Astronomija

Gravitacijsko leče

Gravitacijsko leče


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Bral sem o gravitacijskem lečenju. Zanimalo me je, ali obstajajo formule ali metode za iskanje kota, pod katerim se svetloba odbije močna gravitacijsko leče?

In kako daleč bi moral biti prisoten ta masivni predmet, da bi lahko opazovali več podob opazovanega predmeta?


Absolutno: $$ theta = frac {4GM} {c ^ 2b}, $$ kje $ theta $ je kot upogibanja, $ G $ je gravitacijska konstanta, $ M $ je masa zvezde / črne luknje / karkoli, $ c $ je hitrost svetlobe in $ b $ je "parameter udarca", razdalja od svetlobnega žarka do središča mase na njegovem najbližjem pristopu, če ta NI bil odklonjen (tj. $ b = 0 $ za vpliv).


Gravitacijsko leče

Gravitacijsko leče opazimo, ko svetlobo zvezde ali galaksije odkloni gravitacija masivnega predmeta, običajno galaksije ali kopice galaksij. Ko je ta objekt postavljen na vidno polje med nami in virom svetlobe, pojav povzroči več slik predmeta v ozadju, ki so hkrati popačene in povečane. Glavni raziskovalni cilj skupine gravitacijskih leč na ASTRONU je raziskati porazdelitev snovi (svetleče in temne) v oddaljenih galaksijah in raziskati visoko rdeče premikanje vesolja z uporabo leč kot naravnih teleskopov.


Vsebina

Microlensing temelji na učinku gravitacijske leče. Masivni predmet (leča) bo upognil svetlobo predmeta v ozadju (vir). To lahko ustvari več popačenih, povečanih in osvetljenih slik vira v ozadju. [9]

Mikroobjelitev povzroča enak fizični učinek kot močna leča in šibka leča, vendar jo preučujejo z zelo različnimi opazovalnimi tehnikami. Pri močnem in šibkem lečenju je masa leče dovolj velika (masa galaksije ali jate galaksij), da je mogoče premik svetlobe z lečo rešiti s teleskopom visoke ločljivosti, kot je vesoljski teleskop Hubble. Pri mikroobjemanju je masa leče prenizka (masa planeta ali zvezde), da bi jo bilo mogoče zlahka opazovati, vendar je mogoče vseeno zaznati navidezno posvetlitev vira. V takšnih razmerah bo leča šla mimo vira v razumnem času, namesto v milijonih letih, v sekundah in letih. Ko se poravnava spremeni, se navidezna svetlost vira spremeni in to lahko spremljamo, da zaznamo in preučimo dogodek. V nasprotju z močnimi in šibkimi gravitacijskimi lečami je mikroobljubljanje prehodni astronomski dogodek s perspektive človeškega časovnega okvira. [10]

V nasprotju z močnim in šibkim lečenjem nobeno opazovanje ne more ugotoviti, da se pojavlja mikrolečenje. Namesto tega je treba s pomočjo fotometrije sčasoma spremljati dvig in padec svetlosti vira. Ta funkcija svetlosti glede na čas je znana kot svetlobna krivulja. Tipična svetlobna krivulja mikroobjemanja je prikazana spodaj:

Tipičen dogodek mikroobjemanja, kot je ta, je zelo preproste oblike in iz njega je mogoče izluščiti le en fizični parameter: časovno lestvico, ki je povezana z maso, razdaljo in hitrostjo leče. Obstaja pa več učinkov, ki prispevajo k obliki bolj netipičnih dogodkov leče:

  • Porazdelitev mase leče. Če masa leče ni skoncentrirana v eni sami točki, se lahko svetlobna krivulja močno razlikuje, zlasti pri kavstičnih križiščih, ki lahko kažejo močne konice svetlobne krivulje. Pri mikroobjemanju je to mogoče videti, če je leča binarna zvezda ali planetarni sistem.
  • Končna velikost vira. V izjemno svetlih ali hitro spreminjajočih se dogodkih mikroobjemanja, na primer pri pretrganih jedeh, izvorne zvezde ni mogoče obravnavati kot neskončno majhno svetlobno točko: velikost zvezdnega diska in celo zatemnitev udov lahko spremenijo skrajne lastnosti. . Za mesečne dogodke lahko gibanje Zemlje okoli Sonca povzroči, da se poravnava nekoliko spremeni, kar vpliva na svetlobno krivuljo.

Trenutno se največ osredotoča na bolj nenavadne dogodke mikroobjemanja, zlasti tiste, ki bi lahko privedli do odkritja zunaj sončnih planetov. Drug način za pridobivanje več informacij o dogodkih mikroobjemanja vključuje merjenje astrometričnih premikov v izvornem položaju med dogodkom [11] in celo ločevanje posnetkov z interferometrijo. [12] Prva uspešna ločljivost slik z mikroobjektivi je bila dosežena z instrumentom GRAVITY na zelo velikem teleskopskem interferometru (VLTI). [13]

V praksi, ker je potrebna uskladitev tako natančna in težko napovedljiva, je mikroobjemanje zelo redko. Dogodke zato običajno najdemo v raziskavah, ki fotometrično spremljajo desetine milijonov potencialnih izvornih zvezd vsakih nekaj dni v nekaj letih. Gosta ozadna polja, primerna za takšne raziskave, so bližnje galaksije, kot so Magellanovi oblaki in galaksija Andromeda ter izboklina Rimske ceste. V vsakem primeru preučevana populacija leč vključuje predmete med Zemljo in poljem vira: za izboklino so populacije leč zvezde diska Rimske ceste, za zunanje galaksije pa populacija leč halo Rimske ceste, pa tudi predmeti v drugi galaksiji. Gostota, masa in lokacija predmetov v teh populacijah leč določa pogostost mikroobjemanja vzdolž te vidne črte, za katero je značilna vrednost, znana kot optična globina zaradi mikroobježanja. (Tega ne gre zamenjevati s splošnejšim pomenom optične globine, čeprav ima nekatere lastnosti.) Optična globina je, grobo rečeno, povprečni delež izvornih zvezd, ki so v določenem času pod mikrolezovanjem, ali enako verjetnost, da določena izvorna zvezda se v določenem času leči. Projekt MACHO je ugotovil, da je optična globina proti LMC 1,2 × 10 −7, [16] in optična globina proti izboklini 2,43 × 10 −6 ali približno 1 na 400 000. [17]

