Gravitationsmikrolinsering - Gravitational microlensing

En del af en serie artikler om
Gravitationslinser
Einstein ring Formalisme Stærk linse Mikrolinsering Svag linse
Stærke linsesystemer Abell 1689  · Abell 2218 CL0024 + 17  · Bullet Cluster QSO2237 + 0305  · SDSSJ0946 + 1006 B1359 + 154  · QSO 0957 + 561
Undersøgelser Stærk: KLASSE  · SLACS ( SDSS ) Micro: OGLE  · Gaia Svag: DLS  · Pan-STARRS  · CFHTLS  · DES  · LSST  · SNAP  · DESTINY
v t e

Gravitationsmikrolinsering er et astronomisk fænomen på grund af tyngdekraftens linseeffekt . Det kan bruges til at opdage objekter, der spænder fra massen af ​​en planet til en stjernes masse, uanset hvilket lys de udsender. Typisk kan astronomer kun registrere lyse objekter, der udsender meget lys ( stjerner ) eller store objekter, der blokerer baggrundslys (skyer af gas og støv). Disse objekter udgør kun en mindre del af massen af ​​en galakse. Microlensing tillader undersøgelse af objekter, der udsender lidt eller intet lys.

Når en fjern stjerne eller kvasar bliver tilstrækkeligt justeret med et massivt kompakt forgrundsobjekt , fører bøjningen af ​​lys på grund af dets tyngdefelt, som diskuteret af Albert Einstein i 1915, til to forvrængede uløste billeder, hvilket resulterer i en observerbar forstørrelse. Tidsskalaen for den forbigående lysning afhænger af massen af ​​forgrundsobjektet såvel som af den relative korrekte bevægelse mellem baggrunds 'kilde' og forgrundsobjektivets 'objekt'.

Ideelt justeret mikrolinsering frembringer en klar buffer mellem strålingen fra linsen og kildeobjekterne. Det forstørrer den fjerne kilde, afslører den eller forbedrer dens størrelse og / eller lysstyrke. Det muliggør undersøgelse af populationen af ​​svage eller mørke genstande såsom brune dværge , røde dværge , planeter , hvide dværge , neutronstjerner , sorte huller og massive kompakte gloriegenstande . Sådan linse fungerer ved alle bølgelængder, forstørrer og producerer en bred vifte af mulig vridning for fjerne kildeobjekter, der udsender enhver form for elektromagnetisk stråling.

Mikrolensering med et isoleret objekt blev først detekteret i 1989. Siden da er mikrolinsering blevet brugt til at begrænse det mørke stofs natur , detektere exoplaneter , studere mørkere lemmer i fjerne stjerner, begrænse den binære stjernepopulation og begrænse strukturen i Milky Way's disk. Microlensing er også blevet foreslået som et middel til at finde mørke genstande som brune dværge og sorte huller, studere stjernespidser , måle stjernernes rotation og sonde kvasarer inklusive deres tilvænningsskiver . Microlensing blev brugt i 2018 til at opdage Icarus , den fjerneste stjerne nogensinde observeret.

Hvordan det virker

Mikrolinsering er baseret på tyngdekraftens linseeffekt . En massiv genstand (linsen) bøjer lyset fra en lys baggrundsobjekt (kilden). Dette kan generere flere forvrængede, forstørrede og lysere billeder af baggrundskilden.

Mikrolensering er forårsaget af den samme fysiske effekt som stærk linser og svag linser, men det undersøges ved hjælp af meget forskellige observationsteknikker. I stærk og svag linsering er linsens masse stor nok (masse af en galakse eller en galaksehob), at forskydningen af ​​lys fra linsen kan løses med et højopløsnings-teleskop såsom Hubble-rumteleskopet . Med mikrolinsering er linsemassen for lav (masse af en planet eller en stjerne) til at forskydning af lys let kan observeres, men den tilsyneladende lysning af kilden kan stadig detekteres. I en sådan situation vil linsen passere ved kilden i en rimelig tid, sekunder til år i stedet for millioner af år. Når justeringen ændres, ændres kildens tilsyneladende lysstyrke, og dette kan overvåges for at opdage og studere begivenheden. Således, i modsætning til med stærke og svage tyngdekraftlinser, er mikrolinsering en forbigående astronomisk begivenhed fra et menneskeligt tidsskala perspektiv.

