Астрономия

Каков масштаб вещей, которые можно увидеть с помощью гравитационного линзирования?

Каков масштаб вещей, которые можно увидеть с помощью гравитационного линзирования?


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.

Я пытаюсь понять примеры гравитационного линзирования (используя свойство общей теории относительности больших масс преломлять свет, как линзы).

Большинство примеров, которые я вижу, относятся к какой-то галактике (предположительно большой массы) между нами и звездой (или, по крайней мере, достаточно расплывчаты, чтобы не указывать.

Тем не менее, мое интуитивное понимание неба таково, что все звезды, которые мы видим, относительно близки, все полностью в пределах галактики Млечный Путь (и многие звезды в нашей галактике дают общее свечение), а другие галактики находятся достаточно далеко, чтобы это сложно изображать отдельные звезды. Единственным единичным объектом, достаточно большим, сравнимым с галактикой, был бы квазар. Это правильно?

Так что же обычно происходит с примерами гравитационного линзирования? Мне трудно поверить в подписи, в которых говорится, что галактика позволяет видеть более далекие звезды. Я думаю, что эту концепцию можно применить только к звезде или галактике, чтобы увидеть что-то гораздо более далекое и такое же большое или намного больше. Можно ли действительно использовать галактику в качестве линзы, чтобы увидеть звезду? Я бы не ожидал, что звезда будет за галактика от нас.

Кроме того, какие бы ни были сами объекты, каков их масштаб? Если линзирование галактики выполнено звездой, я бы ожидал, что соотношение расстояний между звездой и галактикой будет значительно ниже 1: 1000 (~ ширина Млечного Пути по отношению к расстоянию до Андромеды). Но каковы вероятные относительные расстояния для галактики к галактике или скопления галактик к галактике или линзирования квазара?


Вы правы в том, что звезды, которые видны на небе, находятся в пределах Млечного Пути. Только с помощью большого телескопа можно разрешить отдельные звезды в других галактиках и только для ближайших.

Я не знаю, на какие источники вы ссылаетесь, но я думаю, что, возможно, вы путаете разные типы гравитационного линзирования. Я не могу объяснить их лучше, чем отличный обзор от astromax, но вкратце их три типа:

  1. Сильное линзирование, где находятся скопления галактик переднего плана (т.е. группа из $ sim $ 100-1000 галактик), увеличивающие и сильно искажающие фоновые галактики,

  2. Слабое линзирование, где скопления или отдельные галактики искажают формы многих фоновых галактик в процентной шкале, что можно увидеть только статистически, и

  3. Микролинзирование, где один объект внутри Млечного Пути проходит перед другим одиночным объектом, также находящимся внутри Млечного Пути. Эти объекты обычно являются звездами или планетами и не искажают изображения фоновых объектов, а просто увеличивают поток на некоторое время. Этот эффект использовался для поиска экзопланет.

В то время как типы 1 и 2 более или менее статичны в течение человеческой жизни, тип 3 - это событие, которое случается только один раз для данного набора звезд (если смотреть с Земли).

Напольные весы

Сильное и слабое линзирование происходит в очень больших масштабах, от нескольких сотен миллионов световых лет до размера наблюдаемой Вселенной (например, Вонг и др., 2014). Хотя сами линзы представляют собой скопление галактик и, следовательно, имеют диаметр от нескольких до $ sim10 $ мегапарсек, объект линз обычно представляет собой отдельные галактики. Гравитационное линзирование наиболее эффективно, когда линза находится на полпути между нами и источником фона.

С другой стороны, микролинзирование, происходящее в Млечном Пути, происходит в масштабе нескольких килопарсек, опять же с расстоянием между линзой и линзой того же порядка, что и расстояние линзы до объекта фона (см., Например, этот список в Википедии).


Гравитационное линзирование

Может гравитационное линзирование от промежуточных галактик вызывает наблюдаемую рябь на космическом микроволновом фоне? (Передовой)
Может ли другая теория гравитации объяснить загадку темной материи? (Средний)
Как обнаруживаются планеты вокруг других звезд? (Средний) .

Гравитационное линзирование - Представьте Вселенную НАСА
Гравитационное линзирование - подробные описания от UBC
Наблюдения за искривляющим светом в пространстве-времени - хорошие описания с математическими выкладками от Калифорнийского технологического института
Гравитационное линзирование руководство
Кольца Эйнштейна
Кольца Эйнштейна в космосе
Википедия на тему «Старожилы».

Астрономы используют Гравитационное линзирование для измерения постоянной Хаббла

Исследователи обнаружили семь изолированных скоплений карликовых галактик.

- Рики Леон Мерфи:
Вступление
Гравитационная линза
Гравитационная линза в использовании
Гравитационная линза и темная материя - микролинзирование
Гравитационная линза и темная материя - слабое линзирование
Гравитационная линза и темная материя - сильное линзы
Резюме
Рекомендации
Веб-сайты
Кредиты изображений.

Эффект, создаваемый на изображении удаленного объекта массивным объектом переднего плана. Свет от удаленного объекта изгибается на два или более отдельных изображения.

: Свет вокруг массивного объекта, такого как черная дыра, искривляется, заставляя его действовать как линза для вещей, которые лежат за ним. Астрономы обычно используют этот метод для изучения звезд и галактик за массивными объектами.

сферически-симметричными линзами с угловым моментом p. 393
М. Серено и В. Ф. Кардоне
DOI:.

Как мы видели в «Черных дырах» и «Искривленное пространство-время», пространство-время более сильно искривлено в областях, где сильное гравитационное поле. Свет, проходящий очень близко к скоплению материи, кажется, следует по изогнутой траектории.

эффект массивных космических структур, образующих B-моды, когда он движется по Вселенной. (Источник: ESA).

. Искажение или усиление света объекта из-за наличия массивного объекта на пути света.

- слабый и сильный
Обычные линзы заставляют световые лучи менять свое направление. Если мы спроектируем их правильно, мы сможем сфокусировать различные лучи в желаемом месте.
Гравитация также может заставить световые лучи изменить свое направление.

представляет собой смещение света из-за искривления пространства гравитационной линзой (массивный объект в пространстве, изгибающий проходящий мимо свет из-за сил гравитации).
.

Еще одна вещь, которую иногда можно увидеть с квазарами и другими далекими галактиками, - это один из эффектов общей теории относительности, искажение пространства из-за массивных объектов. Допустим, у вас есть группа галактик в скоплении.

[C95]
Закон Ленца
Ток, индуцированный электродвижущей силой, появится в таком направлении, что будет противодействовать заряду, который его произвел. [H76]
Лев I.

Галактика или другой массивный объект, стоящий между Землей и более удаленным объектом. Его сила тяжести отклоняет свет от удаленного объекта и создает его искаженные или множественные изображения. См. Следующие два изображения.

Космическая погодаКластерыНизкочастотные исследованияКосмологияКомпактные объектыАктивные галактические ядраРадио-транзиентыБлизлежащие галактикиАстрономия Публикации
ИССЛЕДОВАНИЯ И ИННОВАЦИИ
Компактные приемники ОхлаждениеУскорители Калибровка и визуализация
Открытое научное облако
Центр научных данных.

света от далеких галактик и квазаров от более близких галактик или скоплений галактик позволяет нам вычислить количество массы в более близкой галактике или скоплении галактик по величине отклонения света. Полученная масса больше, чем масса видимого вещества.

в скоплении галактик.
На этих фотографиях телескопа Хаббла видно несколько квазаров.
Это спиральная галактика с перемычкой, NGC 1365.

относится к явлению, когда свет источника изгибается (или линзируется), когда он движется к наблюдающему за ним человеку.

Создание искаженного изображения далекого квазара или галактики, когда его свет фокусируется гравитацией галактики между ним и нами.
гравитационное микролинзирование.

"приводит к тому, что кажется, что свет исходит из четырех разных точек, а не из одной одиночной сверхновой. 50 лет назад норвежский астрофизик Сьюр Рефсдал предсказал этот тип сверхновой с четырьмя линзами.

для измерения массы белых карликов
Международная группа ученых нашла способ использовать белые карлики в качестве гравитационных линз, что позволит астрономам измерить их массу.