Iskanje otežuje dejstvo, da se na vsako zvezdo, ki je pod mikroobjemanjem, na tisoče zvezd spreminja v svetlosti iz drugih razlogov (približno 2% zvezd v značilnem izvornem polju so naravno spremenljive zvezde) in drugih prehodnih dogodkov (na primer nova in supernove) in jih je treba izločiti, da bi našli resnične dogodke mikroobjemanja. Po ugotovljenem dogodku mikroobjemanja nadzorni program, ki ga zazna, pogosto opozori skupnost na svoje odkritje, tako da lahko drugi specializirani programi bolj intenzivno spremljajo dogodek v upanju, da bodo našli zanimiva odstopanja od tipične svetlobne krivulje. To je zato, ker ta odstopanja - zlasti tista zaradi eksoplanetov - zahtevajo urno spremljanje, ki ga anketni programi med iskanjem novih dogodkov ne morejo zagotoviti. Vprašanje, kako razvrstiti dogodke v teku za podrobno spremljanje z omejenimi viri za opazovanje, je danes zelo pomembno za raziskovalce mikroobljubljanja.

Leta 1704 je Isaac Newton predlagal, da bi lahko svetlobni žarek odklonil gravitacija. [ navedba potrebna ] Leta 1801 je Johann Georg von Soldner izračunal količino odklona svetlobnega žarka od zvezde pod Newtonovo gravitacijo. Leta 1915 je Albert Einstein pravilno napovedal količino deformacije v okviru Splošne relativnosti, ki je bila dvakrat večja od napovedane von Soldnerja. Einsteinovo napoved je potrdila ekspedicija iz leta 1919, ki jo je vodil Arthur Eddington, kar je bil velik zgodnji uspeh Splošne relativnosti. [18] Leta 1924 je Orest Chwolson ugotovil, da lahko leče ustvarijo več podob zvezde. Pravilno napoved sočasnega osvetljevanja vira, osnove za mikroobjemanje, je leta 1936 objavil Einstein. [19] Zaradi malo verjetne uskladitve je sklenil, da "ni velike možnosti za opazovanje tega pojava". Sodobni teoretični okvir gravitacijske leče je bil ustanovljen z deli Yu Klimov (1963), Sidney Liebes (1964) in Sjur Refsdal (1964). [1]

Gravitacijsko leče smo prvič opazili leta 1979 v obliki kvazarja, ki ga je leča dala galaksija v ospredju. Istega leta sta Kyongae Chang in Sjur Refsdal pokazala, da lahko posamezne zvezde v leči galaksije delujejo kot manjše leče v glavni leči, kar povzroči, da slike izvornega kvazarja nihajo v časovnem obdobju mesecev, znano tudi kot leča Chang-Refsdal. [20] Bohdan Paczyński je za opis tega pojava prvič uporabil izraz "mikroobčutljivost". To vrsto mikroobjemanja je zaradi lastne spremenljivosti kvazarjev težko prepoznati, toda leta 1989 so Mike Irwin in sod. objavil odkrivanje mikroobjemanja v Huchrini leči.

Leta 1986 je Paczyński predlagal uporabo mikroobjemanja za iskanje temne snovi v obliki masivnih kompaktnih halo objektov (MACHO) v galaktičnem halou z opazovanjem zvezd v ozadju v bližnji galaksiji. Dve skupini fizikov delcev, ki se ukvarjata s temno snovjo, sta slišali njegove pogovore in se z astronomi povezali v anglo-avstralsko sodelovanje MACHO [21] in francosko sodelovanje EROS [22].

Leta 1986 je Robert J. Nemiroff v svoji diplomski nalogi iz leta 1987 napovedal verjetnost mikroobjemanja [23] in izračunal osnovne krivulje svetlobe, ki jih povzroča izoblikovanje, za več možnih konfiguracij leč. [24]

Leta 1991 sta Mao in Paczyński predlagala, da bi lahko z mikroobčutjevanjem našli binarne spremljevalce zvezd, leta 1992 pa sta Gould in Loeb dokazala, da je z zamikanjem mogoče odkriti eksoplanete. Leta 1992 je Paczyński ustanovil eksperiment z optičnim gravitacijskim lečenjem [25], ki je začel iskati dogodke v smeri galaktične izbokline. O prvih dveh dogodkih mikroobjemanja v smeri Velikega Magelanovega oblaka, ki bi jih lahko povzročila temna snov, sta leta 1993 poročala MACHO [26] in EROS [27] v Nature Nature, v naslednjih letih pa so se dogodki nadaljevali. biti zaznani. Sodelovanje z MACHO se je končalo leta 1999. Njihovi podatki so ovrgli hipotezo, da 100% temnega haloa sestavljajo MACHO, vendar so ugotovili znaten nepojasnjen presežek približno 20% mase haloa, ki bi lahko bil posledica MACHO-jev ali leč znotraj Large Magelanov oblak sam. [28] EROS je nato objavil še močnejše zgornje meje za MACHO, [29] in trenutno še ni gotovo, ali obstaja kakšen presežek mikrolensiranja halo, ki bi lahko bil sploh posledica temne snovi. Projekt SuperMACHO [30], ki trenutno poteka, skuša poiskati leče, ki so odgovorne za rezultate MACHO.

