천문학

중력 렌즈는 어떻게 퀘이사를 더 밝게 보이게 할 수 있습니까?

중력 렌즈는 어떻게 퀘이사를 더 밝게 보이게 할 수 있습니까?


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중력 렌즈는 어떻게 전경 은하가 없을 때보 다 퀘이사를 더 밝게 만들 수 있습니까?


퀘이사는 모든 방향으로 빛을 발산합니다. 빛은 공간에 퍼집니다. 아주 적은 양의 빛만이 망원경의 방향을 정확히 가리킬 것입니다.

그러나 큰 은하 또는 은하단이 퀘이사와 우리 사이에 있으면 빛의 일부를 우리쪽으로 구부려 퀘이사가 더 밝게 만듭니다 (또한 모양이 왜곡되지만 퀘이사는 모양을보기에는 너무 작습니다). 그것은 우리를 위해 더 밝아집니다 (그리고 우리를 향해 구부러진 빛을 얻었을 공간의 다른 부분에서 어두워집니다.)


12.3 : 확장 된 질량 분포에 의한 렌즈

더 많은 학생들이 빛의 굴절에 대한 토론에 참여합니다.

  • 레온 : '다른 별 뒤에 별이 아니라 별 뒤에 은하가 있다면 어떨까요? 빛이 휘어 질 것이기 때문에 은하계는 약간 이동 될 것입니다. "
  • 여자 이름: '네, 그게 맞다고 생각합니다. 그리고 우주에는 많은 은하들이 있기 때문에 별 뒤에있는 별들보다 별 뒤에있는 은하들을 훨씬 더 자주 볼 수있을 것입니다. "
  • 니콜: '은하 뒤에있는 은하는 어때? 나는 그것이 별 뒤의 별보다 훨씬 더 많이 일어날 것이라고 확신합니다. 은하가 너무 커서 다르게 보일지 궁금합니다. '
  • 페이튼 : "하지만 은하들은"위치를 매우 빠르게 변경하기 때문에 우리는 빛이 구부러져 배경 은하가 움직이는 것을 결코 알아 차리지 못했습니다. "

이론 또는 현실?

짧은 시간 동안 상대성 이론은 시간이 느려지고 공간 압축이 의미하는 바를 파악하기 어려운 테스트되지 않은 아이디어였습니다. 과학에는 몇 가지 증거가 필요하며 이것도 예외는 아닙니다. 그렇다면 태양과 같은 거대한 물체보다 상대성을 테스트하는 것이 더 좋을까요? 과학자들은 상대성이 옳다면 태양의 중력장이 빛이 그 주위를 휘게해야한다는 것을 깨달았습니다. 태양이 지워지면 주변 영역을 볼 수 있습니다. 그리고 1919 년에 일식이 일어나고 과학자들에게 태양 뒤에있는 것으로 알려진 일부 별이 보이는지 확인할 수있는 기회가 주어졌습니다. 사실, 별이 제자리에서 벗어난 것처럼 보이지만 실제로는 태양에 의해 빛이 휘어 졌기 때문에 이론은 옳다는 것이 입증되었습니다. 상대성 이론은 공식적으로 히트작이었습니다.

그러나 아인슈타인은이 아이디어로 더 나아갔습니다. 그의 친구 R.W. Mandl이 그것에 대해 더 조사해 달라는 요청을받은 후, 그는 태양과 다른 정렬이 이루어지면 어떻게 될지 궁금해했습니다. 그는 렌즈처럼 작동하는 변위 된 빛의 초점을 맞추는 이점이있는 몇 가지 흥미로운 구성을 발견했습니다. 그는 이것이 1936 년 12 월에 가능하다는 것을 보여주었습니다 과학 "중력장에서 빛의 일탈에 의한 별의 렌즈와 같은 동작"이라는 제목의 기사는 이러한 정렬이 너무 드물 어서 실제 사건을 볼 가능성이 거의 없다고 느꼈습니다. 당신이 할 수 있다고하더라도 그는 이미지에 충분히 초점을 맞출 수있는 먼 물체를 개념화 할 수 없었습니다. 불과 1 년 후, Fritz Zwicky (은하에서의 별의 움직임에 대한 암흑 물질 설명의 유명한 창시자)는 1937 년에이를 보여줄 수있었습니다. 물리적 검토 별 대신에 렌즈 물체가 은하계라면 확률은 실제로보기에 정말 좋습니다. Zwicky는 은하가 점 질량이 아닌 포함하는 모든 별 (십억!)의 집단적 힘에 대해 생각할 수있었습니다. 그는 또한 렌즈가 상대성을 테스트하고 초기 우주의 은하를 확대하며 그 물체의 질량을 찾을 수있는 능력을 예견했습니다. 슬프게도 그 당시 작업에 대한 인정은 거의 또는 전혀 없었습니다 (Falco 18, Krauss).

