Гравитационное микролинзирование

Гравитационное микролинзирование — 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 обнаружить только яркие объекты, излучающие много света ( звезды ), или крупные объекты, блокирующие фоновый свет (облака газа и пыли). Эти объекты составляют лишь незначительную часть массы галактики. Микролинзирование позволяет изучать объекты, излучающие мало света или вообще не излучающие его.

Гравитационное микролинзирование света далекой фоновой звезды проходящей мимо экзопланетой

Гравитационное микролинзирование света далекой фоновой звезды проходящей экзопланетой с родительской звездой

Когда далекая звезда или квазар достаточно выровнена с массивным компактным объектом на переднем плане, изгиб света из-за ее гравитационного поля, как обсуждал Альберт Эйнштейн в 1915 году, приводит к двум искаженным изображениям (обычно неразрешенным ), что приводит к наблюдаемому увеличению. Временной масштаб временного прояснения зависит от массы объекта переднего плана, а также от относительного собственного движения между фоновым «источником» и объектом «линзой» переднего плана.

Идеально выровненные микролинзы создают четкий буфер между излучением линзы и исходными объектами. Он увеличивает удаленный источник, раскрывая его или увеличивая его размер и/или яркость. Это позволяет изучать популяцию слабых или темных объектов, таких как коричневые карлики , красные карлики , планеты , белые карлики , нейтронные звезды , черные дыры и массивные компактные объекты-гало . Такое линзирование работает на всех длинах волн, увеличивая и создавая широкий диапазон возможных искажений для удаленных объектов-источников, излучающих любые виды электромагнитного излучения.

Микролинзирование изолированным объектом было впервые обнаружено в 1989 году. С тех пор микролинзирование используется для определения природы темной материи , обнаружения экзопланет , изучения потемнения кромок далеких звезд, ограничения популяции двойных звезд и ограничения структуры Млечного моря. Диск Уэя. Микролинзирование также было предложено как средство поиска темных объектов, таких как коричневые карлики и черные дыры, изучения звездных пятен , измерения вращения звезд и исследования квазаров. включая их аккреционные диски . Микролинзирование было использовано в 2018 году для обнаружения Икара , самой далекой звезды из когда-либо наблюдавшихся.

Как это работает

Микролинзирование основано на эффекте гравитационной линзы . Массивный объект (линза) будет преломлять свет яркого фонового объекта (источника). Это может привести к созданию нескольких искаженных, увеличенных и ярких изображений источника фона.

Микролинзирование вызывается тем же физическим эффектом, что и сильное гравитационное линзирование и слабое гравитационное линзирование, но его изучают совершенно разными методами наблюдения. При сильном и слабом линзировании масса линзы достаточно велика (масса галактики или скопления галактик), поэтому смещение света линзой можно разрешить с помощью телескопа высокого разрешения, такого как космический телескоп Хаббла . При микролинзировании масса линзы слишком мала (масса планеты или звезды), чтобы можно было легко наблюдать смещение света, но видимое увеличение яркости источника все же можно обнаружить. В такой ситуации линза пройдет мимо источника за разумное время: от секунд до лет, а не за миллионы лет. По мере изменения выравнивания меняется видимая яркость источника, и это можно отслеживать, чтобы обнаружить и изучить событие. Таким образом, в отличие от сильных и слабых гравитационных линз, микролинзирование является временным астрономическим событием с точки зрения человеческого времени. таким образом, это предмет астрономии во временной области .

В отличие от сильного и слабого линзирования, ни одно наблюдение не может установить наличие микролинзирования. Вместо этого рост и падение яркости источника необходимо отслеживать с течением времени с помощью фотометрии . Эта функция зависимости яркости 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 извлечь только один физический параметр: масштаб времени, который связан с массой линзы, расстоянием и скоростью. Однако есть несколько эффектов, которые способствуют форме более атипичных явлений линзирования:

• Распределение массы линз. Если масса линзы не сосредоточена в одной точке, кривая блеска может сильно отличаться, особенно в случае пересечения каустики , которые могут демонстрировать сильные всплески кривой блеска. При микролинзировании это можно увидеть, когда линза представляет собой двойную звезду или планетную систему .
• Конечный размер источника. В чрезвычайно ярких или быстро меняющихся событиях микролинзирования, таких как события пересечения каустики, звезду-источник нельзя рассматривать как бесконечно малую точку света: размер диска звезды и даже затемнение края могут изменить экстремальные характеристики.
• Параллакс . В случае событий, продолжающихся несколько месяцев, движение Земли вокруг Солнца может привести к небольшому изменению выравнивания, что повлияет на кривую блеска.

