Astronomija

Kolikšna je goriščna razdalja gravitacijske leče bele pritlikave zvezde?

Kolikšna je goriščna razdalja gravitacijske leče bele pritlikave zvezde?


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.

Poskusil sem to poiskati, vendar nisem našel nobene formule o razdalji gravitacijskega lečenja. Vem, da je naše Sonce približno 550 AU, čeprav delujejo tudi nadaljnje razdalje, saj ni niti enega fokusa zaradi gravitacijskega polja, ki se zmanjšuje na razdalji od telesa, ki ga fokusira.

Ali obstaja razmeroma preprosta formula za izračun razdalje za gravitacijsko lečo? Posebej me zanimajo bele pritlikave zvezde, saj je le ena od njih oddaljena le 8 svetlobnih let in vidijo kot dober predmet z dobrim objektivom, vendar ne kot zelo tesno ostrenje kot nevtronska zvezda ali črna luknja.

Na primer, če bi bil teleskop zgrajen z uporabo Siriusa B kot žarišča, kako daleč bi moral biti teleskop in kako močan bi bil morda (morda, kako močan bi moral biti ločeno vprašanje, a ga bom za zdaj pustil tukaj?

Bi bila binarna orbita Siriusa B ovira ali korist, ki omogoča večje območje ostrenja?

Čista radovednost. Ne verjamem, da bomo kmalu prišli tja.


Gravitacijski fokus, o katerem govorite, je pravzaprav a najmanj vrednost, ki jo opredeljujejo vzporedni svetlobni žarki zelo oddaljene zvezde, ki le skotali mimo Sonca, ko so upognjeni v skladu s splošno relativnostjo.

Splošna formula za takšno lečenje je, da je svetloba upognjena pod kotom (v radianih) $$ alpha = frac {4 GM} {c ^ 2 r}, $$ kje $ M $ masa mase leče (domnevno točkovna ali kroglasto simetrična masa) in $ r $ je najbližji pristop svetlobnega žarka masi leče.

Če želite ugotoviti, kam bo usmerjen obroč žarkov, je le malo trigonometrije. $$ d_f simeq frac {r} { alpha} = frac {c ^ 2 r ^ 2} {4GM} $$

Ta goriščna razdalja je najmanjša, ker bi bila večja za obroč žarkov, ki je prešel lečo z večjo vrednostjo $ r $.

Za sonce kot lečo, ki jo uporabljate $ M = 2 krat 10 ^ {30} $ kg in $ r = 6,9 krat 10 ^ {8} $ m in izračunajte $ d_f = 540 $ av.

Bele pritlikave zvezde imajo podobno maso (dejansko je večina približno 60% mase Sonca, Sirius B pa je skoraj natančno sončna masa), vendar imajo polmere približno velikosti Zemlje - torej stokrat manj kot Sonce.

To pomeni, da je vrednost $ d_f $ bo približno 10.000 krat manj kot 540 av. Z zgornjo formulo jo lahko izračunate za katero koli kombinacijo mase in polmera.

Če želite uporabiti teleskop, postavite detektorje na izbrani fokus in opazujte svetel "Einsteinov obroč" oddaljenega vira, ki je natančno za lečo. Faktor povečave (povečanje količine svetlobe, zbrane od vira) je potem $ 4 alpha / theta $, kje $ theta $ je kotna velikost vira brez leče.

Za belega pritlikavca bi bila povečava pri minimalnem ostrenju 100-krat večja, ker $ alpha $ je 100-krat večja.

Velikost slike se spreminja z razmerjem goriščnice in oddaljenosti vira. $$ x_i = x_o frac {d_f} {d_o} $$ Tako bo slika oddaljenega predmeta 10.000-krat manjša, kot če bi uporabljali Sonce, kar je veliko bolj priročno!

npr. Opazujte Zemljo podoben planet na 10 ly v žarišču 630 av (= 0,01 ly) od Sonca. Premer slike bo 12,5 km. To je veliko CCD detektorjev! Z uporabo belega pritlikavca v goriščni razdalji, ki je 10.000-krat manjša, dobimo sliko le 1,25 m.

Vse to predpostavlja, da je teleskop popolnoma usmerjen z izvorom tik za lečo. Vsako relativno gibanje je treba popraviti, sicer se bo slika zelo hitro premaknila skozi goriščno ravnino (kot planet, ki ga z običajnim teleskopom gledamo z veliko povečavo).


"Nemogoč" bel pritlikavec, prepoznan v Keplerjevih podatkih

Avtor: AAS Nova, 15. avgust 2019 9

Pošljite takšne članke v svojo mapo »Prejeto«

Čeprav se je Keplerjevo glavno poslanstvo končalo pred leti, nastali nabor podatkov ostaja ogromno igrišče, na katerem astronomi še naprej odkrivajo nova presenečenja v zvezdnih svetlobnih krivuljah. Zadnji? Dokazi o belem palčku, ki nasprotuje vsem pričakovanjem.