Когда мы наблюдаем некоторые скопления, мы видим еще один эффект, предсказанный Эйнштейном, который называется сильным.

. Поскольку Эйнштейн предсказал, что массивные объекты могут искривлять пространство-время, он показал, что свет от фонового объекта будет искривляться, если он проходит мимо массивного объекта, такого как скопление галактик.

Это очень слабые источники, которые были усилены

скопления галактик на переднем плане, и даже тогда они едва обнаруживаются при очень длительных экспозициях телескопами Кека.

Команда использовала данные из PLANET (Probing Lensing Anomalies NETwork) и OGLE (Optical

Он будет использовать технику, называемую

, который полагается на гравитацию звезд и планет, изгибающую и увеличивающую свет, исходящий от звезд, проходящих позади них, с точки зрения телескопа.

эффект, который производит дугообразные конструкции.

Объяснение капиллярного действия
Капиллярное действие
Капиллярное действие, капиллярность, капиллярное движение или капиллярное впитывание относятся к двум явлениям: • Движение жидкости в тонких трубках.

Концентрация материи, например галактика или скопление галактик, которая отклоняет световые лучи от фонового объекта.

приводит к дублированию изображений удаленных объектов.
Сила тяжести
Взаимная физическая сила природы, заставляющая два тела притягиваться друг к другу.

Темная материя также притягивает свет, когда он проходит, искривляя его путь - явление, называемое

. И теперь, изучая, где появляется линза в небе, международная группа ученых выпустила подробную трехмерную карту темной материи.

Наблюдения за движением звезд и газа в галактиках, лучевыми скоростями галактик скоплений, свойствами горячего газа скоплений и

далеких галактик на заднем плане скоплениями галактик на переднем плане предполагают наличие большого количества темной материи.

Острикер, Дж. П. и Виетри, М. "Некоторые артефакты BL Lacs

В 1933 году Цвикки сделал вывод о наличии темной материи, наблюдая, что удаленные члены скопления комы движутся быстрее, чем можно было бы объяснить расчетной массой скопления, а четыре года спустя он предположил, что темную материю можно исследовать с помощью

Эксопланета-эксопланета MOA дан OGLE ditemukan berdasarkan teknik observasi khusus, yaitu pelensaan-mikro gravitasi, dalam proyek Наблюдения с помощью микролинзирования в астрофизике (MOA) и оптический проект

На приведенном выше изображении данные VLA (зеленые) наложены на данные космического телескопа Хаббла (HST) Клеверного листа. Четыре изображения галактики Клеверный лист являются результатом

.
По материалам пресс-релиза.
Новое понимание солнечных фейерверков.

Кольцо Эйнштейна: изображение в форме кольца или дуги, создаваемое, когда свет, излучаемый удаленным источником, искривляется гравитационным влиянием массивного объекта переднего плана. Этот эффект называется

это позволяет астрономам наблюдать объекты, которые в противном случае были бы слишком далеки для изучения.

И хотя квазары яркие, астрономы также видят их только потому, что они яркие. Масса в галактиках переднего плана может действовать как очки, увеличивая изображение квазара в том, что астрономы называют

Событие микролинзирования - временное повышение яркости удаленного объекта, которое происходит из-за того, что его свет фокусируется на Земле.

Его быстрое вращение предполагает, что квазар вырос в результате слияния с другой галактикой, а не втягивания космического материала, что, вероятно, приведет к гораздо более медленной скорости вращения.

вызванный эллиптической галактикой, расположенной между RX J1131-1231 и Землей, создал четыре изображения.

Теория Эйнштейна предсказывает, что направление распространения света должно изменяться в гравитационном поле, вопреки предсказаниям Ньютона. Точные наблюдения показывают, что Эйнштейн прав как в отношении эффекта, так и его величины. Поразительное следствие

Другие телескопы обнаруживают рентгеновские лучи, испускаемые, когда нейтронные звезды втягивают вещество в свою гравитацию. Относительно новая область звездной астрономии включает

, в котором космические телескопы, такие как Хаббл, могут наблюдать невероятно далекие звезды благодаря естественному эффекту увеличения галактик переднего плана.

Цвикки также использует теорему вириала для вывода о существовании невидимой материи (то, что сейчас называется темной материей) во Вселенной, а также о влиянии


Увидеть Вселенную в очках Эйнштейна

Обзор 13 миллионов галактик и 200 000 квазаров использует теорию гравитации Эйнштейна, чтобы подтвердить темную сторону Вселенной.

Свет, идущий до нас на миллиарды световых лет, искривляется на своем пути сгустками материи. Альберт Эйнштейн, которого в этом году вспоминают за его удивительные научные достижения 1905 года, предсказал это так называемое гравитационное линзирование, когда охарактеризовал гравитацию как искривление пространства-времени.

Более ранние попытки измерить линзирование далеких квазаров не смогли увидеть эффект, который соответствовал стандартной картине из космологии, что вызвало некоторые сомнения в справедливости этой модели. Но анализ Sloan Digital Sky Survey, опубликованный на прошлой неделе, положил конец спорам.

«Это именно то, что ожидается от гравитационного линзирования и космологической модели», - сказал Брайс Менар из Института перспективных исследований, где Эйнштейн проработал до своей смерти в 1955 году.

В частности, эти новые результаты подтверждают, что галактики, которые действуют как линзы для более далеких квазаров, больше, чем кажется на первый взгляд. Светоизлучающей материи в галактиках недостаточно, чтобы объяснить их силу увеличения. Должно быть больше массы в виде темной материи.

«Если бы не было темной материи, [исследователи] не измерили бы сигнал, который они видели», - сказал Джош Фриман из Чикагского университета, который не принимал участия в анализе.

По последним оценкам, темной материи примерно в десять раз больше, чем «нормальной» материи, из которой состоят звезды, газ и планеты.

В будущем Менар и его коллеги планируют использовать сигнал гравитационного линзирования, чтобы точно определить, как темная материя распределяется вокруг галактик.

Один из способов понять гравитационное линзирование - представить пространство как резиновый лист. Лист деформируется или искривляется, когда на него кладут что-то тяжелое, например шар для боулинга. Если что-то проходит поблизости - например, катящийся шарик - траектория отклоняется или искривляется.

Это отклонение работает и на свете. Если мы посмотрим на массивный объект, свет, идущий сзади, может сфокусироваться или рассеяться. Таким образом, галактики, которые в миллиарды раз весят наше Солнце, искажают фон Вселенной.

Наиболее очевидные примеры гравитационного линзирования - это когда свет от квазара разбивается на несколько изображений или когда форма галактики растягивается. Эти случаи считаются сильным линзированием.

«Сильное линзирование очень впечатляет - ясно, что что-то происходит», - сказал Райан Скрэнтон из Университета Питтсбурга.

Но Скрэнтон, вместе с Менардом и другими, проанализировали результаты исследования Слоана в поисках гораздо более тонких искажений, называемых слабым линзированием.

«Слабое линзирование не так драматично, но вы видите его везде, куда ни посмотри», - сказал Скрэнтон. Space.com. «В конечном счете, это более важно для космологии».

Невозможно смотреть на один объект и говорить о слабом линзировании. Это нужно делать статистически на большой выборке объектов.

Слабое линзирование галактик галактиками - так называемый космический сдвиг - было обнаружено пять лет назад. Недавние открытия касаются космического увеличения или слабого линзирования квазаров галактиками. Это было труднее обнаружить, отчасти потому, что не было большой однородной выборки квазаров до тех пор, пока не вышел обзор Sloan.

На протяжении более шести лет обзор Слоана методично составлял карты больших пространств космоса, идентифицируя звезды, галактики и квазары.

Квазар - это довольно редкий тип галактик, который становится чрезвычайно ярким из-за падения горячего газа на огромную центральную черную дыру. Квазары часто идентифицируются по их радио или рентгеновскому излучению, но Скрэнтон и его коллеги использовали новый метод выделения их в видимом свете, используя пять отдельных фильтров Слоана.

«Ключ к этому в том, что мы в полной мере используем имеющуюся информацию», - сказал Скрэнтон. «Мы увеличили количество квазаров в четыре или пять раз».