I modsætning til ved stærk og svag linsering kan ingen enkelt observation fastslå, at der forekommer mikrolinsering. I stedet skal stigningen og faldet i kildens lysstyrke overvåges over tid ved hjælp af fotometri . Denne funktion af lysstyrke versus tid er kendt som en lyskurve . En typisk mikrolinseringskurve er vist nedenfor:

En typisk mikrolensningshændelse som denne har en meget enkel form, og kun en fysisk parameter kan udvindes: tidsskalaen, der er relateret til linsens masse, afstand og hastighed. Der er dog flere effekter, der bidrager til formen af ​​mere atypiske linsebegivenheder:

• Fordeling af objektivmasse. Hvis linsemassen ikke er koncentreret i et enkelt punkt, kan lyskurven være dramatisk forskellig, især med kaustisk krydsende begivenheder, som kan udvise stærke pigge i lyskurven. Ved mikrolinsering kan dette ses, når linsen er en binær stjerne eller et planetarisk system .
• Endelig kildestørrelse. I ekstremt lyse eller hurtigt skiftende mikrolinseringshændelser, som kaustisk krydsende begivenheder, kan kildestjernen ikke behandles som et uendeligt lille lyspunkt: størrelsen på stjernens disk og endda mørkfarvning af lemmer kan ændre ekstreme funktioner.
• Parallaks . Ved begivenheder, der varer i flere måneder, kan Jordens bevægelse omkring Solen få justeringen til at ændre sig lidt og påvirke lyskurven.

Mest fokus er i øjeblikket på de mere usædvanlige mikrolensningshændelser, især dem, der kan føre til opdagelsen af ​​ekstrasolare planeter. En anden måde at få mere information fra mikrolensningshændelser indebærer at måle de astrometriske forskydninger i kildepositionen i løbet af begivenheden og endda løse de separate billeder med interferometri . Den første vellykkede opløsning af mikrolinsebilleder blev opnået med GRAVITY-instrumentet på Very Large Telescope Interferometer (VLTI) .

Overholdelse af mikrolinsering

I praksis er mikrolinsering meget sjælden, fordi den nødvendige tilpasning er så præcis og vanskelig at forudsige. Begivenheder findes derfor generelt med undersøgelser, der fotometrisk overvåger titusinder af potentielle kilde-stjerner hvert par dage i flere år. Tætte baggrundsfelter, der er egnede til sådanne undersøgelser, er nærliggende galakser, såsom Magellanske skyer og Andromeda-galaksen og mælkevejen. I begge tilfælde omfatter den undersøgte linsepopulation objekterne mellem Jorden og kildefeltet: for udbulingen er linsepopulationen Mælkevejsdiskstjerner, og for eksterne galakser er linsepopulationen Mælkevejens glorie samt objekter i selve den anden galakse. Tætheden, massen og placeringen af ​​objekterne i disse linsepopulationer bestemmer frekvensen af ​​mikrolinsering langs denne synslinje, som er karakteriseret ved en værdi kendt som den optiske dybde på grund af mikrolinsering. (Dette må ikke forveksles med den mere almindelige betydning af optisk dybde , skønt den deler nogle egenskaber.) Den optiske dybde er groft sagt den gennemsnitlige brøkdel af kildestjerner, der gennemgår mikrolinsering på et givet tidspunkt eller ækvivalent sandsynligheden for, at en den givne kildestjerne gennemgår linse på et givet tidspunkt. MACHO-projektet fandt, at den optiske dybde mod LMC var 1,2 × 10 ⁻⁷ , og den optiske dybde mod udbulingen var 2,43 × 10 ⁻⁶ eller ca. 1 ud af 400.000.