Na ilustraciji samoobjektiranja tega umetnika beli škrat prehaja pred spremljevalno zvezdo in gravitacijsko leče zvezdo za njo.
NASA / JPL-Caltech

Oblikovanje lahkega

Umetnikov vtis izjemno majhnega belega pritlikavca (v ospredju), ki kroži okoli bolj značilnega belega pritlikavca (ozadje).
CfA / David A. Aguilar

Beli palčki so različnih velikosti. Tipičen bel pritlikavec je lahko približno 0,6 sončne mase in nastane, ko se izolirana zvezda, ki ima morda nekajkratno maso Sonca, razširi v rdečega velikana, izčrpa zalogo goriva in odpihne zunanje plasti, za seboj pa ostane mrtva, gosta jedro.

Toda nekateri opaženi beli palčki imajo veliko nižje mase - recimo med 0,15 in 0,3 sončne mase. Da bi ustvarili tako majhno maso ostankov, bi morala biti tudi masa začetne rodovne zvezde zelo majhna. Toda to predstavlja težavo: manjše zvezde se razvijajo dlje, zato bi zvezda s tako majhno maso potrebovala dlje kot starost vesolja, da izčrpa zaloge goriva!

Ker izolirana evolucija zvezd ne more razložiti belih pritlikavcev z izredno majhno maso, so se astronomi odločili za drugo razlago: binarne interakcije. V tem scenariju tesna orbita dveh zvezd v binarni datoteki povzroči, da se material odstrani s predhodne zvezde, pospeši izgubo mase in omogoči, da se razvije v zelo majhnega belega škrata.

Zaenkrat je ta razlaga ustrezala našim opažanjem. Toda zdaj odkritje novega belega pritlikavca z majhno maso izziva naše razumevanje.

Primer diagrama drugega samoobjektivnega binarnega sistema, KOI-3278. Ko beli škrat prehaja med nami in primarno zvezdo, gravitacijsko povečanje povzroči posvetlitev svetlobne krivulje, ki jo zaznamo. Za KIC 8145411 ne opazimo okultacije, ker je svetloba belega palčka preslaba, da bi jo lahko neposredno zaznali.
Eric Agol

Presenečenje s samoobjektivanjem

Skupina znanstvenikov pod vodstvom Kenta Masude (NASA-in Saganov sodelavec na univerzi Princeton) v novi publikaciji na podlagi Keplerjevih podatkov predstavlja odkritje binarnega sistema KIC 8145411. Ta edinstveni binarni zapis je eden od le petih znanih samo-leče sistemi: en objekt v binarni gravitaciji lečo drugega usmeri, ko gre enkrat spredaj na orbito.

Masuda in sodelavci uporabljajo nadaljnja opazovanja iz observatorija Fred Lawrence Whipple v Arizoni in teleskopa Subaru na Havajih, da ugotovijo lastnosti sistema, kar potrjuje, da gledamo na beli pritlikavec z sončno maso 0,2, ki kroži okoli Sonca podobnega zvezda v zasenčevalni orbiti.

Toda tu je ulov: orbita KIC 8145411 je precej široka in znaša 1,28 AU (obdobje

450 dni) - desetkrat preširoko, da bi primarni in beli pritlikavec lahko vplival na način, kot bi pričakovali. Kako je potem obstajal ta "nemogoči" beli škrat?

Nasvet ledene gore

Množice znanih belih palčkov v binarnih datotekah in njihova orbitalna obdobja. Sistem KIC 8145411 je očiten odstotek, saj ima tako majhno maso kot zelo široko orbito. Kliknite za povečavo.
Masuda in sod. 2019 / Astrophysical Journal Letters 2019

Masuda in sodelavci razpravljajo o nekaj predlaganih formacijskih mehanizmih, na primer o interakcijah z izvrženim ali pogoltnjenim terciarnim objektom, vendar nobeden od njih ni posebej zadovoljiv.

Torej, kaj je naslednje? Avtorji poudarjajo, da smo imeli le 1 od 200 možnosti, da zaznamo ta sistem zaradi njegove usmeritve na rob - kar verjetno pomeni, da je KIC 8145411 le vrh ledene gore. Zdaj, ko vemo, kaj iščemo, bodo namenska iskanja v prihodnosti lahko pokazala veliko več teh sistemov - upajmo, da nam bodo pomagali razložiti, zakaj je ta beli škrat vseeno mogoč!

Citiranje

“Odkritje 0,2 M z lečo Beli škrat v nenavadno široki orbiti okoli Soncu podobne zvezde, «Kento Masuda in drugi 2019 ApJL 881 L3. doi: 10.3847 / 2041-8213 / ab321b

Ta objava se je prvotno pojavila na AAS Nova, ki vsebuje raziskovalne poudarke iz revij Ameriškega astronomskega društva.


Kolikšna je goriščna razdalja gravitacijske leče bele pritlikave zvezde? - astronomija

Obvestilo: To spletno mesto bo ukinjeno 25. junija 2021. Takrat boste samodejno preusmerjeni na Hubblesite.org, naše spletno mesto z enim virom za vesoljski teleskop Hubble.

