천문학

백색 왜성의 중력 렌즈 초점 거리는 얼마입니까?

백색 왜성의 중력 렌즈 초점 거리는 얼마입니까?


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나는 이것을 찾아 보았지만 중력 렌즈 거리에 대한 공식을 찾을 수 없었습니다. 나는 우리 태양이 약 550 AU라는 것을 알고 있지만, 초점을 맞추는 물체로부터의 거리에 따라 감소하는 중력장으로 인해 단일 초점이 아니기 때문에 더 먼 거리도 작동합니다.

중력 렌즈의 거리를 계산하는 합리적으로 간단한 공식이 있습니까? 저는 백색 왜성이 단 8 광년 거리에 있고 그들은 좋은 렌즈를 가진 좋은 물체처럼 보이지만 중성자 별이나 블랙홀처럼 매우 조밀하게 초점을 맞추지 않기 때문에 특별히 궁금합니다.

예를 들어, 시리우스 B를 초점으로 사용하여 망원경을 만든 경우 망원경은 얼마나 멀리 있어야하고 얼마나 강력해야할까요? (어쩌면 얼마나 강력한지는 별도의 질문이지만 지금은 여기에 두겠습니다.

시리우스 B의 이진 궤도는 더 큰 초점 영역을 허용하는 장애 또는 이점이 될까요?

순수한 호기심. 조만간 도착할 것으로 예상하지 않습니다.


당신이 말하는 중력 초점은 실제로 최저한의 값은 일반 상대성 이론에 따라 구부러 질 때 태양을 지나가는 아주 먼 별의 평행 광선에 의해 정의됩니다.

이러한 렌즈의 일반적인 공식은 빛이 다음 각도 (라디안)를 통해 구부러지는 것입니다. $$ alpha = frac {4 GM} {c ^ 2 r}, $$ 어디 $ M $ 렌즈의 질량 (점 또는 구형 대칭 질량이라고 가정) $ r $ 렌즈 질량에 가장 가까운 광선의 접근입니다.

광선의 고리가 어디에 초점을 맞출 지 알아내는 것은 약간의 삼각법입니다. $$ d_f simeq frac {r} { alpha} = frac {c ^ 2 r ^ 2} {4GM} $$

이 초점 거리는 더 큰 값으로 렌즈를 통과 한 광선 링의 경우 더 커지기 때문에 최소입니다. $ r $.

당신이 사용하는 렌즈로 태양을 위해 $ M = 2 times 10 ^ {30} $ kg 및 $ r = 6.9 times 10 ^ {8} $ m, 계산 $ d_f = 540 $ au.

백색 왜성들은 비슷한 질량을 가지고 있지만 (실제로 대부분은 태양 질량의 약 60 %이지만 시리우스 B는 거의 정확히 태양 질량입니다) 지구 크기의 반경, 즉 태양보다 100 배 더 작습니다.

이것은 $ d_f $ 540 au보다 약 10,000 배 적을 것입니다. 위의 공식을 사용하여 질량과 반경의 모든 조합에 대해 계산할 수 있습니다.

망원경을 사용하려면 선택한 초점에 감지기를 놓고 멀리있는 광원의 밝은 "아인슈타인 고리"를 관찰합니다. 바로 그거죠 렌즈 뒤에. 확대 계수 (원에서 수집되는 빛의 양 증가)는 다음과 같습니다. $ 4 alpha / theta $, 어디 $ theta $ 렌즈가없는 소스의 각도 크기입니다.

백색 왜성의 경우 최소 초점에서의 배율은 100 배 더 큽니다. $ alpha $ 100 배 더 큽니다.

이미지의 크기는 초점 거리와 소스 거리의 비율에 따라 수정됩니다. $$ x_i = x_o frac {d_f} {d_o} $$ 따라서 먼 물체의 이미지는 태양을 사용하는 것보다 10,000 배 더 작아 질 것이므로 훨씬 더 편리합니다!

예 : 태양으로부터 630 au (= 0.01 ly)의 초점에서 10 ly에서 지구와 같은 행성을 관찰하십시오. 이미지 지름은 12.5km입니다. 그것은 많은 CCD 감지기입니다! 초점 거리가 10,000 배 더 작은 백색 왜성을 사용하면 가로 길이가 1.25m에 불과합니다.

이 모든 것은 망원경이 렌즈 바로 뒤에있는 소스와 완벽하게 향하고 있다고 가정합니다. 상대적인 움직임을 수정하지 않으면 이미지가 초점면을 통해 매우 빠르게 이동합니다 (일반 망원경을 통해 고배율로 본 행성처럼).


Kepler 데이터에서 확인 된 "불가능한"백색 왜성

By : AAS Nova 2019 년 8 월 15 일 9

받은 편지함으로 보내진 이와 같은 기사 받기

Kepler의 주요 임무는 몇 년 전에 끝났지 만 결과 데이터 세트는 천문학 자들이 항성 빛 곡선에서 새로운 놀라움을 계속 발견하는 광대 한 놀이터로 남아 있습니다. 최신? 모든 기대를 뛰어 넘는 백색 왜성의 증거.