At komplicere søgningen er det faktum, at for hver stjerne, der gennemgår mikrolinsering, er der tusinder af stjerner, der skifter lysstyrke af andre grunde (ca. 2% af stjernerne i et typisk kildefelt er naturligt variable stjerner ) og andre forbigående begivenheder (såsom novaer og supernovaer ), og disse skal lukkes ud for at finde ægte mikrolinseringsbegivenheder. Efter at en igangværende mikrolensningshændelse er blevet identificeret, advarer overvågningsprogrammet, der registrerer det, ofte samfundet om dets opdagelse, så andre specialiserede programmer kan følge begivenheden mere intensivt i håb om at finde interessante afvigelser fra den typiske lyskurve. Dette skyldes, at disse afvigelser - især dem, der skyldes exoplaneter - kræver, at der identificeres timeovervågning, som undersøgelsesprogrammerne ikke kan levere, mens de stadig søger efter nye begivenheder. Spørgsmålet om, hvordan man prioriterer igangværende begivenheder til detaljeret opfølgning med begrænsede observationsressourcer, er meget vigtigt for mikrolinseringsforskere i dag.

Historie

I 1704 foreslog Isaac Newton , at en lysstråle kunne afbøjes af tyngdekraften. I 1801 beregnet Johann Georg von Soldner mængden af ​​afbøjning af en lysstråle fra en stjerne under Newtons tyngdekraft. I 1915 forudsagde Albert Einstein korrekt mængden af ​​afbøjning under generel relativitet , hvilket var dobbelt så meget som von Soldner forudsagde. Einsteins forudsigelse blev valideret af en ekspedition fra 1919 ledet af Arthur Eddington , hvilket var en stor tidlig succes for General Relativity. I 1924 fandt Orest Chwolson , at linser kunne producere flere billeder af stjernen. En korrekt forudsigelse af den samtidige lysning af kilden, grundlaget for mikrolinsering, blev offentliggjort i 1936 af Einstein. På grund af den usandsynlige tilpasning, der kræves, konkluderede han, at "der er ingen stor chance for at observere dette fænomen". Gravitationslinsens moderne teoretiske ramme blev etableret med værker af Yu Klimov (1963), Sidney Liebes (1964) og Sjur Refsdal (1964).

Gravitationslinser blev først observeret i 1979 i form af en kvasar linse af en forgrundsgalakse. Samme år viste Kyongae Chang og Sjur Refsdal, at individuelle stjerner i linsegalaksen kunne fungere som mindre linser i hovedobjektivet, hvilket fik kildekvasarens billeder til at svinge på en tidsskala af måneder, også kendt som Chang – Refsdal-linse . Bohdan Paczyński brugte først udtrykket "mikrolinsering" til at beskrive dette fænomen. Denne type mikrolinsering er vanskelig at identificere på grund af kvasars iboende variation, men i 1989 Mike Irwin et al. offentliggjort påvisning af mikrolinsering i Huchra's Lens .

I 1986 foreslog Paczyński at bruge mikrolinsering til at lede efter mørkt stof i form af massive kompakte gloriegenstande (MACHO'er) i den galaktiske glorie ved at observere baggrundsstjerner i en nærliggende galakse. To grupper af partikelfysikere, der arbejder på mørkt stof, hørte hans samtaler og sluttede sig til astronomer for at danne det anglo-australske MACHO-samarbejde og det franske EROS-samarbejde.

I 1986 forudsagde Robert J. Nemiroff sandsynligheden for mikrolinsering og beregnede basale mikrolinseringsinducerede lyskurver til flere mulige linsekildekonfigurationer i sin afhandling fra 1987.