Bela pritlikava zvezda Stein 2051 B

Hitra dejstva

Slika je bila ustvarjena iz Hubblovih podatkov iz predlogov 13457 in 13850 P.I. K. Sahu (STScI).

F606W (šir V), F814W (jaz)

Ta slika je sestavljena iz ločenih osvetlitev, pridobljenih z instrumentom WFC3 / UVIS na vesoljskem teleskopu Hubble. Za vzorčenje različnih valovnih dolžin smo uporabili dva filtra. Barva je posledica določitve različnih odtenkov (barv) vsaki enobarvni (sivinski) sliki, povezani s posameznim filtrom. V tem primeru so dodeljene barve: modra F606W in oranžna F814W.

Poravnava zvezd daje maso belega škrata

Videz je lahko zavajajoč. Na tej posnetku vesoljskega teleskopa Hubble se zdi, da sta bela pritlikava zvezda Stein 2051 B in manjša zvezda pod njo tesni sosedi. Zvezde pa prebivajo daleč drug od drugega. Stein 2051 B je od Zemlje oddaljen 17 svetlobnih let, druga zvezda pa je oddaljena približno 5000 svetlobnih let.

Astronomi so v dvoletnem obdobju Hubblove opazovanja belega pritlikavca, zgorelega jedra običajne zvezde in rahle zvezde v ozadju. Hubble je opazoval mrtvo zvezdo, ki je šla pred zvezdo v ozadju in odbijala njeno svetlobo. Med tesno poravnavo se je zdelo, da je oddaljena zvezdna svetloba od dejanskega položaja odmaknjena za približno 2 miliarki sekundi. To odstopanje je tako majhno, da je enakovredno opazovanju mravljega plazenja po površini četrtine s 1500 milj. Iz te meritve so astronomi izračunali, da je masa belega škrata približno 68 odstotkov sončne mase.

Stein 2051 B je dobil ime po svojem odkritelju, nizozemskem rimskokatoliškem duhovniku in astronomu Johanu Steinu.


Uporaba gravitacijske leče za merjenje zvezdnih lastnosti

Gravitacijsko leče, ki ga predvideva Einsteinova splošna teorija relativnosti, je upogibanje svetlobe, ko potuje od vira do opazovalca. Na gibanje fotonov vpliva gravitacijski potencial masivnih predmetov. V večini opaženih primerov gravitacijske leče masiven objekt v ospredju (leča) upogne svetlobo, ki jo oddaja oddaljeni predmet v ozadju (vir). Ko so predmeti približno v skupnem vidnem polju, se vir ne prikaže na & lsquotrue & rsquo lokaciji na nebu. Ob predpostavki, da je razdalja med izvorom in lečo znana, je lahko gravitacijsko lečenje odlična metoda za merjenje mase & lsquolens. & Rsquo

Do danes so gravitacijsko lečo opazili v galaksijah in jatah galaksij, znotraj Mlečne ceste, ko zvezde prehajajo med vidno polje Zemlje do bolj oddaljenih zvezd, in pri zasenčenju binarnih belih pritlikavih zvezd (gosti zvezdni ostanki). 1 & ndash3 Objektiv ukrivi svetlobo iz vira in zdi se, da vir izvira z dveh ločenih lokacij. Ta mesta se pojavijo na značilni kotni razdalji od leče, znani kot Einsteinov radij. Ko se leča in vir skoraj prekrivata na nebu, se zdi, da je vir raztegnjen v & lsquoEinsteinov obroč & rsquo (glej sliko 1). V obeh primerih je opaziti več fotonov iz vira, kot če leče ne bi bilo. To vodi do neto ojačanja svetlosti vira. V nekaterih primerih se posname slika z dvojnim virom ali Einsteinov obroč (kot na sliki 1). V drugih primerih je vir nerazrešen, vendar je opaziti neto ojačanje svetlosti vira.


Opazili smo gravitacijsko lečo v objektu, ki ga je prvotno zaznala NASA-ina misija Kepler, ki je obsežna raziskava za tranzit zunajsolarnih planetov. Podatke Keplerja smo uporabljali za preučevanje rdečih pritlikavih (majhnih in razmeroma hladnih) zvezd s prehodnimi planeti. Zanj se je izkazal poseben Keplerjev predmet & mdashKOI-256 & mdas, ki ima prehodni planet v velikosti Jupitra. Običajno tranzitni planeti tipa Jupiter ustvarijo gladko spreminjajoče se svetlobne krivulje s časom vstopa / izstopa približno 10 minut. Vendar je bila svetlobna krivulja KOI-256 ostra (glej spodnjo levo ploščo na sliki 2) in imela zelo kratek (90 sekund) čas vstopa / izstopa. 4.