하지만 1960 년대의 과학자들은 우주에 대한 관심이 사상 최고 수준에 이르렀 기 때문에 상황에 대해 더 궁금해했습니다. 그들은이 기사 전반에 걸쳐 보여지는 몇 가지 가능성을 발견했습니다. 일반 광학의 많은 규칙이 이러한 구성에 적용되었지만 몇 가지 주목할 만한 차이점도 발견되었습니다. 상대성 이론에 따르면 구부러지는 빛이받는 편향 각도는 렌즈 물체의 질량 (굽힘을 유발 함)에 정비례하며 광원에서 렌즈 물체까지의 거리에 반비례합니다 (Ibid).


초기 우주에서 가장 밝은 퀘이사는 600 조 개의 태양처럼 빛납니다

우주 최초의 광원이 등장한 것은 빅뱅 이후 8 억년이 되어서야였습니다. 그 고대의 훌륭하고 에너지 밀도가 높은 물체는 헤아릴 수 없을 정도로 오래되었고 그중 하나를 보는 것은 참으로 매우 드뭅니다. 그러나 놀라운 우연의 일치 덕분에 이번 주 미국 천문학 회의 233 차 회의에서 발표 한 과학자들은 하나를 살짝 보았다고 말하며 지금까지 본 것 중 가장 밝습니다.

118 억년 된 퀘이사 (중앙에 고 에너지 입자를 방출하는 초 거대 질량 블랙홀이있는 은하)는 최근 천문학 자에게 60 억 광년 떨어진 은하와 우연히 정렬 된 것으로 나타났습니다. 이 우연의 일치로 퀘이사의 빛은 더 가까운 은하의 중력 왜곡을 통과하여 지구에있는 천문학 자의 망원경으로 전달되었습니다.

허블 우주 망원경은 태양의 7 억배 크기와 600 조배 더 밝음에도 불구하고 퀘이사의 일부 사진을 찍었습니다.이 퀘이사는 J043947.08 + 163415.7이라는 이름을 붙였습니다. 중력 렌즈라고하는 은하에 의해 발생하는 굽힘 및 확대 현상은 천문학 자들이 퀘이사를 관찰 할 수있게하여 인간이 가장 초기 우주에서 관찰 한 것 중 가장 밝은 것으로 판단했습니다.

아리조나 대학교 천문학 Xiaohui Fan 박사가 이끄는 국제 팀은 수요일 워싱턴 주 시애틀의 AAS에서 발견 한 결과를 발표했습니다. Fan은 자신과 공동 작업자가 처음부터 무언가 큰 일을하고 있다는 것을 알았지 만 처음에는이 발견이 실제로 얼마나 독특한 지 인식하지 못했다고 말합니다.

"거리를 측정 할 수있게되자 우리는 이것이 밝기 측면에서 특별한 물체라는 것을 즉시 알았습니다."라고 그는 말합니다. , "하지만 중력 렌즈가 적용되었는지 확인하는 데 시간이 조금 더 걸렸습니다."

둘 다 퀘이사의 빛을 확대 한 렌즈 효과가 아니었다면 50 배 천문학 자들은 퀘이사를 완전히 놓쳤을 것입니다. 허블 우주 망원경과 같은 고해상도 망원경이라 할지라도 퀘이사에서 나오는 빛은 128 억 광년을 여행 한 후에 극도로 어둡게 보였을 것입니다. 렌즈 효과가 퀘이사를 더 밝게 보이게 만들었음에도 불구하고 이와 같은 조준은 무슨 일이 일어나고 있는지 확인하기 위해 충분한 시선이 필요합니다. 그리고 그랬습니다!

“우리는 우주 초기에 이렇게 밝은 물체를 볼 수있을 것이라고는 예상하지 못했습니다. 그리고 주요 이유는 퀘이사 밝기를 높인 렌즈 효과입니다.”라고 Fan은 말합니다. "이론이 약 20 년 동안 존재해야한다고 예측 했음에도 불구하고, 이것은 초기 우주에서 발견 된 최초의 렌즈 형 물체입니다."

“그래서이 물체의 발견은 실제로 우리 이론에 대한 아주 좋은 확인입니다.”라고 그는 덧붙입니다.