I 1991 foreslog Mao og Paczyński, at mikrolinsering kan bruges til at finde binære ledsagere til stjerner, og i 1992 demonstrerede Gould og Loeb, at mikrolinsering kan bruges til at detektere exoplaneter. I 1992 grundlagde Paczyński Optical Gravitational Lensing Experiment , som begyndte at søge efter begivenheder i retning af den galaktiske udbulning . De første to mikrolinseringsbegivenheder i retning af den store magellanske sky, der kan være forårsaget af mørkt stof, blev rapporteret i back to back Nature- papirer af MACHO og EROS i 1993, og i de følgende år blev begivenheder fortsat påvist. MACHO-samarbejdet sluttede i 1999. Deres data afkræftede hypotesen om, at 100% af den mørke halo omfatter MACHO'er, men de fandt et signifikant uforklarligt overskud på ca. 20% af halomassen, hvilket kan skyldes MACHO'er eller linser inden for det store Magellansk sky i sig selv. EROS offentliggjorde efterfølgende endnu stærkere øvre grænser for MACHO'er, og det er i øjeblikket usikkert, om der er noget overskud af mikrolinsering af halo, der overhovedet kan skyldes mørkt stof. SuperMACHO-projektet, der aktuelt er i gang, søger at finde de linser, der er ansvarlige for MACHOs resultater.

På trods af ikke at løse problemet med mørkt stof, har mikrolinsing vist sig at være et nyttigt værktøj til mange applikationer. Hundredvis af mikrolinseringshændelser detekteres årligt mod den galaktiske udbulning , hvor den optiske dybde til mikrolinsering (på grund af stjerner i den galaktiske disk) er ca. 20 gange større end gennem den galaktiske glorie. I 2007 identificerede OGLE-projektet 611 kandidater til begivenheder, og MOA-projektet (et samarbejde mellem Japan og New Zealand) identificerede 488 (selvom ikke alle kandidater viser sig at være mikrolinseringsbegivenheder, og der er en betydelig overlapning mellem de to projekter). Ud over disse undersøgelser er opfølgningsprojekter i gang for at undersøge detaljerede potentielt interessante begivenheder i gang, primært med det formål at opdage ekstrasolare planeter. Disse inkluderer MiNDSTEp, RoboNet, MicroFUN og PLANET.

I september 2020 astronomer bruger mikrolinse teknikker rapporterede afsløring , for første gang, i en jord-masse rogue planet grænseløse af nogen stjerne, og frit flydende i Mælkevejen .

Matematik

Matematikken i mikrolinsering sammen med moderne notation er beskrevet af Gould, og vi bruger hans notation i dette afsnit, selvom andre forfattere har brugt anden notation. Den Einstein radius , også kaldet Einstein vinkel, er den vinkelmæssige radius af Einstein ring i tilfælde af perfekt tilpasning. Det afhænger af linsemassen M, afstanden til linsen d _L og afstanden fra kilden d _S :

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

For M lig med 60 Jupiter masser , d _L = 4000 parsec og D _S = 8000 parsec (typisk for en Bulge mikrolinse begivenhed), Einstein radius er 0,00024 buesekunder ( vinkelmæssige udstrækning af 1 au 4000 parsec). Til sammenligning har ideelle jordbaserede observationer vinkelopløsning omkring 0,4 buesekunder, 1660 gange større. Da det er så lille, observeres det generelt ikke for en typisk mikrolinseringshændelse, men det kan observeres i nogle ekstreme hændelser som beskrevet nedenfor. ${\ displaystyle \ theta _ {E}}$

Selvom der ikke er nogen klar begyndelse eller slutning af en mikrolinseringshændelse, siges begivenheden ved konvention at vare, medens vinkelseparationen mellem kilden og linsen er mindre end . Begivenhedens varighed bestemmes således af den tid, det tager linsens tilsyneladende bevægelse på himlen at dække en vinkelafstand . Einstein-radiusen er også den samme størrelsesorden som den vinklede adskillelse mellem de to linsebilleder og den astrometriske forskydning af billedpositionerne i løbet af mikrolinseringshændelsen. ${\ displaystyle \ theta _ {E}}$${\ displaystyle \ theta _ {E}}$