Основное внимание в настоящее время уделяется более необычным событиям микролинзирования, особенно тем, которые могут привести к открытию внесолнечных планет.

Другой способ получить больше информации о событиях микролинзирования включает измерение астрометрических сдвигов в положении источника во время события. и даже разрешение отдельных изображений с помощью интерферометрии . Первое успешное разрешение микролинзированных изображений было достигнуто с помощью инструмента GRAVITY на интерферометре очень большого телескопа (VLTI) . Когда два изображения источника не разрешены (то есть не обнаруживаются отдельно доступными инструментами), измеренное положение представляет собой среднее из двух положений, взвешенное по их яркости. Это называется положением центроида . Если источник находится, скажем, далеко «справа» от линзы, то одно изображение будет очень близко к истинному положению источника, а другое будет очень близко к линзе с ее левой стороны и очень маленькое или тусклый. В этом случае центр тяжести находится практически в том же положении, что и источник. Если положение источника на небе близко к положению объектива и справа, основное изображение будет немного правее истинного положения источника, а центроид будет правее истинного положения. Но по мере того, как источник приближается в небе к положению линзы, два изображения становятся симметричными и равными по яркости, а центр тяжести снова оказывается очень близко к истинному положению источника. При идеальном выравнивании центроид находится точно в том же положении, что и источник (и линза). В этом случае будет не два изображения, а одно. Кольцо Эйнштейна вокруг линзы.

Наблюдение микролинзирования

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

На практике, поскольку необходимое выравнивание очень точное и трудно предсказуемое, микролинзирование встречается очень редко. Поэтому события обычно обнаруживаются с помощью обзоров , которые фотометрически отслеживают десятки миллионов потенциальных звезд-источников каждые несколько дней в течение нескольких лет. Плотными фоновыми полями, подходящими для таких обзоров, являются близлежащие галактики, такие как Магеллановы Облака и галактика Андромеды, а также балдж Млечного Пути.

События микролинзирования на карте галактики, наблюдаемые GAIA с 2014 по 2018 год. (Таймер в левом нижнем углу)

В каждом случае изучаемая популяция линз включает в себя объекты между Землей и исходным полем: для балджа популяция линз — это звезды диска Млечного Пути, а для внешних галактик популяция линз — гало Млечного Пути, а также объекты в самой другой галактике. Плотность, масса и расположение объектов в этих популяциях линз определяют частоту микролинзирования вдоль луча зрения, которая характеризуется величиной, известной как оптическая глубина из-за микролинзирования. (Это не следует путать с более распространенным значением оптической глубины , хотя оно имеет некоторые общие свойства.) Оптическая глубина — это, грубо говоря, средняя доля 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 БМО составляет 1,2 × 10. ⁻⁷ , а оптическая толщина в сторону выпуклости — 2,43×10. ⁻⁶ или примерно 1 на 400 000.

Поиск осложняется тем фактом, что на каждую звезду, подвергающуюся микролинзированию, приходится тысячи звезд, яркость которых меняется по другим причинам (около 2% звезд в типичном исходном поле являются естественными переменными звездами ) и других переходных событий (таких как новые и supernovae ), и их необходимо отсеять, чтобы найти настоящие события микролинзирования. После того, как происходящее событие микролинзирования было идентифицировано, программа мониторинга, которая его обнаруживает, часто предупреждает сообщество о его открытии, так что другие специализированные программы могут следить за событием более интенсивно, надеясь найти интересные отклонения от типичной кривой блеска. Это связано с тем, что эти отклонения – особенно связанные с экзопланетами – требуют выявления ежечасного мониторинга, который программы исследования не могут обеспечить, продолжая поиск новых событий. Вопрос о том, как расставить приоритеты происходящих событий для детального наблюдения при ограниченных ресурсах наблюдения, сегодня очень важен для исследователей микролинзирования.