Fan은 퀘이사에서 뜨거운 가스 방출 파장의 적색 편이를 측정하여 퀘이사의 나이와 거리를 결정했다고 Fan이 설명합니다. 수소, 이온화 ​​된 탄소 및 마그네슘을 포함하는 퀘이사에서 방출되는 가스의 특징을 확인한 후, 팀은 우주 여행으로 인해 예상되는 방출량이 얼마나 이동했는지 측정 할 수있었습니다. 이 분석은 태양 크기의 7 억 배에 달하는 초 거대 질량 블랙홀에 대한 이야기를 들려줍니다.

이 연구는 현재 에 인쇄된 논문으로 나타납니다. arXiv하지만 다음 호에 게시 될 예정입니다. 천체 물리학 저널 편지.

팀의 다음 단계는 퀘이사와 그 주변에 대한보다 완전한 그림을 그릴 것입니다.

우리는 은하 간 가스를 탐사하는 높은 감도를 가질 수있는 더 나은 스펙트럼과 초 거대 블랙 환경을 연구 할 허블 (아타 카마 대형 밀리미터 배열 사용)보다 훨씬 더 선명한 이미지를 포함하여 많은 추가 관찰을 수행하고 있습니다. 이 퀘이사에 동력을 제공하는 구멍입니다.


천문학 자들은 20 년 동안 묻힌 우주의 황금 바늘을 발견했다

허블 우주 망원경으로 찍은 아인슈타인 링 중력 렌즈의 예. 출처 : NASA / ESA / SLACS 조사팀 : A. Bolton (Harvard / Smithsonian), S. Burles (MIT), l. Koopmans (Kapteyn), T. Treu (UCSB), l. Moustakas (JPL / Caltech)

우주의 건초 더미에서 바늘을 찾기로 결심 한 한 쌍의 천문학 자들은 하와이 마우 안 케아에있는 WM Keck 천문대의 오래된 데이터와 NASA의 찬드라 X- 선 천문대에서 얻은 오래된 X- 선 데이터를 통해 밝은 곳을 둘러싼 미스터리를 풀기 위해 시간을 여행했습니다. 렌즈, 심하게 가려진 퀘이사.

블랙홀을 잡아먹는 물질로 인해 엄청난 에너지를 방출하는 활동은하인 이 천체는 그 자체로 흥미로운 천체이다. 중력 렌즈를 사용하여 더 밝고 더 크게 보이게 만드는 것은 매우 흥미 롭습니다. 현재 약 200 개가 넘는 렌즈 형 가려지지 않은 퀘이사가 알려져 있지만, 발견 된 렌즈 형 가려진 퀘이사의 수는 한 자릿수입니다. 이는 먹이를주는 블랙홀이 가스와 먼지를 일으켜 퀘이사를 은폐하고 가시 광선 조사에서 탐지하기 어렵게 만들기 때문입니다.

연구진은 이러한 유형의 퀘이사를 발견했을뿐만 아니라이 물체가 MG 1131 + 0456이라는 이름의 아인슈타인 고리라고 처음으로 발견되었으며, 이는 1987 년 뉴 멕시코에있는 전파 망원경의 초대형 배열 네트워크로 관찰되었습니다. 놀랍게도 광범위하게 연구되었지만 퀘이사의 거리 또는 적색 편이는 여전히 물음표로 남아 있습니다.

NASA 제트 추진 연구소의 선임 연구원이자이 연구의 저자 인 다니엘 스턴은 "우리가 더 깊이 파고 들면서 그렇게 유명하고 밝은 출처가 거리를 측정 한 적이 없다는 사실에 놀랐습니다."라고 말했습니다. "거리를 확보하는 것은 우주의 팽창 이력을 측정하는 도구 및 암흑 물질에 대한 탐사선으로 렌즈를 사용하는 것과 같은 모든 종류의 추가 연구에 필요한 첫 번째 단계입니다."

스턴이자 공동 저자 인 케임브리지 대학교 천문학 연구소 (영국)의 STFC 어니스트 러더 포드 연구원 인 Dominic Walton은 100 억 광년 떨어진 퀘이사 거리를 처음으로 계산했습니다 (또는 z = 1.849의 적색 편이). ).

결과는 오늘의 문제에 게시됩니다 천체 물리학 저널 편지.

"이 전체 논문은 저에게 약간 향수를 불러 일으켰습니다. 제가 아직 대학원에 재학 중이었을 때 제 경력 초기의 논문을 보게 만들었습니다. 베를린 장벽은이 아인슈타인 반지가 처음 발견되었을 때 여전히 활성화되어 있었고 모든 데이터가 우리 논문에 제시된 것은 지난 천년의 것입니다. "라고 Stern은 말했습니다.