Under en mikrolensningshændelse forstærkes kildens lysstyrke med en forstærkningsfaktor A. Denne faktor afhænger kun af tætningen af ​​justeringen mellem observatør, linse og kilde. Det enhedsløse tal u defineres som vinkelseparationen af ​​linsen og kilden divideret med . Forstærkningsfaktoren er angivet i form af denne værdi: ${\ displaystyle \ theta _ {E}}$

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

Denne funktion har flere vigtige egenskaber. A (u) er altid større end 1, så mikrolinsering kan kun øge lysstyrken på kildestjernen og ikke mindske den. A (u) falder altid, når u stiger, så jo tættere på linjen, jo lysere bliver kilden. Når du nærmer dig uendelig, nærmer A (u) sig 1, så ved store adskillelser har mikrolinsering ingen effekt. Til sidst når u nærmer sig 0, nærmer en punktkilde A (u) uendelighed, når billederne nærmer sig en Einstein-ring. For perfekt justering (u = 0) er A (u) teoretisk uendelig. I praksis er objekter fra den virkelige verden ikke punktkilder, og begrænsede kildestørrelseseffekter vil sætte en grænse for, hvor stor en forstærkning kan forekomme for meget tæt justering, men nogle mikrolinseringshændelser kan medføre en lysning med en faktor på hundreder.

I modsætning til tyngdekraftsmakrolensering, hvor linsen er en galakse eller klynge af galakser, ændres mikrolensning u betydeligt på kort tid. Den relevante tidsskala kaldes Einstein-tiden , og den gives af den tid, det tager linsen at krydse en vinkelafstand i forhold til kilden på himlen. For typiske mikrolinseringsbegivenheder er det i størrelsesordenen et par dage til et par måneder. Funktionen u (t) bestemmes simpelthen af ​​Pythagoras sætning: ${\ displaystyle t_ {E}}$${\ displaystyle \ theta _ {E}}$${\ displaystyle t_ {E}}$

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

Minimumsværdien af ​​u, kaldet u _min , bestemmer begivenhedens maksimale lysstyrke.

I en typisk mikrolinseringshændelse passer lyskurven godt ved at antage, at kilden er et punkt, linsen er en enkeltpunktsmasse, og linsen bevæger sig i en lige linje: punktkildepunktlinset tilnærmelse. I disse hændelser er den eneste fysisk signifikante parameter, der kan måles, Einstein-tidsskalaen . Da dette observerbare er en degenereret funktion af linsens masse, afstand og hastighed, kan vi ikke bestemme disse fysiske parametre ud fra en enkelt begivenhed. ${\ displaystyle t_ {E}}$

Men i nogle ekstreme begivenheder, kan være målelige mens andre ekstreme begivenheder kan sonde en ekstra parameter: størrelsen af Einstein ringen i planet af iagttageren, kendt som projicerede Einstein radius : . Denne parameter beskriver, hvordan begivenheden ser ud til at være forskellig fra to observatører på forskellige steder, såsom en satellitobservator. Den projicerede Einstein-radius er relateret til de fysiske parametre for linsen og kilden ved ${\ displaystyle \ theta _ {E}}$${\ displaystyle {\ tilde {r}} _ {E}}$

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

Det er matematisk praktisk at bruge inverserne af nogle af disse størrelser. Dette er den rette Einstein- bevægelse

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

og Einstein parallax

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

Disse vektormængder peger i retning af linsens relative bevægelse i forhold til kilden. Nogle ekstreme mikrolinseringshændelser kan kun begrænse en komponent i disse vektormængder. Skulle disse yderligere parametre måles fuldt ud, kan objektivets fysiske parametre løses, hvilket giver linsens masse, parallaks og korrekt bevægelse som