이 아티스트의 셀프 렌즈 일러스트레이션에서 백색 왜성은 동반 별의 앞을지나 가면서 그 뒤에있는 별을 중력 적으로 렌즈에 비 춥니 다.
NASA / JPL-Caltech

경량화

보다 일반적인 백색 왜성 (배경)을 공전하는 극히 낮은 질량의 백색 왜성 (전경)에 대한 아티스트의 인상.
CfA / David A. Aguilar

백색 왜성은 다양한 크기로 제공됩니다. 전형적인 백색 왜성은 태양 질량이 약 0.6 일 수 있으며, 태양 질량의 몇 배에 해당하는 고립 된 별이 적색 거성으로 팽창하고 연료 공급을 고갈시키고 외부 층을 뿜어내어 죽은 빽빽한 상태를 남길 때 발생합니다. 핵심.

그러나 일부 관측 된 백색 왜성은 태양 질량이 0.15에서 0.3 사이로 훨씬 더 낮습니다. 이렇게 작은 잔재 질량을 생성하려면 초기 전 구별의 질량도 매우 낮아야합니다. 그러나 이것은 문제를 제기합니다. 작은 별은 진화하는 데 더 오래 걸리므로 질량이 낮은 별은 연료 공급을 소진하기 위해 우주의 나이보다 더 오래 필요합니다!

고립 된 항성 진화는 매우 낮은 질량의 백색 왜성을 설명 할 수 없기 때문에 천문학 자들은 또 다른 설명 인 이원 상호 작용에 정착했습니다. 이 시나리오에서 두 개의 별이 가까운 궤도를 돌면 물질이 선조 별에서 벗겨져 질량 손실이 가속화되고 매우 낮은 질량의 백색 왜성으로 진화 할 수 있습니다.

지금까지이 설명은 우리의 관찰에 적합합니다. 그러나 이제 새로운 저 질량 백색 왜성의 발견은 우리의 이해를 어렵게합니다.

다른 자체 렌즈 바이너리 시스템 KOI-3278의 예시 다이어그램. 백색 왜성이 우리와 주요 별 사이를 지나갈 때 중력 확대는 우리가 감지하는 빛 곡선을 밝게 만듭니다. KIC 8145411의 경우 백색 왜성에서 나오는 빛이 너무 희미해서 직접 감지 할 수 없기 때문에 우리는 오컬 레이션을 관찰하지 않습니다.
에릭 아골

셀프 렌즈 서프라이즈

새 간행물에서 Kento Masuda (프린스턴 대학의 NASA Sagan Fellow)가 이끄는 과학자 팀은 Kepler 데이터에서 이진 시스템 KIC 8145411의 발견을 발표했습니다. 이 고유 한 바이너리는 알려진 자체 렌즈 시스템 : 이진법의 한 물체는 궤도 당 한 번씩 앞쪽을 통과 할 때 다른 물체의 빛을 중력 적으로 렌즈합니다.

Masuda와 공동 연구자들은 애리조나의 Fred Lawrence Whipple 천문대와 하와이의 Subaru 망원경의 후속 관측을 사용하여 시스템의 특성을 파악하여 태양과 같은 궤도를 도는 0.2 태양 질량의 백색 왜성을보고 있음을 확인합니다. 가장자리에있는 천식 궤도에있는 별.

하지만 여기에 문제가 있습니다. KIC 8145411의 궤도는 1.28AU로 상당히 넓습니다.

450 일) — 1 차 및 백색 왜성 선조가 예상대로 상호 작용하기에는 10 배가 너무 넓습니다. 그렇다면이“불가능”한 백색 왜성이 어떻게 존재하게 되었습니까?

빙산의 일각

바이너리와 궤도주기에있는 알려진 백색 왜성의 질량. KIC 8145411 시스템은 질량이 낮고 궤도가 매우 넓은 명확한 특이 치입니다. 클릭하면 확대됩니다.
Masuda et al. 2019 / 천체 물리학 저널 레터 2019

Masuda와 협력자들은 몇 가지 제안 된 형성 메커니즘 (이후 방출되거나 삼켜 진 3 차 물체와의 상호 작용과 같은)에 대해 논의하지만 그중 어느 것도 특히 만족스럽지 않습니다.

그럼 다음은? 저자들은 우리가이 특정 시스템을 탐지 할 확률이 200 분의 1 밖에 안된다는 점을 지적했습니다. 이는 에지 온 방향으로 인해 KIC 8145411이 빙산의 일각에 불과하다는 것을 의미합니다. 이제 우리가 찾고있는 것이 무엇인지 알게되었으므로 전용 검색을 통해 앞으로 이러한 시스템이 더 많이 나타날 수 있습니다.이 백색 왜성이 결국 가능한 이유를 설명하는 데 도움이되기를 바랍니다.