매우 큰 배열을 사용하여 1987 년에 관찰 된 최초의 알려진 아인슈타인 고리 인 MG 1131 + 0456의 라디오 이미지. 크레딧 : VLA

연구 당시, 코로나 바이러스 전염병으로 인해 행성 주변의 망원경이 폐쇄되었습니다. (Keck 천문대는 5 월 16 일에 재개 장했습니다.) Stern과 Walton은 집에서 연장 된 시간을 활용하여 과학을 창의적으로 유지하기 위해 중력 렌즈를 사용하고 심하게 가려진 퀘이사를 검색하는 NASA의 WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer). 먼지는 가시 광선 조사에서 가장 활동적인 은하를 숨기는 반면, 먼지가 가려지면 WISE에서 제공하는 것과 같은 적외선 조사에서 그러한 광원이 매우 밝아집니다.

퀘이사는 종종 매우 멀리 떨어져 있지만, 천문학 자들은 자연의 돋보기 역할을하는 현상 인 중력 렌즈를 통해이를 감지 할 수 있습니다. 이것은 지구에 더 가까운 은하가 렌즈 역할을 하여 뒤에 있는 퀘이사를 더욱 밝게 만들 때 발생합니다. 더 가까운 은하의 중력장은 공간 자체를 왜곡하여 배경에있는 퀘이사의 빛을 구부리고 증폭시킵니다. 정렬이 정확히 맞으면 1936 년 알버트 아인슈타인이 예측 한 아인슈타인 링이라고하는 빛의 원이 생성됩니다.보다 일반적으로 중력 렌즈를 사용하면 배경 물체의 여러 이미지가 전경 물체 주위에 나타납니다.

Stern과 Walton이 WISE로 MG 1131 + 0456을 재발견하고 거리가 미스터리로 남아 있음을 깨닫고 Keck Observatory Archive (KOA)의 오래된 데이터를 꼼꼼하게 살펴본 후 천문대가 1997 년과 2007 년 사이에 저해상도를 사용하여 퀘이사를 7 번 관찰했음을 발견했습니다. Keck I 망원경의 이미징 분광계 (LRIS)와 Keck II 망원경의 근적외선 분광기 (NIRSPEC) 및 Echellette Spectrograph and Imager (ESI).

월튼은“1997 년 3 월 천문대 초기에 취한 Keck의 초기 데이터 세트에서 거리를 추출 할 수있었습니다. "우리는 25 년 이상의 Keck 데이터를 전 세계에 공개하기위한 공동 노력에 대해 Keck과 NASA에 감사드립니다. 그것 없이는 우리 논문이 불가능했을 것입니다."

팀은 또한 임무가 시작된 후 첫해 인 2000 년에 찬드라 X 선 천문대에서 NASA의 기록 데이터를 분석했습니다.

MG 1131 + 0456의 거리가 현재 알려진 상태에서 Walton과 Stern은 수정체 은하의 질량을 정교하게 측정하고 찬드라 데이터를 사용하여 퀘이사의 가려진 특성을 확실하게 확인하고 우리와 그것의 빛나는 중앙 지역.

"이제 우리는이 아인슈타인 반지의 독특하고 우연한 기하학을 완전히 설명 할 수 있습니다."라고 Stern이 말했습니다. "이것은 곧 출시 될 James Webb 우주 망원경을 사용하여 렌즈 은하의 암흑 물질 특성을 연구하는 것과 같은 후속 연구를 만들 수있게합니다."

"다음 단계는 MG 1131 + 0456보다 훨씬 더 가려진 렌즈 형 퀘이사를 찾는 것입니다."라고 Walton이 말했습니다. "그 바늘들을 찾는 것은 훨씬 더 어려울 것이지만, 그것들은 발견되기를 기다리고 있습니다. 이 우주적 보석들은 우리에게 초대질량 블랙홀이 어떻게 성장하고 주변 환경에 영향을 미치는지에 대한 더 깊은 통찰력을 포함하여 우주에 대한 더 깊은 이해를 제공할 수 있습니다." Walton이 말합니다.