Kljub temu, da problema s temno snovjo nismo rešili, se je izkazalo, da je mikrolečenje koristno orodje za številne aplikacije. Na leto zaznamo na stotine mikroobjedevalnih dogodkov proti galaktični izboklini, kjer je optična globina mikroleče (zaradi zvezd na galaktičnem disku) približno 20-krat večja kot skozi galaktični halo. Leta 2007 je projekt OGLE identificiral 611 kandidatov za dogodek, projekt MOA (japonsko-novozelandsko sodelovanje) [31] pa 488 (čeprav se ne izkaže, da so vsi kandidati dogodki mikroobljube in se projekt med seboj močno prekriva). ). Poleg teh raziskav potekajo nadaljnji projekti za podrobno preučevanje potencialno zanimivih dogodkov v teku, predvsem z namenom odkrivanja zunaj sončnih planetov. Sem spadajo MiNDSTEp, [32] RoboNet, [33] MicroFUN [34] in PLANET. [35]

Septembra 2020 so astronomi s tehnikami mikroobjemanja prvič poročali o odkritju zemeljske mase prevaranta, ki ga ne omejuje nobena zvezda in prosto plava v galaksiji Rimske ceste. [36] [37]

Matematiko mikroobjemanja skupaj s sodobnimi notacijami opisuje Gould [38] in v tem poglavju uporabljamo njegov zapis, čeprav so drugi avtorji uporabili druge zapise. Einsteinov polmer, imenovan tudi Einsteinov kot, je kotni polmer Einsteinovega obroča v primeru popolne poravnave. Odvisno od mase leče M, razdalje leče dL, in razdalja vira dS:

Za M enako 60 mas Jupitra, dL = 4000 parsekov in dS = 8000 parsekov (značilno za dogodek mikroobjemanja Bulge), Einsteinov radij je 0,00024 ločnih sekund [39] (kot je pomanjšan za 1 av pri 4000 parsekih). [40] Za primerjavo imajo idealna opazovanja na Zemlji kotno ločljivost okoli 0,4 ločne sekunde, kar je 1660 krat več. Ker je θ E < displaystyle theta _> je tako majhen, da ga običajno ne opazimo pri tipičnem dogodku mikroobjemanja, lahko pa ga opazimo v nekaterih skrajnih dogodkih, kot je opisano spodaj.

Med dogodkom mikroobjemanja se svetlost vira poveča z ojačevalnim faktorjem A. Ta faktor je odvisen samo od bližine poravnave med opazovalcem, lečo in virom. Številka enote u je definirana kot kotna ločitev leče in vira, deljena z θ E < displaystyle theta _>. Faktor ojačanja je podan v smislu te vrednosti: [41]

Ta funkcija ima več pomembnih lastnosti. A (u) je vedno večji od 1, zato lahko mikroobjemanje samo poveča svetlost izvorne zvezde, ne pa tudi zmanjša. A (u) se vedno zmanjšuje, ko se u povečuje, zato bližje poravnavi, svetlejši postane vir. Ko se u približuje neskončnosti, se A (u) približuje 1, tako da pri širokih ločitvah mikroobljubljanje nima učinka. Ko se u približuje 0, se točkovni vir A (u) približuje neskončnosti, ko se slike približujejo Einsteinovemu obroču. Za popolno poravnavo (u = 0) je A (u) teoretično neskončno. V praksi objekti iz resničnega sveta niso točkovni viri, učinki na končno velikost vira pa bodo določili mejo, kako velik ojačanje se lahko zgodi za zelo natančno poravnavo, [42] vendar lahko nekateri dogodki mikroobjemanja posvetlijo za faktor več sto.

Najmanjša vrednost u, imenovana umin, določa največjo svetlost dogodka.

V tipičnem mikroobjemanju se svetlobna krivulja dobro prilega, če predpostavimo, da je vir točka, leča enotočkovna masa in leča se premika v ravni črti: točkovna leča približek. V teh dogodkih je edini fizično pomemben parameter, ki ga je mogoče izmeriti, Einsteinova časovna lestvica t E < displaystyle t_>. Ker je to opazno izrojena funkcija mase, razdalje in hitrosti leče, teh fizičnih parametrov ne moremo določiti iz enega samega dogodka.

Matematično je priročno uporabljati inverze nekaterih od teh količin. To je Einsteinovo pravilno gibanje

Te vektorske količine kažejo v smeri relativnega gibanja leče glede na vir. Nekateri ekstremni dogodki mikroobjemanja lahko omejijo samo eno komponento teh vektorskih količin. Če je mogoče te dodatne parametre v celoti izmeriti, je mogoče fizične parametre leče rešiti tako, da dobimo maso leče, paralakso in pravilno gibanje

V tipičnem mikroobjemanju se svetlobna krivulja dobro prilega, če predpostavimo, da je vir točka, leča enotočkovna masa in leča se premika v ravni črti: točkovna leča približek. V teh dogodkih je edini fizično pomemben parameter, ki ga je mogoče izmeriti, Einsteinova časovna lestvica t E < displaystyle t_>. Vendar pa je v nekaterih primerih mogoče analizirati dogodke, da dobimo dodatne parametre Einsteinovega kota in paralakse: θ E < displaystyle theta _> in π E < displaystyle pi _>. Sem spadajo dogodki z zelo veliko povečavo, binarne leče, dogodki paralaksa in xallarap ter dogodki, kjer je leča vidna.

Dogodki, ki prinašajo Einsteinov kot Edit

Čeprav je Einsteinov kot premajhen, da bi bil neposredno viden s zemeljskega teleskopa, je bilo za njegovo opazovanje predlaganih več tehnik.