소환

“0.2M의 셀프 렌즈 발견 태양과 같은 별을 중심으로 비정상적으로 넓은 궤도를 도는 백색 왜성,”Kento Masuda et al 2019 ApJL 881 L3. 도이 : 10.3847 / 2041-8213 / ab321b

이 게시물은 원래 American Astronomical Society 저널의 연구 하이라이트를 다루는 AAS Nova에 게재되었습니다.


백색 왜성의 중력 렌즈 초점 거리는 얼마입니까? -천문학

공지 :이 웹 사이트는 2021 년 6 월 25 일에 종료됩니다. 이때 허블 우주 망원경의 단일 소스 웹 사이트 인 Hubblesite.org로 자동 리디렉션됩니다.

백색 왜성 스타 스타 인 2051 B

요약 정보

이 이미지는 제안 13457 및 13850 P.I.의 허블 데이터에서 생성되었습니다. K. Sahu (STScI).

F606W (와이드 V), F814W (나는)

이 이미지는 허블 우주 망원경에서 WFC3 / UVIS 기기로 획득 한 개별 노출의 합성물입니다. 서로 다른 파장 범위를 샘플링하기 위해 두 개의 필터가 사용되었습니다. 색상은 개별 필터와 관련된 각 단색 (회색조) 이미지에 서로 다른 색조 (색상)를 할당 한 결과입니다. 이 경우 할당 된 색상은 청록색 F606W 및 주황색 F814W입니다.

스텔라 정렬은 백색 왜성의 질량을 산출합니다

외모는 속일 수 있습니다. 이 허블 우주 망원경 이미지에서 백색 왜성 스타 인 2051 B와 그 아래에있는 작은 별은 가까운 이웃 인 것처럼 보입니다. 그러나 별들은 서로 멀리 떨어져 있습니다. 스타 인 2051 B는 지구에서 17 광년 떨어져 있고 다른 별은 약 5,000 광년 떨어져 있습니다.

천문학 자들은 허블에서 2 년 동안 백색 왜성, 정상 별의 불에 타 버린 핵, 희미한 배경 별을 관측했습니다. 허블은 배경 별 앞을 지나가는 죽은 별이 빛을 반사하는 것을 관찰했습니다. 가깝게 정렬하는 동안 먼 별빛은 실제 위치에서 약 2 밀리 초만큼 오프셋 된 것처럼 보였습니다. 이 편차는 너무 작아서 1,500 마일 떨어진 곳에서 1/4 표면을 가로 지르는 개미 기어가는 모습을 관찰하는 것과 같습니다. 이 측정에서 천문학 자들은 백색 왜성의 질량이 태양 질량의 약 68 %라고 계산했습니다.

Stein 2051 B는 발견자인 네덜란드 로마 가톨릭 신부이자 천문학자인 Johan Stein의 이름을 따서 명명되었습니다.


중력 렌즈를 사용하여 항성 속성 측정

아인슈타인의 일반 상대성 이론에 의해 예측 된 중력 렌즈는 광원에서 관찰자로 이동할 때 빛이 휘는 것입니다. 광자의 움직임은 거대한 물체의 중력 잠재력의 영향을받습니다. 대부분의 관찰 된 중력 렌즈의 경우, 거대한 전경 물체 (렌즈)가 멀리있는 배경 물체 (소스)에서 방출되는 빛을 구부립니다. 물체가 대략 공통 시선에 있으면 소스가 하늘의 "lsquotrue"위치에 나타나지 않습니다. 광원과 렌즈 사이의 거리를 알고 있다고 가정하면 중력 렌즈는 & lsquolens & rsquo의 질량을 측정하는 훌륭한 방법이 될 수 있습니다.

지금까지 중력 렌즈는 은하계와 은하단, 은하수 내에서 별이 지구 시선에서 더 먼 별까지 지나갈 때, 그리고 이진 백색 왜성 (조밀 한 항성 잔해)에서 관측되었습니다. 1 & ndash3 광원에서 나오는 빛은 렌즈에 의해 구부러지고 광원은 두 개의 개별 위치에서 나오는 것처럼 보입니다. 이러한 위치는 렌즈에서 특정 각도 거리 (아인슈타인 반경이라고 함)에서 발생합니다. 렌즈와 소스가 하늘에서 거의 겹치면 소스가 & lsquoEinstein 링 & rsquo로 늘어난 것처럼 보입니다 (그림 1 참조). 두 경우 모두 렌즈가없는 경우보다 광원에서 더 많은 광자가 관찰됩니다. 이것은 소스 밝기의 순 증폭으로 이어집니다. 어떤 상황에서는 이중 소스 이미지 또는 아인슈타인 링이 직접 이미지화됩니다 (그림 1 참조). 다른 경우에는 소스가 해결되지 않지만 소스 밝기의 순 증폭이 관찰됩니다.