Quasar [편집 | 소스 편집]

QSO 0957 + 561 A (SBS 0957 + 561 A) 및 QSO 0957 + 561 B (SBS 0957 + 561 B)는 이중 이미지 퀘이사의 두 구성 요소입니다. 즉, 지구와 퀘이사 사이의 중간 질량 집중이 빛을 굴절시켜 퀘이사의 두 이미지가 하늘에 나타납니다. 이것은 중력 렌즈로 알려져 있으며, 아인슈타인의 왜곡 된 시공간의 결과입니다. 퀘이사는 적색 편이 z = 1.41 (87 억 광년)에있는 반면 수정체 은하는 적색 편이 z = 0.355 (37 억 광년)에 있습니다. 0.42 × 0.22 arcminutes의 겉보기 치수를 가진 수정체은하는 B 이미지와 거의 일치하며 1 초 간격으로 놓여 있습니다. 퀘이사는 큰곰 자리 별자리 NGC 3079에서 북쪽으로 10 분 거리에 있습니다. 천문 데이터 서비스 인 SIMBAD 및 NASA / IPAC NED (Extragalactic Database)는이 시스템에 대한 몇 가지 다른 이름을 나열합니다.

Twin Quasar의 두 이미지는 6 초 단위로 분리됩니다. 두 이미지의 겉보기 크기는 17이며 A 성분은 16.7이고 B 성분은 16.5입니다. 두 이미지 사이에는 417 ± 3 일의 시간 지연이 있습니다.


연구 상자 제목

천문학 자들은 NASA의 허블 우주 망원경의 도움으로 우주가 10 억년도되지 않았던 당시에 본 가장 밝은 천체를 발견했습니다. 이 빛나는 비콘은 은하계의 핵심 인 퀘이사 (quasar)입니다.

퀘이사는 매우 멀리 떨어져 있지만 (128 억 광년) 천문학 자들은 지구에 더 가까운 은하가 렌즈 역할을하여 퀘이사가 더욱 밝게 보이기 때문에이를 감지 할 수 있습니다. 더 가까운 은하의 중력장은 공간 자체를 왜곡하여 먼 퀘이사의 빛을 구부리고 증폭시킵니다. 이 효과를 중력 렌즈라고합니다.

연구자들은 20 년 넘게 아주 멀리 떨어진이 퀘이사를 찾았지만 드물고 우연한 천체 정렬을 통해이 퀘이사를 볼 수있었습니다. 투손에있는 애리조나 대학의 선임 조사관 Xiaohui Fan은 "우리는 관측 가능한 전체 우주에서 그보다 더 밝은 퀘이사를 많이 발견 할 것으로 기대하지 않습니다."라고 말했습니다.

J043947.08+163415.7로 목록화된 초광도 퀘이사는 초기 우주에서 가장 밝다는 기록을 한동안 보유할 수 있어 후속 연구를 위한 독특한 대상이 될 수 있습니다.

600 조 개의 태양에 해당하는 빛으로 빛나는이 퀘이사는 형성 과정에서 젊은 은하의 중심부에있는 초대형 블랙홀에 의해 연료를 공급받습니다. 블랙홀이 주변의 물질을 소비함에 따라 엄청난 양의 에너지가 방출됩니다. 이 탐지는 그러한 블랙홀이 초기 우주에서 별 형성을 동반하고 은하의 집합에 어떻게 영향을 미쳤는지 확대된 이미지를 연구할 드문 기회를 제공합니다.

가시 광선 및 적외선 파장에서 밝을뿐만 아니라, 렌즈 형 퀘이사는 1 밀리미터 이하의 파장에서도 밝습니다. 하와이 마우나 케아의 James Clerk Maxwell 망원경으로 관찰되었습니다. 이것은 렌즈 형 퀘이사를 주최하는 은하에서 강렬한 별 형성에 의해 가열 된 뜨거운 먼지 때문입니다. 형성 속도는 연간 최대 10,000 개의별로 추정됩니다 (비교하면 우리 은하계는 연간 별 하나를 만듭니다).

"분명히,이 블랙홀은 가스를 축적 할뿐만 아니라 그 주위에 많은 별이 형성되어 있습니다."라고 애리조나 대학의 양진이 팀원이 말했습니다. 그러나 중력 렌즈의 부스팅 효과로 인해 실제 별 형성 속도는 관찰 된 밝기가 제안하는 것보다 훨씬 낮을 수 있다고 그녀는 덧붙였다.

퀘이사는 재 이온화라고 불리는 우주 진화의 과도기에 존재했습니다. 어린 은하와 퀘이사의 빛은 빅뱅 이후 얼마 지나지 않아 식은 가려진 수소를 재가열했습니다.

중력 렌즈의 힘이 없었다면 퀘이사는 탐지되지 않았을 것입니다.

그러나 매우 먼 퀘이사는 붉은 색으로 식별되기 때문에 (은하 간 공간에서 확산 가스에 의한 흡수로 인해) 때때로 그들의 빛이 "오염"되고 중간 은하의 별빛으로 인해 더 푸르게 보입니다. 결과적으로 그것들의 색이 일반 은하의 색과 비슷하게 희석되어 퀘이사 검색에서 간과 될 수 있습니다. Fan은이 빛 오염으로 인해 다른 많은 원격 퀘이사가 놓쳤다 고 제안합니다.