Če leča prehaja neposredno pred izvorno zvezdo, postane pomemben parameter končna velikost izvorne zvezde. Izvorno zvezdo je treba obravnavati kot disk na nebu in ne kot točko, ki prekinja približek točke in vira in povzroča odstopanje od tradicionalne krivulje mikroobježanja, ki traja toliko časa, da leča prečka vir, znan kot a svetlobna krivulja končnega vira. Dolžino tega odstopanja lahko uporabimo za določitev časa, ki je potreben, da leča prečka disk izvorne zvezde t S < displaystyle t_>. Če je kotna velikost vira θ S < displaystyle theta _> je znano, lahko Einsteinov kot določimo kot

Te meritve so redke, saj zahtevajo izredno poravnavo med virom in lečo. Verjetnejši so, če je θ S / θ E < displaystyle theta _/ theta _> je (razmeroma) velik, tj. za bližnje velikanske vire s počasi premikajočimi se lečami z majhno maso blizu vira.

V končnih izvornih dogodkih se različni deli izvorne zvezde povečajo z različnimi hitrostmi v različnih časih med dogodkom. Te dogodke lahko tako uporabimo za proučevanje zatemnitve okončin izvorne zvezde.

Binarne leče Uredi

Če je leča binarna zvezda z ločitvijo približno Einsteinovega polmera, je vzorec povečave bolj zapleten kot pri lečah z eno zvezdo. V tem primeru so običajno tri slike, ko je leča oddaljena od vira, vendar obstaja vrsta poravnav, kjer se ustvarijo dve dodatni sliki. Te poravnave so znane kot kavstika. Pri teh poravnavah je povečava vira formalno neskončna v približku točka-vir.

Kavstična križanja pri binarnih lečah se lahko zgodijo pri širšem območju geometrije leč kot pri posameznih lečah. Kavstično kot en sam vir leče potrebuje določen čas, da vir preide kavstiko. Če je ta kavstični čas prehoda t S < displaystyle t_> je mogoče izmeriti in če je znan kotni polmer vira, potem lahko spet določimo Einsteinov kot.

Tako kot v primeru posamezne leče, ko je povečava vira formalno neskončna, bodo kavstične križne binarne leče v različnih časih povečale različne dele izvorne zvezde. Tako lahko preiskujejo strukturo vira in zatemnitev njegovih udov.

Animacijo dogodka z binarnimi lečami najdete na tem videoposnetku v YouTubu.

Dogodki, ki prinašajo Einsteinovo paralakso Edit

Načeloma lahko Einsteinovo paralakso izmerimo tako, da dva opazovalca hkrati opazujeta dogodek z različnih lokacij, npr. Z zemlje in oddaljene vesoljske ladje. [43] Razlika v ojačitvi, ki sta jo opazovala oba opazovalca, daje komponento π → E < displaystyle < vec < pi >> _> pravokotno na gibanje leče, medtem ko razlika v času največje ojačitve daje komponento, vzporedno z gibanjem leče. O tej neposredni meritvi so nedavno poročali [44] s pomočjo vesoljskega teleskopa Spitzer. V skrajnih primerih so lahko razlike celo merljive zaradi majhnih razlik, ki jih vidimo na teleskopih na različnih lokacijah na zemlji. [45]

Običajneje se Einsteinova paralaksa meri iz nelinearnega gibanja opazovalca, ki ga povzroči vrtenje zemlje okoli sonca. O njem so prvič poročali leta 1995 [46], o njem pa poročajo že v peščici dogodkov. Paralakso v dogodkih s točkovnimi lečami je najbolje izmeriti v dolgoročnih dogodkih z velikim π E < displaystyle pi _> —Od počasnih leč z majhno maso, ki so blizu opazovalca.

Če je izvorna zvezda binarna zvezda, bo tudi ona imela nelinearno gibanje, ki lahko povzroči tudi rahle, a zaznavne spremembe svetlobne krivulje. Ta učinek je znan kot Xallarap (paralaksa se piše nazaj).

Če je objektiv leča zvezda s planetom, ki kroži okoli njega, je to skrajni primer dogodka binarne leče. Če vir prečka kavstiko, so lahko odstopanja od običajnega dogodka velika tudi pri planetih z majhno maso. Ta odstopanja nam omogočajo, da sklepamo na obstoj in določimo maso in ločitev planeta okoli leče. Odstopanja običajno trajajo nekaj ur ali nekaj dni. Ker je signal najmočnejši, ko je dogodek najmočnejši, so dogodki z veliko povečavo najbolj obetavni kandidati za podrobno študijo. Običajno anketna skupina obvesti skupnost, ko odkrije dogodek velike povečave, ki poteka. Nadzorne skupine nato intenzivno spremljajo tekoči dogodek v upanju, da bodo dobro odkrile odstopanje, če se to zgodi. Ko se dogodek konča, se krivulja svetlobe primerja s teoretičnimi modeli za iskanje fizičnih parametrov sistema. Parametra, ki ju je mogoče neposredno določiti iz te primerjave, sta masno razmerje planeta in zvezde ter razmerje kotne ločitve zvezdnega planeta do Einsteinovega kota. Iz teh razmerij je mogoče skupaj s predpostavkami o lečni zvezdi oceniti maso planeta in njegovo orbitalno razdaljo.