История

Уже в своей книге «Запросы » (запрос номер 1), выходившей с 1704 по 1718 год, Исаак Ньютон задавался вопросом, может ли луч света 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 предсказывал фон Зольднер. Предсказание Эйнштейна было подтверждено экспедицией 1919 года под руководством Артура Эддингтона , которая стала большим первым успехом общей теории относительности. В 1924 году Орест Чвольсон обнаружил, что с помощью линз можно получить несколько изображений звезды. Правильное предсказание сопутствующего увеличения яркости источника, лежащее в основе микролинзирования, было опубликовано в 1936 году Эйнштейном. Поскольку необходимость выравнивания маловероятна, он пришел к выводу, что «нет больших шансов наблюдать это явление». Современная теоретическая основа гравитационного линзирования была создана работами Ю. Климова (1963), Сиднея Либеса (1964) и Сьюра Рефсдала (1964).

Гравитационное линзирование впервые наблюдалось в 1979 году в форме квазара, линзированного галактикой на переднем плане. В том же году Кёнге Чанг и Сьюр Рефсдал показали, что отдельные звезды в галактике-линзе могут действовать как меньшие линзы внутри главной линзы, заставляя изображения исходного квазара колебаться во временном масштабе в несколько месяцев, также известном как линза Чанга-Рефсдала . Затем Питер Дж. Янг понял, что анализ необходимо расширить, чтобы учесть одновременное влияние многих звезд. Богдан Пачинский впервые использовал 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 одного из четырех изображений квазара « Крест Эйнштейна » в объективе Хухры .

В 1986 году Пачинский предложил использовать микролинзирование для поиска темной материи в виде массивных компактных объектов гало ( MAHO ) в галактическом гало , наблюдая фоновые звезды в соседней галактике. Две группы физиков элементарных частиц, работающих над темной материей, услышали его выступления и объединились с астрономами, чтобы сформировать англо-австралийскую коллаборацию MACHO и французскую коллаборацию EROS.

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

В 1991 году 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 Пачинский основал Эксперимент по оптическому гравитационному линзированию , который начал поиск событий в направлении галактической выпуклости . О первых двух событиях микролинзирования в направлении Большого Магелланова Облака , которые могли быть вызваны темной материей, сообщил Nature . MACHO в двух подряд статьях и ЭРОС в 1993 г. и в последующие годы события продолжали регистрироваться. В это время Сунь Хон Ри работал над теорией микролинзирования экзопланет для событий из обзора. Сотрудничество MACHO закончилось в 1999 году. Их данные опровергли гипотезу о том, что 100% темного гало составляют MACHO, но они обнаружили значительное необъяснимое превышение массы гало примерно на 20%, которое могло быть связано с MACHO или линзами в Большом Само Магелланово Облако.

Впоследствии EROS опубликовал еще более строгие верхние пределы для MACHO. и в настоящее время неясно, существует ли вообще какое-либо избыточное микролинзирование гало, которое могло бы быть связано с темной материей. Проект SuperMACHO, реализуемый в настоящее время, направлен на поиск линз, отвечающих за результаты MACHO.

Несмотря на то, что микролинзирование не решило проблему темной материи, оно оказалось полезным инструментом для многих приложений. Сотни событий микролинзирования обнаруживаются ежегодно в направлении галактического выступа , где оптическая глубина микролинзирования (из-за звезд в галактическом диске) примерно в 20 раз больше, чем через галактическое гало. В 2007 году проект OGLE определил 611 кандидатов на мероприятия, а проект MOA (сотрудничество Японии и Новой Зеландии) выявлено 488 (хотя не все кандидаты оказываются событиями микролинзирования, и между двумя проектами существует значительное совпадение). В дополнение к этим исследованиям реализуются последующие проекты по детальному изучению потенциально интересных происходящих событий, прежде всего с целью обнаружения внесолнечных планет. К ним относятся MiNDSTEp, РобоНет, МикроFUN и ПЛАНЕТА.

В сентябре 2020 года астрономы, использующие методы микролинзирования, сообщили об обнаружении впервые массой Земли планеты-изгоя , не ограниченной какой-либо звездой и свободно плавающей в галактике Млечный Путь .