그의 팀은 J043947.08 + 163415.7을 발견 한 행운을 얻었습니다. 퀘이사는 너무 밝아서 특히 희미한 전경 렌즈 은하에서 별빛을 익사 시켰기 때문입니다. "이 높은 수준의 배율이 없다면 우리는 은하계를 볼 수 없게 될 것"이라고 산타 바바라에있는 캘리포니아 대학의 Feige Wang 팀원은 말했다. "우리는 블랙홀 주변의 가스와 블랙홀이 은하계에 어떤 영향을 미치는지 찾을 수도 있습니다."

이 물체는 영국 적외선 망원경 반구 측량, 파노라마 측량 망원경 및 신속한 응답 시스템 (Pan-STARRS1)의 광파장 데이터와 NASA의 광 시야 적외선 측량 탐색기 아카이브의 광도 데이터를 결합하여 색상으로 선택되었습니다. 적외선.

후속 분광 관찰은 애리조나 대학교의 다중 거울 망원경, 쌍둥이 천문대 및 켁 천문대에서 수행되었습니다. 이러한 관찰은 퀘이사 이미지를 확대하고있는 퀘이사와 지구 사이에있는 매우 희미한 전경 은하의 특징을 드러냈다. 그러나 지상 관측에서 소스가 흐릿 해 보이므로 (따라서 은하로만 오해 할 수 있음) 연구원들은 허블의 정교한 이미징 기능을 사용하여 렌즈 형 퀘이사임을 확인했습니다.

팬은 "너무 콤팩트해서 허블에서 가장 선명한 시야를 필요로하기 때문에 촬영하기 어려운 시스템"이라고 말했다.

퀘이사는 미래의 조사를 위해 무르 익었습니다. Fan의 팀은 초기 우주에서 은하 간 가스의 화학적 조성과 온도를 식별하기 위해 가스 흡수 기능을 보여주는 유럽 남부 천문대의 초대형 망원경에서 상세한 20 시간 스펙트럼을 분석하고 있습니다. 천문학 자들은 또한 Atacama Large Millimeter / submm Array와 NASA의 James Webb 우주 망원경을 사용하여 블랙홀의 150 광년 내에서 블랙홀의 중력이 가스 운동과 주변의 별 형성에 미치는 영향을 직접 감지합니다. .

팬은 2019 년 1 월 9 일 워싱턴 시애틀에서 열린 미국 천문 학회 233 차 회의에서 기자 회견에서 팀의 결과를 발표 할 예정이다. 팀의 과학 논문은 The Astrophysical Journal Letters에서 온라인으로 볼 수 있습니다.


중력 렌즈

중력 렌즈의 가장 간단한 형태는 점과 같은 배경 소스 (보통 퀘이사)가 여러 이미지로 분할되는 곳이며, 그 위치와 개수는 소스와 렌즈의 상대적인 형상에 따라 달라집니다. 렌즈는 빛의 원래 경로를 왜곡하고 집중시켜 이미지도 더 밝게 나타납니다. 확대. 다중 시스템을 형성하는 다른 이미지는 다른 요인에 의해 확대 된 광도를 가질 수 있습니다. 이중, 삼중 및 심지어 사중 렌즈의 경우가 발견되었습니다 (예 : Cloverleaf 및 Einstein cross). 대부분의 경우 렌즈 은하는 관찰되지 않습니다. 중력 렌즈의 이론적 모델은 항상 홀수의 이미지가 있어야한다고 예측하므로 이중 및 사중 시스템 모두 감지하기에는 너무 희미한 중앙 이미지가있을 것으로 예상됩니다.

배경 물체가 그 자체로 확장 된 먼 은하계라면, 렌즈 이미지는 긴 빛으로 번져 나옵니다. 몇 초 길이입니다. 이러한 호는 일반적으로 풍부한 은하단의 중심에서 관찰되며, 일반적으로 성단 중심에 접선 방향으로 길며 성단 구성원 은하보다 더 푸른 색을 띤다. 여러 클러스터에서 수십 개의 작은 아 클릿 볼 수 있습니다. 약한 렌즈 그렇게 강하게 확대되지 않은 배경 은하의 중력 렌즈의 가장 극단적 인 경우는 확장 된 배경 소스가 대칭 렌즈와 정확히 정렬 될 때 관찰됩니다. 렌즈 이미지는 다음과 같은 형태를 취합니다. 아인슈타인 반지.