Zaradi posebnosti svetlobne krivulje tega predmeta smo domnevali, da je signal posledica belega palčka, ki gre za rdečim palčkom, torej okultacije, in ne prehodnega planeta. To smo lahko potrdili z naknadnimi meritvami radialne hitrosti, ki smo jih opravili s teleskopom Hale na observatoriju Palomar. Naše merjenje Dopplerjevega premika rdečega palčka je pokazalo prisotnost zelo velikega spremljevalca, kot je beli škrat, namesto planeta.


Krivuljo svetlobe smo pregledali na sredini med dvema okultacijskima dogodkoma, torej ko naj bi beli škrat prehajal pred rdečim palčkom. Čeprav smo opazili očitno zatemnitev svetlobnega signala, je bilo zatemnitev manjša od pričakovane (glej spodnjo desno ploščo slike 2). Izračunali smo, da je na potop tranzita vplivalo gravitacijsko lečenje. Beli škrat je tako rdečo pritlikavko senčil svetlobo kot jo nekoliko ojačeval. Ko smo leče in meritve Dopplerjevega premika vključili v naše modele krivulj tranzita in okultacije svetlobe, smo lahko empirično določili maso in polmer belega pritlikavca (takšni empirični izračuni so pri belih palčkih zelo redki).

Masa in polmer, ki smo jih določili za KOI-256, se ujemata z zvezdnimi evolucijskimi modeli. Ta zvezda je pretežno narejena iz ogljika in kisika in je verjetno bila svetla zvezda tipa A, ko je še vedno gorela vodik. Ta predmet predstavlja merilo, ki ga lahko uporabimo za kalibracijo naših zvezdnih evolucijskih modelov. Naše ugotovitve v veliki meri omogoča impresivna fotometrična natančnost vesoljskega plovila Kepler pred njegovo nedavno okvaro kazalnega sistema.

Naše prvo zaznavanje gravitacijske leče med prehodom belega palčka čez rdečega palčka je impresiven dodatek k zapuščini misije Kepler. Naše prihodnje delo bo vključevalo iskanje Keplerjevega arhiva podatkov za podobne predmete. Upamo, da bomo našli statistično pomembno skupino objektivov rdečih pritlikavih in ndashwhite pritlikavih sistemov, da bomo lahko empirično preučili njihovo osnovno fiziko.

To delo je podprla štipendija NASA Hubble Fellowship (HST-HF-1326.01-A), ki jo je podelil Znanstveni inštitut za vesoljski teleskop, ki ga upravlja Združenje univerz za raziskave v astronomiji v skladu z Nasino pogodbo NAS 5-26555.

Philip Muirhead je leta 2011 doktoriral iz astronomije in vesoljskih ved na univerzi Cornell. Od takrat je podoktorski učenjak na Kalifornijskem tehnološkem inštitutu in trenutno Hubblov podoktorski sodelavec. Njegove primarne raziskave vključujejo astronomske instrumente, zvezde z majhno maso in zunajsolarne planete.


Avstralija in Nova Zelandija sta del mednarodnega sodelovanja

Številne avstralske in novozelandske institucije so sodelovale v mednarodnem sodelovanju in izidu tega novega prispevka, med drugim Univerza za tehnologijo Swinburne, Center odličnosti ARC za odkrivanje gravitacijskih valov (OzGrav), Mednarodni center za raziskave radijske astronomije (ICRAR) in Auckland University of Technology.

Med mednarodnimi sodelavci so bili člani inštituta Max Planck za radioastronomijo v Nemčiji, organizacije Square Kilometer Array v Združenem kraljestvu in univerze Aarhus na Danskem.


Sončni teleskop za leče: NASA-ini znanstveniki predlagajo novo tehniko neposrednega posnetka površine oddaljenih eksplanetov

Vesoljski teleskop, postavljen daleč izven orbite pritlikavega planeta Plutona, bi lahko nekega dne posnel slike oddaljenih eksoplanetov v visoki ločljivosti, so sporočili iz NASA-jevega fizika Slave Turyshev in sodelavcev. Skrivnost izjemne moči teleskopa je gravitacijsko polje Sonca.

Koncept tega umetnika prikazuje Kepler-186f, prvi potrjeni planet velikosti Zemlje, ki kroži okoli oddaljene zvezde v bivalnem območju. Zasluga za sliko: NASA / Ames / SETI Institute / JPL-Caltech.

Na ravno pravem mestu bi vesoljski teleskop videl podobo eksoplaneta, ojačano z velikostnimi redovi.

Sonce bi upognilo svetlobo s planeta okoli sebe, jo usmerilo v točko na nasprotni strani in v resnici povečalo planet v velikansko podobo.

»To je naš naslednji korak, da presežemo Sončev sistem. In tako moramo iti tja, «je dejal dr. Turyshev, ki je pred kratkim naredil velik korak.

Dr. Turyshev je prvi objavil zapletene kvantno-mehanske enačbe, ki zajemajo obnašanje svetlobe v goriščni leči, ki se začne približno 80 milijard km od Zemlje. Njegove enačbe kažejo, da bi lahko s primernim vesoljskim teleskopom vsaj načeloma našli ustrezen posnetek, na primer Zemlje, dvojčka oddaljenega 100 svetlobnih let.