우리는 원래 외계 행성을 통과하기위한 광 시야 탐사 인 NASA의 케플러 임무에 의해 원래 감지 된 물체에서 중력 렌즈를 관찰했습니다. 우리는 케플러 데이터를 사용하여 행성을 통과하는 적색 왜성 (작고 비교적 차가운) 별을 연구했습니다. 특정 케플러의 관심 대상인 & mdashKOI-256 & mdash는 이동하는 목성 크기의 행성을 가지고있는 것처럼 보였습니다. 일반적으로 통과하는 목성 유형의 행성은 약 10 분의 진입 / 출발 시간으로 매끄럽게 변화하는 광 곡선을 만듭니다. 그러나 KOI-256의 광 곡선은 날카 롭고 (그림 2의 왼쪽 하단 패널 참조) 매우 짧은 (90 초) 진입 / 출발 시간을 가졌습니다. 4

이 물체의 광 곡선의 특성으로 인해 신호가 적색 왜성 뒤를 지나가는 백색 왜성, 즉 천이하는 행성이 아닌 신비화 때문이라고 의심하게되었습니다. 우리는 팔로마 천문대에서 헤일 망원경으로 만든 후속 방사 속도 측정을 통해이를 확인할 수있었습니다. 적색 왜성의 도플러 이동을 측정 한 결과, 행성이 아니라 백색 왜성과 같은 매우 거대한 동반자가 존재 함을 알 수 있습니다.


우리는 백색 왜성이 적색 왜성 앞에서 통과 할 것으로 예상되는 두 가지 신비 현상 사이의 중간에 광 곡선을 조사했습니다. 우리는 광 신호의 명백한 디밍을 관찰했지만 디밍은 예상보다 적었습니다 (그림 2의 오른쪽 하단 패널 참조). 중력 렌즈의 영향을받는 이동 딥을 계산했습니다. 백색 왜성은 적색 왜성의 빛을 어둡게하고 그것을 약간 증폭 시켰습니다. 렌즈와 도플러 이동 측정 값을 통과 및 오컬트 광 곡선 모델에 통합했을 때 백색 왜성의 질량과 반경을 경험적으로 결정할 수있었습니다 (이러한 경험적 계산은 백색 왜성에 대해 매우 드뭅니다).

KOI-256에 대해 결정한 질량과 반경은 항성 진화 모델과 일치합니다. 이 별은 주로 탄소와 산소로 만들어져 있으며 아직 수소를 태우고있을 때는 밝은 A 형 별이었을 가능성이 높습니다. 이 개체는 항성 진화 모델을 보정하는 데 사용할 수있는 벤치 마크를 제공합니다. 우리의 발견은 최근 포인팅 시스템이 실패하기 전에 Kepler 우주선의 인상적인 측광 정밀도에 의해 크게 활성화되었습니다.

백색 왜성이 적색 왜성을 가로 질러 이동하는 동안 중력 렌즈를 처음으로 감지 한 것은 케플러 임무의 유산에 인상적인 추가 기능입니다. 향후 작업에는 유사한 개체에 대한 Kepler 데이터 아카이브 검색이 포함됩니다. 우리는 그들의 근본적인 물리학을 경험적으로 조사 할 수 있도록 통계적으로 유의미한 렌즈 화 적색 왜성 & ndashwhite 왜성 시스템 그룹을 찾고자합니다.

이 작업은 NASA 계약 NAS 5-26555에 따라 천문학 연구를위한 대학 협회에서 운영하는 우주 망원경 과학 연구소가 수여하는 NASA 허블 펠로우 십 보조금 (HST-HF-1326.01-A)에 의해 지원되었습니다.

Philip Muirhead는 2011 년 코넬 대학에서 천문학 및 우주 과학 박사 학위를 받았습니다. 그 이후로 그는 캘리포니아 공과 대학에서 박사후 연구원으로 근무했으며 현재는 허블 박사후 연구원입니다. 그의 주요 연구는 천문 기기, 저 질량 별, 태양 외 행성에 관한 것입니다.


호주와 뉴질랜드는 국제 협력의 일부를 구성합니다.

Swinburne University of Technology, ARC Center of Excellence for Gravitational Wave Discovery (OzGrav), International Center for Radio Astronomy Research (ICRAR)를 비롯한 여러 호주 및 뉴질랜드 기관이 국제 협력 및이 새로운 논문의 발표에 참여했습니다. 오클랜드 공과 대학교.

국제 협력자들은 독일의 막스 플랑크 전파 천문학 연구소, 영국의 Square Kilometer Array 조직, 덴마크의 Aarhus University의 회원들로 구성되었습니다.


태양 렌즈 망원경 : NASA 과학자들은 먼 외계 행성의 표면을 직접 이미지화하는 새로운 기술을 제안합니다

NASA의 물리학 자 슬라바 투리 쇼프와 동료들에 따르면 왜 소행성 명왕성의 궤도 너머에 배치 된 우주 망원경은 언젠가 먼 외계 행성의 고해상도 이미지를 제공 할 수 있다고합니다. 망원경의 놀라운 힘의 비밀은 태양의 중력장입니다.