На карте, которая составляет 10 процентов неба, исследователи измерили изменение - из-за слабого линзирования - в количестве фоновых квазаров вокруг галактик переднего плана. Квазары находятся на расстоянии около 10 миллиардов световых лет от нас, а галактики - примерно в 2 миллиардах световых лет от нас.

Это обнаружение затрудняется тем фактом, что слабое линзирование вызывает два эффекта - увеличение и сдвиг, которые имеют тенденцию нейтрализовать друг друга.

Когда галактика находится на линии прямой видимости далеких квазаров, происходят две вещи (см. Сопроводительный рисунок). Квазары увеличены, чтобы выглядеть ярче, а их видимые положения в небе смещены.

Увеличение позволяет астрономам видеть квазары, которые они не смогли бы увидеть в противном случае. В общем, это увеличивает количество квазаров, видимых вокруг галактики переднего плана.

Однако смещение имеет противоположные последствия. Он перемещает видимое положение объектов от линзы, уменьшая количество квазаров вокруг галактики переднего плана.

«Эти два эффекта конкурируют», - сказал Фриман. «Одно время побеждает, в остальном - другой».

Чистое изменение количества квазаров составляет менее одного процента. Используя большой набор данных, полученных от Слоана, исследовательская группа наблюдала избыток ярких квазаров - но недостаток слабых квазаров - в непосредственной близости от линз галактик. Это соответствует прогнозам.

«Раньше никто не мог сообщить об избытке и дефиците», - сказал Менар. «Помимо гравитационного линзирования, добиться того и другого сложно».

Это исследование описано в статье, принятой к публикации в Астрофизический журнал.


Ep. 37: Гравитационное линзирование

Астрономы всегда пытаются заполучить более крупные и мощные телескопы. Но самые мощные телескопы во Вселенной полностью естественны и размером с скопление галактик. Когда вы используете гравитацию галактики в качестве линзы, вы можете снова вглядываться в границы наблюдаемой Вселенной.

Примечания

Соответствующие предыдущие эпизоды
В нашем архиве много справочной информации. Не забудьте посмотреть эти шоу из прошлого!

    Поиск темной материи в электромагнитном спектре Что мы узнали от Американского астрономического общества История эволюции галактик Крупнейшие структуры во Вселенной

Гравитационное линзирование

    & # 8211 НАСА & # 8217s Представьте себе Вселенную & # 8211 подробные описания от UBC & # 8211 хорошие описания с некоторой математикой от Калифорнийского технологического института

Телескопы и проекты

    Эксперимент по оптическому гравитационному линзированию (это зеркало США, см. Варшавскую страницу здесь) концепция оптического телескопа & # 8211, названная в честь объектов, которые он изучает, Массивные компактные галообъекты (здесь австралийское зеркало) & # 8211 Обзор космологической эволюции

Пресс-релизы

Научные статьи

Дополнительно: интерактивные апплеты, программы, базы данных.

    & # 8211 Визуализация гравитационных линз (Франсиско Фрутос Альфаро) (Марк Буген) Космический телескоп CfA-Аризона LEns Обзор гравитационных линз (база данных гравитационных линз)

Стенограмма: Гравитационное линзирование

Фрейзер Кейн: Это такая классная тема: поехали. Астрономы всегда искали более крупные и мощные телескопы, но самые мощные телескопы во Вселенной полностью естественны, превращая массу всей галактики в линзу, через которую могут смотреть астрономы. Мы говорим о гравитационных линзах, которые позволяют астрономам заглядывать в самые ранние моменты существования Вселенной.

Памела, что такое гравитационная линза?

Доктор Памела Гей: По сути, это действительно изящный способ, которым гравитация объекта (звезды, галактики или скопления галактик) может работать так же, как оптическая линза, чтобы отклонять свет. Таким образом, они могут изгибать свет, который в противном случае уходил бы в каком-то другом направлении к Земле, и увеличивать общее количество света от какого-то удаленного объекта, который мы можем видеть.

Фрейзер: В чем заключается принцип, лежащий в основе преломления света?

Памела: Там - гравитация! Это одна из тех вещей, которые, когда вы начинаете понимать, что энергия и масса - это две стороны одной медали, и что свет - это просто энергия, а гравитация может заставить этот свет отклоняться, двигаться так же, как он может. заставляя вас и меня двигаться, можно начать использовать массу для фокусировки света.

Фрейзер: Итак, с помощью гравитационной линзы вы получили свет от более далекого объекта, имеющего некоторую массу, например галактику, и эта масса искривляет пространство вокруг себя, поэтому свет следует другой траектории и изгибается.

Памела: Хороший способ подумать об этом, если вы представите, что он летит: ваш нос, далеко-далеко, в галактике, и даже дальше, чем это, квазар, свет от этого квазара будет уходить во всех направлениях, заполняя сфера. Часть этого света обычно не просто проходит мимо вашего носа и пролетает над вашей головой, но и проходит мимо вашего носа и попадает в звезду где-то над вашей головой.

Этот свет, который обычно поднимался бы над вами, когда он задевает верхнюю часть этой галактики между вами и квазаром, он может искривляться, так что его новый путь приведет его прямо к кончику вашего носа.

Это также имеет изящный эффект, заключающийся в том, что при правильном выравнивании мы можем видеть два изображения одного и того же объекта. Один - это прямой вид, а другой виден в отражении в зеркале, точно так же, как вы можете взять зеркало и посмотреть из-за угла.

Фрейзер: Давайте посмотрим, понимаю ли я это: у вас есть сфера света, выходящая из квазара, и часть этого света будет проходить очень близко к этой галактике, и то, что шло бы по прямой линии, поворачивается в мало или поворачивается по мере того, как он притягивается к галактике, и поэтому мы здесь, на Земле, которая находится далеко на своем пути, видим, как этот свет сходится к нам из-за этого искривления. Вот почему мы видим увеличенную версию того, что стоит за этим.

Памела: На самом деле гравитация может вызывать множество различных эффектов. Он может искажать свет от фонового объекта, именно здесь вы получаете галактики, которые выглядят как странные дуги вокруг скоплений Абелла. Вы также можете получить то, что называется событием микролинзирования, когда фоновый объект кажется намного ярче из-за промежуточной массы.

Вы также можете получить изящные эффекты, такие как двойные квазары, четверные квазары, кольца Эйнштейна, где свет от фонового объекта умножается на несколько изображений или скручивается в кольцо, где когда-то был только один точечный объект.

Фрейзер: Вы говорите, что на это приятно смотреть, но разве производитель телескопов не пытается вычистить ошибки из зеркала? Видели ли они такие вещи?

Памела: В реальном телескопе вы действительно не хотите, чтобы он давал забавные изображения дома. Реальность такова, что смотреть на галактики через гравитационные линзы иногда так же искаженно, как если бы вы смотрели через старое деформированное стекло в очень старых домах или если вы смотрите на себя, отраженное в карнавальном стекле. Но нам разрешено видеть то, что мы не могли бы увидеть иначе, и иногда то, что мы видим, является невидимым, например, когда гравитационные линзы сделаны из темной материи.

Фрейзер: Думаю, астрономы возьмут то, что смогут. У них нет такого мощного телескопа, поэтому тот факт, что там, естественно, есть один, который дает немного искаженное изображение, но все же позволяет вам смотреть намного дальше назад ... Насколько далеко назад они могут видеть?

Памела: Самая далекая галактика, которая когда-либо была обнаружена, была обнаружена с помощью скопления Абелла, которое гравитационно линзировало фоновую галактику.

Фрейзер: Итак, это скопление Абелла, промежуточное скопление галактик, где оно смогло сфокусировать свет от этой более далекой галактики.

Памела: В данном случае это был Abell 2218, и еще в 2004 году они смогли получить красное смещение, чтобы измерить скорость удаления пятна света, которое они смогли обнаружить, потому что оно увеличивалось, оно линзировалось под действием силы тяжести этого пятна. гигантское скопление галактик.

Фрейзер: Итак, теоретически, насколько далеко назад астрономы могли бы продвинуть эту технику?