»To je bila ovira. Enačbe prej niso bile razrešene. Zdaj pa se je vse dobro preverilo. Dobro se razumemo in zaupamo v rešitev, «je dejal dr. Turyshev.

Medtem ko izdeluje optične podrobnosti sončne leče, se drugi strokovnjaki NASA osredotočajo na inženiring.

Nasin inženir Nitin Arora je del ekipe, ki razvija sklop konceptualnih načrtov za robotska medzvezdna potovanja & # 8212, vključno s tem, kaj bi bilo potrebno, da bi vesoljski teleskop prišel do točke gravitacijske leče na ledenih zunanjih delih Osončja.

»Na tem planetu ste lahko videli geološke značilnosti. Prepričana sem, da ste lahko videli jezera in oceane, gorske verige, «je dejala dr. Arora.

Pošiljanje teleskopa tako daleč v globok vesolje bi zahtevalo natančno tehnologijo, ki je še ni treba izumiti. Da bi našli tako majhen drobec cilja, mora biti natančnost usmerjanja teleskopa vsaj 100-krat večja od današnjih instrumentov.

In ciljni eksoplanet ne bo mirno sedel, temveč bo krožil okoli svoje zvezde. Za obvladovanje gibanja planeta v tako ekstremnem obsegu, ki bi planet razmazal, bi lahko uporabili napredno obdelavo slik. Toda druga možnost vključuje sledenje eksoplanetu s premikanjem samega teleskopa v nekakšnem vzorcu zamaška. To bi zahtevalo občutljiv nadzor potisnika, ki bi ga bilo treba tudi izumiti.

"Kako leteti tja, kako dolgo bo trajalo, kako usmeriti svoje komunikacije: vse to je zahtevno," je dejal dr. Turyshev.

Vesoljski teleskop, ki bi lahko posnel oddaljene eksoplanete, bi moral biti postavljen zunaj našega Osončja, daleč dlje, kot je Nasin Voyager 1 prehodil v 40 letih. Kreditna slika: NASA.

Seznam morebitnih teleskopskih težav je dolg.

Najmanjša razdalja za teleskop za sončno lečo je 547 astronomskih enot (AU). V resnici pa bi za pravilno pozicioniranje teleskop verjetno moral biti postavljen še dlje & # 8212, morda do 2000 AU ali več.

Kuiperjev pas, ki vključuje Pluton, se razteza na približno 55 AU. Oortov oblak, področje mirujočih kometov, ki so najbolj oddaljeni predmeti, gravitacijsko vezani na Sonce, tvori lupino, ki se razteza od 5000 do 100.000 AU. Najbližja zvezda, Proxima Centauri, bi potrebovala potovanje 271.000 AU.

"Če bi le prišli do položaja sončne leče onkraj Kuiperjevega pasu, bi z uporabo današnje tehnologije verjetno trajala desetletja," je povedal NASA-in znanstvenik dr. Geoffrey Landis, ki je napisal kritiko konceptov leče sončne gravitacije.

»Pomislite na Nasino vesoljsko plovilo New Horizons. To je bila najhitrejša sonda, ki je bila kdaj koli poslana v vesolje [ob izstrelitvi]. Do Plutona ni prišlo zelo hitro, zelo dolga pot je. Gravitacijska leča Sonca [položaj] je več kot 10-krat oddaljena od Plutona, «je dejal.

Čas potovanja bi lahko bistveno skrajšali z eksotičnimi novimi pogonskimi sistemi, kot so ionski potisniki, sončna jadra ali celo lasersko potisnjena jadra.

"Doseganje sončne gravitacijske leče v 25 letih in # 8212 namesto 50-letnega časovnega okvira, ki ga predlaga današnja tehnologija, lahko zahteva celo novo obliko jedrskega pogona," je dejal dr. Arora.

"Morda bi želeli uporabiti kombinacijo dveh pogonskih tehnologij, začenši z jedrskim reaktorjem za cepitev ali morda sončno-toplotnim pogonom."

"To bi lahko kombinirali z asistenco" Oberth "s Sonca, ki leti blizu naše zvezde, globoko se potopi v njeno gravitacijsko polje, nato pa s perihelijskim manevrom močno poveča hitrost vesoljskega plovila in ga premakne proti obrobju Sonca Sistem. "

Ko je postavljen na telo, se teleskop za sončno lečo ne bi soočil s podobo celotnega eksoplaneta.

Namesto tega bi bila planetova svetloba razmazana v obroč okoli Sonca, učinek, ki nastane, ko sončna gravitacija upogne svetlobo od predmeta - v tem primeru oddaljenega eksoplaneta - # 8212, ki je za Soncem, a je tudi v poravnavi s Soncem in teleskopom. Ta učinek razmazovanja je znan kot Einsteinov obroč.

Znotraj Einsteinovega obroča bi lahko teleskop vsaj načeloma zajel trakove svetlobe planeta.