이 작가의 컨셉은 거주 가능 구역에서 먼 별을 공전하는 최초의 검증 된 지구 크기 행성 인 Kepler-186f를 묘사합니다. 이미지 크레딧 : NASA / Ames / SETI Institute / JPL-Caltech.

정확한 지점에서 우주 망원경은 수십 배로 증폭 된 외계 행성의 이미지를 볼 수 있습니다.

태양은 주변 행성의 빛을 구부려 반대편의 한 지점에 초점을 맞추고 사실상 행성을 거대한 이미지로 확대합니다.

“태양계를 넘어서는 것이 우리의 다음 단계입니다. 그래서 우리가 가야 할 곳입니다.”라고 최근에 큰 발걸음을 내 디딘 Turyshev 박사는 말했습니다.

Turyshev 박사는 지구에서 약 500 억 마일 (800 억 km) 떨어진 곳에서 시작하여 중력 렌즈 초점에서 빛의 거동을 포착하는 복잡한 양자 역학 방정식을 최초로 발표했습니다. 그의 방정식은 적어도 원칙적으로는 적절한 우주 망원경으로 100 광년 떨어진 쌍둥이 지구의 클로즈업 이미지를 복구 할 수 있음을 보여줍니다.

“그것은 장애물이었습니다. 방정식은 이전에 해결되지 않았습니다. 그러나 이제 모든 것이 잘 확인되었습니다. 우리는 해결책을 잘 이해하고 있으며 확신을 가지고 있습니다.”라고 Turyshev 박사는 말했습니다.

그가 태양 렌즈의 광학적 세부 사항을 연구하는 동안 다른 NASA 전문가들은 엔지니어링에 집중합니다.

NASA 엔지니어 인 Nitin Arora는 우주 망원경을 태양계의 얼음 바깥쪽에있는 중력 렌즈 지점에 도달하는 데 필요한 것을 포함하여 로봇 성간 항해에 대한 개념적 계획 모음을 개발하는 팀의 일원입니다.

“그 행성의 지질 학적 특징을 볼 수 있습니다. 호수와 바다, 산맥을 볼 수있을 거라고 확신합니다.”라고 Arora 박사가 말했습니다.

지금까지 망원경을 우주로 보내려면 아직 발명되지 않은 정밀 기술이 필요합니다. 표적의 작은 뾰족한 부분을 찾으려면 망원경의 포인팅 정확도가 오늘날의 장비보다 최소 100 배 이상이어야합니다.

그리고 표적 외계 행성은 가만히 앉아 있지 않고 별 궤도를 도는 것입니다. 이러한 극단적 인 근접 범위에서 행성의 움직임에 대처하기 위해 행성을 흐릿하게 칠하기 위해 고급 이미지 처리를 사용할 수 있습니다. 그러나 또 다른 가능성은 일종의 코르크 스크류 패턴으로 망원경 자체를 움직여 외계 행성을 추적하는 것입니다. 이것은 또한 발명되어야 할 섬세한 추진기 제어를 요구할 것입니다.

Turyshev 박사는“그곳으로 날아가는 방법, 걸리는 시간, 통신을 지시하는 방법 등 모든 것이 어렵습니다.

먼 외계 행성을 이미지화 할 수있는 우주 망원경은 NASA의 보이저 1 호가 40 년 동안 여행 한 것보다 더 멀리 떨어진 태양계 외부에 배치해야합니다. 이미지 크레딧 : NASA.

잠재적 인 텔레스코픽 문제의 목록은 길다.

태양 렌즈 망원경의 최소 거리는 547 천문 단위 (AU)입니다. 그리고 현실적으로 적절한 위치를 잡기 위해서는 망원경을 더 멀리 (아마도 2,000 AU 이상까지) 배치해야 할 것입니다.

Pluto를 포함하는 Kuiper Belt는 약 55AU까지 확장됩니다. 태양에 중력 적으로 결합 된 가장 먼 물체 인 휴면 혜성의 영역 인 Oort 구름은 5,000에서 100,000 AU로 확장되는 껍질을 형성합니다. 가장 가까운 별인 Proxima Centauri는 271,000 AU의 여정이 필요합니다.

태양 중력 렌즈 개념에 대한 비판을 쓴 NASA 과학자 인 제프리 랜디스 (Geoffrey Landis)는“Kuiper Belt 너머의 태양 렌즈 위치에 도달하는 데는 오늘날의 기술을 사용하면 수십 년이 걸릴 것입니다.

“NASA의 New Horizons 우주선에 대해 생각해보십시오. [발사시] 우주로 보내진 가장 빠른 탐사선이었습니다. 명왕성에 아주 빨리 도착하지 못했습니다. 아주 먼 길입니다. 태양 [위치]의 중력 렌즈는 명왕성보다 10 배 이상 떨어져 있습니다.”라고 그는 말했습니다.

