объект - звезда с планетой, вращающейся вокруг нее, это крайний пример события двойной линзы. Если источник пересекает каустику, отклонения от стандартного события могут быть большими даже для планет с малой массой. Эти отклонения позволяют нам сделать вывод о существовании и определить массу и разделение планеты вокруг линзы. Отклонения обычно длятся несколько часов или несколько дней. Поскольку сигнал наиболее сильный, когда самое сильное событие, события с большим увеличением являются наиболее многообещающими кандидатами для детального изучения. Обычно исследовательская группа уведомляет сообщество, когда обнаруживает, что происходит событие с большим увеличением. Группы последующего наблюдения затем интенсивно отслеживают текущее событие, надеясь получить хорошее освещение отклонения, если оно произойдет. Когда событие закончилось, кривая блеска сравнивается с теоретическими моделями, чтобы определить физические параметры системы. Параметры, которые могут быть определены непосредственно из этого сравнения, - это отношение масс планеты к звезде и отношение углового расстояния между звездой и планетой к углу Эйнштейна. Из этих соотношений, наряду с предположениями о звезде-линзе, можно оценить массу планеты и ее орбитальное расстояние.

Экзопланеты, обнаруженные с помощью микролинзирования, по годам, до 2014 года.

Первый успех этого метода был достигнут в 2003 году как OGLE, так и MOA события микролинзирования OGLE 2003 – BLG – 235 (или MOA 2003– BLG – 53). Объединив свои данные, они обнаружили, что наиболее вероятная масса планеты в 1,5 раза превышает массу Юпитера. По состоянию на апрель 2020 года этим методом было обнаружено 89 экзопланет. Известные примеры включают OGLE-2005-BLG-071Lb, OGLE-2005-BLG-390Lb, OGLE-2005-BLG-169Lb, две экзопланеты около OGLE-2006-BLG-109L и MOA-2007-BLG-192Lb. Примечательно, что на момент своего объявления в январе 2006 года планета OGLE-2005-BLG-390Lb, вероятно, имела самую низкую массу из всех известных экзопланет, вращающихся вокруг обычной звезды, со средней массой в 5,5 раза больше массы Земли и примерно в несколько раз больше. две неопределенности. Этот рекорд был оспорен в 2007 г. Gliese 581 c с минимальной массой в 5 масс Земли, а с 2009 г. Gliese 581 e является самой легкой из известных "обычных" экзопланет с минимальной массой 1,9 Земля. массы. В октябре 2017 года OGLE-2016-BLG-1190Lb, чрезвычайно массивная экзопланета (или, возможно, коричневый карлик ), примерно в 13,4 раза больше массы Юпитера,

Сравнивая этот метод обнаружения внесолнечных планет с другими методами, такими как транзитный метод, одно преимущество состоит в том, что интенсивность планетарного отклонения не так сильно зависит от массы планеты. как эффекты в других техниках. Это делает микролинзирование подходящим для поиска планет с малой массой. Он также позволяет обнаруживать планеты дальше от звезды-хозяина, чем большинство других методов. Одним из недостатков является то, что наблюдение за системой линз очень сложно после того, как событие закончилось, потому что требуется много времени, чтобы линза и источник были достаточно разделены для их разделения по отдельности.

A земная атмосферная линза, предложенная Ю Вангом в 1998 году, которая будет использовать атмосферу Земли в качестве большой линзы, также может напрямую отображать близлежащие потенциально обитаемые экзопланеты.

Эксперименты по микролинзированию

Там два основных типа экспериментов по микролинзированию. «Поисковые» группы используют изображения с большим полем для поиска новых событий микролинзирования. «Сопровождающие» группы часто координируют телескопы по всему миру, чтобы обеспечить интенсивное освещение избранных событий. Все первоначальные эксперименты носили несколько рискованные названия до образования группы PLANET. Есть текущие предложения по созданию новых специализированных спутников для микролинзирования или об использовании других спутников для изучения микролинзирования.

Поиск сотрудничества

Последующие совместные работы

Сотрудничество в области пиксельного линзирования галактики Андромеды

Предлагаемые спутниковые эксперименты

См. Также

Гравитационная линза

Земная атмосферная линза

Ссылки

Внешние ссылки

Последняя правка сделана 2021-05-22 05:28:22
Содержание доступно по лицензии CC BY-SA 3.0 (если не указано иное).
Обратная связь: support@alphapedia.ru
Соглашение
О проекте