In po veliki naložbi v načrtovanje, gradnjo in izstrelitev takšnega teleskopa in morda desetletjih tranzitnega časa do pravega mesta v temnih, zamrznjenih predelih Osončja se izkaže, da bi bil doseg teleskopa izjemno omejen. Opazoval je lahko samo en cilj.

Težava je v tem, da bi se moral teleskop, da bi se obrnil na drug eksoplanet, tudi tistega, ki je od ene tarče ločen za eno stopinjo, premakniti približno 10 AU.

Da bi upravičili tako zapleten, a omejen teleskop, bi morali vnaprej določiti vreden cilj: zemeljski eksoplanet, na katerem so drugi instrumenti že zaznali znake življenja.

"Zelo izpolnjujoče in vznemirljivo je biti vključen v nekaj, kar lahko oblikuje prihodnost človeštva in spremeni življenje, kakršno poznamo," je dejala dr. Arora.

Slava G. Turyshev. 2017. Teoretični opis sončne gravitacijske leče. Fiz. Rev. D 95 (8) doi: 10.1103 / PhysRevD.95.084041

Slava G. Turyshev & amp Viktor T. Toth. 2017. Difrakcija elektromagnetnih valov v gravitacijskem polju Sonca. Fiz. Rev. D 96 (2) doi: 10.1103 / PhysRevD.96.024008

Geoffrey A. Landis. 2016. Poslanstvo v gravitacijskem žarišču sonca: kritična analiza. arXiv: 1604.06351

Ta članek temelji na besedilu Državne uprave za aeronavtiko in vesolje.


Tema: Gravitacijsko mikroobjektiranje

Zdravo. Zdaj sem "vernik" G. Microlensinga.

Namesto da "planet" blokira svetlobo od zvezde med prehodom omenjenega predmeta .. G. polje planeta lahko leče ali preusmeri svetlobne valove
ki bi preprosto zgrešil vaš teleskop na Zemlji in povzročil, da bi se zvezda "posvetlila", če bi jo gledali z Zemlje.

Vprašanje: Sonce ima žarišče G., ki je daleč od Zemlje. Na stotine av. stran. Ali mi lahko nekdo pove, kako daleč je G
Jupiter bi bil v našem sončnem sistemu? In kako močan bi bil teleskop, ki bi ga postavili tja?

Hvala za vse odgovore
Adijo
Gorn

Zdravo. Zdaj sem "vernik" G. Microlensinga.

Namesto da "planet" blokira svetlobo od zvezde med prehodom omenjenega predmeta .. G. polje planeta lahko leče ali preusmeri svetlobne valove
ki bi preprosto zgrešil vaš teleskop na Zemlji in povzročil, da bi se zvezda "posvetlila", če bi jo gledali z Zemlje.

Vprašanje: Sonce ima žarišče G., ki je daleč od Zemlje. Na stotine av. stran. Ali mi lahko nekdo pove, kako daleč je G
Jupiter bi bil v našem sončnem sistemu? In kako močan bi bil teleskop, ki bi ga postavili tja?

Hvala za vse odgovore
Adijo
Gorn

Znanost gravitacijskega lečenja je več kot le to, da verjamemo vanjo. Narediti moramo kvantitativno sledenje žarkom in analizirati rezultate.

Recimo, da od daleč opazujemo Jupiter, kako prehaja Sonce. Mesto na Soncu, ki je geometrijsko blokirano, se zdi približno 36 ločnih sekund, kot ga vidimo z Jupitra. Povezane informacije o mikroobjemanju kažejo, da se Jupiter, ki se pase, odkloni približno 1/60 ločne sekunde. Tako bo le delček na robu zakritega mesta imel svetlobo usmerjeno v našo vidno polje. To pomeni izginjajoče rahlo zmanjšanje zatemnitve Sonca. Sonca zagotovo ne bo razsvetlilo tako, kot bi osvetlilo zvezdo v ozadju na veliki razdalji preko gravitacijske goriščnice planeta.


Znanstveniki kljubujejo Einsteinovi napovedi in uporabljajo relativnost za merjenje mase zvezde

Astronom Terry Oswalt s pomočjo rekvizitov pokaže, kako gravitacija zvezde odbija svetlobo. Znanstveniki lahko nato s pomočjo tega odklona svetlobe izračunajo težo zvezde. (Aeronavtična univerza Embry-Riddle / Robert H. Score)

Astronomi, ki so z NASA-jevim vesoljskim teleskopom Hubble skenirali nebo, so naredili podvig, ki ga je celo Albert Einstein razglasil za skoraj nemogoče: bili so priča subtilnemu upogibanju svetlobe ene zvezde zaradi gravitacije druge zvezde in to izkrivljanje izmerili za maso zvezde.

Ugotovitve, predstavljene v sredo na sestanku Ameriškega astronomskega društva in objavljene v reviji Science, potrjujejo ključno načelo Einsteinove mejne splošne teorije relativnosti in uvajajo novo orodje za raziskovanje temeljnih lastnosti zvezd.