Памела: Все дело в том, насколько хорошо мы снимаем спектры мазков света. Если выравнивание правильное, вы, возможно, сможете получить несколько скоплений галактик, которые гравитационно линзируют объект несколько раз, что со всем этим комбинированным линзированием позволяет нам оглядываться на объекты (которые мы в настоящее время не можем видеть с помощью существующих телескопов), которые сформировались на самом краю Вселенной сразу после образования космического микроволнового фона. Мы еще не нашли этих вещей, но потенциал есть, поскольку мы смотрим на пятна света.

Фрейзер: Я думаю, с более мощным телескопом или при более удачном совмещении объекта переднего плана и объекта заднего плана мы могли бы найти некоторые из этих первых объектов.

Памела: Мы также находим объекты в пределах нашей собственной галактики (которые мы не можем найти никаким другим способом) с помощью гравитационного линзирования. На самом деле существовала планета с поистине ужасным названием: OGLE 2005-BLG390 (родительская звезда). Вокруг него вращается планета, которую мы обнаружили, потому что звезда и планета гравитационно микролинзировали фоновый объект, и мы смогли увидеть массу как звезды, так и планеты, когда была линзирована фоновая звезда.

Фрейзер: Итак, мы говорим здесь только о звезде, а не о галактике. Это были две звезды, выстраивающиеся в линию в нашем Млечном Пути, и мы оказались в нужном месте, чтобы увидеть эту линию.

Памела: Что в этом случае лучше всего, так это то, что когда звезда на переднем плане проходит перед объектом на заднем плане, мы не можем видеть эту звезду. Это был маленький красный карлик, слишком далеко, чтобы мы могли видеть его в наши телескопы, потому что он просто не излучает много света. Поскольку он вращался перед фоновым объектом, фоновый объект был достаточно ярким, что мы можем видеть его каждый день.

Этот фоновый объект внезапно увеличился в яркости на расстоянии, что не характерно для новой звезды, вспышки или любого другого нормального освещения. Он увеличивался в яркости совершенно симметричным образом, что указывало на то, что объект проходил перед ним, а затем удалялся от него с постоянной скоростью.

В процессе этого была небольшая отметка на стороне увеличения и уменьшения яркости. Эта вспышка соответствовала тому, что планета подверглась действию микролинзирования фонового света. Мы смогли найти то, что мы думаем, было скалой или ледяной планетой (одна из планет с меньшей массой, которые были обнаружены) из-за этого события микролинзирования.

Фрейзер: Это уникальная возможность увидеть эту звезду и ее планету, потому что вам нужен такой состав, поэтому, если она не выровняется с другой звездой, о которой мы знаем, мы никогда ее больше не увидим.

Памела: Это была планета с массой около 13 масс Земли, которую мы наблюдали, и мы наблюдаем ее звезду, но все же она крутая!

Фрейзер: Верно, но шансов на дальнейшие наблюдения нет.

Памела: Не с нынешними технологиями. Здесь вы ждете телескопы OWL и другие невероятно большие телескопы, которые планируют построить астрономы.

Фрейзер: Я помню, это было довольно далеко, это было где-то в десятках тысяч световых лет.

Памела: Это была звезда на краю нашей галактики, но это новый способ получить данные в местах, которые иначе мы не могли бы наблюдать.

Фрейзер: Каков процесс для этого? Наблюдают ли астрономы звезды, чтобы увидеть, как они таким образом становятся ярче?

Памела: Есть два разных проекта: OGLE и MACHO. Эти две программы регулярно изучают определенные области неба ночь за ночью в ожидании событий микролинзирования. Они делают снимок за снимком одного и того же региона, и когда они делают эти снимки, они вычитают их из снимков предыдущей ночи и смотрят, чтобы увидеть, что изменилось.

В процессе поиска этих различий иногда они действительно обнаруживают переменные звезды, такие как цефеиды и лиры RR, которые я люблю изучать. Иногда они находят новую звезду, иногда на самом деле находят такие вещи, как световые эхо сверхновой звезды, которые движутся через эти области пространства. Действительно классная наука.

Они также (к сожалению, на более низких событиях) обнаруживают события микролинзирования. Они находят много-много звезд RR Лиры, много-много других переменных звезд. Иногда из-за шума они находят эти события микролинзирования, которые указывают на наличие темного объекта (белого карлика, коричневого или красного карлика, нейтронной звезды, чего-то, что мы иначе не можем увидеть) на окраинах нашего Галактика, время от времени попадающая в линзы света от звезд Большого Магелленового Облака, возможно, фоновых объектов. Именно эти явления линзирования позволяют нам понять, какая часть темной материи в галактике состоит из совершенно нормального вещества, которое мы иначе не можем увидеть.

Всю темную материю в галактике можно было бы учесть, если бы на объем пространства Солнечной системы приходился примерно один кирпич ACME. Если бы это было правдой, мы не смогли бы хорошо видеть за пределами галактики. Очень важно найти настоящие кирпичи ACME, которые существуют (которые, как правило, имеют форму коричневых карликов), и это один из способов сделать это.

Фрейзер: Ранее вы говорили о том, как более крупное гравитационное линзирование помогает астрономам составлять карту распределения темной материи. Не могли бы вы подробнее остановиться на этом?

Памела: Только что получился действительно отличный результат Хаббла. Если вы еще не читали об этом, перейдите на сайт нашего друга - Bad Astronomer & # 8217s. Хаббл обнаружил дымовое кольцо из темной материи вокруг скопления галактик CL0024 + 1652.

Что они делают, так это смотрят на фоновые объекты. Они предполагают, что в этой маленькой крошечной области на небе у меня есть 100 фоновых галактик. Эти галактики будут иметь случайную ориентацию, случайную форму. Если я усредню вместе все эти формы галактик, они должны составить идеальные маленькие круги на небе. Но если между мной и этими фоновыми галактиками есть материя, эта материя заставит их все систематически немного искривиться, точно так же, как если бы все они были отражены в одном зеркале карнавального дома.

Итак, мы ищем эти небольшие изгибы, эти небольшие эллиптичности, легкие формы слезы, которые возникают на фоне галактик. Когда мы обнаруживаем эти неровности в их форме, отклонения от маленьких крошечных кругов, тогда мы знаем, что существует темная материя, и мы можем отобразить распределение темной материи с помощью обратного инжиниринга, что было необходимо для того, чтобы эти галактики не усреднялись до среднего. маленький диск.

Фрейзер: Итак, в этом случае у нас нет галактики перед другой галактикой, у нас есть эта невидимая темная материя, которая действует как гравитационная линза, искажая изображение от фоновой галактики.

Памела: Что действительно круто, так это то, что темная материя образует бублик (видимо, одна из моих любимых форм) вокруг скопления видимых галактик. Это то, что может произойти при столкновении двух систем. Вы сотрясаете систему, одна проходит сквозь другую, и вы получаете кольцо материала. Мы видели это в отдельных галактиках до и после столкновений, но теперь мы видим это во всем скоплении, и это не просто материал скопления, а сама темная материя, которая образует бублик. Это действительно круто. Мы не привыкли думать, что темная материя действительно формирует структуры (по крайней мере, не формирует структуры в таком масштабе), и это действительно изящное, действительно сложное открытие.

Каждый день мы узнаем больше о распределении темной материи. Back in January, after the AAS, we actually reported here on this show about the COSMOS project, and how they’d mapped out the large scale structure of the Universe to find that the structures of the luminous matter generally fell within the structures of dark matter, but didn’t necessarily have precisely the same centres.

Фрейзер: So I guess this was the same technique: they looked everywhere, looking for that distortion, and then carefully mapped it back to figure out where all the dark matter was.

Памела: They mapped a fairly significant area on the sky, and they built a 3-D model of dark matter using gravitational lensing of galaxies at various distances away from us. Again, really hard to do, really good, solid science. We don’t know what dark matter is, but every day we’re getting a better and better map of where it is.

We can also use dark matter to sometimes get to repeat our ability to observe specific events. There are quasars out there that have been gravitationally lensed in such a way that when you’re looking at the sky, you see two identical objects that are separated by a few arc seconds to more than a few arc seconds on the sky. This means that you can go out, look directly at the quasar or you can look at the lensed version of the quasar.