Микролинзирование не только увеличивает источник, но и меняет его видимое положение. Продолжительность этого увеличения больше, чем у увеличения, и ее можно использовать для определения массы линзы. В 2022 году сообщалось, что этот метод был использован для первого однозначного обнаружения изолированной черной дыры звездной массы с использованием наблюдений космического телескопа Хаббла за шесть лет, начиная с августа 2011 года, вскоре после обнаружения события микролинзирования. Черная дыра имеет массу примерно в 7 раз больше солнечной массы и находится на расстоянии около 1,6 килопарсека (5,2 километров) в Стрельце , тогда как звезда находится на расстоянии около 6 килопарсеков (20 километров). В нашей галактике существуют миллионы изолированных черных дыр, и, будучи изолированными, из их окружения испускается очень мало излучения, поэтому их можно обнаружить только с помощью микролинзирования. Авторы ожидают, что многие другие будут обнаружены с помощью будущих инструментов, в частности, римского космического телескопа Нэнси Грейс и обсерватории Веры К. Рубин .

Математика

Математика микролинзирования, наряду с современными обозначениями, описана Гулдом. и в этом разделе мы используем его обозначения, хотя другие авторы использовали другие обозначения. Радиус Эйнштейна , также называемый углом Эйнштейна, представляет собой угловой радиус кольца Эйнштейна в случае идеального выравнивания. Это зависит от массы линзы M, расстояния линзы d _L и расстояния источника d _S :

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

Для M, равного 60 массам Юпитера , d _L = 4000 парсек и d _S = 8000 парсек (типично для события микролинзирования Балджа), радиус Эйнштейна составляет 0,00024 угловых секунды. ( угол, стягиваемый 1 а.е. при 4000 парсеках). Для сравнения, идеальные наземные наблюдения имеют угловое разрешение около 0,4 угловых секунд, что в 1660 раз больше. С $\theta _{E}$ настолько мал, что обычно не наблюдается при типичном событии микролинзирования, но его можно наблюдать в некоторых экстремальных событиях, как описано ниже.

Хотя не существует четкого начала или конца события микролинзирования, принято считать, что событие длится до тех пор, пока угловое расстояние между источником и линзой меньше $\theta _{E}$. Таким образом, продолжительность события определяется временем, за которое видимое движение линзы в небе преодолевает угловое расстояние. $\theta _{E}$. Радиус Эйнштейна также имеет тот же порядок величины, что и угловое расстояние между двумя линзированными изображениями и астрометрический сдвиг положений изображений на протяжении всего процесса микролинзирования.

Во время микролинзирования яркость источника усиливается на коэффициент усиления A. Этот коэффициент зависит только от близости расположения наблюдателя, линзы и источника. Безразмерное число u определяется как угловое расстояние линзы и источника, деленное на $\theta _{E}$. Коэффициент усиления выражается через эту величину:

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

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 по мере увеличения 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 оказывает никакого эффекта. 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 бесконечна. На практике объекты реального мира не являются точечными источниками, и эффекты конечного размера источника будут устанавливать предел тому, насколько велико усиление может возникнуть при очень близком совмещении. но некоторые события микролинзирования могут вызвать увеличение яркости в сотни раз.

В отличие от гравитационного макролинзирования, где линзой является галактика или скопление галактик, при микролинзировании u существенно меняется за короткий период времени. Соответствующая шкала времени называется временем Эйнштейна. $t_{E}$, и оно определяется временем, за которое линза проходит угловое расстояние $\theta _{E}$ относительно источника на небе. Для типичных событий микролинзирования $t_{E}$ составляет от нескольких дней до нескольких месяцев. Функция u(t) просто определяется по теореме Пифагора:

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

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

В типичном случае микролинзирования кривая блеска хорошо соответствует, если предположить, что источник представляет собой точку, линза представляет собой единую точечную массу и линза движется по прямой линии: приближение точечный источник-точечная линза . В этих событиях единственным физически значимым параметром, который можно измерить, является эйнштейновская шкала времени. $t_{E}$. Поскольку эта наблюдаемая является вырожденной функцией массы, расстояния и скорости линзы, мы не можем определить эти физические параметры по одному событию.