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

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

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

Ekstreme begivenheder med mikrolinsering

I en typisk mikrolinseringshændelse passer lyskurven godt ved at antage, at kilden er et punkt, linsen er en enkeltpunktsmasse, og linsen bevæger sig i en lige linje: punktkildepunktlinset tilnærmelse. I disse hændelser er den eneste fysisk signifikante parameter, der kan måles, Einstein-tidsskalaen . I nogle tilfælde kan begivenheder imidlertid analyseres for at give de yderligere parametre for Einstein-vinklen og parallaxen: og . Disse inkluderer begivenheder med meget stor forstørrelse, binære linser, parallax og xallarap-begivenheder og begivenheder, hvor linsen er synlig. ${\ displaystyle t_ {E}}$${\ displaystyle \ theta _ {E}}$${\ displaystyle \ pi _ {E}}$

Begivenheder, der giver Einstein-vinklen

Selvom Einstein-vinklen er for lille til at være direkte synlig fra et jordbaseret teleskop, er der blevet foreslået flere teknikker til at observere det.

Hvis linsen passerer direkte foran kildestjernen, bliver kildestjernens endelige størrelse en vigtig parameter. Kildestjernen skal behandles som en disk på himlen, ikke et punkt, der bryder punkt-kilde-tilnærmelsen og forårsager en afvigelse fra den traditionelle mikrolinseringskurve, der varer så længe som linsens tid til at krydse kilden, kendt som en endelig lyskurve for kilden . Længden af ​​denne afvigelse kan bruges til at bestemme den tid, det tager for linsen at krydse kilden til kildestjernen . Hvis kildens vinkelstørrelse er kendt, kan Einstein-vinklen bestemmes som ${\ displaystyle t_ {S}}$${\ displaystyle \ theta _ {S}}$

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

Disse målinger er sjældne, da de kræver en ekstrem tilpasning mellem kilde og linse. De er mere sandsynlige, når det er (relativt) stort, dvs. for nærliggende gigantiske kilder med langsomt bevægende linser med lav masse tæt på kilden. ${\ displaystyle \ theta _ {S} / \ theta _ {E}}$

I begrænsede kildebegivenheder forstørres forskellige dele af kildestjernen med forskellige hastigheder på forskellige tidspunkter under begivenheden. Disse begivenheder kan således bruges til at studere kimstjernens mørkefarvning .

Binære linser

Hvis linsen er en binær stjerne med adskillelse af omtrent Einstein-radiusen, er forstørrelsesmønstret mere komplekst end i enkeltstjernelinserne. I dette tilfælde er der typisk tre billeder, når linsen er fjernt fra kilden, men der er en række justeringer, hvor der oprettes to yderligere billeder. Disse justeringer er kendt som ætsende stoffer . Ved disse justeringer er forstørrelsen af ​​kilden formelt uendelig under punktkildetilnærmelsen.

Kaustiske krydsninger i binære linser kan ske med et bredere spektrum af linsegeometrier end i en enkelt linse. Ligesom en enkelt linsekilde kaustisk, tager det en begrænset tid for kilden at krydse den kaustiske. Hvis denne kaustiske krydsetid kan måles, og hvis kildens vinkelradius er kendt, kan Einstein-vinklen igen bestemmes. ${\ displaystyle t_ {S}}$

Som i tilfældet med et enkelt objektiv, når kildeforstørrelsen formelt er uendelig, vil kaustisk krydsende binære linser forstørre forskellige dele af kildestjernen på forskellige tidspunkter. De kan således undersøge kildens struktur og dens mørkere lemmer.

En animation af en binær linsehændelse kan findes på denne YouTube-video .

Begivenheder, der giver Einstein parallaks

I princippet kan Einstein-parallaksen måles ved, at to observatører samtidigt observerer begivenheden fra forskellige steder, fx fra jorden og fra et fjernt rumfartøj. Forskellen i amplifikation observeret af de to observatører giver komponenten vinkelret på linsens bevægelse, mens forskellen i tidspunktet for peak-amplifikation giver komponenten parallelt med linsens bevægelse. Denne direkte måling blev for nylig rapporteret ved hjælp af Spitzer-rumteleskopet . I ekstreme tilfælde kan forskellene endda måles ud fra små forskelle set fra teleskoper forskellige steder på jorden. ${\ displaystyle {\ vec {\ pi}} _ {E}}$