이온 추진기, 태양 돛, 심지어 레이저 추진 돛과 같은 이국적인 새로운 추진 시스템으로 여행 시간을 크게 줄일 수 있습니다.

Arora 박사는“현재 기술이 제안하는 50 년 기간 대신 25 년 이내에 태양 중력 렌즈에 도달하려면 새로운 형태의 핵 추진이 필요할 수도 있습니다.

"우리는 핵분열 원자로 또는 태양열 추진으로 시작하는 두 가지 추진 기술을 혼합하여 사용할 수 있습니다."

“이는 태양의 'Oberth'지원과 결합되어 우리 별에 가까이 날아가서 중력장으로 깊숙이 들어가 우주선의 속도를 크게 높이고 태양의 외곽으로 날아가는 근일점 기동을 할 수 있습니다. 체계."

일단 자리를 잡으면 태양 렌즈 망원경은 전체 외계 행성의 이미지와 마주 치지 않을 것입니다.

대신, 행성의 빛은 태양 주위의 고리로 번져서 태양의 중력이 물체의 빛을 구부릴 때 생성되는 효과입니다.이 경우에는 태양 뒤에 있지만 정렬 상태에있는 먼 외계 행성 인 & # 8212 태양과 망원경으로. 이 번짐 효과를 아인슈타인 고리라고합니다.

아인슈타인 고리 안에서 행성의 빛 조각은 적어도 원칙적으로 망원경으로 포착 할 수 있습니다.

그리고 그러한 망원경을 설계, 제작 및 발사하는 데 막대한 투자를하고 태양계의 어둡고 얼어 붙은 범위에서 올바른 지점까지 수십 년 동안 이동 한 후 망원경의 범위가 극도로 제한된다는 것이 밝혀졌습니다. 단 하나의 표적 만 관찰 할 수있었습니다.

문제는 다른 외계 행성 (첫 번째 표적과 1도만큼 떨어져 있더라도)으로 향하려면 망원경이 약 10AU를 움직여야한다는 것입니다.

이처럼 복잡하지만 제한된 망원경을 정당화하려면 가치있는 표적을 미리 확인해야합니다. 다른 도구에 의해 생명의 징후가 이미 감지 된 지구와 같은 외계 행성입니다.

Arora 박사는 "인류의 미래를 형성하고 우리가 알고있는 삶을 변화시킬 수있는 일에 참여하는 것은 매우 만족스럽고 흥미 진진합니다."라고 말했습니다.

Slava G. Turyshev. 2017. 태양 중력 렌즈의 파동 이론적 설명. Phys. 목사 D 95 (8) doi : 10.1103 / PhysRevD.95.084041

Slava G. Turyshev 및 Viktor T. Toth. 2017. 태양의 중력장에서 전자기파의 회절. Phys. 목사 D 96 (2) doi : 10.1103 / PhysRevD.96.024008

Geoffrey A. Landis. 2016. 태양의 중력 초점에 대한 임무 : 중요한 분석. arXiv : 1604.06351

이 기사는 미국 항공 우주국 (National Aeronautics and Space Administration)에서 제공 한 텍스트를 기반으로합니다.


글타래 (쓰레드) : Gravitational MicroLensing

안녕하세요. 나는 이제 G. Microlensing의 '신자'입니다.

별이 상기 물체를 통과하는 동안 별의 빛을 차단하는 '행성'대신 .. 행성의 G. 필드는 광파를 수정하거나 방향을 바꿀 수 있습니다.
그것은 단순히 지구상의 망원경을 놓치고 지구에서 볼 때 별이 '밝아지게'합니다.

질문 : 태양은 지구에서 멀리 떨어진 G. 초점을 가지고 있습니다. 수백 개의 au. 떨어져. 누군가 G. 초점이 얼마나 멀리 떨어져 있는지 말해 줄 수 있습니까?
목성이 우리 태양계에 있을까요? 그리고 거기에 놓인 망원경이 얼마나 강력할까요?

모든 응답에 감사드립니다
안녕
고른

안녕하세요. 나는 이제 G. Microlensing의 '신자'입니다.

별이 상기 물체를 통과하는 동안 별의 빛을 차단하는 '행성'대신 .. 행성의 G. 필드는 광파를 수정하거나 방향을 바꿀 수 있습니다.
그것은 단순히 지구상의 망원경을 놓치고 지구에서 볼 때 별이 '밝아지게'합니다.

질문 : 태양은 지구에서 멀리 떨어진 G. 초점을 가지고 있습니다. 수백 개의 au. 떨어져. 누군가 G. 초점이 얼마나 멀리 떨어져 있는지 말해 줄 수 있습니까?
목성이 우리 태양계에 있을까요? 그리고 거기에 놓인 망원경이 얼마나 강력할까요?

모든 응답에 감사드립니다
안녕
고른

중력 렌즈 과학에는 단순히 믿는 것보다 더 많은 것이 있습니다. 정량적 레이 트레이싱을 수행하고 결과를 분석해야합니다.