Splošna teorija relativnosti, predstavljena leta 1915, opisuje, kako lahko gravitacija popači pot svetlobe in spremeni njeno smer. Leta 1919 se je teorija izkazala za pravilno, ko je med sončnim mrkom odprava, ki jo je vodil Sir Arthur Eddington, odkrila, da zvezde blizu roba blokiranega sončnega diska niso tam, kjer naj bi bile. Njihov navidezni položaj se je premaknil, ker je sončna gravitacija izkrivila pot njihove zvezdne svetlobe, tako kot je napovedal Einstein.

Od takrat astronomi to spoznanje uporabljajo kot močno orodje za opazovanje oddaljenih pojavov. To je zato, ker lahko masivni predmet v ospredju, ko je postavljen ravno prav, upogne svetlobo vira svetlobe v ozadju in jo poveča tako, kot leča. Ta pojav, znan kot gravitacijsko lečenje, je astronomom omogočil, da so opazovali oddaljene galaksije, ki bi bile sicer preslabe za preučevanje.

Toda objektivi, ki jih omogočajo galaksije in druge velike strukture, so bili v najboljšem primeru mehki, je dejal Terry D. Oswalt, astronom v kampusu Daytona Beach na Aeronavtični univerzi Embry-Riddle, ki ni sodeloval v študiji.

"So uši leče, ker niso točkovni viri," je dejal Oswalt. »So velike in razporejene. Imajo spiralne krake in jedra in včasih spremljevalne galaksije, včasih pa obstajajo kopice galaksij. "

Toda zvezde so točkovni viri, ne velike in grudaste kot galaksije. Če bi lahko ujeli dogodek leče med dvema zvezdama, bi lahko ponudil veliko bolj osredotočen učinek. Morda boste celo lahko zajeli Einsteinov obroč - pojav, pri katerem objektiv leče zasenči vir svetlobe v ozadju tako popolno, da je predmet v ozadju upodobljen kot svetlobni krog. (To je bilo dokumentirano za galaksije, ne pa tudi za posamezne zvezde.)

Za ta članek se je glavni avtor Kailash Sahu iz Znanstvenega inštituta za vesoljski teleskop v Baltimoru in njegovi kolegi lotil iskanja leče med dvema zvezdama. To je bil veliko težji podvig, delno tudi zato, ker je učinek posameznih zvezd tako majhen v primerjavi z velikostjo galaksij. Še huje je, da imajo astronomi veliko manj možnosti, da ujamejo dve zvezdici, ki se prekrivata, kot da bi to ugotovili dve galaksiji.

Sahujeva ekipa je iskala zvezde, ki naj bi se križale pred zvezdami v ozadju, v upanju, da bodo ujele zvezdni Einsteinov prstan. Z vesoljskim teleskopom Hubble sta se nanizala na belo pritlikavo zvezdo, imenovano Stein 2051 B, za katero so vedeli, da bo šla pred bolj oddaljeno zvezdo.

Čeprav so vedeli, kje iskati, to ni bila lahka naloga: zvezda v ozadju je bila 400-krat temnejša od Steina 2051 B.

"To je kot merjenje gibanja kresnice ob žarnici s 1.500 milj," je dejal Sahu.

Einstein je takšne obroče leta 1936 opisal v prispevku, vendar je dejal, da zaradi redkosti in fizičnih omejitev znanstvenih instrumentov verjetno niso nikoli vidni.

"Seveda ni upanja, da bi ta pojav opazili neposredno," je zapisal v prispevku, ki se je pojavil tudi v Science.

Toda, ko sta Sahu in njegovi kolegi opazovala Stein 2051 B, se je zdelo, da je zvezda v ozadju poskočila in na videz naredila majhen salto nad belim škratom, ki je šel pred njo.

Zgodilo se je naslednje: Ko se je Stein 2051 B začel postavljati v vrsto z zvezdo v ozadju, je njegova gravitacija izkrivila svetlobo zvezde v ozadju in ustvarila Einsteinov obroč. Ker pa poravnava dveh zvezd glede na Zemljo ni bila popolna, je imel ta Einsteinov obroč obliko elipse, pri čemer je bila ena stran svetlejša od druge.

Ko se je Stein 2051 B premikal pred in čez zatemnjeno zvezdo, se je eliptični Einsteinov obroč premikal v položajih, svetlejša stran pa je bila videti kot točka, ki je zasledila majhen lok po nebu.

Medtem ko Hubble ni dovolj močan, da bi razrešil to elipso, je teleskop videl, da se zvezda v ozadju spreminja.

"Pravzaprav se ne premika - to je [očitno] gibanje, ki ga povzroča upogibanje svetlobe," je dejal Oswalt, ki je napisal komentar, ki je spremljal študijo.

Še več, dejstvo, da je bila ta serija Einsteinovih obročev eliptična in ne popoln krog, je znanstvenikom dejansko omogočilo izračun mase Steina 2051 B - meritve, ki že leta preganja astronomsko skupnost.