퀘이사로 향하는 빛의 경로가 변경되면 이미지마다 다른 비행 시간이 발생합니다. 퀘이사 자체가 가변적이면 이미지의 각 구성 요소에서 볼 수있는 밝기에 해당하는 시간 지연을 측정 할 수 있습니다. 빛의 이동 시간의 차이는 허블 상수의 역과 관련이 있으므로 이론적으로 추정 할 수 있습니다. H 0 그러한 시간 지연으로부터. 실제로 렌즈 지오메트리의 정밀한 모델링이 필요합니다. H 0 제한 될 수 있습니다.

렌즈 은하의 개별 별이 퀘이사로 향하는 빛의 경로를 가로 질러 이미지 밝기의 변동을 일으킬 수 있습니다. 마이크로 렌즈. 이 효과는 은하 헤일로 렌즈에서 MACHO로 알려진 물체가 은하 외 별에서 나오는 빛이 그 밝기를 크게 증폭시킬 때도 볼 수 있습니다.


천문학 자들은 초기 우주에서 가장 밝은 퀘이사를 찾습니다

빅뱅 이후 10 억년이 채 지나지 않아 초 거대 질량 블랙홀이 중력에 의한 모든 것을 삼키기 시작했고, 이로 인해 은하계가 우주를 가로 질러 타오르는 에너지의 폭발로 탄생 한 블랙홀 주위에 별이 형성되는 불 폭풍이 촉발되었습니다. 이제 128 억년 후 NASA / ESA 허블 우주 망원경이이 사건에서 비콘을 포착했습니다. 그러나 망원경은 그것을 발견하는 데 도움이 필요했습니다. 비교적 근처에있는 개재 은하에 의한 공간의 중력 왜곡은 퀘이사의 빛을 크게 증폭하고 왜곡하여 초기 우주에서 볼 수있는 가장 밝은 물체가되었습니다. 이미지 크레딧 : NASA / ESA / Hubble / M. Kornmesser.

퀘이사는 활동 은하의 매우 밝은 핵입니다.

퀘이사의 강력한 빛은 부착 디스크로 둘러싸인 초대형 블랙홀에 의해 만들어집니다. 블랙홀을 향해 떨어지는 가스는 모든 파장에서 관찰 할 수있는 엄청난 양의 에너지를 방출합니다.

새로 발견 된 퀘이사의 밝기는 J043947.08 + 163415.7 (줄여서 J0439)로 약 600 조 개의 태양에 해당하며,이를 구동하는 초대형 블랙홀은 우리 태양의 수억 배에 달합니다.

“그것은 우리가 오랫동안 찾고 있던 것입니다. 우리는 관측 가능한 전체 우주에서 그보다 더 밝은 퀘이사를 많이 발견 할 것으로 기대하지 않습니다.”라고 애리조나 대학의 천문학 자 Xiaohui Fan 박사는 말했습니다.

"이 발견은 수십 년 동안 우리가 초기 우주에서 렌즈 퀘이사가 매우 흔해야 한다고 생각했던 놀랍고 중요한 발견입니다. 그러나 이것은 우리가 발견한 최초의 것입니다." 예일대 학교.

"저기에 존재하지만 아직 실제로 감지 할 수없는 '유령 퀘이사'및 # 8212 출처를 검색하는 방법에 대한 단서를 제공합니다."

이 이미지는 NASA / ESA 허블 우주 망원경으로 관찰 한 퀘이사 J043947.08 + 163415.7을 보여줍니다. 퀘이사는 초기 우주에서 가장 밝은 천체 중 하나입니다. 그러나 거리 때문에 중력 렌즈에 의해 이미지가 더 밝고 커졌을 때만 보이게되었습니다. 렌즈 이미지와 실제 렌즈의 시스템이 너무 작아서 허블이이를 해결할 수있는 유일한 광학 망원경입니다. 이미지 크레딧 : NASA / ESA / X. Fan, University of Arizona.

퀘이사의 밝기에도 불구하고 허블은 그 모습이 강한 중력 렌즈의 영향을 많이 받았기 때문에 발견 할 수있었습니다.

희미한 은하는 J0439와 지구 바로 사이에 위치하여 퀘이사에서 나오는 빛을 구부려 중력 렌즈 효과가없는 것보다 3 배 크고 50 배 밝게 보입니다.

허블 데이터는 초 거대 질량 블랙홀이 매우 빠른 속도로 물질을 축적하고있을뿐만 아니라 퀘이사가 연간 최대 10,000 개의 별을 생성 할 수 있음을 보여줍니다.