Однако в некоторых экстремальных случаях $\theta _{E}$ могут быть измеримы, в то время как другие экстремальные события могут исследовать дополнительный параметр: размер кольца Эйнштейна в плоскости наблюдателя, известный как прогнозируемый радиус Эйнштейна : ${\tilde {r}}_{E}$. Этот параметр описывает, насколько событие будет отличаться от двух наблюдателей в разных местах, например, от наблюдателя со спутника. Проецируемый радиус Эйнштейна связан с физическими параметрами линзы и источника соотношением

${\tilde {r}}_{E}={\sqrt {{\frac {4GM}{c^{2}}}{\frac {d_{S}d_{L}}{d_{S}-d_{L}}}}}.$

Математически удобно использовать обратные значения некоторых из этих величин. Это собственное движение Эйнштейна

${\vec {\mu }}_{E}={t_{E}}^{-1}$

Эйнштейна и параллакс

${\vec {\pi }}_{E}={{\tilde {r}}_{E}}^{-1}.$

Эти векторные величины указывают направление относительного движения линзы относительно источника. Некоторые экстремальные события микролинзирования могут ограничить только один компонент этих векторных величин. Если эти дополнительные параметры будут полностью измерены, физические параметры линзы можно будет решить, получив массу линзы, параллакс и собственное движение как

$M={\frac {c^{2}}{4G}}\theta _{E}{\tilde {r}}_{E},$

$\pi _{L}=\pi _{E}\theta _{E}+\pi _{S},$

$\mu _{L}=\mu _{E}\theta _{E}+\mu _{S}.$

Экстремальные события микролинзирования

В типичном случае микролинзирования кривая блеска хорошо соответствует, если предположить, что источник представляет собой точку, линза представляет собой единственную точечную массу и линза движется по прямой линии: приближение точечный источник-точечная линза . В этих событиях единственным физически значимым параметром, который можно измерить, является эйнштейновская шкала времени. $t_{E}$. Однако в некоторых случаях события можно проанализировать, чтобы получить дополнительные параметры угла Эйнштейна и параллакса: $\theta _{E}$ и $\pi _{E}$. К ним относятся события с очень большим увеличением, бинарные линзы, параллакс и события ксалларап, а также события, когда линза видна.

События, приводящие к углу Эйнштейна

Хотя угол Эйнштейна слишком мал, чтобы его можно было непосредственно увидеть в наземный телескоп, было предложено несколько методов его наблюдения.

Если линза проходит прямо перед звездой-источником, то важным параметром становится конечный размер звезды-источника. Звезду-источник следует рассматривать как диск на небе, а не как точку, что нарушает приближение точечного источника и вызывает отклонение от традиционной кривой микролинзирования, которое длится столько же, сколько время, в течение которого линза пересекает источник, известное как конечная кривая блеска источника . По длине этого отклонения можно определить время, необходимое линзе для пересечения диска звезды-источника. $t_{S}$. Если угловой размер источника $\theta _{S}$ известен, угол Эйнштейна можно определить как

$\theta _{E}=\theta _{S}{\frac {t_{E}}{t_{S}}}.$

Эти измерения редки, поскольку требуют строгого выравнивания источника и линзы. Они более вероятны, когда $\theta _{S}/\theta _{E}$ (относительно) велика, т.е. для близлежащих гигантских источников с медленно движущимися линзами малой массы вблизи источника.

В событиях с конечным источником разные части звезды-источника увеличиваются с разной скоростью в разное время во время события. Таким образом, эти события можно использовать для изучения потемнения к краю звезды-источника.

Бинарные линзы

Если линза представляет собой двойную звезду с расстоянием примерно в радиус Эйнштейна, картина увеличения более сложная, чем в линзах одиночной звезды. В этом случае обычно имеется три изображения, когда объектив удален от источника, но существует диапазон выравниваний, при котором создаются два дополнительных изображения. Эти выравнивания известны как каустики . При таких выравниваниях увеличение источника формально бесконечно в приближении точечного источника.

Каустические пересечения в бинарных линзах могут происходить при более широком диапазоне геометрии линз, чем в одиночной линзе. Подобно каустике источника с одной линзой, источнику требуется конечное время, чтобы пересечь каустику. Если это время пересечения каустика $t_{S}$ можно измерить, и если известен угловой радиус источника, то снова можно определить угол Эйнштейна.