Prvi uspeh te tehnike sta leta 2003 dosegla OGLE in MOA na dogodku mikroobjemanja OGLE 2003 – BLG – 235 (ali MOA 2003 – BLG – 53). Z združitvijo svojih podatkov so ugotovili, da je najverjetnejša masa planeta 1,5-krat večja od mase Jupitra. [47] Od aprila 2020 je bilo s to metodo odkritih 89 eksoplanetov. [48] ​​Pomembni primeri vključujejo OGLE-2005-BLG-071Lb, [49] OGLE-2005-BLG-390Lb, [50] OGLE-2005-BLG-169Lb, [51] dva eksoplaneta okoli OGLE-2006-BLG-109L, [52] in MOA-2007-BLG-192Lb. [53] Predvsem v času objave januarja 2006 je imel planet OGLE-2005-BLG-390Lb verjetno najmanjšo maso od vseh znanih eksoplanetov, ki krožijo okoli pravilne zvezde, z mediano 5,5-kratno maso Zemlje in približno negotovost faktorja dva. Ta rekord je leta 2007 izpodbijal Gliese 581 c z minimalno maso 5 zemeljskih mas, od leta 2009 pa je Gliese 581 e najlažji znani "pravi" eksoplanet z najmanj 1,9 zemeljskimi masami. Oktobra 2017 je bil poročan OGLE-2016-BLG-1190Lb, izredno masiven eksoplanet (ali morda rjavi pritlikavec), približno 13,4-krat večji od mase Jupitra. [54]

Če primerjamo to metodo odkrivanja zunajsolarnih planetov z drugimi tehnikami, kot je tranzitna metoda, je ena od prednosti, da intenzivnost odklona planeta ni tako močno odvisna od mase planeta, kot učinki drugih tehnik. Zaradi tega je mikroobjemanje zelo primerno za iskanje planetov z majhno maso. Omogoča tudi odkrivanje planetov, ki so bolj oddaljeni od gostiteljske zvezde kot večina drugih metod. Ena pomanjkljivost je, da je sledenje sistema leč po koncu dogodka zelo težko, ker je treba leča in vir dovolj ločeni, da jih ločimo ločeno.

Zemeljska atmosferska leča, ki jo je leta 1998 predlagal Yu Wang in bi uporabila Zemljino atmosfero kot velika leča, bi lahko neposredno slikala tudi bližnje potencialne bivalne planete. [55]

Obstajata dve osnovni vrsti poskusov mikroobjemanja. Skupine za iskanje uporabljajo slike velikega polja za iskanje novih dogodkov mikroobjemanja. Skupine za nadaljnje spremljanje pogosto usklajujejo teleskope po vsem svetu in tako intenzivno pokrivajo izbrane dogodke. Vsi začetni poskusi so imeli vse do nastanka skupine PLANET nekoliko tvegana imena. Trenutno obstajajo predlogi za izdelavo novih specializiranih satelitov za mikroobjemanje ali za uporabo drugih satelitov za preučevanje mikroobjemanja.


Razmislite o tem ...

Javna domena

Astronom Edwin Hubble (1889–1953), ki so ga pogosto imenovali & # 8220 pionir oddaljenih zvezd, je imel ključno vlogo pri dešifriranju velike in zapletene narave vesolja. Njegove natančne študije spiralnih meglic so dokazale obstoj galaksij, ki niso naša Mlečna pot. Če ne bi nenadoma umrl leta 1953, bi Hubble v tem letu dobil Nobelovo nagrado za fiziko.


Vsebina

Izraz "kvazar" je prvič uporabil v članku astrofizik Hong-Yee Chiu maja 1964 v Fizika danesza opis nekaterih astronomsko zmedenih predmetov: [15]

Za opis teh predmetov se doslej uporablja nerodno dolgo ime "kvazizvezdni radijski viri". Ker je narava teh predmetov povsem neznana, je zanje težko pripraviti kratko, ustrezno nomenklaturo, tako da so njihove bistvene lastnosti razvidne že iz njihovega imena. Za lažjo uporabo bo v tem prispevku uporabljena okrajšana oblika "kvazar".

Urejanje ozadja

Med leti 1917 in 1922 je iz dela Heberja Curtisa, Ernsta Öpika in drugih postalo jasno, da so bili nekateri predmeti ("meglice"), ki so jih videli astronomi, v resnici oddaljene galaksije, kot je naša. Toda ko se je v petdesetih letih začela radijska astronomija, so astronomi med galaksijami zaznali majhno število nepravilnih predmetov z lastnostmi, ki so kljubovale razlagi.

Predmeti so oddajali velike količine sevanja številnih frekvenc, vendar nobenega vira ni bilo mogoče najti optično ali v nekaterih primerih le šibek in točkovno podoben predmet, ki je nekoliko podoben oddaljeni zvezdi. Tudi spektralne črte teh predmetov, ki identificirajo kemične elemente, iz katerih je predmet, so bile izjemno nenavadne in kljubovalne razlage. Nekateri so zelo hitro spremenili svojo svetilnost v optičnem območju in še hitreje v rentgenskem območju, kar kaže na zgornjo mejo njihove velikosti, ki morda ni večja od našega sončnega sistema. [16] To pomeni izredno visoko gostoto moči. [17] Potekala je precejšnja razprava o tem, kaj bi lahko bili ti predmeti. Opisani so bili kot "kvazizvezdnik [kar pomeni: zvezdasto] radijski viri ", ali "kvazizvezdni predmeti" (QSOs), ime, ki je odražalo njihovo neznano naravo, in se je to skrajšalo na "kvazar".

Zgodnja opazovanja (1960 in prej) Uredi

Prvi kvazarji (3C 48 in 3C 273) so bili odkriti konec petdesetih let prejšnjega stoletja kot radijski viri v radijskih raziskavah na nebu. [18] [19] [20] [21] Prvič so bili omenjeni kot radijski viri brez ustreznega vidnega predmeta. Z uporabo majhnih teleskopov in Lovelovega teleskopa kot interferometra so pokazali, da imajo zelo majhno kotno velikost. [22] Do leta 1960 je bilo na stotine teh predmetov zabeleženih in objavljenih v tretjem Cambridge katalogu, medtem ko so astronomi skenirali nebo za svoje optične kolege. Leta 1963 sta Allan Sandage in Thomas A. Matthews objavila natančno identifikacijo radijskega vira 3C 48 z optičnim predmetom. Astronomi so na lokaciji radijskega vira zaznali, kar se je zdelo šibka modra zvezda, in dobili njegov spekter, ki je vseboval številne neznane široke emisijske črte. Interpretacija nasprotuje nepravilnemu spektru.