Stein 2051 B je del binarnega para zvezd, ki se krožijo, raziskovalci pa so uporabili gibanje para za izračun mase belega škrata. Po tej metodi je bila zvezda očitno tako težka, da bi morala imeti železno jedro, kar za belega škrata ni smiselno. To bi pomenilo tudi, da je bila ta zvezda starodavna, stara približno toliko kot vesolje samo, za kar so bili znanstveniki prepričani, da ne more biti v redu.

Toda zahvaljujoč temu dogodku gravitacijskega lečenja so znanstveniki lahko neposredno določili maso Steina 2051 B. Ugotovili so, da je bel pritlikavec približno dve tretjini mase našega sonca - veliko bolj v skladu z našim razumevanjem razvoja belega pritlikavca.

"To je kot da bi zvezdico postavili na lestvico in videli, kako se lestvica spreminja," je o metodi leče dejal Sahu. »Odklon [svetlobe] je gibanje lestvice in to pove maso. Torej je to zelo neposreden način za določitev njegove mase. "

Beli palčki so ostanki mrtvih zvezd, približno 97% zvezd v naši galaksiji je namenjenih, da to postanejo. Presenetljivo malo je znanega o njihovi masi - izmerjena je bila le peščica, običajno posredno z uporabo binarnih zvezdnih parov. Ta metoda lečenja bi to lahko spremenila.

"To je prvi nastop novega orodja," je dejal Oswalt.

Razumevanje množic zvezd je ključnega pomena za razumevanje njihovega izvora in razvoja, je dodal Sahu: masa določa, kako velika je zvezda, kako svetla je, kako dolgo živi - in kaj se ji zgodi, ko umre.

Sledite @aminawrite na Twitterju, če želite več znanstvenih novic in "všečkati" Los Angeles Times Science & amp Health na Facebooku.


Popolna lestvica

"Gravitacijska leča" deluje kot tehtnica, pri čemer je odklon svetlobe ozadja zvezde analogen gibanju igle na tehtnici. To je zato, ker je gravitacijska moč odvisna od mase - večja kot je masa, večji je učinek gravitacijske leče. Consequently, after spending a further year and a half on careful analysis of the acquired data, we were able to directly obtain the mass of Stein 2051 B from the measured deflection of the background star. Stein 2051 B turned out to be 68% the mass of the sun.

While Eddington measured an already incredibly small angle of 1.7 arcseconds – roughly corresponding to the diameter of a human hair seen from 10 metres distance – the measured shift of the background star aligned with Stein 2051 B was 1,000 times smaller, up to 0.002 arcseconds. This reflects the fact that the space curvature is quite small.

In fact, the bending of light in curved space is quite similar to a ball rolling along the surface of Earth. While the Earth’s surface looks flat to us at first sight as we stand on it, the rolling ball follows its small curvature rather than moving strictly in a straight line. After rolling just about 6cm, its direction will have changed by 0.002 arcseconds.

Despite the huge success of Eddington’s observations of light bending by the sun, Einstein was sceptical about the prospects for observing this for other stars. In 1936, he concluded: “Of course, there is no hope of observing this phenomenon directly.” What he could not have predicted were the technological advances of the decades to come, such as the advent of fast computing engines and digital cameras.

The gravity of a luminous red galaxy has gravitationally distorted the light from a much more distant blue galaxy. NASA/ESA

The bending of light by stars is known as “gravitational microlensing”. Unlike the arc-like shapes of galaxies resulting from gravitational lensing (see image above), this weak phenomenon does not lead to observable image distortions. Crucially, it depends on a close alignment between background and foreground stars, which is quite rare. In principle, a foreground star creates two images of the background star, differing in luminosity. Their combined light can then lead to an apparent brightening of the background star as the intervening foreground star passes near the line of sight.

This effect, known as “photometric microlensing”, has been observed lots of times before. However, the measured positional shift of the star passing by Stein 2051 B marks the first ever observation of “astrometric microlensing”.

This latter effect holds the potential to shed new light on how stars evolve by surveying stellar remnants (white dwarfs, neutron stars and black holes) in our neighbourhood – along with brown dwarfs (“failed” stars not massive enough to sustain the nuclear fusion of hydrogen). These otherwise escape detection due to being faint or invisible, but gravitational lensing relies solely on their mass rather than their light.

By the end of its mission in 2019, ESA’s Gaia satellite will have found astrometric microlensing signatures that will provide reliable mass measurements for more than a thousand bodies, turning astrometric microlensing from a most curious effect into a useful astrophysical tool.


Consider this …

Public Domain

Often called a “pioneer of the distant stars,” astronomer Edwin Hubble (1889–1953) played a pivotal role in deciphering the vast and complex nature of the universe. His meticulous studies of spiral nebulae proved the existence of galaxies other than our own Milky Way. Had he not died suddenly in 1953, Hubble would have won that year’s Nobel Prize in Physics.


Poglej si posnetek: Vstavljanje in odstranjevanje kontaktnih leč iz oči (Januar 2023).