Как и в случае с одной линзой, когда увеличение источника формально бесконечно, двойные линзы с каустическим пересечением будут увеличивать разные части звезды-источника в разное время. Таким образом, они могут исследовать структуру источника и затемнение его края.

События, вызывающие параллакс Эйнштейна

В принципе, параллакс Эйнштейна можно измерить, если два наблюдателя одновременно наблюдают за событием из разных мест, например, с Земли и с удаленного космического корабля. Разница в усилении, наблюдаемая двумя наблюдателями, дает компонент ${\vec {\pi }}_{E}$ перпендикулярно движению линзы, в то время как разница во времени пикового усиления дает компонент, параллельный движению линзы. Об этом прямом измерении сообщалось с помощью космического телескопа «Спитцер» . В крайних случаях различия можно даже измерить по небольшим различиям, наблюдаемым в телескопы в разных местах на Земле, то есть по земному параллаксу.

Параллакс Эйнштейна также можно измерить через орбитальный параллакс; движение наблюдателя, вызванное вращением Земли вокруг Солнца и Солнца через Галактику, означает, что событие микролинзирования наблюдается под разными углами в каждую эпоху наблюдения. Впервые об этом сообщили в 1995 году. и с тех пор о нем сообщалось в нескольких событиях. Параллакс в событиях с точечной линзой лучше всего измерять для событий длительного масштаба с большой $\pi _{E}$, то есть. от медленно движущихся линз малой массы, находящихся близко к наблюдателю.

Если звезда-источник является двойной звездой , то она тоже будет иметь дополнительное относительное движение, что также может вызвать заметные изменения в кривой блеска. Этот эффект известен как Ксалларап (параллакс, написанный наоборот).

Обнаружение внесолнечных планет

Смотрите также: Методы обнаружения внесолнечных планет § Гравитационное микролинзирование.

Гравитационное микролинзирование внесолнечной планеты

Если линзирующим объектом является звезда, вокруг которой вращается планета, это крайний пример явления 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 расстояние планеты вокруг линзы. Отклонения обычно длятся несколько часов или несколько дней. Поскольку сигнал сильнее всего тогда, когда сильнее само событие, события с большим увеличением являются наиболее многообещающими кандидатами для детального изучения. Обычно исследовательская группа уведомляет сообщество, когда обнаруживает происходящее событие с большим увеличением. Затем группы последующего наблюдения интенсивно отслеживают происходящее событие, надеясь получить хорошее освещение отклонения, если оно произойдет. По завершении события кривая блеска сравнивается с теоретическими моделями, чтобы определить физические параметры системы. Параметры, которые можно определить непосредственно из этого сравнения, - это отношение масс планеты к звезде и отношение углового расстояния между звездой и планетой к углу Эйнштейна. Из этих соотношений, а также предположений о звезде-линзе можно оценить массу планеты и ее орбитальное расстояние.

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

Первый успех этого метода был достигнут в 2003 году как OGLE, так и MOA в рамках 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 обнаружено 89 экзопланет. Известные примеры включают OGLE-2005-BLG-071Lb , ОГЛЕ-2005-BLG-390Lb , ОГЛЕ-2005-BLG-169Lb , две экзопланеты вокруг OGLE-2006-BLG-109L , и MOA-2007-BLG-192Lb . Примечательно, что на момент объявления в январе 2006 года планета OGLE-2005-BLG-390Lb, вероятно, имела самую низкую массу среди всех известных экзопланет, вращающихся вокруг обычной звезды, со средней массой, в 5,5 раза превышающей массу Земли, что примерно в один раз больше массы Земли. две неопределенности. Этот рекорд был оспорен в 2007 году Gliese 581 c с минимальной массой в 5 масс Земли, а с 2009 года Gliese 581 e является самой легкой из известных «обычных» экзопланет с минимальной массой 1,9 массы Земли. В октябре 2017 года сообщалось об OGLE-2016-BLG-1190Lb , чрезвычайно массивной экзопланете (или, возможно, коричневом карлике ), примерно в 13,4 раза превышающей массу Юпитера .