The first one of these was actually given the name, Old Faithful (or scientifically, Q0957+561).

Фрейзер: I like “Old Faithful”

Памела: Yeah, I like “Old Faithful” too.

We can’t name things well in astronomy. I admit to this fully.

Фрейзер: There’s too many objects.

Памела: Yeah, yeah it’s kind of hopeless. But what’s cool about this object is you have two quasars that are far enough apart that any good telescope can clearly resolve them. The two light paths, the one to look directly at the quasar, and the one to look at the gravitationally lensed quasar (where the light has already started to head off somewhere else and then deviates and comes back to us), it’s a difference of over a year.

So if you catch the tail end of the quasar doing something cool (and quasars actually flicker and do neat things on short time-scales indicating stuff going on with the supermassive hole in the centre), if you only catch the tail end of an event, you just go back a year later and watch it occur in the lensed version of the quasar.

Памела: You don’t get to repeat observations very often. This is like the only way you can get to get a second try at getting your data.

Фрейзер: It’s like a TiVo for the Universe

Памела: Exactly, it just requires the mass to be in just the right place.

Фрейзер: That’s amazing. Are there any other places where gravitational lenses come into astronomy?

Памела: The primary neat places for them are: looking at these quasars where you get multiple images mapping dark matter using them to zoom in on objects at high redshifts and using them to zoom in on little objects (well, not zoom in… using them to detect little tiny objects) in the outer part of the galaxy. These are the main directions, but then there’s also some nifty science that comes out of this just in terms of using theory to do funny things.

There was a scientist down the hallway from me at the University of Texas. Hugo, Hugo Martel. Great Canadian from Quebec. He figured out what distribution of matter would be required to create a lensed image that looked like a smiley face. It’s just a great abuse of science, but that’s the neat thing: you can take a perfectly normal quasar, with a perfectly normal, nice, happy, “I’m a disk” light and twist its light with intervening matter in ways that you can create arcs, in ways you can create smiley faces and all sorts of other neat patterns.

In the process of figuring out what distribution of mass is necessary to make a smiley face, he was able to also figure out what is needed to reverse engineer the distribution of mass between here and there so that when we do find these things that look like waves on the ocean, when we find these things that look like a three-year-old’s version of drawing a seagull, we know what mass is required to get to that observed image.

Фрейзер: I guess that was my question, as you said earlier on, when astronomers look through telescopes they see these distortions, these fun house mirror images, which in some cases is great because you get a chance to see something and not nothing, but are there techniques to try and reverse engineer the light to try and get a better sense of what the object is? Could there be a day either now or in the future when astronomers can use these lenses and actually rebuild a spiral galaxy image as opposed to a smear around the outside of a galaxy?

Памела: We’re already there, at a certain level. Just as we had to figure out how to build a corrector for the Hubble Space Telescope based on the observed distortions in the early images, we have also figured out how to mathematically figure out how to get back at the original shape of these distorted galaxies.

What they do is say, “we have these 100+ galaxies that should average out to a nice polite circle on the sky. They don’t.” and then they do the trials. They do the simulations, to figure out where do I need to stick mass in the volume of space between me and these galaxies, to get the perhaps teardrop shape. Once you’ve figured that out, you can reverse engineer the path of the light to get at the original shape. It’s really cool to look at some of these simulations.

With the COSMOS team, they can actually trace the pathway for a beam of light that gets lensed multiple times as it passes from high redshift galaxies to the modern epic. You can see it get bent over and over as it zigs and zags, getting bent by multiple intervening blobs of mass. It’s a maze out there, and the light is forced to run this gauntlet of material because gravity bends light.

Фрейзер: Now does this technique work across the entire spectrum, does it work from radio waves all the way to gamma rays?

Памела: Gravity bends everything. There are people, in fact, out there looking to see how gravitational lensing affects our views of the Cosmic Microwave Background. So we’re looking at this in microwaves, we’re looking at this in optical light and infra red light. We’re looking across all the spectrum, trying to understand what is it that we can use this really great artifact of mass and energy being the same thing, to figure out about our Universe.

Фрейзер: Now there’s one piece of terminology I wanted to talk about. I’ve done a couple stories on this, which are called Einstein rings.

Фрейзер: I know they have to do with gravitational lenses. Can you explain what those are?

Памела: This is the neat situation where you get a perfect alignment between us and a distant galaxy or let’s use a quasar (because quasars are neat little point sources).

Фрейзер: And quasars are the actively feeding supermassive black holes at the hearts of galaxies, right?

Фрейзер: pouring out tonnes of energy.

Памела: So you basically have the very centre part of a galaxy pouring out gobs and gobs of light such that an active galaxy that is billions of light years away – so far away that the disc of the galaxy is extremely hard to observe with the largest telescopes – the very centre, the active part, is just the brightness of a normal, faint star. They’re really powerful, fascinating things.

Now, if you take one of these (and they exist in the largest numbers in the early parts of the Universe, when there was just more stuff for central supermassive black holes to be eating). If you look at one of these in the distant Universe and plot a concentration of mass exactly on the line of sight between us and them (so it’s a perfect, straight line: our telescope, the lensing object, the background quasar). The lensing object is going to block the light that’s trying to get straight at us from what’s being lensed, but the light that’s trying to go above, below, left, right, diagonals… the light that’s trying to go in a perfect ring off in other directions away from us, all that light is going to get bent toward us. If it doesn’t make it all the way into focus, if it doesn’t make it all the way down to a single point before it reaches us, we’ll see that light that’s getting bent as a ring.

Фрейзер: Is this a temporary situation, will this Einstein ring last for years or could we be anywhere inside the Milky Way and still see it?

Памела: This type of gravitational lens, made up of quasars at large redshifts and galaxy clusters (or other large-mass objects) at moderate redshift distances, here… human life-scales, not seeing any motion going on. But on cosmic timescales, everything in the Universe is in motion, everything changes, some day those particular Einsteinian rings are going to lose their alignment, but other ones will step forward to take their place.

Фрейзер: And being an astronomer focussed on this is all about being at the right place at the right time.

Памела: Well, the whole concept that we’re never really at the exact right place at the right time… this type of thing is always out there, we’re just at the right time for this one particular Einstein ring.

Фрейзер: Верно. Great, I think that covers the concept. I think, astronomers who need to go bigger are just going to have to go out and find themselves a galaxy cluster to look through.
[смех]

Памела: Sounds like a plan.

Эта расшифровка не является точным соответствием аудиофайлу. Он отредактирован для ясности.


Гравитационное линзирование

We all know what is GRAVITY, but what about gravitational lensing? Is it something related to gravitation? Why is it so much important in Astronomy? How gravitational lensing is observed and what are all can be done with this? Have some patience people this is what we are going to discuss in this section.

The idea of gravitational lensing was first mentioned by our famous scientist Einstein in an unpublished paper in 1912. But the official people with published papers are Orest Khvolsen in 1924 and Frantisek Link in 1936. Still, most of the things are discussed by Einstein with the published paper in 1936. The basic concept of bending of light was mentioned by him in his General Theory of Relativity. Fritz Zwicky said that Gravitational lensing can be done high mass large-scale structures in the Universe. In 1916, Einstein published his General Theory of Relativity with full mathematical calculations. According to General relativity, masses deflect light in a way similar to convex lenses. It gives rise to image distortions.

Then comes Arthur Stanley Eddington, who plans to prove Einstein’s theory of bending of light through the solar eclipse that happened on 29th May 1919. The expeditions aimed to measure the gravitational deflection of starlight passing near the sun. He did his measurements from the West African island Principe and the other place is the Brazilian town of Sobral. Then he published his results in the Royal Society of London which proved the bending of light is possible if a massive object is placed in front of its path. This proved facts brought name and fame for Einsteins General Theory of Relativity.

Well, in some senses we can say that Gravitational lensing is happening because of gravity. The more the gravity or mass in an object (assume galaxy clusters) the more is the gravitational lensing. As Fritz mentioned this effect was proved in 1979 by observing “The Twin Quasar” (SBS0957+561). This paved the way for observational astronomy. Due to gravitational lensing, the light from the distant source gets diverted and looks like the light source is coming from different places, this kind of form a ring called Einstein ring. It is nothing but the “Halo effect” of gravitation when the source, lens, and observer are in near-perfect alignment.