Mere typisk måles Einstein-parallaxen fra observatørens ikke-lineære bevægelse forårsaget af jordens rotation omkring solen. Det blev først rapporteret i 1995 og er blevet rapporteret i en håndfuld begivenheder siden. Parallaks i punktobjektivbegivenheder kan bedst måles i begivenheder med lang tidsskala med et stort — fra langsomt bevægende objektiver med lav masse, der er tæt på observatøren. ${\ displaystyle \ pi _ {E}}$

Hvis kildestjernen er en binær stjerne , vil den også have en ikke-lineær bevægelse, som også kan forårsage små, men påviselige ændringer i lyskurven. Denne effekt er kendt som Xallarap (parallax stavet baglæns).

Påvisning af ekstrasolare planeter

Hvis objektivobjektet er en stjerne med en planet, der kredser om det, er dette et ekstremt eksempel på en binær linsehændelse. Hvis kilden krydser et kaustikum, kan afvigelserne fra en standardhændelse være store selv for planeter med lav masse. Disse afvigelser giver os mulighed for at udlede eksistensen og bestemme massen og adskillelsen af ​​planeten omkring linsen. Afvigelser varer typisk et par timer eller et par dage. Fordi signalet er stærkest, når selve begivenheden er stærkest, er begivenheder med stor forstørrelse de mest lovende kandidater til detaljeret undersøgelse. Typisk underretter et undersøgelsesteam samfundet, når de opdager en igangværende begivenhed med stor forstørrelse. Opfølgningsgrupper overvåger derefter intensivt den igangværende begivenhed i håb om at få god dækning af afvigelsen, hvis den opstår. Når begivenheden er forbi, sammenlignes lyskurven med teoretiske modeller for at finde systemets fysiske parametre. De parametre, der kan bestemmes direkte fra denne sammenligning, er masseforholdet mellem planeten og stjernen og forholdet mellem stjerne-planet vinkelseparation og Einstein-vinklen. Ud fra disse forhold, sammen med antagelser om linsestjernen, kan planetens masse og dens kredsløbsafstand estimeres.

Den første succes med denne teknik blev skabt i 2003 af både OGLE og MOA fra mikrolinseringshændelsen OGLE 2003 – BLG – 235 (eller MOA 2003 – BLG – 53) . Ved at kombinere deres data fandt de, at den mest sandsynlige planetmasse var 1,5 gange Jupiters masse. Fra april 2020 er 89 exoplaneter blevet opdaget ved denne metode. Bemærkelsesværdige eksempler inkluderer OGLE-2005-BLG-071Lb , OGLE-2005-BLG-390Lb , OGLE-2005-BLG-169Lb , to exoplaneter omkring OGLE-2006-BLG-109L og MOA-2007-BLG-192Lb . Især på tidspunktet for sin meddelelse i januar 2006 havde planeten OGLE-2005-BLG-390Lb sandsynligvis den laveste masse af enhver kendt exoplanet, der kredser om en almindelig stjerne, med en median på 5,5 gange Jordens masse og nogenlunde en faktor to usikkerheder. Denne rekord blev bestridt i 2007 af Gliese 581 c med en minimal masse på 5 jordmasser, og siden 2009 er Gliese 581 e den letteste kendte "almindelige" exoplanet med mindst 1,9 jordmasser. I oktober 2017 blev OGLE-2016-BLG-1190Lb , en ekstremt massiv exoplanet (eller muligvis en brun dværg ), omkring 13,4 gange massen af Jupiter , rapporteret.

Sammenligning af denne metode til detektering af ekstrasolare planeter med andre teknikker såsom transitmetoden er en fordel, at intensiteten af ​​planetafvigelsen ikke afhænger af planetens masse så stærkt som effekterne i andre teknikker gør. Dette gør mikrolinsing velegnet til at finde planeter med lav masse. Det tillader også påvisning af planeter længere væk fra værtsstjernen end de fleste andre metoder. En ulempe er, at opfølgningen af ​​linsesystemet er meget vanskelig, efter at begivenheden er afsluttet, fordi det tager lang tid for linsen og kilden at være tilstrækkeligt adskilt til at løse dem separat.