애리조나 대학의 천문학 자 양진이 박사는“분명히이 블랙홀은 가스를 축적 할뿐만 아니라 그 주위에 많은 별이 형성되어 있습니다.

"그러나 중력 렌즈의 부스팅 효과로 인해 실제 별 생성 속도는 관찰 된 밝기가 제안하는 것보다 훨씬 낮을 수 있습니다."

독일 막스 플랑크 천문학 연구소의 파비안 월터 박사는“그 속성과 거리는 멀리 떨어진 퀘이사의 진화와 그 중심에있는 초 거대 질량 블랙홀이 별 형성에 미치는 역할을 조사하기위한 주요 후보입니다.

J0439와 유사한 퀘이사는 젊은 우주의 재 이온화 기간에 존재했습니다. 어린 은하와 퀘이사의 방사선이 빅뱅 우주가 중성에서 다시 이온화 플라즈마로 되 돌린 후 40 만년 만에 냉각 된 가려진 수소를 재가열했을 때 .

그러나 어떤 물체가 재 이온화 광자를 제공했는지는 아직 확실하지 않습니다. J0439와 같은 활기찬 물체는이 수수께끼를 해결하는 데 도움이 될 수 있습니다.

발견은 천체 물리학 저널 편지.

샤 오후이 팬 . 2019. z = 6.51에서 중력 렌즈 퀘이사의 발견. ApJL 870, L11 doi : 10.3847 / 2041-8213 / aaeffe


중력 렌즈는 어떻게 퀘이사를 더 밝게 보이게 할 수 있습니까? -천문학

우리는 새로운 이중 퀘이사 CTQ 839의 발견을보고합니다.이 B = 18.3, 무선 조용한 퀘이사 쌍은 BRI 및 H 필터에서 2.1 "로 분리되며 크기 차이는 Δm B = 2.5, Δm R = Δm I = 1.9, 및 Δm H = 2.3. 스펙트럼 관측은 두 성분이 모두 z = 2.24 퀘이사임을 나타냅니다. 상대 적색 편이는 100kms -1 수준에서 일치하지만 관련 방출 특성의 등가 폭에서 뚜렷한 차이를 나타냅니다. Lyα 방출 기능의 희미한 성분에 비해 더 밝은 성분의 청색 연속체 플럭스 일반적으로 유사한 적색 편이 이중 퀘이사는 물리적 이진 쌍 또는 중력 렌즈로 이미지화 한 단일 퀘이사 곱셈의 결과 일 수 있습니다. CTQ 839의 R 및 H 밴드 이미지의 확산 함수 차감은 렌즈 은하의 징후를 나타내지 않으며 시스템의 세 번째 구성 요소에 대해 R = 22.5 및 H = 17.4의 탐지 한계를 설정합니다 .Einstein-de Sitter 우주론 및 특이 등온선의 경우 sph 모델에서 R 밴드 감지 한계는 렌즈 은하의 특성을 z l & gt로 제한합니다.

L & gt의 해당 광도를 갖는 1

5 L *, 렌즈 은하에 대한 적색 편이 확률 분포에 기초한 분석은 z l & gt의 존재에 대해 주장합니다.

2σ 레벨에서 1 개의 렌즈. 그러나 Λ가 지배하는 우주론에 대한 유사한 분석은 렌즈 은하의 존재를 크게 제한하지 않습니다. 광대역 플럭스 차이, 스펙트럼 차이, 렌즈 은하를 감지하지 못하기 때문에 CTQ 839에 대한 렌즈 가설은 불가능합니다. 두 구성 요소의 유사한 적색 편이는 물리적 퀘이사 바이너리를 주장합니다. 8.3 h -1 kpc (Ω m = 1)의 예상 분리에서 CTQ 839는 현재 알려진 가장 작은 예상 분리 이진 퀘이사입니다. Cerro Tololo Inter-American Observatory (CTIO), Las Campanas Observatory (LCO) 및 National Radio Astronomy Observatory (NRAO) Very Large Array (VLA)에서 수행 된 관찰을 기반으로합니다. CTIO는 National Science Foundation과의 협력 계약에 따라 Astronomy, Inc.의 연구를위한 대학 연합에서 운영하는 National Optical Astronomy Observatories의 일부입니다. NRAO는 Associated Universities, Inc.의 협력 계약에 따라 운영되는 국립 과학 재단의 시설입니다.


비디오보기: როგორ გამოიყურება კოსმოსი ირმის ნახტომის ცენტრიდან (할 수있다 2022).


코멘트:

  1. Sigifrith

    특히, 그것은 재미있는 대답입니다

  2. Bardrick

    Sorry, no to this paragraph .....



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