Do you believe me if I say that it is because of gravitational lensing we can observe the universe that is a few billion light-years away from us? Well, you have to. The high mass clusters, distant big galaxies and few other heavily mass objects in the space bends light, as mentioned by Einstein, and act as a lens so that we can observe these distant galaxies and planets. In a sense, you can say this as a natural lens but at a bigger size than our Milkyway. Without gravitational lensing it is impossible to observe and study about these distant galaxies.

Lensing is of three types:

  1. Strong lensing: This happens when we happened to notice strong distortions in the lensing such as multiple images, arcs, and Einstein rings. Galaxy clusters form this type of lensing. Strong lensing is observed in radio and x-ray regimes.
  2. Weak lensing: This happens when we notice distortions in the background images are smaller and can only be detected by analyzing different kinds of sources to find coherent distortions. This shows us the stretched background image perpendicular to the direction to the center of the lens. This may also provide an important constraint on dark energy in the future.
  3. Microlensing: When we observe no distortions in shape and the amount of light received from a background object changes with time. The lensing objects can be stars in the Milkyway and even some distant quasars.

We all know that our universe has many wonders in its sleeves. Observing gravitational lensing is the first step towards exploring its other wonders. Gravitational lensing helped us in many ways such as observing distant galaxies, clusters, and study about them.

Scientists from all around the world are trying to unlock most of the mysteries in the Universe. To understand more about Gravitational lensing check out the book of Einstein’s telescope by Evalyn Gates which I have reviewed before in one of my posts.


Gravitation Lensing Imagery of the Brightest Infrared Galaxies

Boosted by natural magnifying lenses in space, NASA's Hubble Space Telescope has captured unique close-up views of the universe's brightest infrared galaxies, which are as much as 10,000 times more luminous than our Milky Way.

The galaxy images, magnified through a phenomenon called gravitational lensing, reveal a tangled web of misshapen objects punctuated by exotic patterns such as rings and arcs. The odd shapes are due largely to the foreground lensing galaxies' powerful gravity distorting the images of the background galaxies. The unusual forms also may have been produced by spectacular collisions between distant, massive galaxies in a sort of cosmic demolition derby.

"We have hit the jackpot of gravitational lenses," said lead researcher James Lowenthal of Smith College in Northampton, Massachusetts. "These ultra-luminous, massive, starburst galaxies are very rare. Gravitational lensing magnifies them so that you can see small details that otherwise are unimaginable. We can see features as small as about 100 light-years or less across. We want to understand what's powering these monsters, and gravitational lensing allows us to study them in greater detail."

The galaxies are ablaze with runaway star formation, pumping out more than 10,000 new stars a year. This unusually rapid star birth is occurring at the peak of the universe's star-making boom more than 8 billion years ago. The star-birth frenzy creates lots of dust, which enshrouds the galaxies, making them too faint to detect in visible light. But they glow fiercely in infrared light, shining with the brilliance of 10 trillion to 100 trillion suns.

Gravitational lenses occur when the intense gravity of a massive galaxy or cluster of galaxies magnifies the light of fainter, more distant background sources. Previous observations of the galaxies, discovered in far-infrared light by ground- and space-based observatories, had hinted of gravitational lensing. But Hubble's keen vision confirmed the researchers' suspicion.

Lowenthal is presenting his results at 3:15 p.m. (EDT), June 6, at the American Astronomical Society meeting in Austin, Texas.

According to the research team, only a few dozen of these bright infrared galaxies exist in the universe, scattered across the sky. They reside in unusually dense regions of space that somehow triggered rapid star formation in the early universe.

The galaxies may hold clues to how galaxies formed billions of years ago. "There are so many unknowns about star and galaxy formation," Lowenthal explained. "We need to understand the extreme cases, such as these galaxies, as well as the average cases, like our Milky Way, in order to have a complete story about how galaxy and star formation happen."

In studying these strange galaxies, astronomers first must detangle the foreground lensing galaxies from the background ultra-bright galaxies. Seeing this effect is like looking at objects at the bottom of a swimming pool. The water distorts your view, just as the lensing galaxies' gravity stretches the shapes of the distant galaxies. "We need to understand the nature and scale of those lensing effects to interpret properly what we're seeing in the distant, early universe," Lowenthal said. "This applies not only to these brightest infrared galaxies, but probably to most or maybe even all distant galaxies."

Lowenthal's team is halfway through its Hubble survey of 22 galaxies. An international team of astronomers first discovered the galaxies in far-infrared light using survey data from the European Space Agency's (ESA) Planck space observatory, and some clever sleuthing. The team then compared those sources to galaxies found in ESA's Herschel Space Observatory's catalog of far-infrared objects and to ground-based radio data taken by the Very Large Array in New Mexico. The researchers next used the Large Millimeter Telescope (LMT) in Mexico to measure their exact distances from Earth. The LMT's far-infrared images also revealed multiple objects, hinting that the galaxies were being gravitationally lensed.

These bright objects existed between 8 billion and 11.5 billion years ago, when the universe was making stars more vigorously than it is today. The galaxies' star-birth production is 5,000 to 10,000 times higher than that of our Milky Way. However, the ultra-bright galaxies are pumping out stars using only the same amount of gas contained in the Milky Way.

So, the nagging question is, what is powering the prodigious star birth? "We've known for two decades that some of the most luminous galaxies in the universe are very dusty and massive, and they're undergoing bursts of star formation," Lowenthal said. "But they've been very hard to study because the dust makes them practically impossible to observe in visible light. They're also very rare: they don't appear in any of Hubble's deep-field surveys. They are in random parts of the sky that nobody's looked at before in detail. That's why finding that they are gravitationally lensed is so important."

These galaxies may be the brighter, more distant cousins of the ultra-luminous infrared galaxies (ULIRGS), hefty, dust-cocooned, starburst galaxies, seen in the nearby universe. The ULIRGS' star-making output is stoked by the merger of two spiral galaxies, which is one possibility for the stellar baby boom in their more-distant relatives. However, Lowenthal said that computer simulations of the birth and growth of galaxies show that major mergers occur at a later epoch than the one in which these galaxies are seen.

Another idea for the star-making surge is that lots of gas, the material that makes stars, is flooding into the faraway galaxies. "The early universe was denser, so maybe gas is raining down on the galaxies, or they are fed by some sort of channel or conduit, which we have not figured out yet," Lowenthal said. "This is what theoreticians struggle with: How do you get all the gas into a galaxy fast enough to make it happen?"

The research team plans to use Hubble and the Gemini Observatory in Hawaii to try to distinguish between the foreground and background galaxies so they can begin to analyze the details of the brilliant monster galaxies.

Future telescopes, such as NASA's James Webb Space Telescope, an infrared observatory scheduled to launch in 2018, will measure the speed of the galaxies' stars so that astronomers can calculate the mass of these ultra-luminous objects.

"The sky is covered with all kinds of galaxies, including those that shine in far-infrared light," Lowenthal said. "What we're seeing here is the tip of the iceberg: the very brightest of all."


Astronomers Use Gravitational Lensing Effect to Detect Intermediate-Mass Black Hole

An artist’s impression of an intermediate-mass black hole. Image credit: Sci-News.com.

Astronomers know that stellar-mass black holes — compact ranging from about 10 times to 100 times the Sun’s mass — are the remnants of dying stars, and that supermassive black holes — those with masses over 100,000 times the mass of the Sun — inhabit the centers of most galaxies.

But scattered across the Universe are a few apparent black holes of a more mysterious type.

Ranging from 100 to 100,000 solar masses, these intermediate-mass black holes have long been posited to reside in the cores of globular clusters. Yet direct observational signatures of their existence are elusive.

“The newly-discovered black hole could be an ancient relic — a primordial black hole — created in the early Universe before the first stars and galaxies formed,” said Professor Eric Thrane, an astronomer in the School of Physics at Monash University and the ARC Centre of Excellence for Gravitational Wave Discovery (OzGrav).