목성이 멀리서 태양을 통과하는 것을 본다고 가정 해 봅시다. 기하학적으로 차단 된 태양의 지점은 목성에서 보았을 때 약 36 초를 나타냅니다. 마이크로 렌즈에 대한 링크 된 정보는 목성을 방목하는 광선이 약 1/60 arcsecond로 편향되었음을 보여줍니다. 따라서 오컬트 지점의 가장자리에있는 은색 만 우리의 시선으로 반사되는 빛을 갖게됩니다. 이는 태양의 밝기가 약간 감소하는 것을 의미합니다. 그것은 확실히 행성의 중력 초점 거리를 넘어서 멀리 떨어진 배경 별을 밝게하는 방식으로 태양을 밝게하지 않을 것입니다.


과학자들은 아인슈타인의 예측을 무시하고 상대성을 사용하여 별의 질량을 측정합니다.

천문학 자 Terry Oswalt는 소품을 사용하여 별의 중력이 빛을 반사하는 방식을 보여줍니다. 과학자들은이 빛의 편향을 이용하여 별의 무게를 계산할 수 있습니다. (Embry-Riddle Aeronautical University / Robert H. Score)

NASA의 허블 우주 망원경으로 하늘을 스캔하는 천문학 자들은 알버트 아인슈타인조차 불가능하다고 선언 한 업적을 뽑아 냈습니다. 그들은 한 별의 빛이 다른 별의 중력에 의해 미묘하게 구부러지는 것을 목격했고 그 왜곡을 사용하여 별의 질량을 측정했습니다.

미국 천문 학회 (American Astronomical Society) 회의에서 공개 된 이번 연구 결과는 과학 저널에 게재되어 아인슈타인의 획기적인 일반 상대성 이론의 핵심 교리를 확인하고 별의 기본 속성을 탐구하는 새로운 도구를 소개합니다.

1915 년에 제시된 일반 상대성 이론은 중력이 빛의 경로를 왜곡하여 궤적을 변경하는 방법을 설명합니다. 1919 년,이 이론은 일식 중에 Arthur Eddington 경이 이끄는 원정대에서 차단 된 태양 원반 가장자리 근처의 별이 예상 위치에 있지 않다는 사실을 발견했을 때 옳다는 것이 입증되었습니다. 아인슈타인이 예측 한 것처럼 태양의 중력이 별빛의 경로를 왜곡했기 때문에 그들의 겉보기 위치가 움직였습니다.

그 이후로 천문학 자들은이 통찰력을 먼 현상을 관찰하는 강력한 도구로 사용했습니다. 바로 정렬하면 전경에있는 거대한 물체가 배경 광원의 빛을 구부려 렌즈처럼 확대 할 수 있기 때문입니다. 중력 렌즈 현상으로 알려진이 현상은 천문학 자들이 연구하기에는 너무 희미한 먼 은하를 관측 할 수있게 해주었습니다.

그러나 은하와 다른 대형 구조물에 의해 가능해진 렌즈 화 사건은 기껏해야 모호하다고 Embry-Riddle 항공 대학의 데이토나 비치 캠퍼스의 천문학자인 Terry D. Oswalt는 말했다.

"그들은 포인트 소스가 아니기 때문에 형편없는 렌즈입니다."라고 Oswalt는 말했습니다. “그들은 크고 얼룩덜룩합니다. 나선 팔과 핵이 있고 때로는 동반 은하도 있고 때로는 은하단도 있습니다.”

그러나 별은 은하처럼 크고 울퉁불퉁하지 않은 점원입니다. 두 별 사이에서 렌즈 이벤트를 포착 할 수 있다면 훨씬 더 집중된 효과를 제공 할 수 있습니다. 렌즈 물체가 배경 광원을 완전히 가려서 배경 물체가 빛나는 원으로 렌더링되는 현상 인 아인슈타인 링을 캡처 할 수도 있습니다. (이것은 은하에 대해 문서화되었지만 개별 별에 대해서는 문서화되지 않았습니다.)

이 논문을 위해 볼티모어에있는 우주 망원경 과학 연구소의 주 저자 Kailash Sahu와 그의 동료들은 두 별 사이의 렌즈 이벤트를 찾기 시작했습니다. 이것은 훨씬 더 어려운 업적이었습니다. 부분적으로는 별 하나의 효과가 은하의 크기에 비해 너무 작기 때문입니다. 설상가상으로 천문학 자들은 겹치는 두 개의 별을 잡을 가능성이 두 개의 은하를 찾는 것보다 훨씬 적습니다.

Sahu의 팀은 별의 아인슈타인 반지를 잡기 위해 배경 별 앞에서 교차하도록 설정된 별을 찾았습니다. 그들은 허블 우주 망원경을 사용하여 더 먼 별 앞을 지나갈 것이라는 것을 알고있는 Stein 2051 B라는 백색 왜성에 초점을 맞추 었습니다.