Britansko-avstralski astronom John Bolton je veliko zgodnje opazoval kvazarje, med drugim tudi preboj leta 1962. Luna naj bi še en radijski vir, 3C 273, doživela pet okultacij. Meritve, ki sta jih uporabila Cyril Hazard in John Bolton med eno od okultacij z uporabo radijskega teleskopa Parkes, so Maarten Schmidt omogočile, da je našla vidni dvojnik radijskega vira in pridobila optični spekter z 200-palčnim (5,1 m) teleskopom Hale na gori Palomar. Ta spekter je razkril enake čudne emisijske črte. Schmidt je lahko dokazal, da so to verjetno navadne spektralne črte vodika, rdeče premaknjene za 15,8%, takrat visok rdeč premik (z le peščico precej šibkejših galaksij, znanih z višjim rdečim premikom). Če je bilo to posledica fizičnega gibanja "zvezde", potem se je 3C 273 umikal z ogromno hitrostjo, približno 47 000 km / s, daleč preko hitrosti katere koli znane zvezde in nasprotoval kakršni koli očitni razlagi. [23] Niti ekstremna hitrost ne bi pomagala razložiti velikih radijskih emisij 3C 273. Če je bil rdeči premik kozmološki (zdaj se ve, da je pravilen), je velika razdalja nakazovala, da je bil 3C 273 veliko bolj svetleč kot katera koli galaksija, vendar veliko bolj kompakten. Tudi 3C 273 je bil dovolj svetel, da je na arhivskih fotografijah iz 19. stoletja zaznal, da je bil spremenljiv v letnih časovnih okvirih, kar pomeni, da je bil znaten del svetlobe oddajan iz območja, krajšega od 1 svetlobnega leta, majhnega v primerjavi z galaksijo.

Čeprav je sprožilo veliko vprašanj, je Schmidtovo odkritje hitro spremenilo opazovanje kvazarja. Nenavaden spekter 3C 48 so Schmidt, Greenstein in Oke hitro prepoznali kot rdeče premaknjen vodik in magnezij za 37%. Kmalu zatem sta bila še dva kvazarjeva spektra leta 1964 in še pet leta 1965 potrjena tudi kot navadna svetloba, ki je bila do skrajne stopnje rdeče premaknjena. [24] Čeprav o samih opazovanjih in rdečih premikih ni bilo dvoma, se je o njihovi pravilni interpretaciji močno razpravljalo, Boltonov predlog, da so bila sevanja, zaznana iz kvazarjev, običajne spektralne črte iz oddaljenih visoko rdeče premikanih virov z izjemno hitrostjo, pa takrat ni bil splošno sprejet.

Razvoj fizičnega razumevanja (1960) Uredi

Ekstremen rdeči premik lahko pomeni veliko razdaljo in hitrost, lahko pa je tudi posledica izjemne mase ali morda nekaterih drugih neznanih naravnih zakonov. Izjemna hitrost in razdalja bi pomenila tudi ogromno izhodno moč, kar pa ni bilo razloženo. Majhne velikosti so bile potrjene z interferometrijo in z opazovanjem hitrosti, s katero se je kvazar v celoti spreminjal glede na izhodno moč, in z njihovo nezmožnostjo, da bi ga tudi v najmočnejših teleskopih z vidno svetlobo videli kot kaj več kot kot rahle zvezdaste svetlobne točke. Toda če bi bili majhni in daleč v vesolju, bi bila njihova izhodna moč neizmerna in težko razložljiva. Če bi bili zelo majhni in veliko bližje naši galaksiji, bi bilo enostavno razložiti njihovo navidezno izhodno moč, manj enostavno pa razložiti njihove rdeče premike in pomanjkanje zaznavnega gibanja v ozadju vesolja.

Schmidt je opozoril, da je rdeči premik povezan tudi s širjenjem vesolja, kot je kodificirano v Hubblovem zakonu. Če bi bil izmerjeni rdeči premik posledica razširitve, bi to podprlo interpretacijo zelo oddaljenih predmetov z izjemno visoko svetilnostjo in izhodno močjo, ki je daleč dlje od katerega koli do zdaj videnega predmeta. Ta izjemna svetilnost bi pojasnila tudi velik radijski signal. Schmidt je zaključil, da je lahko 3C 273 bodisi posamezna zvezda, široka približno 10 km znotraj (ali blizu) naše galaksije, bodisi oddaljeno aktivno galaktično jedro. Izjavil je, da se zdi, da je oddaljen in izjemno močan predmet bolj verjetno pravilen. [25]

Schmidtova razlaga za visok rdeči premik takrat ni bila splošno sprejeta. Glavna skrb je bila ogromna količina energije, ki bi jo morali oddajati ti predmeti, če bi bili oddaljeni. V šestdesetih letih tega ni mogel upoštevati noben splošno sprejet mehanizem. Trenutno sprejeto razlago, da gre za nastanek snovi v akrecijskem disku, ki pade v supermasivno črno luknjo, sta leta 1964 predlagala Edwin Salpeter in Yakov Zel'dovič, [26] in že takrat so jo mnogi astronomi zavrnili, ker v šestdesetih letih je obstoj črnih lukenj še vedno veljalo za teoretično in preveč eksotično in ker še ni bilo potrjeno, da imajo številne galaksije (tudi naša) v središču supermasivne črne luknje. Nenavadne spektralne črte v njihovem sevanju in hitrost sprememb, ki jih opazimo pri nekaterih kvazarjih, sta tudi mnogim astronomom in kozmologom nakazala, da so bili predmeti sorazmerno majhni in zato morda svetli, masivni in nedaleč stran temu, da njihovi rdeči premiki niso posledica oddaljenosti ali hitrosti in mora biti posledica drugega razloga ali neznanega procesa, kar pomeni, da kvazarji niso bili res močni predmeti niti na skrajnih razdaljah, kot je nakazovala njihova rdeče premaknjena svetloba. A common alternative explanation was that the redshifts were caused by extreme mass (gravitational redshifting explained by general relativity) and not by extreme velocity (explained by special relativity).