«Эти ранние черные дыры могут быть семенами сверхмассивных черных дыр, которые сегодня живут в сердцах галактик».

“The discovery sheds new light on how supermassive black holes form,” said James Paynter, a Ph.D. student in the School of Physics at the University of Melbourne.

“While we know that these supermassive black holes lurk in the cores of most, if not all galaxies, we don’t understand how these behemoths are able to grow so large within the age of the Universe.”

The new intermediate-mass black hole was detected thanks to GRB 950830, a gravitationally lensed short burst of gamma-rays.

The gamma-ray burst, emitted by a pair of merging stars, was observed to have a tell-tale ‘echo.’

This echo was caused by the intervening intermediate-mass black hole, which bent the path of the light on its way to Earth, so that astronomers see the same flash twice.

Powerful software developed to detect black holes from gravitational waves was adapted to establish that the two flashes are images of the same object.

“Our findings have the potential to help scientists make even greater strides,” said Professor Rachel Webster, also from the School of Physics at the University of Melbourne.

“Using this new black hole candidate, we can estimate the total number of these objects in the Universe.”

«Мы предсказывали, что это может быть возможным 30 лет назад, и очень интересно обнаружить убедительный пример».

The findings appear in the journal Природа Астрономия.

J. Paynter и другие. Evidence for an intermediate-mass black hole from a gravitationally lensed gamma-ray burst. Нат Астрон, published online March 29, 2021 doi: 10.1038/s41550-021-01307-1


Gravitational Lensing in the Canary Islands

The 10.4m Gran Telescopio Canarias (GTC) on La Palma--the largest optical telescope in the world!

Every November the Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC) hosts a winter school on a particular astronomical topic in Tenerife, Spain, part of the Canary Islands. I attended this year’s school and got a two week crash course on “The Astrophysical Applications of Gravitational Lensing” from experts in the field while hanging out on a volcanic island with about 50 postdocs and graduate students from all over the world. In addition to daily lectures, the IAC organized two days of excursions to the local observatories–one on Tenerife and the other on a neighboring island, La Palma, home of the Gran Telescopio Canarias. The lectures helped me better understand my own research and opened my eyes to the many uses of gravitational lensing, some of which I didn’t even know existed before the school! Here I’ll outline a few of the ways astronomers use gravitational lensing to study the Universe.

The basics of gravitational lensing

A horseshoe-shaped image behind a single red galaxy. Photo credit ESA/Hubble and NASA.

First off, what exactly является lensing? Einstein’s theory of general relativity naturally predicts gravitational lensing. In general relativity, mass curves spacetime, which means that massive objects will deflect all things that pass by them–including light rays. This means they can focus those rays similarly to a piece of glass. The distortion of spacetime allows a single beam of light from a distant source to reach us from multiple directions thus, background images will be stretched out or split into multiple images if they lie behind a massive object. To visualize the effect, picture looking at a marble through the bottom of a wine glass, as shown in this video (original link here). When the marble (the background object) nears the center of the glass (the lens), the image is stretched all the way around the stem, forming a ring. We see strikingly similar “Einstein rings” in nature: background galaxies which are stretched into giant arcs encircling foreground galaxy clusters.

Neat, right? But why use lensing for astronomy? Recall that the pie chart of mass-energy in the Universe shows 23% dark matter, 72% dark energy, and a mere 5% baryonic (normal) matter. So far only the baryonic matter has been confirmed to emit light detectable by our telescopes (although dark matter may emit gamma rays). Gravitational lensing can probe both dark matter, which only interacts via gravity, and dark energy, which is making the Universe expand at an accelerating rate. What’s more, lensing acts on a remarkable range of scales from extrasolar planets that magnify stars in our own galaxy to galaxy clusters that magnify the most distant quasars. It would be impossible to tell you about все of the applications of lensing in a single post, so I’ll just sample a few of them below.

Finding exoplanets

Closest to home we can use gravitational lensing to search for extrasolar planets. One star can lens another star as the foreground star passes in front of the background star, it will briefly split the background star’s image into several tiny images that will blur together into a single, brighter image. When this happens we say the background star is microlensed. If the foreground star has a planet it will make its own contribution to the microlensing event, detectable as a single sharp spike in the brightness of the background star as the planet passes closest to the star’s line of sight. In contrast to other exoplanet detection methods which preferentially find exoplanets that live close to their host stars, microlensing is sensitive to planets near the frost line, where Jupiter-like planets form, and to free-floating exoplanets, or exoplanets that have been kicked out of their home stellar system. The microlensing events are bright enough to see with a small telescope, but before you run out to your backyard I should caution that they are also extremely rare. Even after monitoring many, many stars for several years, microlensing surveys like OGLE have only found about a dozen exoplanets this way.

The Bullet Cluster: the poster child for dark matter. Red shows the hot, x-ray emitting gas blue shows the mass distribution from weak lensing. (Image credit: NASA/CXC/CfA/STScI)

Weighing the lens: galaxies and galaxy clusters

Farther away, we can model the masses of galaxies and galaxy clusters that lens background galaxies. This is the domain of macrolensing, lensing that remains constant in time and acts on scales large enough to be resolvable with current telescopes. Strong lensing occurs when a background and foreground galaxy lie close to the same line of sight, causing the background galaxy to appear hugely elongated and split into multiple images. Strong lensing puts excellent constraints on the masses of the foreground lensing galaxies – which are, like all galaxies, mostly dark matter. In special cases irregularities in an image can reveal dark matter substructure or a satellite galaxy: if the lens contains dense clumps, part of a lensed image may be more or less magnified than expected. Weak lensing, by contrast, occurs for background galaxies that lie farther from the line of sight of the lens instead of a dramatic effect, many small distant galaxies are slightly distorted. This technique can yield the total masses of galaxy clusters. Note that for weak lensing, we must average over many background galaxies since individual galaxies come with their own intrinsic shapes. Weak lensing can map out the distribution of mass inside a galaxy cluster, and the weak lensing maps of individual clusters like the Bullet Cluster provide the best evidence for dark matter to date: when two clusters collide, the majority of the baryonic matter–the hot gas–feels the impact, while the rest of the material–dark matter and individual galaxies–travels straight through. This results in the baryonic and dark matter being temporarily separated in space, and we can use weak lensing to show that the majority of the mass in the cluster is not in the same place as the baryonic matter. Astronomers also use the results of weak lensing surveys to compare the distribution of cluster masses to cosmological simulations in order to test our theories of structure formation.

Four images of a quasar surround a lens galaxy. (Image credit: NASA/ESA)

A look at the sources: galaxies and quasars

In addition to analyzing the lens itself, we can study the objects behind the lens. Just as a telescope lets us study a star too dim for the naked eye to see, lensing galaxies and galaxy clusters act as giant telescopes that can magnify background galaxies by tens to hundreds of times their original brightness, providing a window into the early Universe. (This is my research!) Multiply-imaged quasars are also rewarding to study, if a bit more complicated. A quasar is the central engine of an active galaxy, an incredibly bright source of energy powered by accretion of material onto a supermassive black hole. This means that, although it is very powerful, a quasar has a very small physical size compared to its host galaxy. The behavior of a microlensing event depends on the size of the background source: the larger the physical extent of the source, the more the signal of a microlensing event is smeared out in time, as the foreground lens passes across the object and magnifies pieces of it bit-by-bit, instead of all at once as it would a point source. A quasar behind a single galaxy will not only be strongly macrolensed by the lens galaxy as a whole, but since the quasar has a small angular size, the individual images will also be microlensed by stars within the lens galaxy as it slowly drifts in and out of alignment with them. Thus, when astronomers model the changes in brightness due to microlensing stars within the lens, they can deduce the size of the lensed quasar accretion disk: a bigger disk will show a smaller microlensing signal. Trying to measure this size without lensing would be like trying to resolve individual grains of regolith on the Moon: basically impossible with current technology.

A snapshot of the "cosmic web," the large-scale structure of filaments and voids that fills the Universe, from the Millennium Simulation (Springel et al. 2005).