En jordbaseret atmosfærisk linse, der blev foreslået af Yu Wang i 1998, der ville bruge Jordens atmosfære som en stor linse, kunne også direkte se i nærheden af ​​potentielt beboelige eksoplaneter.

Mikrolinseringseksperimenter

Der er to grundlæggende typer mikrolinseringseksperimenter. "Søg" -grupper bruger store feltbilleder til at finde nye mikrolensningshændelser. "Opfølgnings" -grupper koordinerer ofte teleskoper rundt om i verden for at give intensiv dækning af udvalgte begivenheder. De indledende eksperimenter havde alle noget risqué-navne indtil dannelsen af ​​PLANET-gruppen. Der er aktuelle forslag om at opbygge nye specialiserede mikrolinseringssatellitter eller at bruge andre satellitter til at studere mikrolinsing.

Søg i samarbejde

• Alard; Mao; Guibert (1995). "Objekt DUO 2: En ny kandidat til binær linse". Astronomi og astrofysik . 300 : L17. arXiv : astro-ph / 9506101 . Bibcode : 1995A & A ... 300L..17A . Fotografisk pladesøgning af udbulning.
• Oplev de Recherche des Objets Sombres (EROS) (1993-2002) Stort set fransk samarbejde. EROS1: Fotografisk pladesøgning af LMC: EROS2: CCD-søgning af LMC, SMC, Bulge & spiral arms.
• MACHO (1993–1999) Australien og USA samarbejde. CCD-søgning af udbulning og LMC.
• Optical Gravitational Lensing Experiment (OGLE) (1992 -), polsk samarbejde oprettet af Paczynski og Udalski . Dedikeret 1,3 m teleskop i Chile drevet af universitetet i Warszawa. Mål på udbulning og Magellanske skyer.
• Microlensing Observations in Astrophysics (MOA) (1998 -), samarbejde mellem Japan og New Zealand. Dedikeret 1,8 m teleskop i New Zealand. Mål på udbulning og Magellanske skyer.
• SuperMACHO (2001 -), efterfølger til MACHO-samarbejdet, brugte 4 m CTIO-teleskop til at studere svage LMC-mikrolinser.

Opfølgningssamarbejde

• Probing Lensing Anomalies Network (PLANET) Multinationalt samarbejde.
• MicroFUN , Microlensing Follow Up Network
• Microlensing Planet Search (MPS)
• Microlensing Network til påvisning af små terrestriske eksoplaneter, MiNDSTEp
• RoboNet. Søgning efter planeter ved hjælp af et globalt netværk af robotteleskoper

Andromeda galakse pixel linse

• MEGA
• AGAPE (på fransk)
• WeCAPP
• Angstrom-projektet
• PLAN

Foreslåede satelliteksperimenter

• Galactic Exoplanet Survey Telescope (GEST)
• SIM Microlensing Key Project ville have brugt den ekstremt høje præcisions astrometri fra Space Interferometry Mission satellitten til at bryde mikrolenseringens degenerering og måle linsernes masse, afstand og hastighed. Denne satellit blev udsat flere gange og endelig annulleret i 2010.
• Den Nancy Grace romerske rumteleskopet , bliver udarbejdet af NASA til lancering i midten af 2020'erne, vil omfatte en mikrolinse undersøgelse sammen med flere andre undersøgelser. Den mikrolinserende demografi vil supplere dem fra Kepler- og TESS- missionerne med bedre følsomhed over for planeter som Jorden og Mars, der mere sandsynligt er stenagtige planeter i deres beboelige zone .

Se også

• Gravitationslinse
• OGLE-2019-BLG-0960Lb
• Terrestrisk atmosfærisk linse

Referencer

eksterne links

• Opdagelse af planeten fem gange så massiv som jorden, der kredser om en stjerne 20.000 lysår væk