Various explanations were proposed during the 1960s and 1970s, each with their own problems. It was suggested that quasars were nearby objects, and that their redshift was not due to the expansion of space (special relativity) but rather to light escaping a deep gravitational well (general relativity). This would require a massive object, which would also explain the high luminosities. However, a star of sufficient mass to produce the measured redshift would be unstable and in excess of the Hayashi limit. [27] Quasars also show forbidden spectral emission lines, previously only seen in hot gaseous nebulae of low density, which would be too diffuse to both generate the observed power and fit within a deep gravitational well. [28] There were also serious concerns regarding the idea of cosmologically distant quasars. One strong argument against them was that they implied energies that were far in excess of known energy conversion processes, including nuclear fusion. There were suggestions that quasars were made of some hitherto unknown form of stable antimatter regions and that this might account for their brightness. [29] Others speculated that quasars were a white hole end of a wormhole, [30] [31] or a chain reaction of numerous supernovae. [32]

Eventually, starting from about the 1970s, many lines of evidence (including the first X-ray space observatories, knowledge of black holes and modern models of cosmology) gradually demonstrated that the quasar redshifts are genuine and due to the expansion of space, that quasars are in fact as powerful and as distant as Schmidt and some other astronomers had suggested, and that their energy source is matter from an accretion disc falling onto a supermassive black hole. [33] This included crucial evidence from optical and X-ray viewing of quasar host galaxies, finding of "intervening" absorption lines, which explained various spectral anomalies, observations from gravitational lensing, Peterson and Gunn's 1971 finding [ citation needed ] that galaxies containing quasars showed the same redshift as the quasars, and Kristian's 1973 finding [ citation needed ] that the "fuzzy" surrounding of many quasars was consistent with a less luminous host galaxy.

This model also fits well with other observations suggesting that many or even most galaxies have a massive central black hole. It would also explain why quasars are more common in the early universe: as a quasar draws matter from its accretion disc, there comes a point when there is less matter nearby, and energy production falls off or ceases, as the quasar becomes a more ordinary type of galaxy.

The accretion-disc energy-production mechanism was finally modeled in the 1970s, and black holes were also directly detected (including evidence showing that supermassive black holes could be found at the centers of our own and many other galaxies), which resolved the concern that quasars were too luminous to be a result of very distant objects or that a suitable mechanism could not be confirmed to exist in nature. By 1987 it was "well accepted" that this was the correct explanation for quasars, [34] and the cosmological distance and energy output of quasars was accepted by almost all researchers.


What is Gravitational Lensing?

Cosmology is the branch of astronomy which asks the biggest questions of all – what is the Universe made of? How did it form? How old is it? What will happen to our Universe in the distant future? How and why do the biggest structures in the Universe come about?

Humanity has been asking questions like this for millennia, but it is only in the past century that modern telescopes have been powerful enough to start providing meaningful answers. Our understanding of the Universe today can be summarised in one simple pie chart:

Figure 1: When light travels near massive astrophysical objects, its path is curved due to gravity, resulting in gravitational lensing. Such a phenomenon can produce Einstein rings and crosses, statistical distortions in the background light from galaxies, and many other intriguing observations. Similarly to light, gravitational waves can be lensed. However, the methods to detect and make use of gravitational-wave lensing are entirely different. Instead of image shape distortions or transient brightening of stars, we focus on repeated gravitational-wave events and frequency-dependent distortions in the gravitational waveforms.


Scientists hunt for evidence of 'lensed' gravitational waves

Artistic impression of lensed gravitational waves, Riccardo Buscicchio (University of Birmingham)

Scientists searching for evidence of lensed gravitational waves have published new research outlining the most recent findings on their quest for the first detection of these elusive signals.

Gravitational lensing has been predicted by Einstein himself, and observed by scientists for decades: light emitted by distant objects in the Universe is bent by the gravitational pull of very massive galaxies, as they cross the line-of-sight of the light source. Sometimes the pull is so strong that two copies of the same source can appear in the sky.

It has been known since the late 1970s the same would happen for gravitational waves. If a lensed gravitational wave were to be detected it would open up avenues for exploring new physics, by unlocking precision cosmology and offering new ways of testing Einstein's general relativity.

However, these effects are extremely hard to detect: if gravitationally lensed light is a 4-leaf clover, a lensed gravitational wave is a needle in a thousand haystacks. Last year, the team in the University's School of Physics and Astronomy and the Institute for Gravitational Wave Astronomy had predicted that these elusive signals were unlikely to be observed by instruments currently operated by the LIGO and Virgo Collaborations. A paper was published in Physical Review Letters , soon followed by a follow-up study in Physical Reviews D.

The methodology developed at the University of Birmingham for quantifying how frequently gravitational wave lensing occurs has now been extensively vetted by the LIGO/Virgo/KAGRA collaboration, and included in a flagship study using most recent detections, published this week on arXiv.

"Here we are, on the second episode of the hunt for lensed gravitational waves, and we are hooked for the finale." says Riccardo Buscicchio, Ph.D. student at the University of Birmingham and a member of the LIGO-Virgo-KAGRA collaboration. "The new collaboration results are in agreement with our previous expectations. The more sensitive the instruments become, the deeper we can look in the distant Universe, the sooner we will find the needle. The constant humming background of faint distant sources already give us some hints of when it could happen."

The study, looking for additional signatures of lensing, includes detailed analyses of other possible effects like microlensing or double images. Riccardo adds: "While no compelling evidence has been found so far, with multiple detectors coming up online in the next decade or so, the prospects are exciting."