Dark energy from cosmic shear

As light rays travel through the Universe they will be deflected by any mass they encounter along the way. The weak lensing distortions felt by the images of galaxies as they travel through the large-scale structure of the Universe is known as cosmic shear. We can quantify the distribution of mass in the universe by mapping out cosmic shear and counting up the strength of density fluctuations of different sizes. This is analogous to the study of the cosmic microwave background, except that the cosmic microwave background shows us the initial density fluctuations at recombination (soon after the Big Bang), while cosmic shear shows us how the original fluctuations developed up through the present day. Cosmic shear is thought to be the most promising way to measure dark energy and get a handle on how quickly the expansion of the Universe is accelerating.

Phew! I hope I’ve convinced you that gravitational lensing can do quite a lot. Watch out for more astrobites on these and other applications of gravitational lensing as we go forward into the bright, lensed future.


Ответы и ответы

If gravitational waves weren't affected by static gravitational fields then you'd be able to tell the difference between "being stationary in a gravitational field" and "accelerating in a rocket in the absence of gravity". That would violate the equivalence principle, which is a founding principle of GR (at least, when formalised somewhat), so it'd be self-contradictory.

To explain - imagine that I'm in a box and feel proper acceleration. I place a source of electromagnetic waves on the floor and a detector on the ceiling. The waves are redshifted when detected. If I'm sitting on a planet, this is due to gravitational redshift. If I'm in a rocket in free space, this is because the waves take time to reach the ceiling and in that time the ceiling has accelerated a little and the waves are redshifted from velocity related Doppler. And if you follow through the maths you find that the amount of redshift is exactly the same, given equal "acceleration due to gravity" in the two situations. Thus I can't use this experiment to break the equivalence principle.

Now replace the EM source and sensor with a gravitational wave source and sensor (I'll leave the implementation details as an exercise for the reader, but this is possible in principle). In the rocket case the waves will be Doppler shifted for the exact same reason as the EM waves - the ceiling has accelerated by the time they are received. So in the sitting-on-a-planet case either the gravitational waves are gravitationally redshifted or I can tell the difference between the two situations in a closed-box experiment and GR is inconsistent. Also, if they aren't redshifted, I could get free energy by shining light down, gaining energy as it falls, and using that energy to power my gravitational wave source, which emits waves that don't lose energy as they climb back up, and using that energy to power my light source and skimming the extra.

Edit: if you find a gravitational wave source in a small box far-fetched, imagine a cosmological source that just happens to emit waves that pass through my box in an upwards direction, and have floor and ceiling mounted detectors.

If gravitational waves weren't affected by static gravitational fields then you'd be able to tell the difference between "being stationary in a gravitational field" and "accelerating in a rocket in the absence of gravity". That would violate the equivalence principle, which is a founding principle of GR (at least, when formalised somewhat), so it'd be self-contradictory.

To explain - imagine that I'm in a box and feel proper acceleration. I place a source of electromagnetic waves on the floor and a detector on the ceiling. The waves are redshifted when detected. If I'm sitting on a planet, this is due to gravitational redshift. If I'm in a rocket in free space, this is because the waves take time to reach the ceiling and in that time the ceiling has accelerated a little and the waves are redshifted from velocity related Doppler. And if you follow through the maths you find that the amount of redshift is exactly the same, given equal "acceleration due to gravity" in the two situations. Thus I can't use this experiment to break the equivalence principle.

Now replace the EM source and sensor with a gravitational wave source and sensor (I'll leave the implementation details as an exercise for the reader, but this is possible in principle). In the rocket case the waves will be Doppler shifted for the exact same reason as the EM waves - the ceiling has accelerated by the time they are received. So in the sitting-on-a-planet case either the gravitational waves are gravitationally redshifted or I can tell the difference between the two situations in a closed-box experiment and GR is inconsistent. Also, if they aren't redshifted, I could get free energy by shining light down, gaining energy as it falls, and using that energy to power my gravitational wave source, which emits waves that don't lose energy as they climb back up, and using that energy to power my light source and skimming the extra.

Edit: if you find a gravitational wave source in a small box far-fetched, imagine a cosmological source that just happens to emit waves that pass through my box in an upwards direction, and have floor and ceiling mounted detectors.

Oh, I hadn't noticed that you decided to try me with a more in-depth explanation after all. That actually makes perfect sense. Thank you. Not so farfetched after all then. The null-path following I can wrap my head around.


Acknowledgements

It is a pleasure to thank Wes Colley, Frederic Courbin, Emilio Falco, Henk Hoekstra, Neal Jackson, Tomislav Kundić, Geraint Lewis, and Andrzej Udalski for permission to use their figures. I would also like to thank Matthias Bartelmann, Emilio Falco, Jean-Paul Kneib, Bohdan Paczyński, Sjur Refsdal, Robert Schmidt, Liliya Williams, and David Woods for their careful reading of (parts of) the manuscript at various stages and their useful comments. Of particular help were the comments of Jürgen Ehlers and an unknown referee which improved the paper considerably.


What is Gravitational Lensing?

Gravity’s a funny thing. Not only does it tug away at you, me, planets, moons and stars, but it can even bend light itself. And once you’re bending light, well, you’ve got yourself a telescope.

Everyone here is familiar with the practical applications of gravity. If not just from exposure to Loony Tunes, with an abundance of scenes with an anthropomorphized coyote being hurled at the ground from gravitational acceleration, giant rocks plummeting to a spot inevitably marked with an X, previously occupied by a member of the “accelerati incredibilus” family and soon to be a big squish mark containing the bodily remains of the previously mentioned Wile E. Coyote.

Despite having a very limited understanding of it, Gravity is a pretty amazing force, not just for decimating a infinitely resurrecting coyote, but for keeping our feet on the ground and our planet in just the right spot around our Sun. The force due to gravity has got a whole bag of tricks, and reaches across Universal distances. But one of its best tricks is how it acts like a lens, magnifying distant objects for astronomy.

Thanks to the general theory of relativity, we know that mass curves the space around it. The theory also predicted gravitational lensing, a side effect of light travelling along the curvature of space and time where light passing nearby a massive object is deflected slightly toward the mass.

This illustration shows how gravitational lensing works. The gravity of a large galaxy cluster is so strong, it bends, brightens and distorts the light of distant galaxies behind it. The scale has been greatly exaggerated in reality, the distant galaxy is much further away and much smaller. Credit: NASA, ESA, L. Calcada

It was first observed by Arthur Eddington and Frank Watson Dyson in 1919 during a solar eclipse. The stars close to the Sun appeared slightly out of position, showing that the light from the stars was bent, and demonstrated the effect predicted. This means the light from a distant object, such as a quasar, could be deflected around a closer object such as a galaxy. This can focus the quasar’s light in our direction, making it appear brighter and larger. So gravitational lensing acts as a kind of magnifying glass for distant objects making them easier to observe.

We can use the effect to peer deeper into the Universe than would otherwise be possible with our conventional telescopes. In fact, the most distant galaxies ever observed, ones seen just a few hundred million years after the Big Bang, were all discovered using gravitational lensing.

Astronomers use gravitational microlensing to detect planets around other stars. The foreground star acts as a lens for a background star. As the star brightens up, you can detect further distortions which indicate there are planets. Even amateur telescopes are sensitive enough to spot them, and amateurs regularly help discover new planets. Unfortunately, these are one time events as this alignment happens only once.

Hubble image of SDSSJ0146-0929, a galaxy cluster that is massive enough to severely distort the spacetime around it, creating the odd, looping curves that almost encircle the cluster – known as an “Einstein Ring.” Credit: ESA/Hubble & NASA Acknowledgment: Judy Schmidt

There’s a special situation known as an Einstein Ring, where a more distant galaxy is warped by a nearby galaxy into a complete circle. To date a few partial rings have been seen, but no perfect Einstein Ring has ever been spotted.

Gravitational lensing also allows us to observe invisible things in our Universe. Dark matter doesn’t emit or absorb light on its own, so we can’t observe it directly. We can’t take a photo and say “Hey look, dark matter!”. However, it does have mass, and that means it can gravitationally lens light originating behind it. So we’ve even used the effect of gravitational lensing to map out dark matter in the Universe.

What about you? Where should we focus our gravitational lensing efforts to get a better look in the Universe? Расскажите нам в комментариях ниже.