그들이 어디를 볼지 알고 있었지만 이것은 쉬운 일이 아니 었습니다. 배경 별은 Stein 2051 B보다 400 배 더 어둡습니다.

“1,500 마일 떨어진 곳에서 전구 옆에있는 반딧불이의 움직임을 측정하는 것과 같습니다.”라고 Sahu는 말했습니다.

아인슈타인은 1936 년 논문에서 이러한 반지를 설명했지만 그 희귀 성과 과학적 도구의 물리적 한계 때문에 볼 수 없을 것이라고 말했습니다.

"물론이 현상을 직접 관찰 할 희망은 없습니다."그는 또한 Science에 실린 그 논문에서 썼습니다.

그러나 Sahu와 그의 동료들은 Stein 2051 B를 관찰했을 때 배경 별이 점프하는 것처럼 보였고 그 앞에 지나가는 백색 왜성 위로 작은 공중제비를하는 것처럼 보였다.

무슨 일이 벌어 졌는지 살펴 보겠습니다. Stein 2051 B가 배경 별과 정렬되기 시작하면서 중력이 배경 별의 빛을 왜곡하여 아인슈타인 고리를 만들었습니다. 그러나 두 별의 정렬이 지구에 비해 완벽하지 않았기 때문에 아인슈타인 고리는 한쪽이 다른 쪽보다 밝은 타원 형태를 취했습니다.

Stein 2051 B가 희미한 별의 앞뒤로 이동함에 따라 타원형 아인슈타인 고리가 위치를 이동했으며 더 밝은면이 하늘을 가로 지르는 작은 호를 추적하는 점으로 나타납니다.

허블은 그 타원을 해결할만큼 충분히 강하지 않지만 망원경은 배경 별이 위치를 이동하는 것처럼 보이는 것을 보았습니다.

연구와 함께 해설을 썼던 Oswalt는“실제로 움직이지 않습니다. 이것은 빛의 구부러짐으로 인한 명백한 움직임입니다.

뿐만 아니라,이 일련의 아인슈타인 고리가 완전한 원이 아니라 타원형이라는 사실은 실제로 과학자들이 Stein 2051 B의 질량을 계산할 수있게 해주었습니다.이 측정은 수년간 천문학 계를 괴롭 혔습니다.

Stein 2051 B는 서로 둥글게 맴돌고있는 쌍성 쌍성의 일부이며 연구자들은 쌍의 움직임을 사용하여 백색 왜성의 질량을 계산했습니다. 이 방법에 따르면 별이 너무 무거워서 철핵이 있어야하는데, 이는 백색 왜성에게는 의미가 없습니다. 그것은 또한이 별이 우주 자체만큼이나 오래되었다는 것을 의미 할 것이며, 과학자들은 그것이 옳지 않을 것이라고 확신했습니다.

그러나이 중력 렌즈 이벤트 덕분에 과학자들은 Stein 2051 B의 질량을 직접 결정할 수있었습니다. 그들은 백색 왜성이 우리 태양 질량의 약 2/3라는 것을 발견했습니다. 백색 왜성 진화에 대한 우리의 이해와 훨씬 더 일치합니다.

"이것은 별을 저울에 올려 놓고 저울이 어떻게 변하는 지 보는 것과 같습니다."라고 Sahu는 렌즈 방법에 대해 말했습니다. “[빛의] 편향은 스케일의 움직임이며 질량을 알려줍니다. 따라서 질량을 결정하는 매우 직접적인 방법입니다.”

백색 왜성은 죽은 별의 잔재이며 우리 은하계의 약 97 %가 하나가 될 운명입니다. 놀랍게도 그들의 질량에 대해 알려진 것은 거의 없습니다. 일반적으로 쌍성 별 쌍을 사용하여 간접적으로 측정 된 소수만이 측정되었습니다. 이 렌즈 방법은 그것을 바꿀 수 있습니다.

"이것은 새로운 도구의 데뷔입니다."라고 Oswalt는 말했습니다.

별의 질량을 이해하는 것은 별의 기원과 발달을 이해하는 데 중요하다고 Sahu는 덧붙였습니다. 질량은 별의 크기, 밝기, 수명 및 별이 죽을 때 일어나는 일을 결정합니다.

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완벽한 규모

The “gravitational lens” works like a weighing scale, with the light deflection of the background star being analogous to the movement of the needle on the scale. That’s because gravitational strength depends on mass – the bigger the mass, the bigger the effect of gravitational lensing. Consequently, after spending a further year and a half on careful analysis of the acquired data, we were able to directly obtain the mass of Stein 2051 B from the measured deflection of the background star. Stein 2051 B turned out to be 68% the mass of the sun.

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

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

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

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

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

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

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

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


Consider this …

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



코멘트:

  1. Lynn

    죄송합니다만 이것은 저에게 어울리지 않습니다. 다른 변형이 있습니까?

  2. Nadeem

    나는 그녀와 동의하지 않는다

  3. Ahriman

    더 많은 옵션?



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