Riccardo Buscicchio et al. Constraining the Lensing of Binary Black Holes from Their Stochastic Background, Physical Review Letters (2020). DOI: 10.1103/PhysRevLett.125.141102

Riccardo Buscicchio et al. Constraining the lensing of binary neutron stars from their stochastic background, Physical Review D (2020). DOI: 10.1103/PhysRevD.102.081501


Astronomers Use Gravitational Lensing to Measure Hubble Constant

Astronomers from the international H0LiCOW (H0 Lenses in COSMOGRAIL’s Wellspring) collaboration have made a new measurement of the Hubble constant — a fundamental quantity that describes the rate at which the Universe is expanding — and it doesn’t quite line up with a different estimate of the same number. That discrepancy could hint at ‘new physics’ beyond the Standard Cosmological Model.

RXJ1131-1231 is among the five best lensed quasars discovered to date. The foreground galaxy smears the image of the background quasar into a bright arc (left) and creates a total of four images — three of which can be seen within the arc. Image credit: NASA / ESA / Hubble / S.H. Suyu et al.

The Hubble constant is one of the fundamental quantities describing our Universe.

“The Hubble constant is crucial for modern astronomy as it can help to confirm or refute whether our picture of the Universe — composed of dark energy, dark matter and normal matter — is actually correct, or if we are missing something fundamental,” said Dr. Sherry Suyu of the Max Planck Institute for Astrophysics, lead researcher on the collaboration.

The H0LiCOW team used the NASA/ESA Hubble Space Telescope and several other space- and ground-based telescopes to observe five galaxies in order to arrive at a new measurement of the constant.

The new result is entirely independent and agrees with other measurements of the Hubble constant in the local Universe, measurements that used as their reference points Cepheid variable stars and supernovae.

However, the findings from the team, as well as those from the Cepheids and supernovae, differed from those made previously by ESA’s Planck satellite — in the latter case, measurement of the Hubble constant was made for the early Universe by observing the Cosmic Microwave Background (CMB).

While the Planck measurements agree with our current understanding of the cosmos, the results emanating from measurements for the local Universe disagree with currently accepted theoretical models of the Universe.

“The expansion rate of the Universe is now starting to be measured in different ways with such high precision that actual discrepancies may possibly point towards new physics beyond our current knowledge of the Universe,” Dr. Suyu said.

This montage shows four lensed quasars and the foreground galaxies studied by the H0LICOW collaboration (from top left, clockwise): B1608+656 (two foreground galaxies smeared the light of the more distant quasar’s host galaxy into bright arcs) HE0435-1223 (foreground galaxy creates four almost evenly distributed images of the distant quasar around it) WFI2033-4723 (foreground galaxy creates four distinct images of the distant quasar around it) HE1104-1805 (foreground galaxy creates two distinct images of the distant quasar to both sides of it). Image credit: NASA / ESA / Hubble / S.H. Suyu et al.

The targets of the study were massive galaxies positioned between Earth and very distant quasars — incredibly luminous galaxy cores.

The light from the quasars is bent around the huge masses of the galaxies as a result of strong gravitational lensing. This creates multiple images of the background quasar, some smeared into extended arcs.

Because galaxies do not create perfectly spherical distortions in the fabric of space and the lensing galaxies and quasars are not perfectly aligned, the light from the different images of the background quasar follows paths which have slightly different lengths.

Since the brightness of quasars changes over time, astronomers can see the different images flicker at different times, the delays between them depending on the lengths of the paths the light has taken.

These delays are directly related to the value of the Hubble constant.

The Hubble constant estimate from H0LiCOW, 71.9±2.7 km per second per megaparsec, is accurate to 3.8%.

“To reach that accuracy, we even considered the lensing effects of all other nearby galaxies in our analysis,” said team member Dr. Stefan Hilbert, from the Excellence Cluster Universe.

“An accurate measurement of the Hubble constant is one of the most sought-after prizes in cosmological research today,” added team member Dr. Vivien Bonvin, from EPFL in Switzerland.

“The idea of measuring the Hubble constant using time delays between lensed images of quasars has been around for over 50 years, but it is only recently that such measurements have become possible, thanks to the efforts of our collaboration. The next goal will be to increase the number of lenses used for the analysis,” said team member Dr. Alessandro Sonnenfeld, from the Kavli Institute for the Physics and Mathematics of the Universe.

“The tension between local and CMB measurements of the Hubble constant is strengthened by the new strong lensing observations,” said team member Dr. Frederic Courbin, also from EPFL.

“The tension can be caused by new physics beyond the Standard Cosmological Model, in particular new forms of dark energy.”

The team’s findings will be published in five papers in the journal Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

S.H. Suyu et al. 2017. H0LiCOW I. H0 Lenses in COSMOGRAIL’s Wellspring: Program Overview. MNRAS, submitted for publication arXiv: 1607.00017

D. Sluse et al. 2017. H0LiCOW II. Spectroscopic survey and galaxy-group identification of the strong gravitational lens system HE0435-1223. MNRAS, submitted for publication arXiv: 1607.00382

Cristian E. Rusu et al. 2017. H0LiCOW III. Quantifying the effect of mass along the line of sight to the gravitational lens HE 0435-1223 through weighted galaxy counts. MNRAS, submitted for publication arXiv: 1607.01047

Kenneth C. Wong et al. 2017. H0LiCOW IV. Lens mass model of HE 0435-1223 and blind measurement of its time-delay distance for cosmology. MNRAS, accepted for publication arXiv: 1607.01403

V. Bonvin et al. 2016. H0LiCOW – V. New COSMOGRAIL time delays of HE 0435−1223: H0 to 3.8 per cent precision from strong lensing in a flat ΛCDM model. MNRAS 465 (4): 4914-4930 doi: 10.1093/mnras/stw3006


Watch the video: Vstavite kolamerne znotrajočesne leče (Oktober 2022).