Сравнивая этот метод обнаружения экзопланет с другими методами, такими как метод транзита , одним из преимуществ является то, что интенсивность отклонения планет не зависит от массы планеты так сильно, как эффекты других методов. Это делает микролинзирование хорошо подходящим для поиска планет малой массы. Он также позволяет обнаруживать планеты дальше от родительской звезды, чем большинство других методов. Одним из недостатков является то, что отслеживание системы линз после окончания события очень затруднено, поскольку требуется много времени, чтобы линза и источник были достаточно разделены, чтобы разрешить их отдельно.

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

Эксперименты по микролинзированию

Существует два основных типа экспериментов по микролинзированию. «Поисковые» группы используют изображения большого поля зрения для поиска новых событий микролинзирования. Группы «последующего наблюдения» часто координируют работу телескопов по всему миру, чтобы обеспечить интенсивное освещение избранных событий. Все первоначальные эксперименты имели несколько рискованные названия до образования группы «ПЛАНЕТА». В настоящее время существуют предложения о создании новых специализированных спутников микролинзирования или использовании других спутников для изучения микролинзирования.

Поиск сотрудничества

• Алард; Мао; Гвиберт (1995). «Объект DUO 2: новый кандидат на бинарные линзы». Астрономия и астрофизика . 300 : Л17. arXiv : astro-ph/9506101 . Бибкод : 1995A&A...300L..17A . Поиск выпуклости по фотопластинке.
• Experience de Recherche des Objets Sombres (EROS) (1993–2002 гг.) В основном французское сотрудничество. EROS1: Поиск LMC по фотографическим пластинкам: EROS2: Поиск LMC, SMC, выпуклостей и спиральных рукавов с помощью ПЗС-матрицы.
• МАЧО (1993–1999) Сотрудничество Австралии и США. ПЗС-поиск балджа и ЛМК.
• Эксперимент по оптическому гравитационному линзированию (OGLE) (1992 –), польское сотрудничество, основанное Пачинским и Удальским . Специальный 1,3-метровый телескоп в Чили, которым управляет Варшавский университет. Цели на балдже и Магеллановом облаке.
• Микролинзовые наблюдения в астрофизике (MOA) (1998 –), сотрудничество Японии и Новой Зеландии. Специальный 1,8-метровый телескоп в Новой Зеландии. Цели на балдже и Магеллановом облаке.
• SuperMACHO (2001 – ), преемник коллаборации MACHO, использовал 4-метровый телескоп CTIO для изучения слабых микролинз LMC.

Последующее сотрудничество

• Сеть по исследованию аномалий линзирования (PLANET) Многонациональное сотрудничество.
• MicroFUN , Сеть наблюдения за микролинзированием
• Поиск планеты с помощью микролинзирования (MPS). Архивировано 23 апреля 1999 г. в Wayback Machine.
• Сеть микролинзирования для обнаружения малых экзопланет земной группы, МиНДСТЕп
• РобоНет. Поиск планет с помощью глобальной сети роботов-телескопов

Пиксельное линзирование галактики Андромеды

• МЕГА
• АГАПЕ (на французском языке)
• WeCAPP
• Проект Ангстрем
• ПЛАН. Архивировано 22 июля 2011 г. в Wayback Machine.

Предлагаемые спутниковые эксперименты

• Телескоп для исследования галактических экзопланет (GEST). Архивировано 16 мая 2001 г. на Wayback Machine.
• Ключевой проект SIM Microlensing Key должен был использовать чрезвычайно высокоточную астрометрию спутника Space Interferometry Mission, чтобы преодолеть вырождение микролинз и измерить массу, расстояние и скорость линз. Запуск спутника несколько раз откладывался и, наконец, был отменен в 2010 году.
• , Римский космический телескоп Нэнси Грейс готовит который НАСА к запуску в середине 2020-х годов, будет включать в себя исследование микролинзирования наряду с несколькими другими исследованиями. Демографические данные микролинзирования дополнят данные миссий Кеплер и TESS , с большей чувствительностью к таким планетам, как Земля и Марс, которые, скорее всего, будут каменистыми планетами в обитаемой зоне своих солнц.

См. также

• Гравитационная линза
• OGLE-2019-BLG-0960Lb
• Земная атмосферная линза

Внешние ссылки

• Обнаружена планета, в пять раз массивнее Земли, вращающаяся вокруг звезды на расстоянии 20 000 световых лет от Земли.
• гравитационное линзирование (анимация) - линза с двойной точечной массой на YouTube